Neutronitähti
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Neutronitähti on painovoiman vaikutuksesta kokoon luhistunut tähti,[1] joka koostuu pääasiassa neutroneista.[2] 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.[3] Tätä suurempimassainen tähti luhistuisi mustaksi aukoksi[4] tai teoreettiseksi kvarkkitähdeksi.
Neutronitähden sisältämä aine on erittäin tiheää: teelusikallinen neutronitähteä painaisi Maan pinnalla kuusi miljardia tonnia.[5] 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 nopeuden[6].
Muotoutuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]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.[4]
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- + (νe)
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.[7]
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.[8]
Rakenne
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]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.[9] Kuoren alla on ydin. Röntgenastronomian havainnot viittaavat siihen, että ydin koostuu erittäin hyvin sähköä johtavasta neutronimassasta eli niin sanotusta supranesteestä, joka on täysin kitkatonta.[5] Siinä saattaa olla neutronien lisäksi pioneita ja kaoneita.[10]
Magneettikenttä
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Neutronitähdet muodostavat yleensä ympärilleen voimakkaan magneettikentän, joka aiheutuu tähden erittäin nopeasta pyörimisestä.[11] 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
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Osa neutronitähdistä on osana kaksoistähtijärjestelmää. Toinen komponentti voi olla tavallinen tähti, toinen neutronitähti,[12][13] 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.[14]
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Joseph A. Angelo: Spacecraft for Astronomy, s. 28. Infobase Publishing, 2009. ISBN 9781438108964 (englanniksi)
- ↑ A. B. Bhattacharya, S. Joardar & R. Bhattacharya: Astronomy and Astrophysics, s. 273. Jones & Bartlett Learning, 2008. ISBN 9780763777869 (englanniksi)
- ↑ Michael Seeds, Dana Backman: Astronomy: The Solar System and Beyond, s. 319. Cengage Learning, 2009. ISBN 9780495562030 (englanniksi)
- ↑ a b Neutronitähti Kosmos. Ursa. Viitattu 26.3.2013.
- ↑ a b NASA'S Chandra Finds Superfluid in Neutron Star's Core 23.2.2011. NASA. Arkistoitu 15.1.2016. Viitattu 26.3.2013.
- ↑ Astronomy/Neutron Stars, en.allexperts.com (Arkistoitu – Internet Archive)
- ↑ Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 370-371. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Valtion painatuskeskus, 1984. ISBN 951-859-367-1
- ↑ Physical Applications of Millisecond pulsars Aspen Center for Physics. Viitattu 29.3.2013.
- ↑ Theo Koupelis: In Quest of the Universe, s. 430. Jones & Bartlett Learning, 2010. ISBN 9780763768584 (englanniksi)
- ↑ Condensates in Neutron Star Interiors (Term Essey) Phys 569 : Emergent States of Matter. 2012. Viitattu 29.3.2013.
- ↑ Lyne A G: The magnetic fields of neutron stars rsta.royalsocietypublishing.org. 2000. Viitattu 29.3.2013.
- ↑ Neutron Stars and Pulsars NASA. Viitattu 26.3.2013.
- ↑ New Binary Neutron Star Will Test Einstein Sky and Telescope. 2003. Viitattu 26.3.2013.
- ↑ Jari Strömberg: Tutkijat ovat havainneet kahden neutronitähden törmäyksen Ylen uutiset. 16.10.2017. Viitattu 16.10.2017.
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Neutronitähti Wikimedia Commonsissa
