Neutroninės žvaigždės ir pulsarai

nøytronstjerner og pulserende stjerner

Tette, raskt roterende rester som dannes etter visse supernovaeksplosjoner, og som sender ut stråleutslipp

Når massive stjerner når slutten av livet gjennom en kjernekolaps-supernova, kan kjernene deres krympe til svært tette objekter kalt nøytronstjerner. Disse restene kjennetegnes av tettheter som overstiger atomkjernetetthet, og rommer en solmasse i en sfære omtrent på størrelse med en by. Blant disse nøytronstjernene roterer noen raskt og har sterke magnetfelt — pulsarer — som sender ut sveipende stråleutslipp som kan observeres fra Jorden. I denne artikkelen vil vi diskutere hvordan nøytronstjerner og pulsarer dannes, hva som skiller dem i verdensrommet, og hvordan deres energirike stråling lar oss utforske ekstrem fysikk i materiens grenser.

1. Susidarymas po supernovos

1.1 Kjernekolaps og «nøytronisering»

Stjerner med høy masse (> 8–10 M⊙) danner til slutt en jernkjerne som ikke lenger kan opprettholde eksoterm fusjon. Når kjernemassen nærmer seg eller overskrider Chandrasekhar-grensen (~1,4 M⊙), kan ikke elektron-degenerasjonstrykket motvirke gravitasjonen, noe som fører til kjernekolaps. På bare noen millisekunder:

  1. Den kollapsende kjernen presser protoner og elektroner sammen til nøytroner (via omvendt beta-nedbrytning).
  2. Nøytron-degenerasjonstrykket stopper videre kollaps hvis kjernemassen forblir lavere enn ~2–3 M⊙.
  3. Den oppståtte støtbølgen eller nøytrinodrevet eksplosjonsbølge kaster de ytre lagene av stjernen ut i rommet, og forårsaker en kjernekolaps-supernova [1,2].

Senteret ligger en nøytronstjerne – et svært tett objekt, vanligvis med en radius på ~10–12 km, som har 1–2 solmasser.

1.2 Masse og tilstandsformel

Den eksakte massegrensen for nøytronstjerner (den såkalte «Tolman–Oppenheimer–Volkoff»-grensen) er ikke nøyaktig kjent, men ligger vanligvis rundt 2–2,3 M⊙. Overskrides denne grensen, kollapser kjernen videre til et svart hull. Nøytronstjerners struktur avhenger av kjernefysikk og tilstandsformelen for ultratett materie – et aktivt forskningsfelt som forbinder astrofysikk med kjernefysikk [3].

2. Struktur og sammensetning

2.1 Lag i nøytronstjerner

Nøytronstjerner har en lagdelt struktur:

  • Ytre skorpe: Består av et gitter av kjerner og degenererte elektroner, opp til den såkalte nøytrondrypptettheten.
  • Indre skorpe: Materie rik på nøytroner, hvor «kjernepasta»-faser kan eksistere.
  • Kjerne: Hovedsakelig nøytroner (og muligens eksotiske partikler som hyperoner eller kvarker) i overkjernetetthet.

Tettheter kan overstige 1014 g cm-3 i kjernen – slike eller enda større enn atomkjernens.

2.2 Ekstremt sterke magnetfelt

Mange nøytronstjerner har magnetfelt som er mye sterkere enn typiske hovedseriestjerner. Når stjernen kollapser, komprimeres magnetfeltet og øker styrken til 108–1015 G. De sterkeste feltene finnes i magnetarer, som kan forårsake kraftige utbrudd eller «stjerneskjelv» (eng. starquakes). Selv «vanlige» nøytronstjerner har vanligvis felt på 109–12 G [4,5].

2.3 Rask rotasjon

Bevaring av dreiemoment under kollaps akselererer rotasjonen til nøytronstjernen. Derfor roterer mange nyfødte nøytronstjerner med perioder på millisekunder eller sekunder. Over tid kan magnetisk bremskraft og strømmer bremse denne rotasjonen, men unge nøytronstjerner kan starte som «millisekundpulsarer» eller bli reaktivert i binære systemer ved å akkumulere masse.

