ATARCA YILDIZLAR NEDİR?
Bütün gökbilimciler çabasını mikrodalga ışınımı saptamaya yoğunlaştırınca bunun iki avantajı olduğunu buldular. Birincisi, burası elektromanyetik tayfın görünen ışığa göre çok daha önemli kesimiydi. Ve bu ışınıma karşı dünyanın atmosferi saydamdı. Yeryüzünde ışık penceresi gibi dış dünyaya açılan bir mikrodalga penceresi bulunuyordu. Bunun anlamı, dünyanın yüzeyinden evrendeki tüm mikrodalgaların roket kullanılmadan incelenmesi demek oluyordu.
İkincil olarak, mikrodalgalar normal ışığa karşı saydam olmayan sis, pus ve toz bulutlarının arasından geçerler. Bu olay savaşla ilgili çalışmalar sırasında anlaşıldı. Çünkü, gelen uçaklar sis ve bulutlara gizlendikleri halde gene de radarla izlenebiliyordu. Benzeri şekilde, dış evrenin bazı kesimleri görünen ışığa karşı saydam olmadığı halde mikrodalgaları geçiriyordu. Böylece ışığı göremesek bile, mikrodalgaları inceleyebiliyorduk. Bu durumda toz bulutları yüzünden görüşümüze kapalı olan gökada merkezi sonunda mikrodalga yayım sayesinde incelenebilecekti.
Yeryüzüne yakın bir ışınım kaynağı olan Venüs gezegeninin mikrodalga yayım ilk kez 1956 yılı içinde saptandı. Ve bu da gökbilimcilere gezegenin çok sıcak bir yer olduğu yolunda ilk ipuçlarım verdi. Dahası, Venüs’e gönderilen insansız uzay araçları bulut tabakalarım delip geçip mikrodalgalar gönderiyor ve bulutların altındaki kesiksiz toprak yüzeyinden yansıyordu. Bu yansımalardan, 1962 yılından başlayarak gezegenin yüzeyine bırakılan kameralarla çekilen fotoğrafların dışında hiçbir ışık göndermemesine karşın, gezegenin bir haritası çıkarıldı.
Venüs ve Merkür gezegenlerinin dönüşünü saptamak üzere
ayrıca radar yansımaları da kullanıldı. Böylece, Venüs gezegeninin onun için düşünülenden daha ağır (ve ters yönde) döndüğü ve Merkür gezegeninin ise, çok daha hızlı dönmekte olduğu anlaşıldı.
1955 yılında Amerikalı gökbilimci Kenneth Linn Franklin (1923) Jüpiter gezegeninden yayılan güçlü bir mikrodalga yayınını saptadı. Bu durum ancak 1960 yılında bu gezegenin yeryüzününkinden daha güçlü bir manyetik alam olduğunu ortaya konulunca açıklanabildi. Ve sonra, 1970’li yıllarda Jüpiter gezegenin ötesine insansız uzay aracı gönderilince durum bir kez daha doğrulandı.
Radyo gökbilimi sayesinde güneş sisteminin ötesindeki uzay kesiminde çok daha dikkate değer keşifler yapıldı. Yukarda açıkladığım gibi, Zwicky ve Oppenheimer adlı gökbilimciler birbirlerinden bağımsız çalışarak, yalmzca nötronları içeren ve sıradan bir yıldızın tüm kütlesini çok yoğun biçimde, birkaç kilometrelik çapta küçük bir top içine sıkıştıran nötron yıldızlarının varlığından kuşkulanmışlardı. Böyle bir nötron yıldızı, Amerikalı gökbilimci Herbert Friedman (1916) tarafından keşfedilmiş olan Yengeç bulutsusu içindeki bir üstnova patlamasının sonucundan meydana gelmiş olabilirdi. Gökyüzünün çeşitli kesimlerinde Röntgen ışınımı saptanmıştı ve bunun kaynaklarından biri Yengeç bulutsusu idi. Bu bulutsunun içinde bir nötron yıldızının artığı bulunabilir miydi?
1964 yılı temmuzunda Ay, Yengeç bulutsusunun önünden geçecekti. Gökbilimci Friedman, olay sırasında Röntgen ışınımını inceleyebilmek üzere bir roket gönderdi. Eğer Röntgen ışınlan bir nötron yıldızından geliyorsa, Ay minik gökcisminin önünden geçerken bir süre Röntgen ışınımı olmayacaktı. Eğer Ay, Yengeç bulutsusunun önüne doğru hareket ederken Röntgen ışınımı ağır ağır azalırsa, bu ışınımın kaynağı içindeki minik gökcismi değil, bulutsunun kendisi olacaktı. Olay buradaki ikinci şıktaki
gibi yaşandı. Ve bulutsunun içinde bir nötron yıldızının var olduğunu düşünen gökbilimciler düş kırıklığına uğradılar.
Oysa ki, 1964 yılı içinde yeni bir keşif daha yapıldı. Gökyüzünün bazı kesimlerindeki radyo dalgaları yoğunluk bakımından hızlı bir düzensizlik gösteriyordu. Sanki, şurada burada “radyo pırıltıları” varmış gibiydi. İngiliz gökbilimcisi Antony Hevvish (1924)
mikrodalga ışınımındaki hızlı değişmeleri büyük ayrıntıyla incelenmesini mümkün kılacak dev bir radyo teleskobu tasarladı. 2048 adet birbirinden ayrı alıcı aygıtın 18.000 metrekarelik bir alana yerleştirilmesine öncülük etti. 1967 yılı temmuzunda bu aygıtlar çalıştırıldı.
Bu radyo teleskopta çalışan genç İngiliz öğrenci gökbilimci Jocelyn Bell bir ay içinde Vega ile Uçucu yıldızlarının ortasında bir yerden gelen mikrodalgaları saptadı. Bu ışın patlamaları şaşırtıcı derecede kısa oluyor ve saniyenin otuzda biri kadar sürüyordu. Daha da şaşırtıcı olmak üzere, patlamalar birbirlerini dikkate değer bir düzenlilikle izliyordu. Bunlar o denli düzenliydiler ki, aslında saniyenin yüz milyonda bir kesirine kadar dakik oldukları söylenebilirdi. Çünkü, patlamalar birbirini her 1,33730109 saniyede bir izliyordu. 1968 yılı şubat ayına gelinip de Hevvish bu keşfi açıkladığında kendisi buna benzer üç radyo titreşimini daha bulmuş durumdaydı. O günden bu yana böyle yüzlerce mikrodalga ışınımı daha saptandı.
Doğallıkla başlangıçta bu nabız atışlarının neyi temsil ettiğini söylemek olanağı bulunmuyordu. Hewish bu durumda yalnızca nabız gibi atmakta olan bir yıldızı düşünebilirdi. Burada her nabız atışı, bir enerji patlamasını temsil etmekteydi. Bu tür gökcisimlerine nabız gibi atan anlamına gelen bir ad verildi. Ve bu
ad kısa zamanda pul sar olarak kısaltıldı. (Türkçemizde bu türden gökcisimlerine atarca yıldız, atarca ya da at denilmektedir Çeviren).
Tüm atarca yıldızlar aşırı derecede düzenli nabız atışlarım temsil eder. Ama, her atarca yıldızdan atarca yıldıza nabız atışları aralığı değişir. Bir atarca yıldızda bu süre 3,7 saniyedir. 1968 yılı kasım ayında gökbilimciler Yengeç bulutsusunun içinde nabız atışları arasındaki süresi yalmzca 0,033089 saniye olan ve saniyede otuz kez nabız gibi atan bir yıldızı keşfettiler. O günden bu yana saniyede birkaç yüz kez nabız gibi atan yıldızlar bile keşfedildi.
