Nøytronstjerne

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
En modell av en nøytronstjerne.
Gravitasjonsbøyning av lyset på en nøytronstjerne. Gjennom relativistisk lysbøyning er mer enn halve stjernens overflate synlig (hver rute utgjør her 30x30 grader).

En nøytronstjerne er en av flere mulige sluttfaser for en stjerne. Når en stjerne dør kan den bli til en hvit dverg ved en planetarisk tåke, eller en nøytronstjerne eller et sort hull ved en supernovaeksplosjon. Det er restmassen, massen som er igjen når stjernen har støtet sine ytre lag ut i rommet ved en supernovaeksplosjon, som avgjør hvordan stjernen utvikler seg i sluttfasen. En supernovaeksplosjon kan først skje når stjernen har utviklet seg til en rød kjempe, og deretter en rød superkjempe. Når restmassen etter eksplosjonen er mellom rundt 1,4 og 2,5 solmasser, blir det dannet en nøytronstjerne. En gravitasjonskollaps vil inntreffe og restmassen vil implodere. En nøytronstjerne med mye større masse og tetthet enn en sol har da blitt til. Det blir kalt en nøytronstjerne fordi tettheten i stjernen er så stor at det blir dannet nøytroner når elektroner blir presset inn I atomkjernene. På grunn av tettheten er massen av en nøytronstjerne så stor at en sukkerbit av stjernen ville veie 1 milliard tonn.

Egenskaper[rediger | rediger kilde]

En typisk nøytronstjerne er kun ca. 20 km i diameter, men har en masse som tilsvarer 1,4–3 solmasser. Dette innebærer at nøytronstjerner har en tetthet på rundt 1 milliard tonn per kubikkcentimeter. Nøytronstjerner har høyere tetthet enn de hvite dvergene. Gravitasjonsfeltet ved stjernens overflate er to hundre milliarder ganger sterkere enn på jorden, noe som gir en unnslipningshastighet på ca. 100 000 km/s. En fallende gjenstand ville oppnådd en hastighet på 6,5 millioner km/t allerede etter et en meters fall.

Nøytronstjernene har fått sitt navn etter at gravitasjonen er så sterk at atomene i stjernens indre kollapser, noe som gjør at protonene og elektronene synker sammen og danner nøytroner. Nøytronene ligger så tett sammenpakket at materien ikke lengre har en fast form, men har gått over i en ny aggregattilstand kalt degenerert materie. Stjernens indre omgis av et skall, drøyt 1 km tykt, som består av fast materie – sannsynligvis jern. Skallet er ekstremt hardt, og på grunn av den enorme gravitasjonen er det også svært jevnt (med maksimale ujevnheter på ca. 5 mm).

Stjernenes sterke gravitasjonsfelt fungerer som en gravitasjonslinse – den strålingen som stjernen sender ut bøyes av så mye at til og med deler av baksiden er synlig sammen med fremsiden.

En ung nøytronstjerne kan komme opp i en rotasjonshastighet på flere hundre runder i sekundet. Dette kommer av at den beholder drivmomentet som den opprinnelige stjernen hadde før den kollapset. Siden nøytronstjernens radius bare er en milliondel eller mindre av den opprinnelige, blir rotasjonshastighetende høy på samme måte som en kunstløper drar inn armene for å få økt rotasjonshastighet. Med tiden avtar rotasjonshastigheten, og nøytronstjerner som er millioner av år gamle kan ha rotasjonstider hvor en runde kan ta flere sekunder.

En nydannet nøytronstjerne har en indre temperatur på mellom 10–100 millioner grader C. Den store mengden nøytrinoer stjernen utstråler fører imidlertid bort så mye energi at temperaturen faller til ca. 1 million grader i løpet av noen år. Også ved 1 million grader avgis det meste av lyset i form av røntgenstråling. Av det synlige lyset utstråler nøytronstjernen sannsynligvis ca. samme energi i alle deler av det synlige spekteret, og de fremstår derfor som hvite.

Dannelse[rediger | rediger kilde]

Når en stjerne har forbukt sitt brensel, støter den bort de ytre lagene. Den kjernen som gjenstår blir senere trykt sammen. Om kjernen som gjenstår er på 1,4–3 solmasser, kan det igjen dannes kjernereaksjoner i stjernen på grunn av den sterke gravitasjonen etter hvert som temperaturen stiger med trykket. Når kjernereaksjonene igjen begynner, slynges de ytre skylagene bort fra stjernen, i en supernova, og tilbake er da bare den opprinnelige stjernens kjerne – en nøytronstjerne.

Stjerner med en gjenværende kjerne som er mindre enn 1,4 solmasser blir vanligvis hvite dverger, mens stjerner med en gjenværende masse på 2–4 solmasser kan bli kvarkstjerner. Stjerner som er store nok til å etterlate en rest på over 4 solmasser blir svarte hull.

Skjematisk fremstilling av livsforløpet for stjerner

Forekomst[rediger | rediger kilde]

Man kjenner til rundt 2 000 nøytronstjerner i melkeveien og de magellanske skyer. Den nærmeste nøytronstjernen er RX J1856.5-3754, drøyt 400 lysår unna i stjernebildet Den sørlige krone.

Forskjellige typer[rediger | rediger kilde]

Pulsarer[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Pulsar

Pulsarer er nøytronstjerner som genererer regelmessige pulaser med stråling. En nøytronstjerne avgir svært svakt synlig lys, og sterk stråling i form av gamma- og røntgenstråling i tillegg til radiobølger. Strålingen utgår fra begge av stjernens magnetiske poler og danner to koner på motsatt side. Siden rotasjonsaksen og de magnetiske polene ikke ligger på samme sted, sveiper disse strålingknippene over himmelen som fra et fyr, med samme intervall som stjernens rotasjonshastighet. Fra jorden kan vi bare se de pulsarene hvor strålingsknippene er rettet mot oss. De fleste i dag kjente nøytronstjerner er pulsarer, noe som imidlertid kommer av at pularene er lettopdagede.

Eksempler på nøytronstjerner[rediger | rediger kilde]

Se også[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

Kilder[rediger | rediger kilde]

  • Callin, P., Pålsgård J., Stadsnes, R., Tellefsen, C.T (2007) Fysikk 1 H. Aschehoug & Co. (W. Nygaard) 2007