Nøytronstjerne

miniatyr|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 cirka 1,4–2,5 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 vil da ha oppstått.

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 én milliard tonn.

 Egenskaper 
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.  km/s. En fallende gjenstand ville oppnådd en hastighet på 6,5 millioner km/t allerede etter 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 
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 
Man kjenner til rundt  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 
 Radiostille nøytronstjerner
 Radiosendene nøytronstjerner
 Aleneståene Pulsar
 Rotasjondrevet pulsar
 Magnetar
 Svak gammagjentaker
 Uregelmessig røntgenpulsar
 Rrat
 Binær pulsar
 Lavmasset røntgenbinærpulsar
 Middelsmasset røntgenbinærpulsar
 Høymasset røntgenbinærpulsar
 Akkresjonsdrevet pulsar
 Røntgenutstråler
 Millisekundpulsar
 sub-millisekundpulsar
 Eksotisk stjerne
 Kvarkstjerne
 Preonstjerne
 Q-stjerne

 Pulsarer 

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 pulsarene er lettopdagede.

 Eksempler på nøytronstjerner 
 PSR B1257+12 - en millisekundpulsar og den første nøytronstjernen med planetsystem som ble oppdaget.
 1RXS J141256.0+792204

 Se også 
 Hypernova

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

 Eksterne lenker 


  Google: Neutron Stars
  Neutron Star/Quark Star Interior
  Imagine the Universe! - Dictionary - Neutron star 
  Spaceflight Now, June 11, 2003: First measurement made of a dead star's magnetism Sitat: «...In the case of 1E1207.4-5209, this direct measurement using XMM-Newton reveals that the neutron star's magnetic field is 30 times weaker than predictions based on the indirect methods....»

Kategori:Stjernetyper
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet