nøytronstjerner og pulserende stjerner

Når kjernen i en massiv stjerne kollapser, fanger atomkjerner og frie protoner opp elektroner. Dermed øker andelen nøytroner i materien, og nøytrinoer dannes. Kollapsen av den indre delen varer en brøkdel av et sekund. Ved svært høy tetthet motstår materien videre sammenpressing, og det kan dannes en varm protønøytronstjerne .[1]

Dette nyfødte objektet utvikler seg mens det mister varme og nøytrinoene som er fanget i det. Trykket som oppstår på grunn av kvantefysiske fenomener og den sterke kjernekraften, kan opprettholde en langlivet nøytronstjerne hvis restens masse ikke overskrider grensen som gjelder for dens spesifikke tilstand.[2]

En jernkjerne er ikke alltid nødvendig: noen nøytronstjerner dannes ved elektroninnfangning under kollapsen av oksygen-neonkjerner. Kollapsen begynner heller ikke når en universell kjernemasse nås. Den døende stjernens sammensetning og struktur er viktig.[1]

Dette er illustrerende verdier, ikke målinger av en bestemt navngitt stjerne. Nøytronstjernens masse, radius og tetthet er knyttet sammen av fysikken til tett stoff.[3]

Hva kan den maksimale massen til en nøytronstjerne være?

Observasjoner bekrefter at det finnes nøytronstjerner med en masse på omtrent to solmasser . En egnet modell av deres indre struktur må tillate stjerner med en masse som minst tilsvarer disse målte verdiene; observasjonene fastslår ikke én nøyaktig maksimalmasse.[4]

Det ofte brukte begrepet TOV-maksimalmasse betegner massegrensen for en kald, ikke-roterende nøytronstjerne ifølge en valgt tilstandsligning. Rotasjon kan gjøre at stjernen tåler en større masse. En varm rest som endrer seg raskt, krever ytterligere modellering, så «2,2 solmasser» bør ikke betraktes som en universell grense mellom nøytronstjerner og svarte hull.[5]

En nøytronstjerne er ikke bare en homogen kule av nøytroner. De fysiske forholdene varierer mye i de ytre lagene og i det indre. Diagrammet nedenfor er et nyttig utgangspunkt for å beskrive en moden stjerne, men det er fortsatt betydelig usikkerhet jo nærmere man kommer sentrum.[2], [6], [7]

Nær bunnen av skorpen kan det ifølge modeller dannes avlange eller plateformede kjernestrukturer, kalt atomkjernepasta. Dette er forutsagte muligheter, ikke et bekreftet lag som finnes i hver eneste nøytronstjerne. Akkresjonshistorien kan også endre skorpens sammensetning.[6]

Vi oppdager en nøytronstjerne som en pulsar når et gjentakende strålingsmønster treffer siktelinjen vår mens den roterer. Den velkjente fyrtårnmodellen illustrerer dette med en magnetisk akse som heller i forhold til rotasjonsaksen, og radiostråler knyttet til områdene rundt de magnetiske polene.[8], [9]

Hele stjernens lysstyrke slås ikke på og av for hver puls. Mønsteret gjentar seg mens den roterer, og profilen kan ha mer enn én topp per omdreining. Hvis siktelinjen vår ikke treffer den aktuelle strålingen, kan vi kanskje ikke oppdage denne nøytronstjernen som en pulsar i det bølgelengdeområdet.[8], [9]

Radio-, røntgen- og gammastråler krever ulike modeller

En stjernes magnetosfære er området rundt den der magnetfeltet styrer bevegelsen til elektrisk ladde partikler. Plasmaet der kan stråle på flere måter og fra ulike steder. Høyenergetiske pulser kan oppstå langt fra overflaten, blant annet i strømsjikt nær eller utenfor lyssylinderen; denne sylinderen markerer avstanden fra aksen der stiv medrotasjon ville kreve lysets hastighet.

Derfor er ikke ensartede, smale lyskasterstråler en passende modell for alle bølgelengder. Den detaljerte mekanismen bak koherent radiostråling er heller ikke fullt ut forstått ennå.[9]

Sterke magnetfelt spiller en hovedrolle her. Deres opprinnelse og utvikling innebærer mer enn bare kompresjon: feltforsterkning i den nyfødte stjernen, indre utvikling og akkresjonshistorie kan være viktige faktorer. Felt utledet fra spinnnedbremsing beskriver en modellavhengig komponent i stor skala, ikke hele feltet i hvert punkt.[8], [11]

Til orientering: Anslåtte dipolfelt for vanlige radiopulsarer ligger ofte på rundt 10¹² gauss, mens gjenoppdrevne millisekundpulsarer vanligvis ligger på rundt 10⁸–10⁹ gauss. Én gauss er lik 10⁻⁴ tesla. Dette er typiske verdier, ikke strenge klassifikasjonsgrenser.[8], [10]

Et pulserende signal viser at lysstyrken varierer regelmessig. For å forstå objektet må vi også spørre hvor energien kommer fra. Det at strålingen oppdages i røntgen- eller radioområdet, gir ikke i seg selv svar på dette spørsmålet.[8]

Dette er energikilder, ikke kategorier av hele objekter som utelukker hverandre. Strålingen fra en nøytronstjerne kan bestå av mer enn én komponent.[8], [11]

Rotasjonsenergien avtar gradvis når rotasjonen bremses

En kjerne som trekker seg sammen, kan rotere raskere fordi massen kommer nærmere rotasjonsaksen. Overføring og tap av dreieimpuls avgjør hvor mye rotasjon en nøytronstjerne arver. Den senere rotasjonen gjenspeiler både fødselsforholdene og den videre utviklingen.[8]

Rotasjonsperioden til en isolert pulsar, som får strålingen sin fra rotasjonsenergi, blir vanligvis lengre over tid: Hver full omdreining tar stadig mer tid. Ved å måle perioden P og endringshastigheten Ṗ kan astronomer anslå hvordan stjernen utvikler seg.[10]

Rotasjonshopp viser at det kan foregå utveksling av dreieimpuls inne i stjernen

Noen pulsarer begynner plutselig å rotere litt raskere; en slik hendelse kalles et rotasjonshopp. Ifølge en av de viktigste forklaringene overfører en raskere roterende superflytende nøytronvæske inne i stjernen dreieimpuls til skorpen og andre komponenter som er koblet til den. Hva som utløser hoppet, hvilke områder som deltar, og hvordan stjernen senere kommer seg, undersøkes fortsatt.[12]

Modeller forutsier også forhold der dannelsen av partikkelpar som opprettholder radiostrålingen, kan opphøre. Den ofte tegnede dødslinjen er en teoretisk veiledning, ikke en streng, universell grense eller en garanti for at all annen stråling også forsvinner.[23]

En nøytronstjerne i et tett dobbeltstjernesystem kan akkrettere materie fra ledsagerstjernen. På grunn av det dype gravitasjonspotensialet er slik materie som faller inn, en effektiv strålingskilde. Avhengig av systemet kan gassen strømme til gjennom en skive eller med ledsagerstjernens vind.[8]

Hvis magnetfeltet leder strømmen til små områder på overflaten, kan rotasjonen føre til at disse lyse områdene vender mot oss med jevne mellomrom og skaper røntgenpulser. Hos andre nøytronstjerner som akkretterer, observeres det ingen lett påviselige, vedvarende pulseringer.[8]

Den nåværende ledsagerstjernen avslører ikke alltid hele historien. Noen resirkulerte pulsarer går i bane rundt hvite dverger, mens andre blir alene etter senere utvikling eller vekselvirkninger i et dobbeltstjernesystem. Pulstakten til mange av dem er svært stabil over lange observasjoner, selv om den ikke er helt fri for støy.[10]

En tidsmodell forutsier når pulsene skal nå teleskopet. Den tar hensyn til stjernens rotasjon, posisjon og bevegelse, en mulig binær bane og utbredelsen gjennom interstellar plasma. Forskjellene mellom målte og forutsagte ankomsttider kalles restverdier for pulsankomsttider.[8], [10]

Den gradvis krympende banen til den binære Hulse-Taylor-pulsaren, PSR B1913+16, ga bevis for gravitasjonsbølgestråling. Langtidsmålinger, med relevante bevegelseskorreksjoner, stemmer overens med energitapet som forutsies av den generelle relativitetsteorien.[14]

En dobbel pulsar, PSR J0737−3039A/B, gjør det mulig å undersøke flere relativistiske effekter i ett og samme system. En analyse fra 2021 brukte 16 års observasjoner til strenge tester av gravitasjon i omgivelser med sterkt selvgraviterende legemer.[15]

En klokkematrise på størrelse med galaksen

Et pulsartidtakingsarray sammenligner den nøyaktige pulstiden til mange millisekundpulsarer. Gravitasjonsbølger som passerer mellom disse stjernene og Jorden, kan etterlate korrelerte tidsvariasjoner på ulike steder på himmelen.

