Neutronstjärna

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
En modell av en neutronsjärna.
Gravitationell böjning av ljuset på en neutronstjärna. Genom relativistisk ljusböjning är mer än halva stjärnans yta synlig (varje ruta representerar här 30 x 30 grader).

En neutronstjärna är ett av flera möjliga slut för en stjärna. När en stjärna i slutet av sitt liv stöter bort sina yttre lager inträffar en gravitationskollaps då stjärnans kvarvarande inre delar imploderar. Om stjärnan är så stor att den kvarvarande massan motsvarar 1,4-3 solmassor övergår den i en supernova. Återstoden blir en neutronstjärna som består av tätt packade neutroner, och övrigt material utspridda rester från supernovan.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

En typisk neutronstjärna är endast ca 20 km i diameter, men har en massa motsvarande 1,4 - 3 solmassor. Detta innebär att neutronstjärnan har en densitet som är omkring 1 miljard ton per kubikcentimeter. Gravitationsfältet vid stjärnans yta är tvåhundra miljarder gånger starkare än på jorden, vilket ger en flykthastighet på ungefär 100 000 km/s. Ett fallande föremål skulle uppnå 6,5 miljoner km/h redan efter en meters fall.

Neutronstjärnor har fått sitt namn av att gravitationen är så stark att atomerna i stjärnans inre kollapsar, vilket gör att protonerna och elektronerna sjunker ihop och bildar neutroner. Neutronerna ligger så tätt sammanpackade att materian inte längre har fast form, utan har övergått i ett nytt aggregationstillstånd, så kallad degenererad materia. Stjärnans inre omges av ett skal, drygt 1 km tjockt, vilket består av fast materia, troligen järn. Skalet är extremt hårt, och på grund av den enorma gravitationen mycket slätt (med maximala ojämnheter på cirka 5 millimeter).

Stjärnans starka gravitationsfält fungerar som en gravitationslins, den strålning stjärnan sänder ut böjs av så mycket att även delar av baksidan syns tillsammans med framsidan.

En ung neutronstjärna kan komma upp i en rotationshastighet på flera hundra varv i sekunden. Detta beror på att den behåller det rörelsemängdsmoment som den ursprungliga stora stjärnan hade innan kollapsen. Eftersom neutronstjärnans radie bara är en miljondel eller mindre av den ursprungliga, så blir rotationshastigheten svindlande, på samma vis som en konståkare som drar in armarna får ökad rotationshastighet. Med tiden minskar rotationshastigheten, miljoner år gamla neutronstjärnor har rotationstider där ett varv kan ta flera sekunder.

En nyskapad neutronstjärna har en innertemperatur på mellan 10 till 100 miljoner grader C. Den stora mängden neutriner stjärnan utstrålar för dock bort så mycket energi att temperaturen faller till omkring 1 miljon grader på några år. Även vid 1 miljon grader så avges det mesta av ljuset i form av röntgenstrålning. Av det synliga ljuset utstrålar neutronstjärnor troligen ungefär samma energi i alla delar av det synliga spektrumet, och framträder därför som vita.

Pulsarer[redigera | redigera wikitext]

Huvudartikel: Pulsar

Pulsarer är neutronstjärnor som genererar regelbundna pulser av strålning. En neutronstjärna avger svagt synligt ljus, samt stark strålning i form av gamma- och röntgenstrålning samt radiovågor. Strålningen utgår ifrån stjärnans båda magnetiska poler och bildar alltså två koner åt motsatta håll. Eftersom rotationsaxeln och de magnetiska polerna inte ligger på samma ställen, sveper dessa strålningsknippen över himlen som från en fyr, med samma intervall som stjärnans rotationshastighet. Från jorden kan vi bara se de pulsarer där strålningsknippena är riktade mot oss. De flesta idag kända neutronstjärnor är pulsarer, vilket dock beror just på att pulserna är lättupptäckta.

Uppkomst[redigera | redigera wikitext]

När en stjärna har förbrukat sitt bränsle stöter den bort sina yttre lager. Den kärna som återstår trycks sedan ihop. Om den kärna som återstår är 1,4 - 3 solmassor så kan det återigen bildas kärnreaktioner i stjärnan på grund av den starka gravitationen allteftersom temperaturen stiger med trycket. När kärnreaktionerna börjar igen slungas de yttre molnlagren iväg från stjärnan, i en sk. supernova, och kvar är då endast den ursprungliga stjärnans kärna, en neutronstjärna.

Stjärnor med en kvarvarande kärna som är mindre än 1,4 solmassor blir vanligen vita dvärgar, stjärnor med en kvarvarande massa på 2-4 solmassor kan möjligen bli kvarkstjärnor, stjärnor stora nog att lämna en rest på över 4 solmassor blir svarta hål.

Förekomst[redigera | redigera wikitext]

Man känner till omkring 2 000 neutronstjärnor i Vintergatan och de Magellanska molnen. Den närmast belägna neutronstjärnan är RX J1856.5-3754, drygt 400 ljusår bort i stjärnbilden Södra kronan.

Exempel på neutronstjärnor[redigera | redigera wikitext]

Se även[redigera | redigera wikitext]

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]