Pulsar

Pulsarlar, uzlaşmalı olarak PSR
harfleriyle ve bunların arkasından’saat ve dakikalarla gösterilen bahar.açılarıyla belirtilir. İlk, pulsalar 1967’depâmbcidge’deki İngiliz radyoâstronomi gözlemevi’nde keşfedildi. Günümüzde, tümü Gökâdârfıızdâ’ yer alân 400’den fazla pulsar bilinmekte– dir. Dolanınrvsü releri^ yani-ardışık iki vurumu birbirinden ayıran zaman, 1,5 mşp ile 3 sn’yi aşan bir sürç arasında değişir. Yayımladıkları vurumlar yâ da atımlar, dola-‘ mm süresinin yalnızca 1/JQP’ü ya da 1/10’u kadar sürer. Gözlem sıklığıyla değişen biçimleri, kimi kez basit, kimi kez de karmaşıktır. Pulsarlar genellikle riadyoastronomi- nin bütün dalga boyu aralıklarında, yayım yapar. Çraber bulutsusunun (PSR 0532) merkezinde yer alan pulsar gİbıJtfmi pulsarlar, optik, X ve 7 alanlarında Öşı ışıma yayımlar. Bu yayımlar, bütün dalga boylarında, aynı dönemsellikle eşanlıdır. Pulsarların dolanım sürelerinin düzenliliği yalnız dönme olaylarıyla açıklanabilir: pulsarlar, kendi üzerlerinde çok hızlı dönen ve bir noktasından bir deniz feneri gibi elektromanyetik dalgalar yayımlayan yıldızlardır. ^Bu k^dar hızlı dönendir yıldız ancak boyutları küçükse kararlı olabilir ve ancak kütlesel ise yeterince enerji yayımlayabilir. Bu tür yıldızların varlığı 1934’ten bu yana astrofizikçiler tarafından iieri sürülmektedir: bunlaF, kütlesi, Güneş’ in kütlesine yakın, ama çapı 20-30 kilometreyi geçmeyen ve bir yıldızın kendi üzerine çökmesiyle oluşan nötron* yıldızlarıdır. PSR 0532, ile Crabe bulutsusunun çakışması dışında, pulsarlar ile süpernova kalıntıları abasındaki birleşmelere daha başka örnekler de gösterilebilmiştir. Bu, genel bir olgudan kaynaklanıp bir yıldız patlayarak süpernova haline geldiğinde, kendisinden uzaklaşan ve sonradan süpernova* kalıntısı, oluşturan büyük miktarda madde fışkıdır; ama yıldızdan artakalan çekirdek kebdi üzerine çökebilir ve gözlem sırasında pylsar biçiminde görünen bir nötron yıldızf oluşturabilir. Pulsarların dolanım süreleri son derece değişmez olmaklâ birlikte, zaman içinde ağır ağir ve düzenli olarak artar; bu da, dönme hızlarındaki yavaşlamadan ileri gelir. Crabe bulutsusunun pulsarı için dolanım süresinin artışı yılda 10 mikrosanh yedir ve birkaç saat içinde belirlenebilir. Yelken* takımyıldızındaki pulsarın ise yavaşlaması birkaç günde anlaşılır; diğer pulsarlar için birkaç yıl gerekir. Bu yavaşlama, pulsarların yaşını tahmin etmeyi sağlar: en yaşlıların birkaç milyon yıllık olması mümkündür. Pulsarların dolanım sürelerindeki düzenlilik bir dönme olgusuyla pekâlâ açık- lanabiliyorsa da vurumların yayım süreci henüz açıklığa kavuşmamıştır. Pulsarların güçlü parlaklığı ve radyo yayım tayflarının biçimi, bu yayımların büyük bir olasılıkla yeğin manyetik planlardan (106-108T) kaynaklandığını ortaya koymakadır. Bu manyetik alanlar, ancak nötron yıldızının manyetik ekseni gözlemcinin doğrultusunda olduğunda gözlemlenebilen yönlü bir senkrotron* ışıma yayımına neden olur. Kimi pufearlârın Yer’e uzaklığı, ışımalarının, 21 cm dalga boyundaki hidrojen çizgisi içinde’ bulutsular tarafından soğurul- ması incelenerek hesaplanmıştır. Astrofizik için çok önemli olmaları dışında, pulsarlar, yıld/zlararası* ortamın incelenmesinde de yararlanılan çok güçlü araçlardır. Gözlemci ile pulsar arasında yer alan maddenin miktarı, pulsarı/ı vü- rumlarının dağılrnasına yol açar; alçak frekansta gözlemlenen vucumlar, yüksek’frekansta gözlemlenenlere göre bize daha geç ulaşır. Gözlem hattı, üzerinden madde bulutlarının geçmesi, radyo dalgalarını hafifçe yayındırarak, Yer’deaalınan işaretin parıldamasına yol açar. Bu yıldızlar- arası parıldama (açısal boyutları yeterince belirli olmadığından normal yıldızlar gibi diğer yıldızlarda da gözlemlenemez) yıldızlararâsı gaz bulutlarının boyutunu ve hızını incelemeyi sağlar.