Neutronstjerne – hvad er det? Egenskaber, pulsarer og magnetarer
Opdag neutronstjerner: ekstrem tæthed, kæmpemagnetfelter, hurtig rotation, pulsarer og magnetarer — alt om deres egenskaber, dannelse og observation.
En neutronstjerne er en meget lille og tæt stjerne, der næsten udelukkende består af neutroner. Det er små stjerner med en radius på omkring 11–13 kilometer (typisk ~11–11,5 km afhængig af målemetode og model). De har en masse på omkring det dobbelte af Solens for de tungeste eksempler, men de fleste neutronstjerner vejer omkring 1,2–2,0 gange Solens masse. De er de mindste og tætteste stjerner, som man ved, at der findes i universet, og opstår typisk som resterne af en stor stjerne, der eksploderede som en supernova.
Dannelse og indre struktur
Neutronstjerner dannes, når en massiv stjerne (typisk >8 solmasser) kollapser i slutstadiet af sit liv og kernen komprimeres så kraftigt, at protoner og elektroner smelter sammen til neutroner. Den færdige neutronstjerne består af flere lag:
- Skorpen: Et par hundrede meter til ~1 km tykt lag af atomkerner og frie neutroner.
- Den ydre kerne: Består hovedsageligt af frie neutroner med et mindre antal protoner og elektroner; her kan opstå superfluiditet og supraledning.
- Den indre kerne: Meget tæt og mindre kendt — modeller foreslår eksotiske tilstande som hyperoner, mesonkondensater eller endda kvarkmaterie.
Den samlede massefylde i midten af en neutronstjerne svarer til eller overstiger tæthed i en atomkernen. Central tæthed er flere gange atomkernens tæthed, men præcis sammensætning afhænger af den ukendte kernefysiske tilstand (oftest kaldet ligningen for tilstanden).
Masse, størrelse og tæthed
Typiske tal for neutronstjerner:
- Radius ~11–13 km (nogle modeller giver lidt større eller mindre værdier).
- Masse ~1,2–2,0 gange Solens masse; den øvre grænse (Tolman–Oppenheimer–Volkoff-grænsen) er usikker, men ligger efter nuværende observationer omkring ~2,2–2,3 solar masser; over dette kollapser objektet til et sort hul.
- Tæthed: i gennemsnit ~10^17 kg/m³ (en teskefuld stof fra en neutronstjerne ville veje omkring 6 milliarder tons — et billede af ekstrem tæthed).
For at illustrere: man kunne forestille sig at presse hele vores sols masse ind i en kugle med diameter kun få titals kilometer (f.eks. en diameter på ~19 km), som i det oprindelige eksempel.
Typer, rotation og pulsarer
Neutronstjerner drejer meget hurtigt, fra cirka 0,001 sekund op til 30 sekunder per rotation afhængigt af typen. Mange neutronstjerner observeres som elektromagnetisk stråling-kilder kaldet pulsarer, hvor snurrende neutronstjerner med stærke magnetfelter udsender stråler, som vi ser som pulser hver gang strålen peger mod Jorden.
- De hurtigste pulsarer (millisekundpulsarer) kan rotere med perioder ned til ~1,4 ms — f.eks. PSR J1748-2446ad (rekorden er omkring 1,4 ms).
- Langsomme pulsarer har perioder op til flere sekunder.
- Pulsarers rotation hæmmes gradvist af magnetisk bremsning (spin-down). Nogle pulsarer viser pludselige spin-up-hændelser kaldet glitches, som er forbundet med superfluid indre lag.
Magnetfelter og magnetarer
Neutronstjerner har meget kraftige magnetfelter. Typiske værdier er fra ca. 108 til 1015 gange så stærke som Jordens magnetfelter. De mest magnetiske neutronstjerner kaldes magnetarer og kan udvise kraftige røntgen- og gamma-udbrud samt såkaldte gigantiske flares. Magnetarer har feltstyrker i de øvre dele af dette interval (1014–1015 G).
Gravitation og relativistiske effekter
Gravitationsfeltet ved neutronstjernens overflade er ekstremt stærkt — på størrelsesordenen 1011–1012 gange stærkere end Jordens. Flyvehastigheden fra overfladen (escape velocity) er en betydelig brøkdel af lysets hastighed (typisk ~0,4–0,6 c), og relativistiske effekter som gravitationel rødforskydning er vigtige ved observation og modellering.
Temperatur og køling
De har en temperatur på mere end 600.000 Kelvin. Neutronstjerner, som kan observeres, er meget varme og har typisk en overfladetemperatur på omkring 600000 K (for relativt unge eller aktive neutronstjerner). Nyfødte neutronstjerner kan starte med indre temperaturer på over 1011 K, men køles hurtigt (primært ved neutrinoudstråling) til 106–105 K over 10^4–10^6 år.
Observationer og betydning
Neutronstjerner opdages gennem forskellige signaler:
- Radio- og røntgenpulsarer (periodiske signaler).
- Røntgenudstråling fra accretion i binære pulsarer eller fra varm overflade.
- Gammaudbrud og magnetar-flare.
- Gravitationsbølger fra sammensmeltninger af to neutronstjerner (f.eks. GW170817), som også kan give lys i form af en kilonova — vigtig kilde til tunge grundstoffer via r-process nukleosyntese.
Pulsarer fungerer desuden som meget præcise ure og bruges til test af generel relativitet (f.eks. Hulse–Taylor binære pulsaren) og til at måle galaktiske afstande og magnetfelters strukturer.
Fysiske fænomener i neutronstjerner
- Superfluiditet og supraledning: Indre neutroner og protoner kan blive superfluid/supraledende og påvirker rotationsdynamik og varmetransport.
- Glitches: Pludselige ændringer i rotationshastighed, formentlig relateret til superfluid kerne og kobling til skorpen.
- R-process: Neutronstjerne-sammensmeltninger er en hovedkandidat for produktion af tunge grundstoffer (guld, platin) gennem hurtig neutronfangst.
Grænser og usikkerheder
Den maksimale mulige masse for en neutronstjerne afhænger af den ukendte ligning for tilstanden ved ekstrem tæthed. Observationer og teoretiske beregninger tyder på en øvre grænse omkring ~2,2–2,3 Solens masser, men denne værdi er usikker. Hvis en neutronstjerne overstiger denne grænse, forventes den at kollapse til et sort hul.
Neutronstjerner er dermed unikke laboratorier for ekstrem fysik — fra kernefysik og superfluiditet til stærk gravitation og magnetisme — og fortsætter med at give ny indsigt gennem observationer i radio, røntgen, gamma og gravitationsbølger.
Stråling fra pulsaren PSR B1509-58, en hurtigt snurrende neutronstjerne, får den nærliggende gas til at gløde i røntgenstråler (guld, fra Chandra) og oplyser resten af stjernetågen, her set i infrarødt (blå og rød, fra WISE).
En model, der viser, hvordan en neutronstjerne ville se ud indvendigt
Historie
I 1934 foreslog Walter Baade og Fritz Zwicky, at der fandtes neutronstjerner, kun et år efter at James Chadwick havde opdaget neutronen, at der fandtes neutroner.
I deres søgen efter supernovaers oprindelse foreslog de, at almindelige stjerner i supernovaeksplosioner bliver omdannet til stjerner, der består af ekstremt tætpakkede neutroner, som de kaldte neutronstjerner. Baade og Zwicky foreslog, at frigivelsen af neutronstjernernes gravitationelle bindingsenergi sætter supernovaen i gang: "I supernova-processen annihileres masse i bulk".
Neutronstjerner blev anset for at være for svage til at kunne spores. Der blev ikke arbejdet meget med dem før november 1967, hvor Franco Pacini (1939-2012) påpegede, at hvis neutronstjernerne snurrede og havde store magnetfelter, ville der blive udsendt elektromagnetiske bølger. Radioastronomen Antony Hewish og hans forskningsassistent Jocelyn Bell i Cambridge opdagede snart radiopulser fra stjerner, som nu er kendt som pulsarer.
Spørgsmål og svar
Sp: Hvad er en neutronstjerne?
A: En neutronstjerne er en meget lille og tæt stjerne, der næsten udelukkende består af neutroner. Den har en radius på ca. 11-11,5 kilometer og en masse på ca. det dobbelte af Solens masse.
Spørgsmål: Hvor tæt er en neutronstjerne?
Svar: Stjernens tæthed svarer til den, der er i en atomkerne, og dens tyngdefelt ved overfladen er 2x1011 gange stærkere end på Jorden. For at sætte det i perspektiv kan al masse fra vores sol presses ned i en kugle med en diameter på 19 kilometer. En teskefuld stof fra neutronstjernen ville veje 6 milliarder tons.
Spørgsmål: Hvor hurtigt drejer neutronstjerner rundt?
Svar: Neutronstjerner drejer meget hurtigt, fra 0,001 sekund op til 30 sekunder til at dreje rundt.
Spørgsmål: Hvilke typer findes der?
Svar: Der findes forskellige typer som pulsarer, magnetarer og binære pulsarer, der udsender stråler af elektromagnetisk stråling eller har stærke magnetfelter, der er henholdsvis 108 og 1015 gange så stærke som på Jorden.
Spørgsmål: Hvilken temperatur har de typisk?
Svar: Neutronstjerner, der kan observeres, er meget varme og har typisk en overfladetemperatur på omkring 600000 K (600000 grader Kelvin).
Søge