Kosmologika - Stjärnorna - Neutronstjärnor

Stjärnorna

En neutronstjärna skapas vid supernovaexplosionen i mitten av en jättestjärna vars slutliga massa är större än Chandrasekhargränsen men mindre än Landau-Oppenheimer-Volkoffgränsen. Den ursprungliga massan för att i slutet av stjärnans liv motsvara Chandrasekhargränsen måste vara mer än ungefär åtta solmassor; elektronernas degenerationstryck räcker då inte till för att hålla emot det inåtriktade gravitationstrycket mot kärnan. Atomerna, vars diameter är 10^-10 m, faller då samman så att atomkärnorna, som har en storlek på endast 10^-14 m, istället ligger tätt sammanpackade och det utåtriktade trycket skapas nu av neutronernas degenerationstryck. Elektronerna och protonerna har tryckts ihop med varann så att den ca 20 km i diameter stora stjärnan nästan helt består av neutroner, därav namnet neutronstjärna. Följden av att avståndet mellan atomkärnorna har minskat 10000 gånger är att densiteten, vilken är lika med massan/volymen, har ökat med 10¹² gånger enligt kuben på avståndsminskningen. Eftersom ämnena i kärnan bestod av ganska massiva ämnen så blir också neutronstjärnan massiv. I själva verket så är densiteten i neutronstjärnan otroliga 10¹⁴ kg/dm³! En liter av materian skulle alltså ha en tyngd motsvarande 10¹⁴ kg i gravitationsfältet på Jordens yta och ungefär 10²⁰ kg i neutronstjärnans gravitationsfält.

Eftersom arean hos det extremt sammantryckta objektet är relativt en vanlig stjärna väldigt liten, så är temperaturen hos neutronstjärnans yta mer än 100000 Kelvin. Neutronstjärnan består av, om den skapas genom en typ Ia supernova, den kärna i den kollapsande stjärnan där den mest frenetiska typen av fusion som är möjlig, nämligen kiselförbränning, pågick. Temperaturen precis innan kollapsen var mer än 10⁹ Kelvin.

Pulsarer

Den oerhörda storleksförändring som sker när stjärnan kontraherar från att ha varit hundratalet miljoner km i diameter som superjätte, till att bli tiotalet km i diameter medför vissa fenomen. Stjärnans rörelsemoment runt den egna rotationsaxeln bevaras under kollapsen och likt en konståkare som drar in armarna för att öka rotationen i en piruett så blir stjärnans rotationsperiod oerhört kort. Den typiska rotationsperioden hos en nybildad neutronstjärna är 0,02 sekunder. Om vi antar att Solen skulle bli neutronstjärna med en diameter på 10 kilometer, vilket den inte kommer att bli, så blir Solens rotationstid ungefär

om rotationmomentet bevaras.

Neutronstjärnans uppbyggnad i kombination med den snabba rotationen leder till ett magnetfält som typiskt är en biljon gånger (10¹²) starkare än Jordens. En icke oväsentlig del av neutronstjärnans rotationsmoment lagras i magnetfältet runt neutronstjärnan. I polerna av detta magnetfält där det tränger igenom ytan på neutronstjärnan slits laddade partiklar bort med hög hastighet och kastas ut i en riktad stråle. Positivt laddade partiklar på ena polen och negativt laddade på andra.

På grund av att neutronstjärnans rotationsaxeln inte sammanfaller med det otroligt starka magnetfältets axel, vilket inte heller är fallet på Jorden, så sveper de därifrån utgående strålningskonerna runt som en fyr och kan detekteras på intergalaktiska avstånd. Träffar någon av konerna i Jordens riktning under strålens varv detekteras den som en återkommande regelbunden puls och stjärnan kallas för en pulsar.

Pulsarens blinkande egenskaper fås genom att magnetfältets poler inte sammanfaller med rotationsaxelns poler.

Det är bara en liten del av pulsarens magnetiska energi som försvinner ut genom strålen vid polerna. Uppskattningsvis 99,9 % av energin försvinner ut med magnetfältet och värmer upp den eventuella planetariska nebulosa som finns runt neutronstjärnan sedan supernovan eller den materia som redan har kastats ut av pulsarens magnetfält och har bildat en pulsarvindsnebulosa.

Anatomin hos en pulsar (Courtesy Joshua N. Winn)
Principskiss över en pulsar. Eftersom rotationsaxeln och magnetiska axeln ej sammanfaller och energi strömmar ut från de magnetiska polerna så ser neutronstjärnan ut att pulsera sett från en observatör som med jämna mellanrum får loben på sig (Courtesy Joshua N. Winn).

Det finns neutronstjärnor med rotationstider som är så kort som 1,5 tusendels sekund. Så snabbt roterade de inte från början utan de har accelererats upp genom en kompanjon i ett dubbelstjärnesystem som har lämnat huvudserien för jättestadiet och kastat av sig massa till neutronstjärnan. Materian faller inte in direkt på neutronstjärnan utan p g a det roterande magnetfältet och eventuellt annan materia så roterar den runt stjärnan i en fallande bana och bidrar till att öka rotationshastigheten uppemot den maximala som är att ytan roterar med ljushastigheten.

Partiklarna tvingas hela tiden att ändra riktning i de spiralformade fältlinjerna i hastigheter kring ljusets (synkrotronstrålning). Detta gör att radiostrålning och i vissa fall även röntgenstrålning sänds ut.

Pulsarens rotation saktas av på ett ytterst förutsägbart och linjärt sätt eftersom stjärnan är mycket massiv och superflytande. Detta gör pulsaren till en av de bästa klockorna i Universum, bättre än de flesta atomklockor vi använder på Jorden.

P-dP(t)/dt-diagrammet

Är neutronstjärnornas motsvarighet till Hertzsprung-Russell diagrammet för fortfarande levande stjärnor. Visar periodtiden hos pulsaren på x-axeln och avsaktningstakten hos rotationen på y-axeln. Eftersom avsaktningen orsakas av att rotationsenergi övergår till elektromagnetisk energi genom att innandömet är magnetiserat så går det att bestämma magnetfältsstyrka (proportionell mot roten ur periodtiden * avsaktningstakten) och tid sedan uppspinningen (periodtiden / avsaktningstakten) hos neutronstjärnor som inte matas med materia och därmed rotationsmängd. Neutronstjärnor i dubbelstjärnesystem som matas med materia från en komponent i jättestadiet ökar rotationstakten och passar inte in på "huvudserien" i diagrammet. Man skulle kunna tro att de även samtidigt borde kunna ha väldigt starka magnetfält men så är inte fallet eftersom den infallande materien försvagar magnetfältet väsentligt (ca en faktor 100). Först när materia och rotationsmängd slutar att matas till pulsaren borde den passa in i diagrammet.

Avsaktningstakt och periodtid hos pulsarer (Courtesy Victoria Kaspi)
P-P-prim-diagrammet är neutronstjärnornas motsvarighet till de vanliga stjärnornas H-R-diagram. Här är 722 stycken pulsarer inritade. Positionen i diagrammet visar åldern och magnetfältet hos pulsaren. Till höger om den grå linjen slutar neutronstjärnan att pulsera (Courtesy Victoria Kaspi).

En neutronstjärna rör sig alltså genom diagrammet över tid och närmar sig alltjämnt dödslinjen om den inte matas med infallande materia. Denna linje utgör gränsen då rotationsmängden inte räcker till för att skapa ett tillräckligt starkt magnetfält för att generera strålen ut från polerna.

Gammastrålning från pulsarer

Fermi-teleskopet har visat att pulsarer emitterar mycket energirik gammastrålning ifrån ekvatorn via magnetfältet som går runt neutronstjärnan. På detta sätt kan neutronstjärnor upptäckas trots att polerna inte är riktade mot Jorden.

Gammastrålning (lila) utskickad vid ekvatorn från neutronstjärnans magnetfält (Courtesy NASA, Fermi, Cruz DeWilde).

Magnetarer

En pulsar med mycket starkt magnetfält som beror på snabb avsaktningstakt. Detta leder till pulser i röntgenstrålning som inträffar relativt sällan eftersom de saktas av snabbt.

Utveckling av pulsarer

En pulsar skapas alltid genom en supernova. Är det resulterande magnetfältet starkt skapas en magnetar vilket är relativt ovanligt. Är magnetfältet svagare pulserar neutronstjärnan i både röntgen och radio i polernas riktning. Allt eftersom saktas rotationen av och slutar att stråla i röntgen. Är pulsaren själv fortsätter avsaktningen tills dess att den inte pulserar alls. Befinner sig däremot neutronstjärnan i ett dubbelstjärnesystem har den möjlighet att återuppleva sin barndom. Är sekundärstjärnan massiv så skapas en röntgendubbelstjärna med hög massa (HMXB) som regelbundet sänder ut röntgenstrålning i regelbundna pulser. Är sekundärstjärnan däremot mindre massiv faller materian in på neutronstjärnan via ekvatorn mer slumpmässigt med sporadiska utbrott som följd. Pågår detta länge ökar rotationstakten hos neutronstjärnan tills den roterar flera hundra gånger runt sin egen axel på en sekund med ett förstärkt magnetfält. Den blir när massöverföringen en millisekundpulsar som strålar i radioområdet.

Utvecklingen av pulsarer (Courtesy S&T Steven Simpson)
Utvecklingen av pulsarer och deras utsända strålning (Courtesy S&T Steven Simpson).

Neutronstjärnans struktur

Består huvudsakligen av neutroner som ligger väldigt tätt intill varandra. "Atmosfären" är bara ett par meter tjock.

Området närmast kärnan tros bestå av hyperoner, partiklar man inte vet särskilt mycket om. På grund av den höga densiteten så blir neutronerna i stjärnan fri från viskositet likt superflytande helium. Neutronstjärnans skal som endast är hundratalet meter djup, består av järn som blev kvar ifrån stjärnkärnan.

Diskontinuiteter i avsaktningstakten

Hos ett antal yngre pulsarer har man upptäckt diskontinuiteter i avsaktningstakten hos neutronstjärnans rotationstakt. Troligtvis beror de på superflytande vätska under ytlagret sipprar igenom det hårda ytlagret på väg till ytan. Vätskan roterar under sig väg uppåt och får neutronerna att hålla emot. När kraften från neutronerna i det hårda ytlagret släpper sitt grepp sker detta abrupt, vätskan når upp till ytan och frigör sin rotationsenergi med resultatet att rotationstakten hos stjärnan ökar.

(Courtesy Pulsar Astronomy by Andrew G. Lyne and Francis Graham-Smith)
Regelbundet ändras rotationstakten hos en neutronstjärna diskontinuerligt (Courtesy Pulsar Astronomy by Andrew G. Lyne and Francis Graham-Smith).

Gammastrålningsutbrott

Gammastrålningsutbrott kan troligen inträffa dels genom hypernovor där neutronstjärnor kollapsar till svarta hål men även på andra sätt. Ett typiskt utbrott är komplext med spikar, pulser och dylikt som kan pågå under sekunder upp till minuter. Detta tyder på att det orsakande fenomenet inte är enkelt och symmetriskt.

Enligt Wlodzimiere Kluzniak och Malvin Ruderman (Astrophysical Journal Letters, 1:a oktober 1999) så kan tillräckligt med energi lagras och frisläppas på ett sätt som stämmer överens med uppmätta gammastrålningskurvor. Om en neutronstjärnas inre roterar tusen gånger snabbare per sekund än ytterdelarna (differentiell rotation) kan magnetfältsstyrkor på upp till 10¹⁷ Gauss skapas och snurras upp med knutbildning likt magnetfälten i Solen. Den starkt magnetiskt sammanbundna regionen kan flyta upp till ytan och slungas från stjärnan.

Magnetfältsbildning leder till gammastrålningsutbrott genom differentiell rotation hos neutronstjärna (Courtesy Kluzniak and Ruderman).

Nästan lika extremt som ett svart hål

Flykthastigheten är höga 150000 km/s, d v s ungefär hälften av ljusets hastighet i vakuum. Dessutom är storleken hos en neutronstjärna inte mycket större än det hos ett litet svart hål som i sin tur är betydligt mindre än ett galaktiskt svart hål.