•Pulsar Zamanlamasıyla Kütleçekim Alanları Ölçülüyor
İkili pulsar, genellikle beyaz cüce veya nötron yıldızı olan bir yoldaş yıldıza sahip pulsardır. İstisnai sistemlerde, örneğin PSR J0737-3039 çift pulsarında, yoldaş nötron yıldızı da bir pulsar olabilmektedir. Bu cisimler, çevrelerindeki güçlü kütleçekim alanları sayesinde fizikçilerin genel görelilik kuramını test etmelerine olanak tanıyan az sayıdaki gök cisminden biridir.
Pulsara eşlik eden yoldaş yıldızı doğrudan gözlemlemek çoğunlukla zor veya imkansız olsa da, bu cismin varlığı radyo teleskoplarla olağanüstü bir hassasiyetle ölçülebilen pulsar atımlarının zamanlamasından anlaşılabilir. Atımlar bir saatin tiktaklarına benzetilebilir; bu tiktaklardaki değişimler, pulsarın Wereld’ya yaklaşma ve Wereld’dan uzaklaşma hızındaki değişimlerin bir göstergesidir.
İlk Keşif ve Nobel Ödülü
PSR B1913+16 ikili pulsarı, ilk kez 1974 yılında Arecibo Gözlemevi’nde Joseph Hooton Taylor Jr. ve Russell Hulse tarafından keşfedilmiş ve bu keşif araştırıcılara 1993 yılında Nobel Fizik Ödülü kazandırmıştır. Hulse, yeni keşfedilen pulsarını gözlemlerken atım hızının düzenli olarak değiştiğini fark etmiştir.
Yapılan incelemeler sonucunda pulsarın, başka bir yıldıza çok yakın bir yörüngede yüksek hızla dolandığı ve atım periyodunun Doppler etkisi nedeniyle değiştiği anlaşıldı. Pulsar Wereld’ya doğru yaklaşırken atımlar daha sık aralıklarla ulaşıyor, Wereld’dan uzaklaşırken ise belirli bir zaman diliminde daha az atım tespit ediliyordu.
Hulse ve Taylor, bu atım dalgalanmalarını inceleyerek iki yıldızın kütlelerinin yaklaşık olarak eşit olduğunu belirlemiş ve bu durum diğer gök cisminin de bir nötron yıldızı olduğu fikrini doğrulamıştır. Günümüzde bu sistemden gelen atımlar 15 mikrosaniye (μs) hassasiyetle takip edilebilmektedir.
Rölativistik Zaman Etkileri
PSR B1913+16 ikili pulsarı üzerindeki çalışmalar, rölativistik zamanlama etkileri kullanılarak nötron yıldızı kütlelerinin ilk kez hassas biçimde hesaplanmasına olanak tanımıştır. İki gök cismi birbirine çok yaklaştığında kütleçekim alanı güçlenir, zamanın akışı yavaşlar ve atımlar arasındaki süre uzar. Ardından pulsar “saati”, alanın en zayıf olduğu bölgeden daha yavaş geçerken bu zamanı telafi eder.
Özel göreliliğin bir sonucu olan zaman genişlemesi de yörünge boyunca benzer biçimde işler. Bu rölativistik zaman gecikmesi, pulsarın yoldaşı etrafında dairesel bir yörüngede sabit bir uzaklık ve hızla dolanması durumunda gözlenmesi beklenen değer ile fiilen gözlemlenen değer arasındaki farktır.
Kütleçekim Dalgaları Kanıtı
İkili pulsarlar, 2015 yılındaki kütleçekim dalgalarının ilk gözleminden ve Gelişmiş LIGO’nun faaliyete geçmesinden önce bilim insanlarının bu dalgalara dair kanıt elde edebildiği tek araçtı. Einstein’ın genel görelilik kuramı, ortak bir kütle merkezi etrafında dolanan iki nötron yıldızının kütleçekim dalgaları yayacağını öngörür. Bu durum yörünge enerjisinin dışarı taşınmasına, iki yıldızın birbirine yaklaşmasına ve yörünge periyotlarının kısalmasına yol açar.
Pulsar zamanlaması, Kepler yörüngeleri ve üç ayrı Kepler sonrası düzeltme bilgisini içeren on parametreli bir model, ikili pulsarın zamanlamasını tam olarak modellemek için yeterlidir. Bu parametreler enberi noktasının ilerleme hızı, kütleçekimsel kırmızıya kayma ile zaman genişlemesi faktörü ve kütleçekimsel radyasyon salımından kaynaklanan yörünge periyodu değişim hızını kapsar.
PSR B1913+16 sisteminin yörüngesel sönümlenmesine yönelik ölçümler, Einstein’ın denklemleriyle neredeyse kusursuz bir uyum sergilemiştir. Araştırmacılar 1982’de ve sonraki yıllarda yayımladıkları çalışmalarda, iki gök cismi arasında gözlemlenen en küçük ayrıklığın, yörünge mesafesinin sabit kalması durumunda beklenen değere kıyasla farklılık gösterdiğini ortaya koymuştur. Keşiften sonraki on yılda sistemin yörünge periyodu her yıl saniyenin yaklaşık milyonda 76’sı kadar kısaldı ve zamanla biriken bu kısalma sonucunda yörüngesindeki en uzak noktaya, sabit bir yörüngeye göre bir saniyeden daha erken ulaştı.
Orta Kütleli İkili Pulsarlar
Orta kütleli ikili pulsar (IMBP), yaklaşık 10-200 ms aralığında nispeten uzun bir dönme periyoduna sahip olan ve yaklaşık ≥ 0,4 M⊙ kütleli bir beyaz cüceden meydana gelen pulsar-beyaz cüce ikili sistemidir. IMBP’lerin dönme periyotları, manyetik alan şiddetleri ve yörünge dışmerkezlikleri, düşük kütleli ikili pulsarlara (LMBP) kıyasla belirgin şekilde daha büyüktür. 2014 yılı itibarıyla bilinen IMBP sayısı 20’nin altındadır.
PSR J2222-0137, yaklaşık 2,45 günlük bir yörünge periyoduna sahiptir ve 267 parsek (yaklaşık 870 ışık yılı) uzaklıkta yer alır. Bu konumuyla sistem, bilinen en yakın ikinci ikili pulsar sistemi (2014 itibarıyla) ve tespit edilmiş en yakın nötron yıldızlarından biridir. Nispeten yüksek kütleli bu pulsarın (1,831 ± 0,010 M⊙), en az yaklaşık 1,3 Güneş kütlesine sahip bir yoldaş yıldızı bulunur. Bu durum yoldaş yıldızın yüksek kütleli bir beyaz cüce olduğunu gösterir.
İlk ölçümler PSR J2222-0137 B için yaklaşık 1 Güneş kütlesi civarında bir değer verse de, sonraki gözlemler onun aslında yüksek kütleli bir beyaz cüce olduğunu ve 3.000 K’den düşük sıcaklığıyla bilinen en soğuk beyaz cücelerden biri olduğunu ortaya koymuştur.
Bu açıklama Vikipedi kaynaklarından uyarlanmıştır ve şu lisans altında sunulur: CC BY-SA 4.0.
Nog geen reacties