Annonceinfo

Dansker løser gåde om neutronstjerner

Nye teoretiske beregninger afslører, hvordan en hurtigt roterende neutronstjerne, en såkaldt millisekundpulsar, bremser op, når den ikke længere kan suge næring til sig fra sin følgestjerne.

Emner: ,
En millisekundpulsar har omkring 40.000 omdrejninger hvert minut, hvilket svarer til 2,5 millioner omdrejninger hver time. Rotationshastigheden på millisekundpulsarens overflade er større end 50.000 km i sekundet. (Foto: NASA)

En hurtigt roterende neutronstjerne, en såkaldt millisekundpulsar, er berømt for stort set altid at optræde i par med en anden stjerne. Men en millisekundpulsar er også berygtet for at have snyltet på sin partner.

Sådan en stjerne udnytter nemlig sit enorme tyngdefelt til at æde en del af sin følgestjerne ved at suge gasserne på dens overflade til sig, indtil kun skroget er tilbage i form af en lille, undseelig ’hvid dværg’.

Millisekundpulsaren opnår derved nyt liv, for måltidet giver den kraft og energi til at spinne ekstremt hurtigt rundt om sig selv på samme måde, som når en skøjteprinsesse i en pirouette får ny rotationsenergi ved at trække sine arme tæt ind til kroppen.

Gennembrud løser store gåder

Måltidet har astrofysikerne allerede godt styr på. Til gengæld er det først nu, at en forsker har succes med at beskrive, hvad der egentlig sker med millisekundpulsarens rotation i det øjeblik, den ikke kan vride mere næring ud af sin livsledsager.

Ved at kombinere allerede kendte stjerneudviklingsteorier med beregninger af de kræfter, pulsaren er udsat for, er det lykkedes den danske astrofysiker Thomas Tauris at lave en computermodel af, hvordan millisekundstjernen opfører sig, når forrådet hos følgestjernen er brugt op.

Det viser sig, at de hurtigt roterende neutronstjerner har en indbygget bremse i form af deres ekspanderende magnetosfære, der bliver aktiveret ved måltidets afslutning.

Thomas Tauris præsenterer modellen i en videnskabelig artikel i det prestigefyldte videnskabelige tidsskrift Science.

»Jeg har undersøgt, hvad der sker i det øjeblik, neutronstjernen slipper sit greb i følgestjernen. Det var der tilsyneladende ingen, som tidligere havde forsøgt at beregne, og det var egentlig også først bagefter, at jeg forstod vigtigheden af mit resultat, da jeg kom i tanker om alle de gåder, der nu kunne løses,« fortæller Thomas Tauris, der oprindeligt er uddannet astrofysiker fra Aarhus Universitet, og som nu er gæsteprofessor ved det astronomiske institut ved Bonn Universitet i Tyskland.

Millisekundpulsarer er et nyopdaget fænomen

Fakta

En neutronstjerne er en stjerne, der hovedsagelig består af neutroner. Neutronstjerner dannes i supernovaeksplosioner og er slutstadiet i udviklingen for de stjerner, hvis oprindelige masser er mellem ca. 8 og 25-30 gange Solens.

Efter eksplosionen er kun ca. 1,4 gange Solens masse tilbage i form af neutronstjernen. Neutronstjerner er blandt de mest ekstreme objekter i universet. I centrum er massefylden flere gange massefylden i atomkerner, og hele stjernen har en radius på bare 10 km.

Neutronstjernerne kan sammenlignes med makroskopisk store atomkerner, dog med den forskel, at gravitationen snarere end den stærke vekselvirkning holder dem sammen.

Magnetfelter mere end 10 13 gange stærkere end Jordens er almindelige, hvilket sammen med en meget hurtig rotation (op til 700 gange i sekundet) er en vigtig årsag til, at neutronstjerner kan observeres som pulsarer.

Den nye opdagelse åbner døren ind til en dunkel verden, for millisekundpulsarer er en ret ny opdagelse. De første millisekundpulsarer blev afsløret så sent som i 1982, og i dag kender man faktisk kun til i alt 200 sådanne neutronstjerner.

Millisekundpulsarerne er oprindeligt skabt af gamle neutronstjerner med super høj massetæthed og stærke magnetfelter, og en neutronstjerne opstår, når en tung stjerne eksploderer i en supernova og efterlader sin indre kerne.

Neutronstjerner, der lever et singleliv, vil med tiden dø ud - til gengæld vil de eksemplarer, der befinder sig inden for en anden stjernes intimsfære, se sit snit til at kunne få nyt liv ved ublu at æde af sin følgestjerne. I takt med at neutronstjernen høster energi, roterer den hurtigere og hurtigere rundt om sig selv, indtil den gennemfører mellem 100 og 700 omløb i et enkelt sekund, det vil sige, at den bruger mellem 1 og 10 millisekunder på at rotere én gang.

Så længe millisekundpulsaren er i gang med sit måltid, udsender den for hver omdrejning en puls af energirig røntgenstråling fra sine magnetiske poler. I det øjeblik, følgestjernens overflade er fortæret, overgår røntgenpulsaren i stedet til at udsende knapt så energirige pulser af radiobølger, tilsyneladende i et lidt mere behersket tempo. Stjernen er dermed ikke længere en røntgen-millisekundpulsar men en radio-millisekundpulsar.

