# Nötron yıldızı
Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.
Nötron yıldızlarının kütleleri Güneş'inkinin 1,44 ila 3 katı olabilir. Bugüne kadar gözlemlenmiş en büyük nötron yıldızının kütlesi ise Güneş'inkinin yaklaşık iki katıdır. Samanyolu içinde yaklaşık 2000 nötron yıldızı olduğu biliniyor. Güneş Sistemi'ne en yakın nötron yıldızları, yaklaşık 400 ışık yılı uzaklıktaki RX J1856.5-3754 ve yaklaşık 424 ışık yılı uzaklıktaki PSR J0108-1431'dir.
Nötron yıldızlarının kütleleri çok büyük olmasına rağmen hacimleri çok küçüktür. Örneğin kütlesi Güneş'inkinin yaklaşık 1,5 katı olan bir nötron yıldızının çapı sadece 10 kilometre civarındadır. Bu durum nötron yıldızlarının yoğunluklarının çok yüksek olmasına neden olur. Öyle ki nötron yıldızlarının yoğunlukları Güneş'in yoğunluğunun 2,6 x 1014 ila 4,1 x 1014 katıdır.
Nötron yıldızlarının kütleçekimi etkisiyle daha fazla küçülmemelerinin nedeni, Pauli dışarlama ilkesidir. Bu ilke, fermiyon grubu iki parçacığın -örneğin protonlar, elektronlar ve nötronlar- aynı konuma ve aynı kuantum durumuna sahip olamayacağını söyler. Bu yüzden kütlesi Güneş'inkinin üç katından az olan nötron yıldızlarının yoğunluğu atom çekirdeğindeki yoğunluklar düzeyine ulaştığı zaman çökme durur. Ancak kütlesi Güneş'inkinin beş katından fazla olan nötron yıldızları kararsızdır ve çökmeye devam ederler. Bu yıldızlar karadeliğe dönüşür.
Bazı nötron yıldızlarının kendi etrafındaki dönme hızı çok büyüktür. Bu durumun nedeni -açısal momentumun korunumu yasası gereği- yıldızın hacmi azaldıkça kendi etrafındaki dönme hızının artmasıdır. Bilinen nötron yıldızları içinde kendi etrafında dönme hızı en yüksek olan PSR J1748-2446ad'dir. Bu yıldız her saniye kendi etrafında yaklaşık 716 defa döner.
Bazı nötron yıldızlarının radyo dalgaları ve X-ışınları yaydığı gözlemlenmiştir. Pulsar ya da atarca adı verilen bu yıldızlardan yayılan dalgalar periyodiktir.
Bilinen nötron yıldızlarının yaklaşık %5'i ikili yıldız sistemlerinin üyeleridir. Bu sistemlerdeki nötron yıldızlarının eşleri normal yıldızlar, beyaz cüceler ya da başka nötron yıldızları olabilir. Genel görelilik kuramı, ikili yıldız sistemlerinin kütleçekimsel dalgalar yayacağını ve zaman içinde yıldızlar arasındaki mesafenin azalacağını söyler. Kütleçekimsel dalgaların varlığı ile ilgili ilk kanıt, nötron yıldızı içeren bir ikili yıldız sisteminin gözlemlenmesi ve yıldızlar arasındaki mesafenin genel görelilik kuramının tahminleriyle uyumlu bir biçimde değiştiğinin bulunmasıyla elde edildi.


## Oluşumu.
Nötron yıldızları, kütlesi Chandrasekhar limitine yakın (Güneş' in 1,35 ile 2,1 katı arasındaki) yıldızlardan meydana gelmektedir. Bir yıldız, yaşamını yapısında bulunan hidrojenleri birleştirip helyuma dönüştürerek devam ettirir. Normal şartlar altında bu füzyon olayı yıldızın boyutunu sabit tutmaya yeter. Yani içeri doğru olan kütleçekimine karşılık dışarı doğru füzyon tepkimesinin neden olduğu enerji vardır, bu yıldızın boyunu sabit tutar. 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. Hidrojenin füzyon olayıyla karşılaştırıldığında helyumun füzyonu inanılmaz enerji açığa çıkartır, dolayısıyla bu enerjinin büyüklüğünü merkez çekim kuvveti karşılayamaz ve yıldız inanılmaz bir hızla büyümeye başlar. Öyle ki Güneş bu evreye girdiğinde çapı Mars'ı yutabilecek kadar genişleyecektir.
Bu kızıl dev bir süre bu şekilde genişlemeye devam eder; ta ki yapısındaki helyumu da tüketene kadar. Helyum bitince artık yıldızın enerji elde edebileceği yolları bitmiştir ve dengelenemeyen kendi kütleçekiminin etkisiyle tekrar küçülmeye başlar. Sıkışma evresinde yıldızın kaderini kütlesi belirler. 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 kara cüceleri meydana getirir.


## Özellikler.
### Kütle ve sıcaklık.
Nötron yıldızları en az 1,1 Güneş kütlesine sahiptirler (M☉). Bir nötron yıldızı için kütlenin üst sınırına Tolman-Oppenheimer-Volkoff sınırı denir ve genellikle 2,1 M☉ civarında olduğu kabul edilir ancak son çalışmalar bu limitin 2,16M☉ olduğu görüşündedir. 2019 yılının Eylül ayına kadar keşfedilmiş olan en büyük nötron yıldızı 2,14 M☉ kütlesi ile PSR J0740+6620 yıldızıdır. 1,39 M☉ ile belirlenen Chandrasekhar sınırının altında kalan yıldızlar genellikle beyaz cücedir. Kütlesi 1,4 M☉ile 2,16 M☉ arasında olan sıkışık yıldızların nötron yıldızları olması beklenir, ancak Güneş kütlesinin onda biri kadar küçük bir aralıkta en düşük kütleli nötron yıldızları ve en büyük kütleli beyaz cüce yıldızlarının bir arada bulunabileceği bir kütle aralığı bulunmaktadır. 2,16 M☉ üzerinde ise ölü bir yıldız kalıntısı olan sıkışık yıldızın kütle çekiminin dejenere nötron basıncını aşarak bir karadelik oluşturacağı teorik olarak düşünülmektedir ancak gözlenen en düşük kütleli karadeliğin kütlesi 5 M☉'dir.
Yeni oluşmuş bir nötron yıldızının iç sıkcalığı 1011 ile 1012 K arasındadır. Ancak yaydığı nötrinolar çok fazla enerji taşır bu da birkaç yıl içerisinde sıcaklığın 106 K 'e kadar düşmesine sebep olur. Bu sıcaklıklara düşen bir nötron yıldızının ürettiği ışınının çoğunluğu x-ray ışınlarıdır.


## Keşif.
İlk nötron yıldızı 1967 yılında Cambridge Üniversitesi’nden Jocelyn Bell ve Antony Hewish tarafından bulunmuştur.