3. Pulsarer: kosmiske fyrtårn

3.1 Pulsarfenomenet

Pulsar – en roterende nøytronstjerne hvor magnetaksen og rotasjonsaksen ikke er sammenfallende. Sterkt magnetfelt og rask rotasjon genererer stråleutslipp (radio, synlig lys, røntgen- eller gammastråler) som sendes ut langs magnetpolene. Når stjernen roterer, sveiper disse strålene som et fyrtårnslys over Jorden og skaper pulser for hver rotasjon [6].

3.2 Typer av pulsarer

  • Radiopulsarer: Sender hovedsakelig i radiobåndet, kjennetegnet ved svært stabile rotasjonsperioder fra ~1,4 ms til flere sekunder.
  • Røntgenpulsarer: Forekommer ofte i binære systemer hvor nøytronstjernen akkreterer materiale fra ledsagerstjernen, og genererer røntgenstråling eller pulser.
  • Millisekundpulsarer: Svært raskt roterende (med perioder på noen få millisekunder), ofte «spolte opp» (respunnet) gjennom akkresjon fra en binær ledsager. De er blant de mest presise kjente kosmiske «klokkene».

3.3 Pulsarrotasjonsnedbremsing

Pulsarer mister rotasjonsenergi gjennom elektromagnetiske rotasjonsbremser (dipolstråling, vind) og bremser gradvis ned. Periodene deres øker over millioner av år, til strålingen til slutt blir for svak til å oppdages, når den såkalte «pulsardødsgrensen» nås. Noen pulsarer forblir aktive i «pulsarvindtåkefasen», og fortsetter å tilføre energi til det omkringliggende materialet.

4. Binære nøytronstjerner og spesielle fenomener

4.1 Røntgendobbeltsystemer

Røntgendobbeltsystemer der nøytronstjernen akkreterer materiale fra en nær ledsagerstjerne. Det fallende materialet danner en akkresjonsskive som sender ut røntgenstråling. Noen ganger oppstår intermitterende lysutbrudd (transienter) hvis det oppstår ustabiliteter i skiven. Ved å observere disse sterke røntgenkildene kan man bestemme nøytronstjernenes masser, rotasjonsfrekvenser og studere akkresjonsfysikk [7].

4.2 Pulsar- og ledsagersystemer

Binære pulsarer, hvor den andre komponenten er en annen nøytronstjerne eller en hvit dverg, har gitt viktige tester av generell relativitet, spesielt ved måling av banenedbrytning på grunn av gravitasjonsbølgestråling. Det doble nøytronstjernesystemet PSR B1913+16 (Hulse–Taylor-pulsaren) ga det første indirekte beviset for gravitasjonsbølgers eksistens. Nyere funn, som «Den doble pulsaren» (PSR J0737−3039), finjusterer fortsatt gravitasjonsteoriene.

4.3 Sammenslåinger og gravitasjonsbølger

Når to nøytronstjerner nærmer seg hverandre i en spiralbane, kan de forårsake en kilonova og sende ut sterke gravitasjonsbølger. Den bemerkelsesverdige oppdagelsen av GW170817 i 2017 bekreftet sammenslåingen av et binært nøytronstjernesystem, som samsvarer med en kilonova observert i flere bølgelengder. Disse sammenslåingene kan også skape de tyngste elementene (f.eks. gull eller platina) gjennom r-prosessen nukleosyntese, og understreker nøytronstjerner som kosmiske «melkeprodusenter» [8,9].

5. Påvirkning på galaktiske omgivelser

5.1 Supernovarester og pulsarvindtåker

Fødselen av nøytronstjerner gjennom kjerne-kollaps supernova etterlater supernovarest – ekspanderende skall av utstøtt materiale og sjokkfront. En raskt roterende nøytronstjerne kan skape en pulsarvindtåke (for eksempel Krabbetåken), hvor relativistiske partikler fra pulsaren tilfører energi til det omkringliggende gasslaget, som stråler ut synkrotronstråling.

