Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

Neutronitähdet ja pulsarit

Tiheät, nopeasti pyörivät jäännökset, jotka muodostuvat tiettyjen supernovaräjähdysten jälkeen ja lähettävät säteilykeiloja

Kun massiiviset tähdet saavuttavat elämänsä lopun ydinromahduksen supernovassa, niiden ytimet voivat kutistua erittäin tiheiksi kohteiksi, joita kutsutaan neutronitähtiksi. Nämä jäännökset ovat tiheitä, ylittäen atomiytimen tiheyden, ja sisältävät Auringon massan suunnilleen kaupunkikokoisessa pallossa. Näiden neutronitähtien joukossa jotkut pyörivät nopeasti ja niillä on voimakkaat magneettikentät — pulsarit, jotka lähettävät viuhkamaisia säteilykeiloja, jotka ovat havaittavissa Maasta. Tässä artikkelissa käsittelemme, miten neutronitähdet ja pulsarit muodostuvat, miten ne eroavat avaruudessa ja miten niiden energinen säteily antaa meille mahdollisuuden tutkia äärimmäistä fysiikkaa aineen rajoilla.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Ydinromahdus ja ”neutronisaatio”

Korkeamassaiset tähdet (> 8–10 M⊙) muodostavat lopulta rauta-ytimen, joka ei enää pysty ylläpitämään eksotermistä fuusiota. Kun ytimen massa lähestyy tai ylittää Chandrasekharin rajan (~1,4 M⊙), elektronien degeneraatio paine ei enää vastusta painovoimaa, aiheuttaen ydinromahduksen. Vain muutamassa millisekunnissa:

  1. Romahdettava ydin puristaa protonit ja elektronit neutroneiksi (käänteisen beeta-hajoamisen kautta).
  2. Neutronien degeneraatio paine pysäyttää romahduksen, jos ytimen massa pysyy alle noin 2–3 M⊙.
  3. Ilmaantunut heijastus tai neutriinovetoinen räjähdysaalto heittää tähden ulommat kerrokset avaruuteen aiheuttaen ydinromahduksen supernovan [1,2].

Keskellä on neutronitähti – erittäin tiheä kohde, jonka säde on yleensä noin 10–12 km ja massa 1–2 Auringon massaa.

1.2 Massa ja tilanyhtälö

Tarkkaa neutronitähden massarajaa (ns. Tolman–Oppenheimer–Volkoffin rajaa) ei ole tarkasti määritetty, mutta se on yleensä 2–2,3 M⊙. Tämän rajan ylittäessä ydin romahtaa edelleen mustaksi aukoksi. Neutronitähden rakenne riippuu ydinfysiikasta ja ultratiheän aineen tilanyhtälöstä – tämä on aktiivisesti tutkittu alue, joka yhdistää astrofysiikan ja ydinfysiikan [3].

2. Rakenne ja koostumus

2.1 Neutronitähden kerrokset

Neutronitähdillä on kerrostunut rakenne:

  • Ulkokuori: Koostuu ydinkiteiköstä ja degeneroituneista elektroneista neutronipisaran tiheyteen asti.
  • Sisäkuori: Neutroneilla rikastunut aine, jossa voi esiintyä ”ydinmakaronivaiheita.”
  • Ydin: Pääasiassa neutroneja (ja mahdollisesti eksoottisia hiukkasia, kuten hyperoneja tai kvarkkeja), jotka sijaitsevat ydinylitiheydessä.

Tiheys voi ylittää 1014 g cm-3 ydin – yhtä suuria tai suurempia kuin atomiytimen.

2.2 Erittäin voimakkaat magneettikentät

Monilla neutronitähdillä on magneettikenttiä, jotka ovat huomattavasti voimakkaampia kuin tyypillisillä pääsarjan tähdillä. Tähden romahdettua magneettivuo puristuu kasaan, lisäten kentän voimakkuuden 108–1015 G:hen. Voimakkaimmat kentät löytyvät magnetareista, jotka voivat aiheuttaa voimakkaita purkauksia tai ”tähtenväristyksiä” (engl. starquakes). Jopa ”tavallisilla” neutronitähdillä on yleensä 109–12 G kentät [4,5].

2.3 Nopea pyöriminen

Pyörimismäärän säilymislaki nopeuttaa neutronitähden pyörimistä romahduksen aikana. Siksi monet vastasyntyneet neutronitähdet pyörivät millisekuntien tai sekuntien jaksoissa. Ajan myötä magneettinen jarrutusvoima ja virrat voivat hidastaa tätä pyörimistä, mutta nuoret neutronitähdet voivat alkaa pyöriä ”millisekuntipulsareina” tai uusiutua kaksoistähtijärjestelmissä massaa vastaanottaen.

