Nifteindastjörnur

Úr Wikipediu, frjálsa alfræðiritinu
Stökkva á: flakk, leita

Nifteindastjörnur eru undraverðar stjörnur sem eru að stærstum hluta úr nifteindum. Þær verða til þegar gríðarstórar stjörnur springa og falla saman í miðju. Úr þessari miðju verða nifteindastjörnurnar til. Talið er að finna megi 100.000 nifteindastjörnur í Vetrarbrautinni okkar[1] en nú til dags eru um 2.000 þekktar nifteindastjörnur í Vetrarbrautinni og Magellanskýjunum og um 1.000 þekktar tifstjörnur sem eru nifteindastjörnur með útgeislunarstraum sem lendir á jörðinni.[2] Þessar stjörnur hafa bæði gríðarsterkt segulsvið, snúast mjög hratt og eru einstaklega heitar. Þær eru gríðarlega eðlisþungar að auki vegna þess hve þétt efnið í þeim er en engir fráhrindikraftar verka milli nifteinda.

Uppgötvun[breyta]

Aðeins ári eftir að nifteindir voru uppgötvaðar af James Chadwick settu Walter Baade og Fritz Zwicky fram hugmyndina um nifteindastjörnur. Töldu þeir að þær mynduðust í miðju sprengistjarna við það að þær féllu saman og róteindirnar og rafeindirnar rynnu saman. Þrýstingurinn frá nifteindunum sjálfum töldu þeir að hindraði frekari samþjöppun. Flestir vísindamenn leiddu þessar hugmyndir hjá sér því að nifteindastjörnur eru mjög ótrúleg fyrirbæri. Einnig var hugmyndin á þeim tíma að allar stjörnur myndu losa nógu mikið efni frá sér til að verða aðeins að hvítum dvergum. Árið 1930 reiknaði Chandrasekhar að ef massi stjörnu væri meira en um það bil 1,4 sólmassar myndi hún falla saman og vegna þess að rafeindirnar myndu ekki standast þann þrýsting. Oppenheimer og hans nemendur birtu hins vegar árið 1934 ítarlega útreikninga og settu fram tilgátu um að stjörnur með þennan úr stjörnum með þennan massa myndi myndast klumpur af nifteinum þar sem róteindirnar og rafeindirnar myndu renna saman.

Það var hinsvegar árið 1967 sem doktorsneminn Jocelyn Bell fann útvarpsbylgjur sem tifuðu með reglulegu millibili og voru þessi fyrirbæri kölluð tifstjörnur. Þessar bylgjur voru með hærri tíðni en nokkuð fyrirbæri í geimnum sem fyrr hafði fundist. Töldu vísindamenn jafnvel fyrst að þær væru sendingar frá geimverum. Þeirri kenningu var þó hafnað nokkrum mánuðum seinna þegar önnur slík fyrirbæri fundust. Þegar tifstjarnan í Krabbaþokunni fannst hafði hún minnsta snúningstíma þekktra tifstjarna, 0,033 sekúndur. Sú uppgötvun útilokaði það að tifstjörnur væru hvítir dvergar sem snerust hratt þar sem þeir myndu ekki þola svo hraðan snúning og rifna í sundur. Því hlutu tifstjörnur að vera mun þéttari í sér en hvítir dvergar. Það var eftir það sem nifteindastjörnumódelið var samþykkt af vísindasamfélaginu.[3]

Myndun[breyta]

