Neutron Stars and Pulsars

Neutronitähdet ja pulsarit

Tiheät, nopeasti pyörivät jäänteet, jotka jäävät joidenkin supernovien jälkeen ja lähettävät säteilykeiloja

Kun massiiviset tähdet saavuttavat elämänsä lopun ydinromahdussupernovassa, niiden ytimet voivat supistua ultratiheiksi kappaleiksi, joita kutsutaan neutronitähdiksi. Nämä jäänteet ovat tiheydeltään suurempia kuin atomiydin, pakkautuen auringon massan kokoiseen palloon, jonka koko on suunnilleen kaupungin kokoinen. Näiden neutronitähtien joukossa jotkut pyörivät nopeasti ja niillä on voimakkaat magneettikentät—pulsarit—jotka lähettävät säteilykeiloja, jotka ovat havaittavissa Maasta. Tässä artikkelissa tutkimme, miten neutronitähdet ja pulsarit muodostuvat, mikä tekee niistä ainutlaatuisia kosmisessa maisemassa, ja miten niiden energiset säteilyt antavat meille tietoa äärimmäisestä fysiikasta aineen rajoilla.

1. Supernovan jälkeinen muodostuminen

1.1 Ydinromahdus ja neutronisaatio

Suuremassa massassa olevat tähdet (> 8–10 M⊙) muodostavat lopulta rauta-ytimen, joka ei enää pysty ylläpitämään eksotermistä fuusiota. Kun ytimen massa lähestyy tai ylittää Chandrasekharin rajan (~1,4 M⊙), elektronien degeneraatio paine pettää, mikä laukaisee ydinromahduksen. Millisekunneissa:

  1. Romahtava ydin puristaa protonit ja elektronit neutroneiksi (käänteisen beetahajoamisen kautta).
  2. Neutronien degeneraatio paine pysäyttää lisäromahduksen, jos ytimen massa pysyy alle noin 2–3 M⊙.
  3. Palautusiskuaalto tai neutriinovetoinen räjähdys työntää tähden ulommat kerrokset avaruuteen ydinromahdussupernovana [1,2].

Keskellä vasemmalla on neutronitähti—hypertiheä kappale, jonka säde on tyypillisesti noin 10–12 km ja massa 1–2 aurinkomassaa.

1.2 Massa ja tilanyhtälö

Tarkkaa neutronitähden massarajaa ("Tolman–Oppenheimer–Volkoff"-raja) ei tiedetä tarkasti, mutta se on tyypillisesti 2–2,3 M⊙. Tämän kynnyksen yläpuolella ydin jatkaa romahtamistaan kohti mustaa aukkoa. Neutronitähden rakenne perustuu ydinfysiikkaan ja tilanyhtälöön ultra-tiheälle aineelle, joka on aktiivisen tutkimuksen kohde yhdistäen tähtitieteen ja ydinfysiikan [3].

2. Rakenne ja koostumus

2.1 Neutronitähden kerrokset

Neutronitähdillä on kerroksellinen rakenne:

  • Ulkokuori: Koostuu ytimiä sisältävästä hilasta ja degeneroituneista elektroneista, neutronipisaran tiheyteen asti.
  • Sisäkuori: Neutronirikas aine, mahdollisesti sisältäen ”ydinpasta”-vaiheita.
  • Ydin: Pääasiassa neutroneja (ja mahdollisesti eksoottisia hiukkasia kuten hyperoneja tai kvarkkeja) supra-ytimellisissä tiheyksissä.

Tiheydet voivat ylittää 1014 g cm-3 ytimessä—samankaltaisia tai suurempia kuin atomiytimen.

2.2 Erittäin vahvat magneettikentät

Monilla neutronitähdillä on magneettikenttiä, jotka ovat paljon voimakkaampia kuin tyypillisillä pääsarjan tähdillä. Tähden magneettivuo puristuu romahduksen aikana, vahvistaen kentän voimakkuuden 108–1015 G:hen. Voimakkaimmat kentät löytyvät magnetareista, jotka voivat aiheuttaa voimakkaita purkauksia ja pintamurtumia (tähtimaanjäristyksiä). Jopa ”normaaleilla” neutronitähdillä on tyypillisesti kenttiä 109–12 G [4,5].

2.3 Nopea pyöriminen

Kulmanmomentin säilyminen romahduksen aikana kiihdyttää neutronitähden pyörimistä. Näin ollen monet vastasyntyneet neutronitähdet pyörivät millisekuntien tai sekuntien jaksoilla. Ajan myötä magneettinen jarrutus ja ulosvirtaukset voivat hidastaa tätä pyörimistä, mutta nuoret neutronitähdet voivat syntyessään olla ”millisekuntipulsareita” tai kiihdyttää pyörimistään kaksoistähdissä massansiirron kautta.