Şu anda sorulacak soru, “Böyle kısa patlamaları bu derli inamlmaz düzenlilikle ne sağlayabilir?” şeklinde olmalıdır. Bazı gökcisimleri, kendi çevresinde ya da başka bir gökcisminin çevresinde dönüyor veya saniye ile ölçülebilecek şekilde nabız gibi atıyor ve bazen olay saniyede yüzlerce kez yineleniyorsa, bu durum pek küçük bir gökcismi olmayı ve pek güçlü bir yerçekimi bulundurmayı gerektirir. Ancak, atarca yıldızlar beyaz cüce olamazlar. Sözgelişi, beyaz cüceler bu durumda pek büyük boyutta kalır ve yerçekimi güçleri de çok zayıftır. Eğer beyaz cüceler kendi eksenleri ya da başka cismin çevresinde dönmeye ve yeterli hızla nabız gibi atmaya zorlanırlarsa sonunda parçalanırlar.
Avusturyalı-Amerikalı gökbilimci Thomas Gold (1920) bu durumda hemen atarca yıldızları kendi çevresinde dönen nötron yıldızları olması gerektiğini öne sürdü. Nötron yıldızının kendi ekseni çevresindeki dönüşü saniye ile ölçülebilecek sürede gerçekleşir. Ve onun yüzeyindeki çekim gücü yıldızı bir arada tutacak kadar fazladır. Bir nötron yıldızının dev yoğunlukta manyetik alanı bulunduğu, manyetik kutuplarımn dönüş ekseni kutupları ile aym noktada kesişmesi gerekmediği, yıldızın elektronlarının çekim gücüyle çok sıkı şekilde bastırılıp bir arada tutulduğu
ve bu yüzden yalnızca manyetik kutuplarda elektronların sızıp kaçabileceği zaten o güne kadar kuramlaştınlmış bulunuyordu. Elektronlar bu şekilde nötron yıldızdan savrulurlarsa eneıj ilerim mikrodalga ışınımı şeklinde yitirebilirdi. Eğer böyleyse, nötron yıldızı dönerken mikrodalgaları bize doğru savrulabilir ve yıldızın her dönüşünde bir ve belki de iki kez enerji patlamasını saptayabilirdik.
Gökbilimci Gold aynca mikrodalga ışınımı yaptıkça nötron yıldızının enerji yitireceğini ve nabız atışları arasındaki sürenin ağır ağır artacağım öne sürdü. Bu ipotezi, çeşitli atarca yıldızlarda test edildi ve süre artışı saptandı. Özellikle Yengeç bulutsusu içindeki atarca yıldız, her gün saniyenin milyarda 36,48’i oranında süper artışı gerçekleştirmekteydi.
Ancak, hiç değilse Yengeç bulutsusunun içindeki bir nötron yıldızı vardı. Ama, bulutsunun öteki kesimleri de Röntgen ışınları yayıyordu. Ve Röntgen ışınlarının yalnızca yüzde 5’i atarca yıldızdan geliyordu. Ve bu da, gökbilimci Friedman’ı yanlış yola sevketmişti. 1969 yılında gökbilimciler yengeç bulutsusu içindeki atarca yıldızın her dönüşünde ayrıca pek kısa ışık çakmaları yaptığım da keşfettiler. Bunlar saniyede 30 kez yanıp sönüyordu. Böyle atarcalara, optik atarca yıldızlar adı verildi.
İlk kez gerçek anlamda hızlı atarca yıldız 1982 yılında keşfedildi. Bu yıldız saniyede 642 kez çevresine radyo dalgaları yayıyordu. Olasılıkla çoğu atarca yıldızdan boyca küçüktü. Çapı belki de 5 kilometreden fazla değildi; kütlesi olasılıkla güneşimizin kütlesinin iki ya da üç katıydı. Daha soma, ondan başka hızlı atarca yıldızların yerleri de saptandı.
Bazen bir atarca yıldız birdenbire nabız atışlarının hızım pek yavaşça artırır ve sonra yavaşlama eğilimine geri döner. Bazı gökbilimciler böyle değişmelerin yıldız depremleri sonucu meydana geldiğinden ve bir nötron yıldızı içinde kütle değişmelerinin oluştuğundan kuşkulanıyorlar. Ya da oldukça büyük bir gök
cismi, nötron yıldızının içine saplamp kendi momentim onunkinin içine eklemiş olabilir, diyorlar.