5.2 Spredning av tyngre elementer

Dannelsen av nøytronstjerner i supernovaeksplosjoner eller sammenslåinger frigjør nye isotoper av tyngre elementer (f.eks. strontium, barium og enda tyngre). Denne kjemiske berikelsen går inn i det interstellare mediet og inkorporeres senere i fremtidige generasjoner av stjerner og planetariske legemer.

5.3 Energi og tilbakemeldinger

Aktive pulsarer sender ut sterke partikkelvind og magnetfelt som kan blåse opp kosmiske bobler, akselerere kosmiske stråler og ionisere lokale gasser. Magnetarer med ekstremt sterke felt kan forårsake enorme utbrudd som noen ganger forstyrrer det nærliggende interstellare mediet. På denne måten former nøytronstjerner fortsatt sitt miljø lenge etter den opprinnelige supernovaeksplosjonen.

6. Observerte fenomener og forskningsretninger

6.1 Pulsarsøk

Radioteleskoper (f.eks. Arecibo, Parkes, FAST) har historisk skannet himmelen for å finne periodiske radiopulser fra pulsarer. Moderne teleskoparrays og tidsdomenobservasjoner gjør det mulig å oppdage millisekundpulsarer og studere galaksens pulsarpopulasjon. Røntgen- og gammastråleobservatorier (f.eks. Chandra, Fermi) oppdager høyenergi-pulsarer og magnetarer.

6.2 NICER og tidsmålearrays

Romoppdrag som NICER ("Neutron star Interior Composition Explorer"), installert på ISS (Den internasjonale romstasjonen), måler røntgenpulser fra nøytronstjerner for å mer presist fastsette masse- og radiusbegrensninger, med mål om å avdekke deres indre tilstandslikning. Pulsartidsmålearrays (PTA) kombinerer stabile millisekundpulsarer for å oppdage lavfrekvente gravitasjonsbølger som stammer fra supermassive sorte hull i binære systemer på store kosmiske skalaer.

6.3 Betydningen av flerbølgelengdeobservasjoner

Deteksjoner av nøytrinoer og gravitasjonsbølger i fremtidige supernovaer eller sammenslåinger av nøytronstjerner kan direkte avsløre dannelsesforholdene for nøytronstjerner. Observasjoner av kilonova-hendelser eller supernova-nøytrinoer gir unike data om egenskapene til kjernefysisk materiale ved ekstreme tettheter, og knytter astrofysikk til grunnleggende partikkelfysikk.

7. Konklusjoner og fremtidige perspektiver

Nøytronstjerner og pulsarer er noen av de mest ekstreme resultatene av stjernenes evolusjon: etter kollapsen av massive stjerner dannes kompakte rester med en diameter på bare ~10 km, men med masse som ofte overstiger solens masse. Disse restene har svært sterke magnetfelt og rask rotasjon, som kommer til uttrykk som pulserende signaler over et bredt elektromagnetisk spektrum. Deres dannelse i supernovaeksplosjoner beriker galakser med nye elementer og energi, og påvirker stjernedannelse og strukturen i det interstellare mediet.

Fra sammenslåinger av to nøytronstjerner som genererer gravitasjonsbølger, til magnetar-flamminger som kan overskygge hele galakser i gammaområdet på et øyeblikk, forblir nøytronstjerner i frontlinjen for astrofysisk forskning. Avanserte teleskoper og omfattende tidmålinger avslører stadig mer detaljer om pulsarstrålingens geometri, indre struktur og kortvarige sammenslåingshendelser – og knytter sammen kosmiske ytterpunkter med grunnleggende fysikk. Gjennom disse imponerende restene ser vi de siste kapitlene i massive stjerners liv og hvordan død kan utløse lyssterke fenomener og forme det kosmiske miljøet over epoker.

Kilder og videre lesning

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “Om supernovaer.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Om massive nøytronkjerner.” 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). “Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Roterende nøytronstjerner som opprinnelsen til pulserende radiosignaler.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Pulsarer og deres plass i astrofysikk.” 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: Observasjon av gravitasjonsbølger fra en binær nøytronstjerneinspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Lyskurver for nøytronstjernemerg GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “En nøytronstjerne med to solmasser målt ved hjelp av Shapiro-forsinkelse.” Nature, 467, 1081–1083.
Gå tilbake til bloggen