Overgangen mellem disse to livsfaser i kannibalens liv har man kunnet afdække ved hjælp af observationer, men den bagvedliggende fysiske proces har på mange måder været gådefuld. Nu står det dog klart, hvad der sker, efter at Thomas Tauris har bragt sin model til torvs.

Følgestjernens gas spredes ud i universet

Når følgestjernens forråd er ved at slippe op, vil der strømme mindre gas over til den roterende neutronstjerne, fortæller han. Konsekvensen er, at strømmen af gas udøver et mindre tryk på neutronstjernens magnetosfære, som fra at have været mast tæt ind til stjernen, pludselig får betydeligt mere plads at udfolde sig på.

Hvor magnetosfæren før guidede gassen fra følgestjernen ind på neutronstjernens overflade, virker den nu pludselig som et panser. Da magnetosfæren pisker rundt og rundt i takt med stjernens rotation, vil den indkommende gas prelle af på panseret og blive spredt ud til alle sider. Dette medvirker til, at stjernen mister rotationsenergi og dermed snurrer end kende langsommere rundt.

Magnetosfærens udvidelse bremser også neutronstjernen ned på en anden måde, der svarer til det, der sker, når man forsøger at stoppe sin cykel ved at træde tilbage i pedalerne. På cyklen stammer kraften til at bremse fra cyklistens fod, og kraften forstærkes og overføres til selve hjulpet via pedalarmen. Jo hårdere cyklisten træder, og des længere pedalens arm er, des større er det ’kraftmoment’, der i sidste ende får cyklen til at bremse.

Fakta

En magnetosfære er det område af rummet, der domineres af en stjernes eller en planets magnetfelt.

På neutronstjernen kommer kraften fra den sidste rest af overført gas, og kraften forstærkes og overføres til pulsaren via magnetosfæren. Jo større magnetosfæren er, des stærkere bliver det ’kraftmoment’, der nedbremser millisekundpulsarerne.

Speeder og bremse i én og samme proces

Thomas Tauris’ model kan også give en forståelse af, hvorfor neutronstjernen trods alt stadig snurrer rundt som en millisekundpulsar i et imponerende højt tempo med kun en anelse lavere rotationshastighed, end før den mistede sit tag i følgestjernen.

Årsagen er, at nedbremsningen af magnetosfæren kun delvis forplanter sig til neutronstjernen. Thomas Tauris viser i sin videnskabelige artikel, at magnetosfæren ekspanderer i et betydeligt hurtigere tempo, end den hastighed hvormed kraftmomentet kan nå at nedbremse stjernen. Det forklarer, hvorfor neutronstjernen kun mister godt halvdelen af sin rotationsenergi og dermed fastholder sin identitet som millisekundpulsar, efter at energitilførslen fra følgestjernen er stoppet.

Observationerne viser, at røntgen-millisekundpulsarer i gennemsnit har en rotationsperiode på 3,3 millisekunder, mens radio-millisekundpulsarerne har én på 5,5 millisekunder. Den forskel forklarer Thomas Tauris forklaringsmodel meget præcist.

»Det pudsige er, at det er præcist de samme processer, der speeder neutronstjernen op til rotationshastigheder på millisekunder, som også sørger for at bremse stjernerne ned igen. Den viden giver os et nyt syn på dannelsen af radio-millisekundpulsarer. Om processen agerer speeder eller bremse afhænger af magnetosfærens størrelse og neutronstjernens rotationsperiode,« påpeger Thomas Tauris.

Millisekundpulsarer kan teste Einsteins Relativitetsteori

Grunden til, at det overhovedet er interessant at studere pulsarer er, at det er nogle af de mest ekstreme objekter i universet. Ikke alene har neutronstjernerne de største tætheder af stof – de bærer også nogle af de stærkeste magnetfelter, der er op til en million gange kraftigere, end dem man hidtil har kunnet frembringe i et laboratorium.

»Så ved at studere pulsarer og andre former for neutronstjerner, kan vi lære noget om fysikken, som vi ellers er afskåret fra at kunne undersøge her på Jorden,« fortæller Thomas Tauris.

En specielt interessant egenskab ved de hurtige millisekundpulsarer er, at de er meget præcise ure, da man i nogle tilfælde kender deres rotation med 15 cifre. Når de er så uhyre nøjagtige, er de ideelle at bruge som test af gravitationsteorier som f.eks. Einsteins berømte teori om den firedimensionelle rumtid.

Fakta

Hvis opbremsningen af magnetosfæren forplantede sig effektivt ind til neutronstjernerne, ville de ifølge beregningerne blive bremset kraftigt ned til rotationshastigheder på mellem 50 og 100 millisekunder, så disse neutronstjerner ikke længere kan bryste sig af at være millisekundpulsarer.

Da millisekundpulsarerne kredser om en følgestjerne, kan man bruge dem til at teste Relativitetsteoriens påstande om, hvordan rummet omkring følgestjernen ser ud.

Sorte huller i kikkerten

De forhold, der findes på Jorden og i Solsystemet, tillader kun at teste Einsteins Relativitetsteori i det såkaldt ’svage regime’, hvor masser og kræfter er forholdsvist små. For at kunne teste modellen i det ’stærke regime’, hvor masserne og kræfterne er voldsomt store, har man foruden den større krumning af rumtiden også brug for et uhyre præcist ur, der i stor detalje kan kortlægge, nøjagtigt hvor lang tid forskellige processer tager.

