Nötron Yıldızı

Vikipedi, özgür ansiklopedi

İlk nötron yıldızı 1967 yılında Cambridge Üniversitesi’nden Jocelyn Bell ve Anthoney Hewish tarafından bulundu. Nötron yıldızları güneşin 5 ile 15 katı arasındaki yıldızlardan meydana gelmektedir. Bilindiği üzere bir yıldız, yaşamını yapısında bulunan hidrojenleri birleştirip helyuma dönüştürerek devam ettirir. Normal şartlar altında bu füsyon olayı yıldızın boyutunu sabit tutmaya yeter. Yani içeri doğru olan merkez çekim kuvvetine karşılık dışarı doğru füsyon tepkimesinin neden olduğu enerji vardır, bu yıldızın boyunu sabit kılar. Fakat yıldız hidrojen kaynağını bitirmeye yakın merkez çekim kuvvetiyle küçülmeye başlar; bu durumda merkezinde kalan son hidrojenlerin tepkimesinin etkisiyle hafif ışık yaymaya devam eder. Daha sonra tamamen yakıtı bitince bu sefer başka bir reaksiyon başlar ki; o da helyum atomlarının birleşip karbon atomlarına dönüşmesidir, tabi hidrojenin füsyon olayıyla karşılaştırıldığında helyumun füsyonu inanılmaz enerji açığa çıkarır, dolayısıyla bu enerjinin büyüklüğünü merkez çekim kuvveti karşılayamaz ve yıldız inanılmaz bi şekilde büyümeye başlar öyleki güneş bu evreye girdiğinde çapı Merkür ve Marsı yutabilecek kadar genişleyecektir. Bu kızıl dev bir süre bu şekilde genişlemeye devam eder; ta ki yapısındaki helyumu da tüketene kadar. Helyum bitince artık başka reaksiyon kalmaz ve merkez çekiminin etkisiyle tekrar küçülmeye başlar, fakat bu seferki sıkışma ilkinden farklı ve daha şiddetli olur, sıkışma işleminden sonraki aşamada yıldızın kütlesiyle alakalı farklı olaylar meydana gelir. Çünkü yıldızın kütlesi ne kadar fazlaysa merkez çekim kuvveti de o kadar fazla, kütlesi ne kadar küçük olursa merkez çekim kuvveti o kadar az olur. Örneğin güneşten daha küçük yıldızlar sıkışarak kahverengi veya siyah cüceleri meydana getirir, kütlesi güneşinkine yakın yıldızlar ise sıkışarak çapı daha küçük olan beyaz cüceyi meydana getirir. Bunların isimleri yaydıkları ışığın şiddetine göre adlandırılmıştır. Nötron yıldızlarında ise olay çok daha gariptir; güneşten çok daha Büyük Yıldızlar (5x-15x) karbon füsyonundan sonra merkez çekim kuvvetinin etkisiyle öyle sıkışır ki yıldızın yapısındaki atomların elektronları protonlarıyla birleşerek nötrona dönüşür, ve yıldız sonunda inanılmaz yoğun bir nötron çorbasına döner; öyleki yıldızın 1 santimetreküpü birkaç milyon tonu bulur. Ve yıldız o kadar sıkışmıştır ki mesela güneş de eğer nötron yıldızı olabilseydi sonunda çapı sadece 30 km civarında olurdu.