NEUTRON STARS-ΑΣΤΕΡΕΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ Αντωνίου
Ευστάθιος Τ.Ε.Μ.Φ.Ε 1)ΕΙΣΑΓΩΓΗ
:ΖΩΗ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ
Οι αστέρες νετρονίων είναι ένα από τα δυνατά στάδια στη ζωή ενός άστρου. Θα αναφερθούμε εδώ στη ζωή των άστρων ώστε να δούμε την προέλευση των αστέρων νετρονίων. Ένας κίτρινος
αστέρας μάζας Μ=κΜήλιου όπου 1<=κ<=8 περνάει από
τα εξής στάδια: Αρχικά είναι
ένα σταθερό κίτρινο άστρο. Όταν αρχίζει να
τελειώνει το υδρογόνο στο εσωτερικό του
αρχίζει να μεγαλώνει και να μικραίνει
εκπέμποντας αέρια μέχρις ότου φτάσει στο
μέγιστο μέγεθός του όπου πλέον ονομάζεται
κόκκινος γίγας.(Για παράδειγμα όταν ο ήλιος
μας γίνει κόκκινος γίγας θα «καταπιεί» τη
γη).Σε αυτό το στάδιο η εσωτερική δομή του
άστρου είναι ασταθής και
ο πυρήνας του εκρήγνυται δημιουργώντας
συνήθως ένα πλανητικό νεφέλωμα (planetary nebula).Απομένει ένα μικρό
άστρο που λέγεται λευκός νάνος (white dwarf). Για γαλάζιους
αστέρες μάζας Μ>8Μήλιου αλλάζει μόνο το τέλος της
ζωής τους. Όταν γίνονται κόκκινοι
υπεργίγαντες (supergiant) μέσα στο εσωτερικό τους δημιουργείται
ένας πυρήνας από σίδηρο ο οποίος όταν
καταρρεύσει δημιουργεί μια πολύ δυνατότερη
έκρηξη, την ”supernova”.Πιθανά
αποτελέσματα της εκρήξεως αυτής είναι
λευκοί νάνοι, αστέρες νετρονίων και μαύρες
τρύπες. Οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες
τρύπες είναι
δηλαδή λευκοί νάνοι που έχουν καταρρεύσει
λόγω της μεγαλύτερης «συμπίεσης» που
προκάλεσε η έκρηξη. Γι’ αυτό οι λευκοί
νάνοι και οι αστέρες νετρονίων έχουν
παραπλήσιες ιδιότητες και θ’ αναφερθούμε
συχνά σ’ αυτούς. Το όριο Chandrasekhar,που αναφέρεται στην μάζα του αστέρα που
απομένει μετά την έκρηξη ,είναι αυτό που
καθορίζει αν θα έχουμε μαύρη τρύπα, αστέρα
νετρονίων ή λευκό νάνο. 2)ΑΣΤΕΡΕΣ
ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ
α)Γενικά χαρακτηριστικά
-Οι αστέρες νετρονίων
είναι λοιπόν αστέρες που έχουν καταρρεύσει λόγω βαρύτητας.
Το όριο Chandrasekhar είναι Μch=3Mήλιου άρα αν το άστρο που απομένει μετά την
έκρηξη έχει μάζα >3Μήλιου γίνεται
μαύρη τρύπα ενώ για μάζα μεταξύ 1,8Μήλιου
και 3Μήλιου γίνεται αστέρας νετρονίων.
Προφανώς για μάζα Μ<1,8Μήλιου το άστρο
γίνεται λευκός νάνος.
-‘Όσο μεγαλύτερη είναι η
μάζα των αστέρων νετρονίων τόσο μικρότερη
είναι η διάμετρός τους. Η ακτίνα τους είναι
κοντά στην ακτίνα των άσπρων νάνων.Rns
-Η πυκνότητά τους είναι
τεράστια και μεγαλύτερη απ’ τη πυκνότητα
του πυρήνα του ατόμου ρns>pnu.Γι’ αυτό
αντίθετα με τους λευκούς νάνους (ρns<pnu),τα e δεν
αντιστέκονται στη βαρύτητα. Μπορούμε να
πούμε ότι τα νετρόνια «ακουμπάνε» μεταξύ
τους εφ΄ όσον στους πιο πυκνούς αστέρες
νετρονίων η απόσταση μεταξύ των νετρονίων
είναι 0,7fm ενώ η
ακτίνα των νετρονίων είναι 0,5fm.Η πυκνότητα αυτή αντιστοιχεί στην
πυκνότητα ενός κύβου πλευράς 1cm στον οποίο θα είχαμε
βάλει όλο τον ανθρώπινο πληθυσμό! Η μέγιστη
πυκνότητα ενός αστέρα νετρονίων είναι ρmax=5.105g/cm3 το
λεγόμενο σημείο συμπίεσης «LOV crushing point» που
βρέθηκε από τους Landau, Oppenheimer και Volkoff. Για ρ>ρmax έχουμε
ανισορροπίες στην εσωτερική δομή των
αστέρων νετρονίων που καθιστούν αδύνατη
την ύπαρξή τους.
-Η βαρύτητα στην
επιφάνειά τους gns είναι 190 δισεκατομμύρια φορές την gγης. Αν
θεωρήσουμε την μέγιστη μάζα ενός αστέρα
νετρονίων Μmax
-Το εσωτερικό τους
αποτελείται από
Μπορούμε να χωρίσουμε το
εσωτερικό τους σε 4 μέρη:
1.Εξωτερική κρούστα: Βαρείς πυρήνες (π.χ
2.Εσωτερική
κρούστα: Πυρήνες με περισσότερα νετρόνια
(π.χ
εκφυλισμένα
e και superfluid-υπερρευστά
νετρόνια (με εσωτερική τριβή ασήμαντη).
Στο τέλος της εσωτερικής κρούστας
έχουμε ρ
3.Εσωτερικό: υπερρευστά νετρόνια,
υπεραγώγιμα και υπερρευστά πρωτόνια.
4.Πυρήνας: Δεν είμαστε βέβαιοι
ίσως έχουμε στοιχειώδη σωματίδια. β)Ιδιότητες Θερμοκρασία: Οι
αστέρες νετρονίων έχουν πολύ μεγάλη
θερμοκρασία αφού δημιουργούνται «μέσα» στη
supernova.Αρχικά
έχουν Τ=
Γενικά
η θερμοκρασία στους αστέρες ακολουθεί μια
πτώση της μορφής:
Φωτεινότητα: Η
φωτεινότητα των αστέρων νετρονίων είναι
περίπου ίση με τη φωτεινότητα του ήλιου, που
θεωρείται μικρό άστρο. Η φωτεινότητά τους
είναι μεγάλη αν σκεφτούμε ότι το μέγεθος
ενός αστέρα νετρονίων είναι πρακτικά
μηδενικό σε σχέση με το μέγεθος του ήλιου. Μαγνητικό
πεδίο-Magnetars: Μία
επίσης πολύ σημαντική ιδιότητα των αστέρων
νετρονίων είναι τα ισχυρά μαγνητικά πεδία
τους. Οι αστέρες νετρονίων που έχουν πολύ
ισχυρά μαγνητικά πεδία της τάξεως των 1014,1015
G (όπου 1Gauss =
Θα
υπολογίσουμε τώρα την μέγιστη τιμή του
μαγνητικού πεδίου των αστέρων νετρονίων
τύπου magnetars: θεωρούμε
τη μαγνητική ροή σε επιφάνεια dA
H μαγνητική ροή μαγνητικού πεδίου μέσα από
επιφάνεια S δίνεται από το
επιφανειακό ολοκλήρωμα:
¨Όμως
αν αγνοήσουμε τη γεωμετρία του μαγνητικού
πεδίου και θεωρήσουμε ότι το πεδίο είναι
ακτινικό κι άρα το διάνυσμα Β είναι
παράλληλο με το διάνυσμα dA έχουμε
Προφανώς
η δύναμη Lorentz στα
μαγνητικά πεδία των αστέρων νετρονίων
υπερισχύει της βαρυτικής
δύναμης. Το
μαγνητικό πεδίο δημιουργείται από τη
μεγάλη θερμοκρασία που έχουν οι αστέρες
νετρονίων στην αρχή της ζωής τους. Η μεγάλη
αυτή θερμοκρασία προκαλεί την ανύψωση
νετρονίων σε υγρή μορφή (superfluid).Η κίνηση
αυτή δημιουργεί το μαγνητικό πεδίο.
Περιστροφή-Pulsars: Πολλοί
αστέρες νετρονίων περιστρέφονται πολύ
γρήγορα με περιόδους της τάξεως του millisecond,T=O(millisecond).Η γρηγορότερη περίοδος που έχει
παρατηρηθεί είναι T = 0,0016 sec .
Η μέση περίοδος ενός αστέρα νετρονίων είναι Τμ= 0,003sec που είναι πολύ μικρή σε σχέση με τη μέση περίοδος των λευκών νάνων Τμ=10sec.Η περίοδος βέβαια ελαττώνεται με το χρόνο λόγω απωλειών ενέργειας όπως βλέπουμε στο ακόλουθο σχήμα. Οι
αστέρες νετρονίων μετονομάζονται σε Pulsars όταν η
περιστροφική κίνησή τους προκαλεί
επαναληπτικές εκπομπές φωτός, ραδιοφωνικών
σημάτων, φορτισμένων σωματιδίων (κυρίως e), ακτίνων X και ακτίνων Γ (φωτόνια
υψηλής ενέργειας). Μάλιστα οι φυσικοί
νόμιζαν στην αρχή ότι οι εκπομπές των
ραδιοφωνικών σημάτων αυτών ήταν σήματα
εξωγήινης νοημοσύνης. Η εκπομπή ακτίνων Γ
γίνεται λόγω των σεισμών (starquakes) στην επιφάνεια του Pulsar (που οφείλονται και στο μαγνητικό πεδίο)
και είναι η μεγαλύτερη παρατηρήσιμη πηγή
ενέργειας στο σύμπαν. Η εκπομπή ακτίνων Χ
γίνεται λόγω της μεγάλης θερμοκρασίας και
του υψηλού μαγνητικού πεδίου. Επίσης η
εκπομπή ακτίνων Χ ελαττώνεται με το χρόνο
διότι όπως είδαμε πέφτει η θερμοκρασία των
αστέρων νετρονίων. Οι εκπομπές αυτές
γίνονται από το βόρειο και νότιο μαγνητικό
πόλο των pulsars.Το
μαγνητικό πεδίο των pulsars είναι 100
φορές ασθενέστερο απ’ αυτό των magnetars όμως παραμένει πολύ ισχυρό. Είναι
φανερό ότι οι κυριότερες εκπομπές των pulsars που είναι οι εκπομπές ακτίνων Χ και Γ
οφείλονται εν μέρει και στο ισχυρό
μαγνητικό πεδίο των αστέρων νετρονίων. Η
περιστροφική κίνηση των pulsars σε
συνδυασμό με το ισχυρό μαγνητικό πεδίο τους
προκαλεί το
φαινόμενο της «cyclotron radiation» ή ακτινοβολία κύκλοτρου
και «synchrotron radiation» ή ακτινοβολία
συγχρότρου. Κάποια e της εξωτερικής κρούστας (που όπως είδαμε
έχουν ήδη μια αρχική ταχύτητα λόγω της
κινητικής τους ενέργειας) επιταχύνονται
από το μαγνητικό πεδίο λόγω της δύναμης Lorentz
Ένα
άλλο χαρακτηριστικό φαινόμενο των pulsars είναι ότι εντοπίζονται
συνήθως «μόνα» τους διότι οι βίαιες
εκπομπές τους διώχνουν τα άλλα άστρα.
Επίσης οι εκπομπές αυτές κάνουν τα pulsars τα γρηγορότερα άστρα στο σύμπαν διότι τα
επιταχύνουν πολύ γρήγορα . Σχέση
μαγνητικού πεδίου και περιόδου: Το ισχυρό μαγνητικό πεδίο και η περιστροφή των αστέρων νετρονίων σχετίζονται μεταξύ τους εφ’ όσον όπως θα δούμε το μαγνητικό πεδίο επηρεάζει την περίοδο . Το
1979 μετρήθηκε η περίοδος του Pulsar N49 στη supernova του
μεγάλου σύννεφου του Μαγγελάνου και
βρέθηκε μικρότερη από την θεωρητικά
αναμενόμενη τιμή. Το Ν49 είναι νέος αστέρας
νετρονίων ενώ μια τέτοια περίοδος
αντιστοιχεί σε πολύ παλαιότερο αστέρα. Μετά από 10 χρόνια βρέθηκε ότι
η περίοδος αυτών των Pulsar έπεφτε
λόγω του πανίσχυρου μαγνητικού πεδίου τους
Β = 800τρισεκατομύρια G.Σε ένα
τέτοιο μαγνητικό πεδίο η θερμοκρασία του
άστρου και η ένταση των εκπομπών ακτίνων Χ
παραμένει σταθερή. Επίσης η κίνηση του
μαγνητικού πεδίου κομματιάζει την κρούστα
του Pulsar με
αποτέλεσμα να έχουμε σεισμούς , starquakes και
εκπομπές ακτίνων Γ .Άρα η εκπομπή ακτίνων Χ
και Γ θα έπρεπε να παραμένει σταθερή κι όχι
να πέφτει με μεγαλύτερο ρυθμό απ’ ότι θα
προβλεπόταν λόγω της πτώσης της
θερμοκρασίας. Όμως η ανωμαλία αυτή
εξηγείται απ’ το γεγονός ότι οι θραύσεις
της κρούστας του Pulsar
προκαλούν και βίαια σεισμικά κύματα που
ταράζουν την επιφάνεια δημιουργώντας
βροχές από σωματίδια στην επιφάνεια του
αστέρα. Έτσι δημιουργούνται απώλειες
ενέργειας που επηρεάζουν την περίοδο του
αστέρα νετρονίων. Αντίθετα στα συνηθισμένα Pulsar παρ’
όλο τους σεισμούς η κρούστα παραμένει
συνεκτική. Έτσι τα λεγόμενα magnestar δεν
παρατηρούνται εύκολα διότι λόγω της
έντονης σεισμικής δραστηριότητας η
περίοδός τους επιβραδύνεται
γρηγορότερα από την επιβράδυνση λόγω
πτώσης θερμοκρασίας με αποτέλεσμα να είναι
πολύ γρήγορα αόρατα. Για αυτό τα
παρατηρούμενα Pulsar έχουν μαγνητικό
πεδίο <
|