Nifteindastjörnur myndast í sprengistjörnum af gerð Ib, Ic eða II. Þegar stjarna með massa á milli 8 og 25 sólmassar fellur saman verður þyngdarkrafturinn svo mikill að hann yfirvinnur rafeindaþrýstinginn og róteindir og rafeindir stjörnunnar renna saman og mynda nifteindir.[4] Út frá samfalli svo massamikillar stjörnu koma miklir blossar af gammageislum. Þessir gammageislablossar eru svo öflugir að ef þeir myndi lenda á jörðinni myndu þeir ef til vill valda fjöldategundadauða. Við þetta allt saman minnkar rúmmál efnisins gríðarlega þar sem að venjuleg frumeind er að mestu tómarúm vegna fráhrindikrafta milli róteinda og nifteinda. Þess vegna er venjuleg nifteindastjarna aðeins um 30 km í þvermál.[5] Af þessu leiðir að stjarnan hefur gríðarlegan eðlismassa, uum það bil 4x1017 kg/m3 og þrátt fyrir smæð sína er hún gríðarlega þung. Hluti á stærð við sykurmola úr nifteindastjörnu myndi vega 400 milljarða tonna..[6] Vegna þessa gríðarlega massa er þyngdarkrafturinn við yfirborðið 1012 g og lausnarhraðinn er um 150.000 km/s.[7]

Við það að stjarnan falli saman eykst snúningshraðinn vegna varðveislu hverfiþungans. Þessu má líkja við listdansara á skautum sem dregur að sér hand- og fótleggi og snýst því hraðar fyrir vikið. Þar sem upprunalega stjarnan er mun stærri en nifteindastjarnan snýst hún gríðarlega hratt.[8] Hraðasta tifstjarnan sem vitað er um, PSR J1748-2446ad, snýst 716 sinnum á sekúndu.[9] Þar sem útgeislun þeirra kostar orku hægist smám saman á nifteindastjörnum og þess vegna snúast gamlar stjörnur oftast hægar er nýjar. Til dæmis hægir nifteindastjarnan í Krabbaþokunni á sér um 3,0 x 1010 sek á dag. Hinsvegar stöðvast þær aldrei alveg þar sem að útgeislunin minnkar þegar snúningshraðinn minnkar, það er að sífellt hægist á hægjuninni.[10]

Segulflæði stjörnu varðveitist þegar hún fellur saman. Fyrir vikið eru nifteindastjörnur með gríðarsterkt segulsvið þar sem að upprunalega segulsviðið dreifist á mun minna . Út frá segulpólum nifteindastjarna koma sterkir straumar af útgeislun. Útgeislunin stafar af refeindum sem segulsviðið hefur komið á mikinn hraða.[11] Þar sem segulpólarnir eru ekki á sama stað og snúningspólarnir mynda straumarnir eins konar keiluform á snúningi sínum. Ef svo vill til að straumurinn lendi á jörðinni mælum við hann sem tifstjörnu og tíðnin ræðst af snúningstíma stjörnunnar.

Þegar nifteindastjörnur myndast eru þær mjög heitar en upphafshiti getur verið um 1011K. Þetta stafar af því að nifteindastjörnur eru kjarninn úr stórum stjörnum. Þær kólna upphaflega mjög hratt, strax fyrsta daginn getur nifteindastjarnan kólnað niður í 109 K. Þetta gerist með URCA-ferli, það er að nifteindir breytast í róteindir og róteindirnar aftur í nifteindir. Þegar þetta gerist losna fiseindir í burtu og taka með sér orku. Með þessu ferli kólnar stjarnan í um þúsund ár eða þar til yfirborðshitinn er um 100 milljón K. Þá tekur ljósgeislun við og kólnar stjarnan nú hægar en áður. Stjarnan geislar aðallega röntgengeislum vegna hás yfirborðshitastigs en vegna þess að yfirborðsflatarmálið er lítið er heildarútgeislun ekki mikil. Eftir um tíu þúsund ár er hitinn því um milljón gráður.[12]

Bygging[breyta]

