Ik wil alles weten

Neutronenster

Pin
Send
Share
Send


De eerste neutronenster die direct in zichtbaar licht werd waargenomen, was RX J185635-3754.

EEN neutronenster is een extreem dichte, compacte ster met een interieur waarvan wordt gedacht dat het voornamelijk uit neutronen bestaat. Het is gevormd uit het ingestorte overblijfsel van een massieve ster tijdens een supernova-explosie, en het vertegenwoordigt een van de weinige mogelijke eindpunten van stellaire evolutie. Een sterk gemagnetiseerde, snel roterende neutronenster die radiogolven uitzendt, wordt a genoemd pulsar.

Een typische neutronenster heeft een massa tussen 1,35 en 2,1 zonnemassa's, met een overeenkomstige straal tussen 10 en 20 km - ongeveer 30.000 tot 70.000 keer kleiner dan de zon. Dus de dichtheid van een neutronenster (geschat op 8 × 1013 tot 2 × 1015 g / cm³) ligt dicht bij die van een atoomkern.12

Geschiedenis van ontdekkingen

In 1932 ontdekte Sir James Chadwick het neutron als een elementair deeltje.3 Voor die ontdekking ontving hij in 1935 de Nobelprijs voor de natuurkunde.

In 1933, slechts een jaar na de ontdekking van Chadwick, stelden Walter Baade en Fritz Zwicky het bestaan ​​van de neutronenster voor.4 Bij het zoeken naar een verklaring voor de oorsprong van een supernova stelden zij voor dat de neutronenster in een supernova wordt gevormd. Supernovae zijn stervende sterren die plotseling aan de hemel verschijnen, met zo'n sterke helderheid (in het optische bereik) dat ze dagen tot weken een hele melkweg kunnen overtreffen. Baade en Zwicky stelden voor dat de afgifte van de zwaartekrachtbindende energie van de neutronensterren de supernova aandrijft: "In het supernova-proces wordt massa in bulk vernietigd." Als het centrale deel van een massieve ster vóór de ineenstorting (bijvoorbeeld) drie solarmassa's bevat, kan een neutronenster van twee solarmassa's worden gevormd. De bindende energie E van een dergelijke neutronenster, uitgedrukt in massa-eenheden (via de massa-energie-equivalentieformule E = mc²) is één zonnemassa. Het is uiteindelijk deze energie die de supernova voedt.

In 1965 ontdekten Antony Hewish en Samuel Okoye "een ongebruikelijke bron van hoge radiohelderheidstemperatuur in de krabnevel."5 Deze bron bleek de neutronenster van de krabnevel te zijn die het resultaat was van de grote supernova van 1054 G.T.

In 1967 ontdekten Jocelyn Bell en Antony Hewish regelmatige radiopulsen vanaf de locatie van de radiobron Hewish en Okoye. Deze pulsar werd later geïnterpreteerd als afkomstig van een geïsoleerde, roterende neutronenster. De energiebron van de pulsar is de rotatie-energie van de neutronenster. De meeste bekende neutronensterren zijn van dit type.

In 1971 ontdekten Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier en H. Tananbaum 4,8-seconden pulsaties in een röntgenbron in het sterrenbeeld Centaurus, Cen X-3. Ze interpreteerden dit als het resultaat van een roterende, hete neutronenster. De energiebron is zwaartekracht en ontstaat door een regen van gas dat op het oppervlak van de neutronenster valt van een begeleidende ster of het interstellaire medium.

In 1974 kreeg Antony Hewish de Nobelprijs voor natuurkunde "voor zijn beslissende rol in de ontdekking van pulsars."6

Vorming

Wanneer een massieve ster (met een massa 4-8 keer die van de zon) vrijwel al zijn nucleaire brandstof heeft verbrand, kan deze ontploffen om een ​​supernova te vormen. De buitenste lagen van de ster worden weggeblazen, waardoor een "supernova-restant" achterblijft. Het centrale gebied (kern) van de ster zakt zo sterk in onder zwaartekracht dat protonen en elektronen aan elkaar binden om neutronen te vormen. Daarom wordt de ster een "neutronenster" genoemd.7

Een neutronenster behoudt het grootste deel van zijn impulsmoment. Omdat het slechts een kleine fractie van de straal van zijn ouder heeft (en daarom wordt zijn traagheidsmoment sterk verminderd), wordt een neutronenster gevormd met een zeer hoge rotatiesnelheid en vertraagt ​​vervolgens geleidelijk. Van neutronensterren is bekend dat ze rotatieperioden hebben tussen ongeveer 1,4 milliseconden (ms) tot 30 seconden.

De compactheid van de neutronenster geeft hem ook een zeer hoge oppervlaktezwaartekracht, 2 × 1011 tot 3 × 1012 keer sterker dan die van de aarde. Een maat voor zo'n immense zwaartekracht is dat neutronensterren een ontsnappingssnelheid hebben van ongeveer 150.000 km / s, of ongeveer 50 procent van de lichtsnelheid. Dus materie die op het oppervlak van een neutronenster valt, zou de ster met 150.000 km / s raken, in welk geval het naar verwachting wordt verpletterd onder zijn eigen gewicht in een plas minder dan een atoom dik.