3. Pulsarit: Kosmoksen majakat

3.1 Pulsar-ilmiö

Pulsari on pyörivä neutronitähti, jonka magneettinen akseli ja pyörimisakseli eivät ole linjassa. Vahva magneettikenttä ja nopea pyöriminen tuottavat säteitä sähkömagneettista säteilyä (radio-, optista, röntgen- tai gammakuituja), jotka lähtevät magneettisilta navoilta. Tähden pyöriessä nämä säteet pyyhkäisevät Maan ohi majakkavalon tavoin, tuottaen pulsseja jokaisella pyörimiskierroksella [6].

3.2 Pulsarityypit

  • Radio-pulsarit: Säteilevät pääasiassa radioalueella, ja niille on ominaista erittäin vakaat pyörimisjaksot noin 1,4 ms:stä useisiin sekunteihin.
  • Röntgenpulsarit: Usein kaksoisjärjestelmissä, joissa neutronitähti kerää ainetta kumppaniltaan, tuottaen röntgensäteitä tai pulsseja.
  • Millisekuntipulsarit: Erittäin nopeasti pyöriviä (jakso muutamasta millisekunnista), usein ”spun-up” (kierrätettyjä) kaksoistähden kumppanilta tapahtuvan akkretion kautta, joitakin tarkimpia tunnettuja kosmisia kelloja.

3.3 Pulsarin pyörimisnopeuden hidastuminen

Pulsarit menettävät pyörimisenergiaa sähkömagneettisten vääntöjen (dipolisäteily, tuulet) kautta, hidastaen pyörimistään vähitellen. Niiden jaksot pitenevät miljoonien vuosien aikana, kunnes ne himmenevät havaittavuuden alapuolelle niin kutsutun “pulsarin kuolinviivan” ylityksen myötä. Jotkut pysyvät aktiivisina pulsarituulennebulavaiheessa, energisoiden ympäröivää kaasua.

4. Neutronitähtibinäärit ja eksoottiset ilmiöt

4.1 X-sädebinäärit

X-sädebinääreissä neutronitähti kerää ainetta läheiseltä kumppanitähdeltä. Putoava aine muodostaa akkretiokiekon ja vapauttaa röntgensäteitä. Väliaikaisia purkauksia (transientteja) voi esiintyä, jos kiekossa esiintyy epävakautta. Näiden kirkkaiden röntgenlähteiden tarkkailu auttaa mittaamaan neutronitähtien massoja, pyörimisnopeuksia ja tutkimaan akkretiotutkimusta [7].

4.2 Pulsarin kumppanijärjestelmät

Binääripulsarit, joissa on toinen neutronitähti tai valkoinen kääpiö, ovat tarjonneet tärkeitä testejä yleiselle suhteellisuusteorialle, erityisesti mittaamalla kiertoradan hiipumista gravitaatioaaltojen säteilyn vuoksi. Kaksoisneutronitähtijärjestelmä PSR B1913+16 (Hulse-Taylor-pulsari) paljasti ensimmäisen epäsuoran todisteen gravitaatiosäteilystä. Uudemmat löydöt, kuten “Kaksoispulsari” (PSR J0737−3039), jatkavat painovoimateorioiden tarkentamista.

4.3 Yhdistymistapahtumat ja gravitaatioaallot

Kun kaksi neutronitähteä pyörähtää yhteen, ne voivat tuottaa kilonova-purkauksia ja lähettää voimakkaita gravitaatioaaltoja. Vuoden 2017 merkittävä GW170817-havainto vahvisti binäärisen neutronitähden yhdistymisen, vastaten moniaallonpituushavaintoja kilonovasta. Nämä yhdistymiset voivat myös muodostaa raskaimmat alkuaineet (kuten kulta tai platina) r-prosessin nukleosynteesin kautta, korostaen neutronitähtiä kosmisina valimoina [8,9].

5. Vaikutus galaktisiin ympäristöihin

5.1 Supernovajäänteet ja pulsarituulennebulat

Neutronitähden synty ydinromahdussupernovassa jättää jälkeensä supernovajäänteen—laajenevia poistuneen aineen kuoria ja shokkiaallon. Nopea pyörivä neutronitähti voi luoda pulsarituulennebulan (esim. Rapuneula-nebula), jossa pulsarista peräisin olevat relativistiset hiukkaset energisoivat ympäröivää kaasua, säteillen synkrotronisäteilyä.