Og man finder ikke noget bedre ur end en millisekundpulsar, der med sine enestående nøjagtige pulser holder skarpt øje med tiden. Derfor er Thomas Tauris og andre astrofysikere så forhippede på at finde millisekundpulsarer og kortlægge deres gøren og laden.       

Sammen med kolleger i Bonn er Thomas Tauris så småt begyndt at overveje, hvordan millisekundpulsarer mon opfører sig i nærheden af et sort hul, der er det mest ekstreme objekt af alle. Indtil videre har man kun observeret millisekundpulsarer i kredsløb om hvide dværge og andre neutronstjerner, men endnu ikke nogen om sorte huller, så her er der klart en mulighed for at bedrive spændende ny forskning.

»Vi vil frygteligt gerne finde en millisekundpulsar omkring et sort hul, for så kunne man i endnu højere grad få testet de forskellige gravitationsteorier og holde dem op mod hinanden. Det er en af de helt store udfordringer inden for astronomien i disse år,« slutter Thomas Tauris.

 

Animationen, der stammer fra det amerikanske rumagentur NASA, viser, hvordan en neutronstjerne, der nærmest er udslukt, stråler med fornyet kraft ved at tappe energi fra sin følgestjerne.

Aldersbestemmelse af millisekundpulsarer er forkert

Thomas Tauris nye model løser også et gammelt mysterium med millisekundpulsarernes aldre. Astronomerne har altid gået meget op i at forsøge at bestemme hvor gamle disse neutronstjerner er, fordi alderen har stor betydning for forståelsen af, hvordan disse ekstreme objekter opstår og udvikler sig. 

Den eneste kilde til information er de røntgen- eller radiopulser, som millisekundpulsarerne udsender for hver rotation, og ud fra disse pulser forsøger forskerne altså at bestemme stjernens masse og alder, hvilket er en meget udfordrende opgave.

Den gængse metode til at danne sig et indtryk af, hvor gamle millisekundpulsarerne er, har hidtil været at beregne den såkaldte ’karakteristiske alder’, også kaldet ’spin-down alderen’. Den er baseret på to oplysninger, nemlig perioden mellem to pulser og den hastighed, hvormed neutronstjernens rotation  bremses op.

Da man hidtil ikke har kendt millisekundpulsarernes rotationshastighed særligt nøjagtigt, har man brugt de karakteristiske aldre som et overslag over, hvor gammel stjernen var. Men det, som Thomas Tauris viser i sin artikel er, at denne alder er misvisende og giver et forkert indtryk af, hvor gammel stjernen er.

Ved hjælp af sin nye model viser han, at millisekundpulsarerne i visse tilfælde bliver født med en karakteristisk alder, der overstiger universets alder med flere milliarder år, hvilket selvfølgelig ikke kan være tilfældet.

»Den karakteristiske alder giver altså et fejlagtigt indtryk af, at objektet er ufatteligt gammelt, selv om det i realiteten kan være meget ungt. Så hvis man vil bestemme alderen på en pulsar, er det altså vigtigt at bruge en anden metode – nemlig afkølingen af deres binære makker, den hvide dværg,« siger Thomas Tauris.

Ja, tak : )

Det må være et "spændende" miljø, men to sådanne krabater i infight..

Re: Friktion......

Ja den er lidt langhåret som jeg skrev men jeg er glad for at du har fået fat i den overordnet ide om hvad man regner med der sker - Jeg ved godt at nogen ynder at forkaste observationer eller generelt misforstår de foreliggende data - specielt når de ikke understøtter deres egne ideer.

Rapporten er som der står en kort introduktion til historien og fysikken bag pulsarer, en redegørelse for deres struktur, sammensætning, og strålingsmekanismer og en gennemgang af pulsarers observerede egenskaber og i særlig grad deres termiske udvikling og understøttes af de data der var tilgængelige da den blev udformet i 2004 og hvis man skal have alle aspekter omkring neutronstjerner med er det selvfølgelig nødvendigt at grave sig igennem nyere data – men som et udgangspunkt er den absolut brugbar.

Du har sikker også bemærket at det er små afvigelser vi taler om og det er begrænset i hvilke omfang neutronstjernen tilføres ekstra momentum samt at det kun foregår i en begrænset periode af neutronstjernes liv – ligesom alle neutronstjerner kun har et relativ kort hektisk liv for så at langsomt flade ud og blive usynlige for vores øjne.

Den omtalte type pulsar ”er de eneste, for hvilke en måling af deres masse er mulig. Desuden kan følgestjernen i et sådant system svulme op ved afslutningen af sit liv på hovedserien og overføre masse og angulært moment til pulsaren, som da kan udvikle sig til en ms-pulsar. Der findes enkelte eksemper på systemer med en pulsar og en gammel tavs neutronstjerne i kredsløb om hinanden og to eksemper på systemer med to pulsarer. Denne type pulsarer har givet os de mest præcise test på den generelle relativitetsteori endnu.”

Re: Friktion - Aha! Hva´ba´?

Det var hvad jeg formåede at vride ud af Morten Stejners "rapport":
http://users-phys.au.dk/msp/kolvrap.pdf - Side 9 og illustrationen side 10

Indrømmet: Min forståelse er på et meget "overordnet plan", men jeg fik svar på mit spørgsmål : )
- Det egentlige formål med kommentar-sporet - husk det..

Re: Friktion - Aha! Hva´ba´?

Det står jo lige her i artiklen - shame on me for forgetting.

- Forklaringen med "cykel-modellen" er vel en ok allegori, men alligevel synes jeg den sammenblander magnetisme og tyngdepåvirkning på en underlig måde.

- Det eneste der kan påvirke et magnetfelts øgende eller aftagende svingninger er en forskel i den elektriske styrke eller polaritet.

Spørgsmålet er så hvorledes det samlede magnetiske kredsløb virker imellem de to objekter og hvad der også påvirker dette uden om objekterne.

- Men det er godtnok et kompliceret emne . . .

For mig at se kan "afkølingen af den hvide dværg" lige så godt være sket ved at magnetfeltet imellem objekterne er brudt og at objektet ikke mere har energi til at lyse.

(Til magnetisk sammenligning kan man også tænke på, at solen ligefrem skifter polaritet hver 10.8 år i dens magnetiske cyklus - hvor får solen den påvirkning fra?)

Re: Friktion - Aha! Hva´ba´?

Thomas,

"Et stift magnetfelt som er hurtigere end pulsarens rotation"? Og "skubbe pulsaren i ryggen"

Den forklaring synes jeg lyder underlig.

Hvis der er linket til denne forklaring eller givet som svar her i debatten, har det undgået mit blik.

Kan du anvise hvor du har læst dette eller har fået svar på det?

Re: Friktion - Aha!

Fordi magnetfeltet strækker sig så langt ud, og er "stift", vil de yderste dele bevæge sig meget hurtigere end pulsaren selv - ligesom dækket på et cykelhjul bevæger sig hurtigere end navet.
Så det stof som bliver stjålet fra makker-stjernen, bliver accelereret op på vejen over, så det, når det lander, vil "skubbe pulsaren i ryggen".

Tak - så gav det alligevel mening : )

Tak til Kim Kaos

Tak for linket til Ulrik I. Uggerhøjs udmærkede artikel - http://www.viden.jp.dk/binaries/an/8220.pdf – som du har linket til før, og som jeg havde læst.

Det glæder mig rigtig meget at du linker til en artikel som både omhandler magnetisme og tyngde på samme tid. (Blev du ikke forbavset over de magnetiske egenskaber og kræfter da du læste artiklen?)

Læser man for eksperimentets skyld artiklen med 2 sæt forskelligt polariserede briller – læs: 2 forskellige indfaldsvinkler, så lyder det således:

Tyngdekraftsforklaringen i artiklen lyder: ”Neutronstjerner er ufatteligt kompakte objekter, der, som navnet siger, antages at bestå hovedsageligt af neutroner. Massefylden af en neutronstjerne er således omtrent den samme som for en atomkerne, hvilket vil sige, at en teskefuld “neutronstjernestof” vejer omkring en milliard tons”.

Den elektromagnetiske forklaring lyder fra samme kilde:

”Man har således fundet ud af, at styrken af de stærkeste magnetfelter, der hidtil er observeret på neutronstjerner, er sammenlignelige med det såkaldte kritiske felt. Dette betegner et magnetfelt, der er så stærkt, at det spontant kan omdannes til elementarpartikler”.

AD:

Her omtales begrebet tyngde sammen med begrebet elektromagnetisme. Det som mangler i forklaringen for at få det fulde udbytte er, at man bevidst sammenkæder egenskaberne fra elektromagnetismen med begrebet tyngde og tiltrækningskraft.

Anskuer man en neutronstjerne ud fra den kinetiske tyngdemodel, vejer den enormt meget – og anskuer man den ud fra det elektromagnetiske synspunkt så er magnetismen så utrolig stærk og hurtig roterende at feltet ligefrem kan omdanne elementarpartikler. (Tænk også her på formationen af grundstofferne)

Hvilken forklaring er mest logisk og den overalt mest fyldestgørende? Jeg er ikke i tvivl.

- Anskuer man virkeligheden ud fra et elektromagnetisk synspunkt behøver en neutronstjerne - eller andre stjerner – ikke ”veje” specielt meget. Det kommer helt an på hvor stærk den elektromagnetiske binding er i og omkring en aktuel stjerne eller hvor som helst andet sted.

Begreberne vægt; masse og bevægelse skal tydeligvis sættes i forbindelse med den elektromagnetiske bindingskraft og ikke med nogen kinetisk tyngdemodel der hele tiden kræver tilførsler af usynlige stoffer og energier for at holde.

re: Friktion ?

@Thomas

Tingene er desværre ikke helt så enkle at forklare som udelukkende overførsel af impuls etc.

Jeg har en bid du lige kan tygge på:

"Cannibals at work

Using the timing information on IGR J00291+5934, it was found that the companion star is perhaps as small as 40 Jupiter masses. The two stars orbit one another in only 2.5 hours. The binary system is very small: the stars are so close that they would fit into the radius of the Sun. The observations support the theory that the two stars are close enough for accretion: material is flowing from the companion into a disc around the neutron star before falling to its surface. If this process continues, the companion will be completely consumed by the much smaller star.

