# Pulsar

PSR B1509−58. Chandra'dan gelen X-ışınları sarı renkte; WISE'den gelen kızılötesi ışınlar kızıl, yeşil ve mavi (en yüksek) renkte.
Dönen bir atarcanın canlandırması. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler mıknatısal alan çizgilerini ve çıkıntılı koniler ışınım bölgelerini temsil ediyor.
Bir atarca aracılığıyla üretilen "deniz feneri" etkisinin çizimi.
**Atarca** ya da **pulsar** [İngilizce: pulsa**ting **r**adio source*'dan (*atan radyo kaynağı*)], mıknatısal kutuplarından elektromanyetik ışınım yayan, oldukça mıknatıslanmış, dönen bir nötron yıldızıdır. Bu ışınım, yalnızca bir ışın Dünya'ya doğrultulduğunda gözlemlenebilir (bir deniz fenerinin yalnızca ışığın bir gözlemcinin yönüne doğrultulmasıyla görülebilmesine benzer biçimde) ve bu, yayınımın titreşimli (atımlı) görünümünden sorumludur. Nötron yıldızları çok yoğundur ve kısa, düzenli döngülere sahiptir. Bu, tek bir atarca için milisaniyeden saniyeye kadar değişen atımlar arasında çok kesin bir aralık oluşturur. Atarcalar, yüksek enerjili evrensel ışınların olası kaynaklarından biridir.

Atarcaların döngüleri, onları gök bilimciler için çok yararlı araçlar durumuna getirir. Bir ikili nötron yıldız dizgesindeki bir atarcanın gözlemleri, kütleçekimsel dalgaların varlığını dolaylı olarak doğrulamak için kullanıldı. İlk ötegezegenler, 1992'de bir atarca olan PSR B1257+12'nin yörüngesinde keşfedildi. 1983'te, o zamanlar süreyi hesaplamada atom saatlerinin doğruluğunu aşan belirli türde atarcalar belirlendi.

 Yengeç Bulutsusu'nun, çevredeki atarca rüzgarı bulutsusundaki senkrotron ışınımını gösteren, mıknatısal alanların ve özekteki atarcadan gelen parçacıkların enjekte edilmesiyle çalışan birleşik optik/X-ışını görüntüsü.
Vela Atarcası ve onu çevreleyen atarca rüzgar bulutsusu.
Sanatçının PSR B1257+12'nin yörüngesindeki gezegenlere ilişkin betimlemesi. Öndeki, PSR B1257+12 C gezegenidir.
## Oluşum, mekanizma ve kapanma

Bir atarcanın şematik görünümü. Ortadaki küre nötron yıldızını, eğriler mıknatısal alan çizgilerini, çıkıntılı koniler yayınım ışınlarını ve yeşil çizgi yıldızın döndüğü ekseni gösteriyor.
Bir atarcanın oluşumuna yol açan olaylar, büyük bir yıldızın çekirdeğinin bir nötron yıldızına çöktüğü bir süpernova sırasında sıkışmasıyla başlar. Nötron yıldızı açısal momentumunun çoğunu korur ve öncülünün yarıçapının yalnızca çok küçük bir bölümüne sahip olduğu için (bu nedenle eylemsizlik momenti keskin bir şekilde azalır), çok yüksek dönüş hızıyla oluşur (açısal momentumun korunumu). Nötron yıldızının dönüşü ile birlikte dönen atarcanın mıknatısal ekseni boyunca bir ışınım yayılır. Atarcanın mıknatısal ekseni, elektromıknatısal ışının yönünü belirler, mıknatısal eksenin dönme ekseni ile aynı olması gerekmez. Bu yanlış hizalama, ışının nötron yıldızının her dönüşü için bir kez görülmesine neden olur ve bu da görünüşünün "titreşimli" doğasına yol açar.

Dönme gücüyle çalışan atarcalarda, ışın, çok güçlü mıknatısal alanın deviniminden bir elektrik alanı oluşturan nötron yıldızının dönme erkesinin bir sonucudur, bu da yıldız yüzeyindeki yüklü parçacıkların (proton ve elektronlar) hızlanmasına neden olur, hızlanan parçacıklar mıknatısal alanın kutuplarından yayılan bir elektromanyetik ışınım oluşturur. NICER tarafından yapılan J0030−0451 gözlemleri, her iki ışının da güney kutbunda bulunan sıcak noktalardan geldiğini ve o yıldızda bu tür ikiden çok sıcak nokta olabileceğini gösteriyor. Elektromıknatısal güç yayıldıkça bu dönüş zamanla yavaşlar. Bir atarcanın dönme hızı yavaşladığında, radyo atarca mekanizmasının kapandığına inanılır ("ölüm çizgisi" denir). Bu kapanış, oluşumdan yaklaşık 10-100 milyon yıl sonra gerçekleşiyor gibi görünüyor, yani evrenin 13,6 milyar yıllık çağında doğan tüm nötron yıldızlarının yaklaşık %99'u artık atmıyor.

Atarcaların hızla dönen nötron yıldızları olduğu genel kabul görse de, Max Planck Dünya Dışı Fizik Enstitüsü'nden Werner Becker 2006'da şöyle demiştir: "Atarcaların ışınımlarını nasıl yaydıkları üzerine olan kuram, yaklaşık kırk yıllık bir çalışmadan sonra bile hâla emekleme aşamasındadır."

## Ulamlar

Gök bilimciler tarafından elektromanyetik ışınımın gücünün kaynağına göre ayrılmış üç ayrı atarca sınıfı bulunmaktadır:

* yıldızın dönme enerjisinin kaybının gücü sağladığı dönme gücüyle çalışan atarcalar,
* birikmiş maddenin kütleçekimi gizil enerjisinin güç kaynağı olduğu (Dünya'dan gözlemlenebilir X-ışınları üreten) birikimle çalışan atarcalar (X-ışını atarcalarının çoğunu hesaba içerir),
* son derece güçlü bir manyetik alanın bozunmasının elektromanyetik güç sağladığı magnetarlar.

Her üç nesne sınıfı da nötron yıldızları olsa da, gözlemlenebilir davranışları ve altında yatan fizik oldukça farklıdır. Ancak bazı bağlantılar var. Örneğin, X-ışını atarcaları, sanılana göre güçlerinin çoğunu kaybetmiş ve ancak ikili yoldaşları genişleyip diğer nötron yıldızına madde aktarmaya başladıktan sonra yeniden görünür duruma gelen, dönme gücüyle çalışan eski atarcalardır.

Yığılma süreci, nötron yıldızına yeterli açısal momentumu, onu dönme gücüyle çalışan bir milisaniye atarcası olarak "geri dönüştürmek" için aktarabilir. Bu madde nötron yıldızına düştüğünde, nötron yıldızının manyetik alanını "gömdüğü" (ayrıntılar kesin olmasa da) ve ortalama atarcalardan 1000-10.000 kat daha güçsüz manyetik alanlı milisaniye atarcaları bıraktığı düşünülüyor. Bu düşük manyetik alan, atarcanın dönüşünü yavaşlatmada daha az etkilidir, bu nedenle milisaniyelik atarcalar milyarlarca yıl yaşarlar ve bu da onları bilinen en eski atarcalar yapar. Milisaniye atarcaları, milyarlarca yıl önce nötron yıldızları oluşturmayı bırakan küresel kümelerde görülür.

Nötron yıldızının dönüş hızında gözlemlenen aksaklıklar, bir nötron yıldızındaki maddenin durumunun incelenmesi açısından ilgi çekicidir. Bu hız, ara sıra meydana gelen ansızın bir değişim, bir aksaklık dışında, yavaş ama kararlı bir biçimde azalır. Bu aksaklıkları açıklamak için öne sürülen bir varsayım, bunların nötron yıldızının kabuğunu ayarlayan "yıldız depremlerinin" sonucu olduğudur. Aksamanın, yıldızın umulana göre süper iletken olan iç kısmının ayrılmasından kaynaklandığı yönünde varsayımlar de geliştirilmiştir. Her iki durumda da yıldızın eylemsizlik momenti değişir, ancak açısal momentumu değişmez, bu da dönüş hızında bir değişikliğe neden olur.

Nötron yıldızı türleri (24 Haziran 2020)
 Güneş'in gökadanın özeğine göreli konumu ve döngüleriyle birlikte 14 atarca, bir *Pioneer* plağında gösterilmiştir.
## Galeri

* Video – Yengeç Atarcası – parlak titreşim ve titreşimler arası.
* Video – Vela atarcası – X-ışını.
* Video – Sanatçının AR Scorpii betimlemesi.

## Ayrıca bakınız

* Kara delik
* Magnetar
* Nötron yıldızı
* Radyo gökbilim
* Süpernova kalıntısı
* X-ışını atarcası

## Notlar

## Kaynaklar ve ek okuma

* Lorimer, Duncan R.; Kramer, Michael (2004). *Handbook of Pulsar Astronomy*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82823-9.
* Lorimer, Duncan R. (2008). "Binary and Millisecond Pulsars". *Living Reviews in Relativity*. **11** (1): 8. arXiv:0811.0762 . doi:10.12942/lrr-2008-8. PMC 5256074 . PMID 28179824. 15 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi14 Aralık 2011.
* Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). *Pulsar Astronomy*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59413-4.
* Manchester, Richard N.; Taylor, Joseph H. (1977). *Pulsars*. W. H. Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7.
* Stairs, Ingrid H (2003). "Testing General Relativity with Pulsar Timing". *Living Reviews in Relativity*. **6** (1): 5. arXiv:astro-ph/0307536 . doi:10.12942/lrr-2003-5. PMC 5253800 . PMID 28163640.

## Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Pulsar ile ilgili ortam dosyaları mevcuttur.

* "Pinning Down a Pulsar’s Age". *Science News*.
* "Astronomical whirling dervishes hide their age well 15 Şubat 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". *Astronomy Now*.
* Animation of a Pulsar. Einstein.com, 17 January 2008.
* "The Discovery of Pulsars 24 Eylül 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". BBC, 23 December 2002.
* "A Pulsar Discovery: First Optical Pulsar 3 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". *Moments of Discovery*, American Institute of Physics, 2007 (Includes audio and teachers guides).
* Discovery of Pulsars 3 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.: Interview with Jocelyn Bell Burnell. Jodcast, June 2007 (Low Quality Version 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.).
* Audio: Cain/Gay – Astronomy Cast. Pulsars – Nov 2009 29 Kasım 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* "PSR+B1919". *SIMBAD*. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 21 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ocak 2023.
* Australia National Telescope Facility: Pulsar Catalogue 27 Mayıs 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
* Johnston, William Robert. "List of Pulsars in Binary Systems 7 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Johnston Archive, 22 March 2005.
* Staff Writers. "Scientists Can Predict Pulsar Starquakes 6 Haziran 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". *Space Daily*, 7 June 2006.
* Staff Writers. "XMM-Newton Makes New Discoveries About Old Pulsars 17 Ocak 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". *Space Daily*, 27 July 2006.
* Than, Ker. "Hot New Idea: How Dead Stars Go Cold 9 Haziran 2009 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". Space.com, 27 July 2006.
* "New Kind of Pulsar Discovered" 21 Ekim 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. Cosmos Online.
* "Astronomers discover the first white dwarf pulsar in history" 17 Ocak 2023 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.. zmescience.com.