Talið er að á yfirborði nifteindastjarna sé skorpa og er hún um 1 km þykk. Hún er marglaga, yst er lag úr járnfrumeindum, næst koma nifteindaríkir frumeindakjarnar og rafeindir, þá klasar af nifteindum og stakar nifteindir og rafeindir.[13] Tilvist skorpunnar er studd með því að snúningshraði þeirra eykst stundum lítillega og snöggt, á í mesta lagi nokkrum dögum, og er það talið stafa vegna þess að skorpan gangi aðeins til.[14] Þetta er kallað „glitch“. Fyrir innan skorpuna er talið að nifteindirnar séu á formi ofurflæðandi nifteindavökva. Samspil nifteindavökvans og skorpunnar gæti verið orsök breytinga í snúningi tifstjarna. Auk þess að hægja í sífellu á sér eykst snúningshraði nifteindastjarna stundum. Talið er að laugar af nifteindavökva haldi áfram að snúast á sama hraða þótt skorpan hægi á sér og að einhver hluti þeirra „límist“ á skorpuna innanverða. Að lokum kemur að því að skorpan er að snúast hægar en laugarnar og þá kippa laugarnar í skorpuna og hraða snúningnum snögglega.[15] Að lokum er jafnvel talið að innst finnist hið fimmta ástand efnis, kvarka-límeinda-rafgas þar sem kvarkarnir og límeindirnar sem venjulega mynda róteindir og nifteindir losna í sundur og verða að agnavökva.[16] Einnig er að finna einhverjar rót- og rafeindir í nifteindastjörnum því án þeirra myndu stjörnurnar missa segulsvið sitt mjög hratt.

Lofthjúpur nifteindastjarna er um 1 m þykkur[17] og er ef til vill úr kolefni. [18]

Kjarnar[breyta]

Á suman hátt eru nifteindastjörnur eins og risastórir frumeindakjarnar. Til dæmis hafa þeir mjög svipaðan eðlismassa og frumeindakjarnar, um 1018 kg/m3, sem og að kjarnarnir eru gerðir úr nifteindum. Hins vegar er reginmunur á kröftunum sem halda saman nifteindastjörnum og frumeindakjörnum. Það er þyngdarkrafturinn sem heldur saman stjörnunum en sterki kjarnakrafturinn varnar því að kjarnarnir splúndrist.

Tvístirnakerfi og millisekúndutifstjörnur[breyta]

Árið 1982 fundu stjörnufræðingar tifstjörnu sem snýst 642 sinnum á hverri sekúndu, þeir kölluðu hana PSR 1937+21. Eftir því sem nifteindastjörnur eldast þá hægist á snúning þeirra. Þar af leiðir að PSR 1937+21 ætti að vera mjög ung vegna þess hversu hratt hún snýst. Samt sem áður ætti einnig að hægjast á snúning hennar mjög hratt vegna þess að því hraðar sem stjarna snýst því meiri orkulosun verður og því meira hægist á snúningnum. Þetta átti ekki við PSR 1937+21 heldur hægðist minna á snúning hennar sem bendir til þess að hún sé mjög gömul.

Nú hafa fleiri stjörnur eins og PSR 1937+21 fundist og eru þær kallaðar millísekúndu tifstjörnur og snúast á bilinu 100 til 1000 sinnum á sekúndu. Millisekúndu tifstjörnur eru flestar í tvístirni og í mjög lítilli fjarlægð frá nágrana stjörnu sinni. Því styttri tími sem stjörnurnar eru að fara í kringum hvor aðra því minni er fjarlægðin á milli þeirra. Þetta getur leyft okkur að sjá hvernig millisekúndu tifstjörnur hafa fengið þennan gríðarlega hraða snúning.