This conclusion can be drawn once a change in the spin period is observed. Neutron stars – spinning rapidly at birth – gradually slow down after a few hundred thousand years. Neutron stars in binary systems, however, can do the opposite, accelerated by the angular momentum of the in-falling material from the companion. For the first time, this speeding up was observed directly in high-energy data. This is direct evidence for the star spinning faster and faster, as it cannibalises its companion. Over about 100 000 years, the spin will speed up by 0.6%, from 1.67 millisec to 1.66 millisec.

Conclusions

The observations of this ToO show that nature always has surprises and new questions to offer. Space observatories such as Integral, with their dedicated operational staff, are ideally suited to providing the right tools to find the answers. Over its first 3.5 years of operations, Integral has observed 29 Targets of Opportunity for a total of almost 8 million seconds."

http://www.esa.int/esapub/bulletin/bulletin128/bul128c_winkler.pdf

Folk med særdeles ringe uddannelse ynder at fremsætte deres egne teorier her så i dag holder jeg lidt fri og nøjes med at stikke dig en lidt langhåret rapport om neutronstjerner - et par år gammel men den er ganske god - prøv at læse den:

http://users-phys.au.dk/msp/kolvrap.pdf

ESA har også begået en rapport om rummets kannibaler:

http://www.esa.int/esapub/bulletin/bulletin128/bul128c_winkler.pdf

Og denne er også værd at kikke på - Neutronstjerner i laboratoriet :

http://www.viden.jp.dk/binaries/an/8220.pdf

re:Friktion ?

@Thomas,

Selv om man omtaler at en elektronstjerne har et kraftigt magnetisk felt, så arbejder man ikke med dette felt som en væsentlig faktor i astrofysikken.

I et magnetisk felt i en neutronstjerne - som endda er bundet til en følgestjerne i omtalte tilfælde - sker der hele tiden udladninger og opladninger som udsender glimt der følger kredsløbshastigheden i det forbundne felt og i rotationshastigheden i neutronstjernen.

- Man indsætter kort sagt ideer om tyngdekraften i stedet for konsekvent at arbejde med de elektromagnetiske principper. Og i stedet for at sige at stjernen har et meget hurtigt roterende elektromagnetisk momentum, så siger man at "tyngdekraften" er ekstra enormt stærk "for ellers ville stjernen blive splittet af centrifugalkraften" som er ekstra stærk p.g.a. den hurtige rotation.

Venligst Ivar

Friktion ?

Kan nogen "lige" forklare hvorfor "spisningen" af makker-stjernen øger pulsarens rotaionshastighed ?
- Og altså ikke, at det indkommende stof, og dermed øgede friktion, ligefrem dæmper rotationen..

Billedet af den pirouetterende skøjteprinsesse, som trækker armene til sig (= pulsarens fladtrykte magnetfelt), gælder vel ikke, hvis hendes arme bliver trykket ind til kroppen af et udefrakommende pres..

Lidt om Neutronstjerner

Vi havde for en tid siden neutronstjerner på menuen – men da et par stykker havde et par alternative ideer der lige skulle luftes gik desværre fnidder i den tråd – så jeg prøver at fiske lidt om neutronstjerner ud af tråden – har I læst den gamle tråd så spring bare mit indlæg over – nye kan begynde her:

Stjerner deles op efter bl.a. størrelse og en stjernes størrelse mv. bestemmer dens skæbne.

Neutronstjerner er resterne af stjerner med en oprindelig masse på 4 til 8 solmasser. Neutronstjerner dannes i supernovaeksplosioner.

De supernovaer der danner neutronstjerner er af typerne Ib, Ic II, IIL, IIP eller IIn

Neutronstjerner er gamle rester af stjerner, der har nået slutningen af deres evolutionære rejse gennem tid og rum. En neutronstjerne er dannet efter en kæmpestjerne er kollapset og det er denne stjernes størrelse der bestemmer om supernovaeksplosionen ender med en neutronstjerne eller et sort hul.

Da stjernen ikke længere kan danne energi ved fusion, kan kernen ikke opretholde det tryk, som, indtil da, har forhindret stjernen i at kollapse på grund af tyngdekraften fra sin egen masse. Når dette begynder at ske, ser vi de indledende stadier til det vi kalder en supernova. Når kernen ikke længere kan holdes oppe af fusionstrykket falder den sammen – dette sker med en hastighed på cirka 70.000 km i sekundet! (dvs. cirka 25 % af lysets hastighed).

Efter sådan en eksplosion blæser en stjernes ydre lag ud i rummet, kernen er stadig - men det ikke længere producerer kernefusion. Med ingen ydre pres fra fusion som modvægt til tyngdekraftens indad pull, stjernen kondenserer og kollapser i sig selv.

På trods af deres ringe diameter så kan neutronstjerner prale med næsten 1,4 til 2,5 gange massen af vores sol (cirka), og er således utrolig tætte. Bare en sukkerknald neutronstjerne sagen ville veje omkring hundrede millioner tons på Jorden. Et sted læste jeg en gang at en lille teske fuld neutrostjerne ville veje ca. 1000 gange mere end den store pyramide.