I 2023 rapporterte NANOGrav om tegn på korrelasjoner som stemmer overens med Hellings-Downs-mønsteret , som forutsies for en gravitasjonsbølgebakgrunn. Mønsteret avhenger av vinkelavstanden mellom pulsarer og bidrar til å skille signalet fra ukorrelert støy.[16]

Disse målingene undersøker bølger med nanohertz-frekvens og svært lange perioder. En av de viktigste forklaringene på signalet er en populasjon av supermassive svarte hull i binærsystemer, men korrelasjonene alene fastslår ikke kilden entydig. Her fungerer nøytronstjerner som klokker for å oppdage bølger som dannes andre steder.[16]

Lysbøying bidrar til å sette grenser for stjernens størrelse

Sterk gravitasjon bøyer lyset som forlater overflaten til en nøytronstjerne. Når varme områder roterer inn i og ut av synsfeltet, endrer denne lysbøyingen den observerte røntgenpulsprofilen. Stjernens masse, radius, rotasjonshastighet, observasjonsgeometri og overflatestråling påvirker mønsteret.

Forskere brukte observasjoner fra NICER til å tilpasse fysiske modeller til disse profilene og fastsette grenser for masse og radius. Atmosfærisk stråling, bakgrunnsstråling og geometrien til varme områder må modelleres nøye. Resultatet er en konklusjon med usikkerheter, ikke et bilde av overflaten.[17]

For eksempel kombinerer analyser av den massive pulsaren PSR J0740+6620 røntgendata med informasjon fra tidtaking av radiopulser. Slike målinger undersøker om de foreslåtte tilstandsligningene tillater stjerner med den observerte kombinasjonen av masse og størrelse.[4]

Et gravitasjonsbølgesignal kan bidra til å fastslå hvor lett stjerner deformeres av hverandres gravitasjon. Følgene av sammensmeltingen avhenger også av massene deres og tilstandsligningen: Resten kan kollapse direkte til et svart hull eller forbli en nøytronstjerne en stund. Observasjonene av GW170817 ga ikke et direkte bilde som entydig fastslo den endelige resten.[3], [19]

En pulsar som bruker rotasjonsenergi, kan sende ut en relativistisk vind av partikler og elektromagnetisk energi. Når omgivelsene holder tilbake denne strømmen, kan den blåse opp en pulsarvindtåke. Krabbetåken er et kjent eksempel.

Når høyenergipartikler beveger seg i magnetfelt, sender de ut stråling – slik oppstår synkrotronstråling. De kan også øke energien til fotoner med lavere energi gjennom invers Compton-spredning. Tåken viser dermed hvordan energien fra den roterende stjernen når et mye større område av rommet.[21]

En pulsarvindtåke skiller seg fra den ekspanderende utkastede materien og den sjokkbølgepåvirkede gassen som utgjør den opprinnelige supernovaresten, selv om disse strukturene kan vekselvirke. Dette er ikke et særskilt stadium som først begynner når pulsaren slutter å sende ut radiopulser. Utviklingen avhenger av vinden, den omkringliggende supernovaresten og pulsarens bevegelse.[21]

Hva gjenstår å forstå?

Hver observasjon gjør det mulig å undersøke en ny side av det samme objektet. Målinger av pulsankomsttidene gjør det mulig å følge rotasjonen og bevegelsen; spektra og pulsprofiler bidrar til å sette grenser for strålingsparametrene; sammensmeltninger gjør det mulig å undersøke hvordan objektet reagerer på ekstremt sterk gravitasjon. Til sammen gjør disse observasjonene det mulig for astronomer å studere materie under forhold som langt overgår dem man kan oppnå i et laboratorium.[3]