Ef við ímyndum okkur tvístirni sem saman stendur af einni hámassastjörnu og einni lágmassastjörnu. Við vitum að hámassastjarnan þróast hraðar en sú massaminni og verður að sprengistjörnu af gerð II og nifteindastjarna myndast sem snýst mjög hratt. Með tímanum eða eftir marga milljarða ára hægist á snúningi nifteindastjörnunnar vegna allrar orkulosunarinnar út í geiminn. Þá hefur massaminni stjarnan þróast hægt og rólega og verður að rauðum risa og fyllir síðan á endanum út í Roche mörkin. Þegar það gerist flæðir gas inn fyrir Lagrangian punktinn og á nifteindastjörnuna. Lagrangian punkturinn er þar sem Roche mörk stjarnanna mætast. Gasið rekst á yfirborð nifteindastjörnunnar á gríðarlegum hraða og við ákveðið horn sem lætur stjörnuna snúast hraðar. Undið er upp á gömlu hægu nifteindastjörnunna með massa færslu frá uppblásnu nágranna stjörnunni.

Til eru nifteindastjörnur eins og stjarnan PSR 1937+21 sem ekki eru í tvístirni. Talið er að nifteindastjörnurnar hafi eytt nágrannastjörnu sinni með orkuháu ögnunum sem nifteindastjarnan hefur gefið frá sér eftir að undið hafði verið upp á hana.[19]

Eins og tekið var fram áður þá gefa allar tifstjörnur frá sér útvarpsbylgjur. En tifstjörnur í tvístirni með sólstjörnu gefa frá sér röntgenbylgjur. Þetta gerist þegar gasið úr sólstjörnunni hefur lent á yfirborði nifteindastjörnunnar og er stýrt eftir segulásnum þar sem það hitnar mjög hratt og geislar frá sér röntgengeislum sem brjótast út um segulásinn. Þessar tifstjörnur eru enn mikil ráðgáta og mikið rannsóknarefni.[20]

Segulstirni[breyta]

Segulstirni eru nifteindastjörnur með gríðarsterkt segulsvið, sterkara en annarra nifteindastjarna. Eru þau segulmögnuðustu hlutir sem fundist hafa og úr 1000 km fjarlægð myndi segulsviðið geta drepið lífverur með því að hafa áhrif á skautun vatns. Þegar þetta segulsvið brotnar niður verður mikil útgeislum á rafsegulbylgjum, einna helst röntgen- og gammageislum. Þetta niðurbrot er mjög hratt og endist segulsvið þessara nifteindastjarna aðeins í um 10.000 ár. Stjörnuskjálftar geta valdið óregulu í segulsviðinu sem veldur enn fremur mjög sterkri gammageislun sem hefur mælst hér á jörðu á árunum 1979, 1998 og 2004. Einnig snúast segulstirni hægar en flestar aðrar nifteindastjörnur, á um 10 sekúndum í stað <1 sekúndu. Eru segulstirni talin líklegasta útskýringin á SGR, sem senda frá sér röntgen- og gammageislun með óreglulegu millibili, en einnig AXP, sem eru tifstjörnur sem einnkennast af sterku segulsviði og hægum snúningstíma eða allt að 2-12 sekúndur. Í Apríl 2011 voru aðeins 21 segulstirni þekkt. Þær myndast þegar snúningur, hiti og segulsviðsstyrkur móðurstjörnu lenda á réttu bili. Þá breytast hiti og snúningsorka í segulorku. Við þetta styrkist segulsviðið sem fyrr var gríðarsterkt upp í allt að 1011 tesla. Talið er að í eitt af hverjum tíu skiptum sem venjuleg nifteindastjarna myndi myndast úr sprengistjörnu myndist segulstirni.

Frægar nifteindastjörnur[breyta]

J1614-2230 er stærsta nifteindastjarnan sem hefur fundist. Nifteindastjörnuna er að finna í átt að sporðdrekastjörnumerkinu sem er í um 3000 ljósára fjarlægð. Vísindamenn höfðu ekki hugmynd um að nifteindastjörnur gætu orðið svona stórar en J1614-2230 sem er um tvisvar sinnum massameiri en sólin. Það var vísindamaðurinn Paul Demorest sem fann nifteindastjörnuna. Upprunalega stjarna nifteindastjörnunnar var um 20 sinnum stærri en sólin. Nifteindastjarnan snýst hratt en hún snýst 317 sinnum á sekúndu. Í sporbrautinni þar sem nifteindastjarnan er er einnig að finna hvítan dverg sem hefur áhrif á snúningshraða tifstjörnunnar.[21]

Ein fræg nifteindastjarnan er tifstjarnan í Krabbaþokunni. Hún myndaðist þegar sprengistjarna sprakk árið 1054 og sást sá atburður vel frá jörðinni. Hún var uppgötvuð árið 1968 og var fyrsta nifteindastjarnan sem var tengd sprengistjörnu. Þessi tifstjarna hefur snúningstímann 33 millisekúndur[22] sem þýðir að hún snýst um 30 sinnum um sjálfa sig á sekúndu. Þvermál hennar er um 25 km. Ef til vill gengur um hana reikistjarna í 0,3 AU fjarlægð sem er rúmlega þrisvar sinnum massameiri en jörðin en það myndi útskýra breytingar í snúningstíma hennar.

Eins og áður var nefnt snýst hraðasta nifteindastjarnan, PSR J1748-2446ad, 716 sinnum á sekúndu. Hún var uppgötvuð árið 2004 af Jason W. T. Hessels. Hún er um ekki stærri en 16 km í þvermál þar sem efnið í henni myndi hendast út í geiminn ef hún væri stærri vegna gríðarlegs snúnings hennar. Hún er í um 18.000 ljósára fjarlægð frá okkur í stjörnumerkinu Bogmanninum. Hún er hluti af tvístirnakerfi.

Tilvísanir[breyta]

  1. „Nifteindastjörnur“, skoðað þann 5. nóvember 2011.
  2. „Neutron stars – incomprehensible density“, skoðað þann 3. nóvember 2011.
  3. Freedman, Roger A., William J. Kaufmann. Universe. Michelle Juliet, 2001. ISBNISBN 978-0716746478
  4. Vilhelm S. Sigmundsson. Nútíma stjörnufræði. , 2011. ISBNISBN 978-9979-70-780-6
  5. Freedman, Roger A., William J. Kaufmann. Universe. Michelle Juliet, 2001. ISBNISBN 978-0716746478
  6. Vilhelm S. Sigmundsson. Nútíma stjörnufræði. , 2011. ISBNISBN 978-9979-70-780-6
  7. „Nothing but the facts about neutron stars“, skoðað þann 5. nóvember 2011.
  8. Vilhelm S. Sigmundsson. Nútíma stjörnufræði. , 2011. ISBNISBN 978-9979-70-780-6
  9. „Astronomers discover fastest spinning pulsar“, skoðað þann 2. nóvember 2011.
  10. „Nifteindastjörnur“, skoðað þann 5. nóvember 2011.
  11. „Pulsars“, skoðað þann 2. nóvember 2011.
  12. Vilhelm S. Sigmundsson. Nútíma stjörnufræði. , 2011. ISBNISBN 978-9979-70-780-6
  13. „Neutron star crust“, skoðað þann 2. nóvember ár 2011.
  14. „Neutron star“,
  15. Freedman, Roger A., William J. Kaufmann. Universe. Michelle Juliet, 2001. ISBNISBN 978-0716746478
  16. Vilhelm S. Sigmundsson. Nútíma stjörnufræði. , 2011. ISBNISBN 978-9979-70-780-6
  17. „Neutron star facts“, skoðað þann 5. nóvember 2011 2011.
  18. „Carbon atmosphere discovered on neutron star“, skoðað þann 2. nóvember ár 2011.
  19. Freedman, Roger A., William J. Kaufmann. Universe. Michelle Juliet, 2001. ISBNISBN 978-0716746478
  20. „Nifteindastjörnur“, skoðað þann 5. nóvember 2011.
  21. „New neutron star largest ever discovered“, skoðað þann 5. nóvember 2011.
  22. „Nifteindastjörnur“, skoðað þann 5. nóvember 2011.