En neutronstjerne er næsten uforståeligt tæthed årsager protoner og elektroner at kombinere til neutroner-processen, der giver sådanne stjerner deres navn.

Sammensætningen af deres kerner er ukendt, men de kan bestå af en neutron superflydende eller nogle ukendte tilstande af stoffer.

Under denne sammenpresning bliver atomkernerne i stjernens inderste presset så hårdt sammen, at elektronerne og protonerne presses sammen og danner neutroner. Efter dette kan tyngdekraften ikke længere konkurrere med kernekræfterne og stjernen eksploderer i en voldsom eksplosion, som vi kalder for supernova.

Efterladenskaberne fra en sådan eksplosion er den omdannede kerne, som nu stort set består af neutroner. Vi har altså en neutronstjerne! Nogen stjerner danner dog ikke neutronstjerner. Hvis stjernens masse er tilstrækkelig stor kan der dannes et sort hul.

En neutronstjerne er en utroligt kompakt stjerne, som kun er 10 - 30 km. i diameter, men vejer 1,4 - 2,3 gange så meget som Solen. Sådan en kan dannes når en tung stjerne dør, i en supernovaeksplosion. Når en tung stjerne har brændt alt sit brint om til helium, ved hjælp af fusion, stiger temperaturen i dens kerne, indtil den er varm nok, til af brænde helium.

Når heliumet er brændt om, stiger temperaturen yderligere, og processen fortsætter, indtil der er dannet nikkel 62. Nikkel har den højeste bindingsenergi pr. nukleon i kernen. Dermed kan stjernen ikke danne mere energi ved at fusionere eller fissionere nikkel, og der er derfor ikke energi til at modstå tyngdekraftens tryk, der hele tiden forsøger at mase stjernen sammen.

Det bevirker at stjernen kollapser under sin egen vægt, på meget kort tid. Da den har så stor en masse, på så lidt plads, er den meget tæt. Derfor presses elektronerne (som jo er negative) ind i de positive atomkerner. Det gør at stjernen hovedsageligt består af neutrale kernepartikler - neutroner. Det inderste af stjernen, er det mest kompakte, og kun en teskefuld af det indre, ville veje 100 mio. tons her på Jorden.

Den færdige neutronstjerne, kan ikke trykkes mere sammen. Man kan sige at stoffet der omgiver kernen, støder på en uigennemtrængelig mur, og der opstår derfor en udadrettet trykbølge, der slynger materialet ud i rummet, i en gigantisk eksplosion, kaldet en supernova. Når al gassen er blæst væk, er der kun neutronstjernen tilbage.

Neutronstjernen lyser kraftigt, men ikke pga. fusion, som andre stjerner, da den kun indeholder neutroner, og er for tung til at fusionere yderligere. Den blev varmet op under eksplosionen, og er derfor hvidglødende.

Den køles langsomt af, og bliver med tiden en mørk og kold klode. Neutronstjernen ligner ikke en normal stjerne, men er hård og fast, som en lille planet. Den har en hård krystalagtig skorpe, som er ca. en km. tyk. Under skorpen, befinder sig en flydende kerne af neutroner. De største ujævnheder i overfladen, er ca. en halv cm. høje. Det ville være umuligt at bevæge sig rundt på stjernen, pga. den enorme tyngdekraft. En neutronstjerne roterer om sig selv, ca. 30 gange i sekundet. Havde den været en planet eller en hvid dværgstjerne, ville den omgående være blevet flået i stykker af centrifugalkraften, men neutronstjernen er så tæt, at den kan holde til den hurtige rotation.

En typisk neutronstjerne har en masse på omkring 1.35 - 2.1 gange solens masse, samtidig har den en radius på 1/30.000 - 1/50.000 af Solens, hvilket svarer til 10 - 20 km. Neutronstjerner har en massefylde på mellem 8×10^13 - 2×10^15 g/cm³, omkring den samme massefylde som en atomkerne.

En neutronstjerne har nogle af egenskaberne for en atomkerne, herunder tæthed og er sammensat af nukleone. I populære videnskabelige pamfletter bliver neutronstjerner undertiden betegnes som kæmpe kerner.

Men i mange henseender er neutronstjerner og atomkerner helt forskellige. En kerne holdes sammen af den stærke vekselvirkning, mens en neutronstjerne holdes sammen af tyngdekraften.

Som der fremgå så er en neutronstjerne ikke en mega-massiv klump "jern" - men er langt mere kompleks i sin opbygning - nogle mener at de har en superflydende kerne sammensat af "eksotiske" væsker vi kun kender fra teorierne

Som tiden går, roterer neutronstjernen langsommere, og radiostrålingen bliver svagere. Neutronstjernen er nu i praksis umulig at observere, da den næsten ikke udsender nogen form for stråling. Vi kender få tilfælde, hvor to neutronstjerner kredser om hinanden.

Hvis afstanden mellem de to neutronstjerner er kort, så er banen ikke helt stabil, da neutronstjerner taber energi ved at udsende tyngdebølger. På grund af energitabet vil de to neutronstjerner komme stadig tættere på hinanden for til sidst at støde sammen i en gigantisk eksplosion. Resultatet er, at der dannes et sort hul af de to neutronstjerner, som dermed forsvinder for altid.