3. Pulsarit: kosmiset majakat

3.1 Pulsarin ilmiö

Pulsari on pyörivä neutronitähti, jonka magneettinen akseli ja pyörimisakseli eivät ole samansuuntaiset. Vahva magneettikenttä ja nopea pyöriminen tuottavat säteilykeiloja (radio-, näkyvän valon, röntgen- tai gammasäteitä), jotka säteilevät magneettisista navoista. Tähden pyöriessä nämä keilat toimivat majakan valonsäteen tavoin ja pyyhkivät Maan yli, luoden pulssit jokaisella kierroksella [6].

3.2 Pulsarityypit

  • Radiopulsarit: Säteilevät pääasiassa radiotaajuusalueella, ja niille on ominaista erittäin vakaat pyörimisjaksot noin 1,4 ms:stä useisiin sekunteihin.
  • Röntgenpulsarit: Usein kaksoisjärjestelmissä, joissa neutronitähti kerää ainetta kumppanitähdeltä, tuottaen röntgensäteilyä tai pulsseja.
  • Millisekuntipulsarit: Erittäin nopeasti pyörivät (muutaman millisekunnin jaksoilla), usein "käynnistetty" (uudelleen kiihdytetty) akkretion kautta kaksoiskumppanista. Ne ovat tunnetuimpia tarkkoja kosmisia "kelloja".

3.3 Pulsarien pyörimisnopeuden hidastuminen

Pulsarit menettävät pyörimisenergiaansa sähkömagneettisten pyörimisjarrujen (dipolisäteily, tuulet) kautta ja hidastuvat vähitellen. Niiden jaksot pitenevät miljoonien vuosien aikana, kunnes säteily muuttuu liian heikoksi havaittavaksi, saavutettaessa niin kutsuttu "pulsarien kuoleman raja". Jotkut pulsarit pysyvät aktiivisina "pulsarin tuulihöyryn" vaiheessa, antaen edelleen energiaa ympäröivälle aineelle.

4. Neutronitähtien kaksoiset ja erityiset ilmiöt

4.1 Röntgenkaksoiset

Röntgenkaksoisissa neutronitähti kerää ainetta läheiseltä kumppanitähdeltä. Putoava aine muodostaa akkretiokiekon, joka säteilee röntgensäteitä. Joskus tapahtuu väliaikaisia kirkkauden purkauksia (transientteja), jos kiekossa esiintyy epävakautta. Näitä kirkkaita röntgenlähteitä tarkkailemalla voidaan määrittää neutronitähtien massat, pyörimisnopeudet ja tutkia akkretion fysiikkaa [7].

4.2 Pulsarin ja kumppanin järjestelmät

Kaksoispulsarit, joiden toinen jäsen on toinen neutronitähti tai valkoinen kääpiö, ovat tarjonneet keskeisiä yleisen suhteellisuusteorian testejä, erityisesti mittaamalla radan kutistumista gravitaatioaaltojen säteilyn vuoksi. Kaksoisneutronitähtijärjestelmä PSR B1913+16 (Hulson–Tailorin pulsari) tarjosi ensimmäisen epäsuoran todisteen gravitaatioaaltojen olemassaolosta. Uudemmat löydöt, kuten "Kaksoispulsari" (PSR J0737−3039), tarkentavat edelleen gravitaatioteorioita.

4.3 Yhdistymiset ja gravitaatioaallot

Kun kaksi neutronitähtää lähestyy toisiaan spiraaliradalla, ne voivat aiheuttaa kilonovan ja säteillä voimakkaita gravitaatioaaltoja. Vuonna 2017 havaittu GW170817 vahvisti kahden neutronitähden kaksoisjärjestelmän yhdistymisen, joka vastasi moniaalloista havaintokilonoovaa. Nämä yhdistymiset voivat myös tuottaa raskaimpia alkuaineita (esim. kultaa tai platinaa) r-prosessin nukleosynteesin kautta, korostaen neutronitähtiä kosmisina "lehminä" [8,9].

5. Vaikutus galaktisiin ympäristöihin

5.1 Supernovajäänteet ja pulsarin tuulihöyryt

Neutronitähtien synty ydinromahduksen supernovan kautta jättää jälkeensä supernovajäänteen – laajenevat heitetyn aineen kuoret ja shokkiaallon. Nopeasti pyörivä neutronitähti voi luoda pulsarin tuulihöyryn (esim. Krabihöyry), jossa pulsarista peräisin olevat relativistiset hiukkaset antavat energiaa ympäröivälle kaasulle, joka säteilee synkrotronisäteilyä.

5.2 Raskaampien alkuaineiden leviäminen

Neutronitähtien muodostuminen supernovaräjähdyksissä tai neutronitähtien yhdistymisissä vapauttaa uusia raskaampien alkuaineiden isotooppeja (esim. strontiumia, bariumia ja vielä raskaampia). Tämä kemiallinen rikastuminen päätyy tähtienväliseen aineeseen ja myöhemmin liittyy tuleviin tähtisukupolviin ja planeettoihin.

5.3 Energia ja palautteet

Aktiiviset pulsarit lähettävät voimakkaita hiukkastuulia ja magneettikenttiä, jotka voivat puhaltaa avaruuskuplia, kiihdyttää kosmisia säteitä ja ionisoida paikallisia kaasuja. Magnetarit, joilla on erityisen äärimmäiset kentät, voivat aiheuttaa valtavia välähdyksiä, jotka joskus häiritsevät lähellä olevaa tähtienvälistä ainetta. Näin neutronitähdet muokkaavat ympäristöään pitkään alkuperäisen supernovaräjähdyksen jälkeen.

6. Havaitut ilmiöt ja tutkimussuuntautuminen

6.1 Pulsarien etsintä

Radioteleskoopit (esim. Arecibo, Parkes, FAST) ovat historiallisesti kartoittaneet taivasta etsien pulsarien periodisia radioimpulsseja. Nykyaikaiset teleskooppimassiivit ja aikadomainin havainnot mahdollistavat millisekuntipulsarien löytämisen ja galaksin populaation tutkimisen. Röntgen- ja gammasädeobservatoriot (esim. Chandra, Fermi) löytävät korkeaenergisiä pulsareita ja magnetareita.

6.2 NICER ja aikamittausten massiivit

Avaruuslennot, kuten NICER ("Neutron star Interior Composition Explorer"), joka on asennettu ISS:lle (Kansainväliselle avaruusasemalle), mittaavat neutronitähtien röntgensäteilypulssit tarkentaen massan ja säteen rajoja niiden sisäisen tilan yhtälön selvittämiseksi. Pulsarien aikamittausten massiivit (PTA) yhdistävät vakaita millisekuntipulsareita havaitakseen matalataajuisia gravitaatioaaltoja, jotka syntyvät supermassiivisten mustien aukkojen kaksoisjärjestelmistä suuressa kosmisessa mittakaavassa.

6.3 Moniaaltotarkkailun merkitys

Neutriinojen ja gravitaatioaaltojen havaitseminen tulevissa supernovissa tai neutronitähtien yhdistymisissä voi suoraan paljastaa neutronitähtien muodostumisen olosuhteet. Kilonovien tapahtumien tai supernovien neutriinovirtojen tarkkailu tarjoaa ainutlaatuista tietoa ydinmateriaalin ominaisuuksista äärimmäisissä tiheyksissä, yhdistäen astrofysiikan ja hiukkasfysiikan.

7. Johtopäätökset ja tulevaisuuden näkymät

Neutronitähdet ja pulsarit ovat eräitä äärimmäisiä tähtien evoluution tuloksia: massiivisten tähtien romahtamisen jälkeen muodostuu kompakteja jäännöksiä, joiden halkaisija on vain noin 10 km, mutta massa usein ylittää Auringon massan. Näillä jäännöksillä on erittäin vahvat magneettikentät ja nopea pyöriminen, joka ilmenee pulsareina, jotka säteilevät laajalla sähkömagneettisen spektrin alueella. Niiden muodostuminen supernovaräjähdyksissä rikastuttaa galakseja uusilla alkuaineilla ja energialla, vaikuttaen tähtien muodostumiseen ja tähtienvälisen aineen rakenteeseen.

Kahden neutronitähden yhdistymisistä, jotka synnyttävät gravitaatioaaltoja, aina magnetarien välähdyksiin, jotka voivat hetkessä peittää kokonaisia galakseja gammasäteilyn alueella, neutronitähdet ovat edelleen tähtitieteen tutkimuksen eturintamassa. Kehittyneet teleskoopit ja aikamittausmassat paljastavat yhä tarkemmin pulsarien säteilyn geometrian, sisäisen rakenteen ja lyhytaikaisten yhdistymistapahtumien yksityiskohtia – yhdistäen kosmiset ääripäät perustavanlaatuiseen fysiikkaan. Näiden vaikuttavien jäännösten kautta näemme suurimassaisen tähtien elämän viimeiset vaiheet ja kuinka kuolema voi laukaista kirkkaita ilmiöitä sekä muokata kosmista ympäristöä kokonaisiksi aikakausiksi.

Lähteet ja lisälukemista

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). ”Supernovista.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). ”Massiivisista neutroniytimistä.” Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). ”Erittäin voimakkaasti magnetoituneiden neutronitähtien muodostuminen: vaikutukset gammasädepurkauksille.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). ”Pyörivät neutronitähdet pulssiradioaaltojen lähteinä.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). ”Pulsarit ja niiden asema tähtitieteessä.” Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). ”GW170817: Gravitaatioaaltojen havainto kahden neutronitähden kiertoradalla.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). ”Neutronitähtien yhdistymisen GW170817/SSS17a valokäyrät.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). ”Kahden auringonmassan neutronitähti mitattuna Shapirodelyn avulla.” Nature, 467, 1081–1083.
Palaa blogiin