Structuur

Een model van de interne structuur van een neutronenster.

Het huidige begrip van de structuur van neutronensterren wordt bepaald door bestaande wiskundige modellen. Een neutronenster is zo dicht dat een theelepel van zijn materiaal 100 miljoen ton (100 Gg, 100 × 10) zou wegen9 kg). Op basis van huidige modellen bestaat de materie aan het oppervlak van een neutronenster uit gewone atoomkernen en elektronen.

De "atmosfeer" van de ster is ongeveer een meter dik, waaronder men een stevige "korst" tegenkomt. Binnenwaarts kom je kernen tegen met steeds meer neutronen; dergelijke kernen zouden snel op aarde vergaan maar worden stabiel gehouden door enorme druk. Dieper gaand kom je op een punt dat neutronendruppel wordt genoemd, waar vrije neutronen uit kernen lekken. In dit gebied zijn er kernen, vrije elektronen en vrije neutronen. De kernen worden kleiner en kleiner totdat de kern wordt bereikt - per definitie, het punt waar ze helemaal verdwijnen.

De exacte aard van de superdense-materie in de kern is nog steeds niet goed begrepen. Hoewel deze theoretische substantie neutronium wordt genoemd in science fiction en populaire literatuur, wordt de term "neutronium" zelden gebruikt in wetenschappelijke publicaties, vanwege de dubbelzinnigheid over de betekenis ervan. De term "neutronen-gedegenereerde materie" wordt soms gebruikt, hoewel niet universeel, omdat de term veronderstellingen bevat over de aard van het kernmateriaal van de neutronenster. Neutron ster kernmateriaal kan een van de volgende zijn:

  • een superfluid mengsel van neutronen met enkele protonen en elektronen;
  • een mengsel van hoogenergetische deeltjes zoals pionnen en kaonen naast neutronen;
  • vreemde materie met quarks zwaarder dan op en neer quarks; of
  • kwark materie niet gebonden in hadronen. (Een compacte ster die geheel uit vreemde materie bestaat, zou een vreemde ster worden genoemd.)

Tot dusverre hebben observaties dergelijke exotische toestanden van materie echter niet aangegeven of uitgesloten.

Reuze kernen?

Een neutronenster heeft enkele eigenschappen van een atoomkern, inclusief de dichtheid en het gehalte aan nucleonen. In populair wetenschappelijk schrift worden neutronensterren daarom soms beschreven als gigantische kernen. Neutronensterren en atoomkernen zijn echter heel anders in andere opzichten. In het bijzonder wordt een kern bijeengehouden door de sterke kracht, terwijl een neutronenster wordt samengehouden door de zwaartekracht. Over het algemeen is het nuttiger om objecten als sterren te beschouwen.

Omwenteling

Neutronensterren roteren extreem snel na hun creatie, vanwege het behoud van hoekmomentum. Net als de toenemende snelheid van een schaatser die in zijn of haar armen trekt, versnelt de langzame rotatie van de kern van de originele ster als deze krimpt. Een pasgeboren neutronenster kan meerdere keren per seconde roteren. Soms kan de neutronenster, wanneer hij rond een begeleidende ster draait en er materie aan toeneemt, deze snelheid tot enkele honderden keren per seconde verhogen, ondanks zijn immense zwaartekracht vervormen in een afgeplatte bolvorm (een equatoriale uitstulping).

Na verloop van tijd vertragen neutronensterren omdat hun roterende magnetische velden energie uitstralen. Oudere neutronensterren kunnen enkele seconden duren voor elke revolutie.

De snelheid waarmee een neutronenster zijn rotatie vertraagt, is meestal constant en heel klein. De waargenomen snelheden liggen tussen 10-10 en 10-21 seconde voor elke rotatie. Met andere woorden, voor een typische vertragingssnelheid van 10-15 seconden per omwenteling, een neutronenster die momenteel eenmaal in één seconde roteert, zal na 1 eeuw na 1 eeuw of na 1 miljoen jaar eenmaal in 1,03 seconden roteren.

Soms zal een neutronenster dat doen omhoog draaien of ondergaan een glitch, een snelle en onverwachte toename van de rotatiesnelheid (van dezelfde, extreem kleine schaal als de constante vertraging). Er wordt gedacht dat glitches het effect zijn van een "starquake": naarmate de rotatie van de ster langzamer wordt, wordt de vorm sferischer. Vanwege de stijfheid van de 'neutronenkorst' gebeurt dit als afzonderlijke gebeurtenissen tijdens korstbreuk, vergelijkbaar met tektonische aardbevingen. Na de starquake zal de ster een kleinere equatoriale straal hebben en (omdat het hoekmoment behouden blijft), neemt de rotatiesnelheid toe.

Neutronensterren kunnen "pulseren" door deeltjesversnelling nabij de magnetische polen, die niet zijn uitgelijnd met de rotatieas van de ster. Door nog niet volledig begrepen mechanismen produceren deze deeltjes coherente radiostraling. Externe kijkers zien deze stralen als pulsen van straling wanneer de magnetische pool voorbij de zichtlijn veegt. De pulsen komen met dezelfde snelheid als de rotatie van de neutronenster en lijken dus periodiek. Zo wordt de naam "pulsar" gegeven aan een neutronenster die dergelijke pulsen uitzendt.

De snelst roterende neutronenster die momenteel bekend is, PSR J1748-2446C.E., Roteert met 716 omwentelingen per seconde.8 Een recent artikel rapporteerde de detectie van een X-ray burst oscillation (een indirecte maat voor spin) bij 1122 Hz van de neutronenster XTE J1739-285.9 Dit signaal is tot nu toe slechts eenmaal gezien en moet als voorlopig worden beschouwd totdat het wordt bevestigd door een nieuwe burst van deze ster.

Subtypen

  • Neutronenster
    • Radiostille neutronensterren
    • Radio-emitterende neutronensterren
      • Enkele pulsars - algemene term voor neutronensterren die met regelmatige tussenpozen gerichte straling naar ons uitzenden (vanwege hun sterke magnetische velden).
        • Rotatie aangedreven pulsar ("radio pulsar")
          • Magnetar - een neutronenster met een extreem sterk magnetisch veld (1000 keer meer dan een normale neutronenster) en lange rotatieperioden (vijf tot 12 seconden).
            • Zachte gamma-repeater
            • Afwijkende X-ray pulsar
      • Binaire pulsars
        • Door accretie aangedreven pulsar ("X-ray pulsar")
          • X-ray burster - een neutronenster met een binaire metgezel met lage massa waaruit materie wordt verzameld, resulterend in onregelmatige uitbarstingen van energie van het oppervlak van de neutronenster.
          • Milliseconde pulsar ("recyled pulsar")
      • Quark Star - een momenteel hypothetisch type neutronenster samengesteld uit quark-materie of vreemde materie. Vanaf februari 2007 zijn er drie kandidaten.
      • Preon-ster - een momenteel hypothetisch type neutronenster samengesteld uit pre-materie. Vanaf 2007 is er geen bewijs voor het bestaan ​​van preons.

Zie ook

  • magnetar
  • Neutron
  • Pulsar
  • Quark
  • Ster
  • Supernova
  • witte dwerg

Notes

  1. ↑ Berekening van de dichtheid van een neutronenster NASA. Ontvangen 24 juni 2008.
  2. ↑ In het algemeen zijn compacte sterren met een massa van minder dan 1,44, de Chandrasekhar-limiet, witte dwergen; boven twee tot drie zonne-massa's (de Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet) kan een Quark-ster worden gemaakt, maar dit is onzeker. Zwaartekrachtsinstorting vindt altijd plaats op elke ster met meer dan vijf zonnemassa's, waardoor onvermijdelijk een zwart gat ontstaat.
  3. ↑ James Chadwick (1932), Over het mogelijke bestaan ​​van een neutron, Natuur 129:312.
  4. ↑ Walter Baade en Fritz Zwicky (1933), Supernovae en Kosmische stralen, Phys. Rev. 46.
  5. ↑ A. Hewish en S. Okoye (1965), Bewijs van een ongebruikelijke bron van hoge radiohelderheidstemperatuur in de krabnevel, Natuur 207:59.
  6. ↑ Samuel Okoye en Jocelyn Bell, die de ontdekking deelden, ontvingen de prijs niet.
  7. ↑ Neutronensterren en pulsars NASA Goddard Space Flight Center. Ontvangen 24 juni 2008.
  8. ↑ Jason W.T. Hessels, et al. (2006), A Radio Pulsar Spinning on 716 Hz Ontvangen 24 juni 2008.
  9. ↑ P. Kaaret, et al. (2007), Bewijs van 1122 Hz X-Ray Burst-oscillaties van de Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285 The Astrophysical Journal 657 (2): L97-L100. Ontvangen 24 juni 2008.

Referenties

  • Camenzind, M. 2007. Compacte objecten in astrofysica: witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten. Bibliotheek Astronomie en Astrofysica. Berlijn: Springer. ISBN 978-3540257707
  • Glendenning, Norman K. 2000. Compact Stars: nucleaire fysica, deeltjesfysica en algemene relativiteitstheorie, 2e ed. Bibliotheek Astronomie en Astrofysica. New York: Springer. ISBN 0387989773
  • Haensel, P., A.Y. Potekhin en D.G. Yakovlev. 2006. Neutronensterren 1: Staatsvergelijking en structuur. Astrophysics and Space Science Library. New York: Springer. ISBN 0387335439
  • Kaaret, P., et al. 2007. Bewijs van 1122 Hz X-Ray Burst-oscillaties van de Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285 The Astrophysical Journal 657 (2): L97-L100. Ontvangen 24 juni 2008.

Externe links

Alle links zijn opgehaald op 16 november 2018.

  • Inleiding tot neutronensterren
  • NASA ziet verborgen structuur van neutronenster in Starquake SpaceDaily.com.

Pin
Send
Share
Send