Undskyld gentagelsen men den gamle debat var grundigt forurenet af alternative ideer uden relevans for emnet - så jeg håber ikke jeg får tæsk for at spamme...

Den altid begavede Ulrik I. Uggerhøj har begået en artikel som bør læses

http://viden.jp.dk/binaries/an/8220.pdf

Og lidt fra ingeniøren om neutronstjerners indre

http://ing.dk/artikel/116855-supervaesker-i-kernen-af-neutronstjerner

Wiktor Lapcik

Wiktor Lapcik

http://basyevortex.com/index.php?option=com_content&task=view&id=26&Item...

Det er sgu da helt utroligt som du kan hive den ene crackpot frem efter den anden - får det aldrig en ende med det vrøvl.

Nå men her røg den videnskabelig del af debatten og "Ivar som kommer med så alternative udsagn, at han ikke engang selv vil stå ved dem" som Steen kalder ham kan forsætte med at sprede sit ævl endnu en gang.

Ps. Wiktor Lapcik skriver: Newton’s physics is back og sjovt nok Ivar har lige forklaret os at Newton tager fejl ;) hehe

Magnetiske felter og bevægelse.

Citat: ” »Det pudsige er, at det er præcist de samme processer, der speeder neutronstjernen op til rotationshastigheder på millisekunder, som også sørger for at bremse stjernerne ned igen. Den viden giver os et nyt syn på dannelsen af radio-millisekundpulsarer. Om processen agerer speeder eller bremse afhænger af magnetosfærens størrelse og neutronstjernens rotationsperiode,« påpeger Thomas Tauris.

- Det er MEGET forfriskende at se magnetiske felter og energier blive nævnt i samme stue med rotationskræfter – endda varierende sådanne.

Citat: ”Vi vil frygteligt gerne finde en millisekundpulsar omkring et sort hul, for så kunne man i endnu højere grad få testet de forskellige gravitationsteorier og holde dem op mod hinanden. Det er en af de helt store udfordringer inden for astronomien i disse år”.

AD: Ja, MON ikke det er!?

Men hvis man skal teste en teori hvor en dynamisk magnetisme og sfæriske magnetiske kredsløb spiller en stor rolle for rotationshastighed og kosmisk formation, så duer det ikke at blande den halvt eller helt sammen med en tyngdekrafts-teori som ikke kan forklare det dynamiske kredsløbsbevægelse i en galakse.

Vil man teste en teori om magnetisme og kosmiske bevægelse, så må man starte med anlægge et synspunkt hvor magnetismen og magnetiske felter gælder som et overordnet princip overalt i kosmos.

Når denne model/teori/hypotese så er blevet udbygget og testet, så kan man først sammenligne de stående tyngdekrafts-teorier.

Jeg ønsker God Magnetisk Medvind til Thomas Tauris & Team!

- Apropos et ”sort hul” og dets dynamiske hvirvel, så tag en kaffepause og se de 3 x cirka 10 min. videos:

“The Vortex Theory”

Part 1: http://www.youtube.com/watch?v=6BQdyHj66wE
Part 2: http://www.youtube.com/watch?v=qDbsRv0dEb4 -
Part 3: http://www.youtube.com/watch?v=jfmNJNqjl_U

(Ikke god lydkvalitet – lyder lidt henad Steven Hawking i forskellig hastighed)

Download PDF:
http://www.theoryofmatterandenergy.com/The%20Vortex%20Theory%20of%20Matt...

Venligst Ivar

Hvid dværg

En hvid dværgs endeligt som supernova er i bogstaveligste forstand et endeligt, for eksplosionen tilintetgør fuldstændig den lille men massive stjerne, som før eksplosionen havde en masse på 1,4 × Solen. Det er type II, altså en kæmpestjerne på >8 solmasser, der ender som en kun ca. 20 kilometer stor neutronstjerne, hvis udsendte stråling eventuelt kan opfanges fra Jorden som en pulsar. Såfremt stjernen var massiv nok, kan resterne findes som et sort hul gennem dettes tyngdekraftpåvirkning af omgivelserne, og alle tre typer har astronomerne efterhånden fundet mange af til bekræftelse af de opstillede teorier.

Sort dværg

”Sådan en stjerne udnytter nemlig sit enorme tyngdefelt til at æde en del af sin følgestjerne ved at suge gasserne på dens overflade til sig, indtil kun skroget er tilbage i form af en lille, undseelig ’hvid dværg’.”

Hvis der kun er skroget tilbage er det vel blevet til en sort dværg eller hvad? Med mindre den stadigvæk er varm til at være en hvid dværg – men så er det jo heller ikke direkte et skrog.

En hvid dværg er jo heller ikke en lille uskyldig fidus – de er ofte tunge nok til at når de kollapser så er det som supernovaer af typen Ia og ender som enten et sort hul eller en neutronstjerne.

Bliver ledsageren selv til en neutronstjerne og den ramler sammen med sin makker så er det under den proces der dannes de super tunge grundstoffer som f.eks. guld og uran – den ultimative r-proces. Nogle mener at det kun er når f.eks. to neutronstjerner støder sammen at de allertungeste grundstoffer kan dannes og ikke ved alm. supernova-eksplosioner da de ikke har energi nok til at danne disse – men det er stadigvæk et åbent spørgsmål.

Hvide dværge opdeles generelt i to kategorier alt efter deres spektre - dem der hovedsagelig viser brintlinjer, og dem der hovedsagelig viser heliumlinjer og en lille gruppe der viser en blanding af disse.

Hvide dværge er også brugbare når man skal argumentere for de postulater der er opsat af kvantemekanikken - Teorien for kvantemekanik beskriver nemlig det forventede forhold imellem radius og masse på de hvide dværge og ved observationer af hvide dværges masse og radius kan derfor bruges til at bekræfte kvantemekanikkens postulater – ganske smart.

PSR B1257+12

Denne spændende artikel om neutronstjerner med bidrag af et dansk islæt bringer meget apropos opdagelsen af det første exo-planetsystem på banen. Næsten dagligt hører vi i pressen og af og til her på Videnskab.dk, at NASA har fundet endnu en eller flere planeter i kredsløb om andre stjerner.

Mange tænker tilbage på opdagelsen af 51 Pegasi b i 1995, men vi skal faktisk et par år længer tilbage. I 1990 fandt den polske astronom Aleksander Wolszczan en millisekund pulsar i stjernebilledet Jomfruen. Pulsaren fik betegnelsen PSR B1257+12, og opdagelsen blev ikke foretaget med et almindeligt teleskop men med radioteleskopet i Arecibo på Puerto Rico. Med en diameter på 305 meter er det verdens største parabolantenne, og det har været basis for mange opdagelser, siden det blev bygget i 1963.

En pulsar er en neutronstjerne, som roterer meget hurtigt med op til flere hundrede omdrejninger i sekundet, medens den udsender en elektromagnetisk energistråle fra sine poler, og såfremt Jorden ligger i strålens retning, kan denne opfanges som et radiosignal, hver gang det rammer Jorden, præcist på samme måde som man ser et fyrtårn blinke.

En pulsars rotation er yderst regelmæssig, men hos PSR B1257+12 blev der i 1992 opdaget en uregelmæssighed. Astronomerne gik derfor i gang med at undersøge, hvorfor signalerne sommetider var forsinkede og til andre tider kom for tidligt, og det stod hurtigt klart, at der måtte være et eller andet, som kredsede om pulsaren og trak i den på en forudsigelig måde.

Opgaven var nu at finde størrelsen på dette objekt og i hvilken afstand, det befandt sig fra pulsaren. Til stor overraskelse viste det sig, at pulsaren er omkredset af to små planeter, som efter nærmere undersøgelser blev forøget til tre, og måske endda en fjerde.

Den ene af de tre bekræftede planeter har en størrelse på 1/50 af Jorden, dvs. nogenlunde på størrelse med Månen, medens de to andre er på omkring 4 × Jordens størrelse. Omløbstiden om pulsaren er henholdsvis 25, 67 og 98 jordiske døgn.

Opdagelsen af planeter omkring en pulsar var helt uventet. En pulsar er den tiloversblevne rest efter en massiv stjernes eksplosion som supernova. En supernova kan under eksplosionen udsende lige så meget energi som resten af stjernerne i galaksen, så enhver planet i nærheden burde blive fuldstændig tilintetgjort. Alligevel er der ingen tvivl om, at planeterne omkring PSR B1257+12 eksisterer, og oven i købet kredser de i pæne, næsten cirkulære baner.

Fundet af de mange gasplaneter fra 1995 og indtil i dag har givet et fingerpeg om, hvordan PSR B1257+12’s planetsystem kan være opstået. Planeterne må oprindeligt have været jupiterstore gasplaneter, der under supernovaeksplosionen har fået al gassen blæst væk, så kun klippekernen er blevet tilbage.

Pulsarplaneter er dog ikke det bedste sted at satse på, hvis man ønsker at forlægge residensen. Fra deres overflade ser pulsaren ikke større ud end en stjerne. Men selv denne lille prik uden udstrækning bader planeten i en dødelig røntgen- og gammastråling, der øjeblikkelig vil tage livet af enhver jordisk skabning.

Log ind eller opret konto for at skrive kommentarer

Seneste fra Miljø & Naturvidenskab

  • Er GMO-afgrøder misbrug af naturen?

    Den videnskabelige evidens peger ikke på, at genmodificerede afgrøder udgør en risiko for vores sundhed eller miljø. Men kan der være andre grunde til at være modstander? Er GMO en unaturlig måde at behandle naturen på?
  • Sådan dør du i et sort hul

    Hvis du skulle være så uheldig at blive suget ind i et sort hul, så dør du uden tvivl. Men blandt astrofysikere er der stor debat om, hvordan du dør. Her i artiklen kan du blive klogere på tre af de mest fremherskende teorier.
  • Hvorfor vokser der strandplanter i vejkanten?

    Du behøver faktisk ikke køre længere end til den nærmeste større landevej, hvis du gerne vil opleve planter, som ellers kun er at finde på strande. Forklaringen er enkel, men kommer måske bag på dig.
Annonceinfo
Aktuel Naturvidenskab

Det læser andre lige nu

Annonceinfo

Annonceinfo

Abonner på vores nyhedsbrev

Når du tilmelder dig, deltager du i konkurrencen om lækre præmier.

Mest sete video

Annonceinfo

Seneste blogindlæg

Annonceinfo