5.2 Raskaiden alkuaineiden siemenet

Neutronitähden muodostuminen supernovaräjähdyksissä tai neutronitähtien yhdistyessä vapauttaa uusia raskaampien alkuaineiden isotooppeja (kuten strontiumia, bariumia ja raskaampia). Tämä kemiallinen rikastuminen siirtyy tähtienväliseen aineeseen ja lopulta sisältyy tuleviin tähtisukupolviin ja planeettoihin.

5.3 Energia ja palautteet

Aktiiviset pulsarit lähettävät voimakkaita hiukkastuulia ja magneettikenttiä, jotka voivat paisuttaa kosmisia kuplia, kiihdyttää kosmisia säteitä ja ionisoida paikallista kaasua. Magnetarit, äärimmäisillä kentillään, voivat tuottaa jättimäisiä purkauksia, jotka ajoittain häiritsevät paikallista ISM:ää. Näin neutronitähdet muokkaavat ympäristöään pitkään alkuperäisen supernovaräjähdyksen jälkeen.

6. Havainnolliset merkit ja tutkimus

6.1 Pulsarikartoitukset

Radioteleskoopit (esim. Arecibo, Parkes, FAST) ovat perinteisesti tutkineet taivasta pulsarien jaksottaisten radiopulssien löytämiseksi. Nykyaikaiset verkostot ja aika-alueen havainnot löytävät millisekuntipulsareita, tutkien galaksin populaatiota. Röntgen- ja gammasädeobservatoriot (esim. Chandra, Fermi) löytävät korkeaenergisiä pulsareita ja magnetareja.

6.2 NICER ja ajoitusverkostot

Avaruuslennot, kuten NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) ISS:llä, mittaavat neutronitähtien röntgensäteilypulsseja, tarkentaen massa-säde-rajoituksia niiden sisäisen tilanyhtälön selvittämiseksi. Pulsar Timing Arrays (PTA) yhdistävät vakaita millisekuntipulsareita havaitakseen matalataajuisia gravitaatioaaltoja supermassiivisten mustien aukkojen kaksoiskappaleista kosmisilla mittakaavoilla.

6.3 Moniviestihavainnot

Neutriino- ja gravitaatioaaltohavaintoja tulevista supernovista tai neutronitähtien yhdistymisistä voidaan käyttää suoraan neutronitähtien muodostumisen olosuhteiden valaisemiseen. Kilonova-tapahtumien tai supernovaneutriinojen havainnointi tarjoaa ennennäkemättömiä rajoituksia ydinmateriaalille äärimmäisissä tiheyksissä, yhdistäen astrofysikaaliset ilmiöt perustavanlaatuiseen hiukkasfysiikkaan.

7. Conclusions and Future Outlook

Neutronitähdet ja pulsarit edustavat joitakin äärimmäisimpiä tuloksia tähtien evoluutiossa: massiivisten tähtien romahtamisen jälkeen ne muodostavat kompakteja jäänteitä, joiden halkaisija on vain noin 10 km, mutta joiden massat usein ylittävät Auringon. Nämä jäänteet kantavat voimakkaita magneettikenttiä ja nopeita pyörähdyksiä, jotka ilmenevät pulsareina, jotka lähettävät säteilyä sähkömagneettisen spektrin eri alueilla. Niiden synty supernovaräjähdyksissä kylvää galakseihin uusia alkuaineita ja energiaa, vaikuttaen tähtien muodostumiseen ja ISM:n rakenteeseen.

Kaksoisneutronitähtien yhdistymisistä, jotka tuottavat gravitaatioaaltoja, aina magnetarien purkauksiin, jotka loistavat gamma-säteissä koko galakseja kirkkaammin, neutronitähdet ovat edelleen astrofysiikan tutkimuksen eturintamassa. Kehittyneet teleskoopit ja ajoitusverkostot paljastavat yhä tarkempia yksityiskohtia pulsarien sädegeometriasta, sisäisistä koostumuksista ja yhdistymistapahtumien ohimenevistä signaaleista – yhdistäen kosmiset ääripäät perustavanlaatuiseen fysiikkaan. Näiden upeiden jäänteiden kautta kurkistamme massiivisten tähtien elinkaaren viimeisiin lukuihin, tutkien kuinka kuolema voi synnyttää säteileviä ilmiöitä ja muokata kosmista ympäristöä tuleviksi ajoiksi.

References and Further Reading

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). ”Supernovista.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). ”Massiivisista neutroniytimistä.” Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Mustat aukot, valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet: Kompaktien kappaleiden fysiikka. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Erittäin voimakkaasti magnetoituneiden neutronitähtien muodostuminen: Vaikutukset gammasädepurkauksille.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Pyörivät neutronitähdet pulssimaisen radiosäteilyn lähteinä.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Pulsarit ja niiden asema tähtitieteessä.” Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay.” Nature, 467, 1081–1083.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin