Neutronitähti

Neutronitähti on painovoiman vaikutuksesta kokoon luhistunut tähti, joka koostuu pääasiassa neutroneista. Neutronitähtien läpimitta on yleensä muutamien kymmenien kilometrien luokkaa ja massan alaraja 1,4 Auringon massaa. Mikäli massa on tätä pienempi, tähdestä tulee valkoinen kääpiö. Massan ylärajaa ei tiedetä kovin tarkkaan, mutta sen uskotaan olevan korkeintaan 2–3 Auringon massaa. Tätä suurempimassainen tähti luhistuisi mustaksi aukoksi tai teoreettiseksi kvarkkitähdeksi. Neutronitähden sisältämä aine on erittäin tiheää: teelusikallinen neutronitähteä painaisi Maan pinnalla kuusi miljardia tonnia. Neutronitähden tiheys selittää sen suuren painovoiman, joka on 2×1011 – 3×1012 kertaa suurempi kuin Maan. Suuri painovoima aiheuttaa neutronitähden suuren pakonopeuden, noin 150 000 kilometriä sekunnissa (eli noin puolet valonnopeudesta). Neutronitähden painovoimakenttää kuvaa se, jos jokin kappale pudotettaisiin siellä 1 metrin korkeudesta, se ehtisi saavuttaa pintaan osuessaan 2 000 km/s nopeudenAstronomy/Neutron Stars, en.allexperts.com . ==Muotoutuminen== Neutronitähti syntyy raskaan tähden kuollessa, kehityksen loppuvaiheissa, kun tähden ydin romahtaa kokoon ja tähden kuorikerrokset sinkoutuvat avaruuteen muodostaen tähden ympärille nopeasti laajenevan räjähdyspilven. Tähden kuolintapahtuma on havaittavissa laajalle maailmankaikkeuteen supernovana. Tähtien loppuvaiheessa esiintyy normaalisti urca-prosessi, jossa vapautuu runsaasti neutriinoja. Se tapahtuu kahdessa vaiheessa: ensin jokin atomiydin kaappaa elektronin ja vapauttaa samalla neutriinon, sitten se vapauttaa elektronin ja lähettää samalla antineutriinon: :(Z, A) + e- → (Z - 1, A) + νe :(Z - 1, A) → (Z, A) + e- \+ (e) Loppuun saakka tapahtuessaan prosessi ei siis muuta tähden koostumusta. Jos kuitenkin elektronikaasu on degeneroitunutta, uusia elektroneja ei voi muodostua vaan Paulin kieltosäännön vuoksi prosessin jälkimmäinen vaihe estyy. Tämän vuoksi ytimien protonit muuttuvat vähitellen lähes kaikki neutroneiksi. Samalla ytimien sidosenergia pienenee ja neutronit alkavat irrota ytimistä, kunnes tiheyden ollessa noin 1017 kg/m3 ei enää esiinny atomiytimiä vaan pelkkiä neutroneja. Neutronitähdet havaitaan pulsareina, jotka pyörivät nopeasti ja joiden pyörähdysaika on tyypillisesti muutamia sekunteja. Joissakin tapauksissa (nuorimmissa pulsareissa) pyörähdysaika voi olla vain muutamia millisekunteja. Tällaista pulsaria kutsutaan millisekuntipulsariksi. ==Rakenne== Neutronitähdillä uskotaan olevan muutaman senttimetrin paksuinen ”kaasukehä”, jonka tiheys vastaa Maapallolla esiintyvää rautaa. Kaasukehä muodostuu raskaista atomeista. Neutronitähden kiinteä ja tiheä kuori koostuu atomiytimistä ja elektroneista muodostavasta hilasta, ja kuoren paksuus on muutama kilometri. Kuoren alla on ydin. Röntgenastronomian havainnot viittaavat siihen, että ydin koostuu erittäin hyvin sähköä johtavasta neutronimassasta eli niin sanotusta supranesteestä, joka on täysin kitkatonta. Siinä saattaa olla neutronien lisäksi pioneita ja kaoneita. ===Magneettikenttä=== Neutronitähdet muodostavat yleensä ympärilleen voimakkaan magneettikentän, joka aiheutuu tähden erittäin nopeasta pyörimisestä. Tällaisen magneettikentän voimakkuus saattaa suurimmillaan olla ehkä jopa 100 gigateslaa. Magneettikenttä hidastaa pikkuhiljaa tähden pyörimistä, mistä tähtitieteilijät voivat laskea neutronitähden iän. Mitatut hidastumisnopeudet ovat väliltä 10−10 ja 10−21 sekuntia yhtä kierrosta kohti, mikä tarkoittaa sitä, että neutronitähti joka nyt pyörii kierroksen sekunnissa pyörii miljoonan vuoden päästä kierroksen 1,03 sekunnissa. ==Kaksoistähdet== Osa neutronitähdistä on osana kaksoistähtijärjestelmää. Toinen komponentti voi olla tavallinen tähti, toinen neutronitähti, valkoinen kääpiö, tai jopa musta aukko. Neutronitähden voimakas painovoimakenttä imee materiaa toisesta tähdestä, ellei se ole musta aukko. Lokakuussa 2017 julkistettiin tieto, että kahden neutronitähden törmäyksen aiheuttamia gravitaatioaaltoja on havaittu yhdessä valohavainnon kanssa. Ilmiö tapahtui noin 130 miljoonan valovuoden päässä Vesikäärmeen tähdistön galaksissa NGC 4993. == Lähteet == == Aiheesta muualla == Luokka:Tähden kehitys Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit