Αστέρας νετρονίων
Ένα αστέρι νετρονίων είναι ένα πολύ μικρό και πυκνό αστέρι που αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια. Είναι μικρά αστέρια με ακτίνα περίπου 11-11,5 χιλιόμετρα. Έχουν μάζα περίπου διπλάσια από εκείνη του Ήλιου. Είναι τα μικρότερα και πυκνότερα άστρα που είναι γνωστό ότι υπάρχουν στο Σύμπαν. Είναι ό,τι απέμεινε από ένα τεράστιο άστρο που εξερράγη ως υπερκαινοφανής.
Η πυκνότητα του αστέρα είναι σαν αυτή του πυρήνα ενός ατόμου. Έχουν ισχυρά μαγνητικά πεδία, μεταξύ 108 και 1015 φορές ισχυρότερα από εκείνα της Γης. Το βαρυτικό πεδίο στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων είναι περίπου 2×1011 φορές ισχυρότερο από ό,τι στη Γη.
Για να φανταστείτε πόσο πυκνό είναι ένα αστέρι νετρονίων, πάρτε όλη τη μάζα του ήλιου μας (που έχει διάμετρο 1.392.000 χιλιόμετρα) και πιέστε την σε μέγεθος που θα χωρούσε σε μια μπάλα με διάμετρο 19 χιλιομέτρων. Ένας άλλος τρόπος για να κατανοήσουμε την πυκνότητα είναι ο εξής: ένα κουταλάκι του γλυκού ύλης από το αστέρι νετρονίων θα ζύγιζε 6 δισεκατομμύρια τόνους.
Τα αστέρια νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα, από 0,001 δευτερόλεπτο έως 30 δευτερόλεπτα για να γυρίσουν. Υπάρχουν διάφοροι τύποι. Μπορεί να εκπέμπουν δέσμες ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας ως πάλσαρ. Άλλοι τύποι είναι τα μαγνητάρια και τα δυαδικά πάλσαρ.
Η θερμοκρασία τους υπερβαίνει τους 600.000 βαθμούς Κέλβιν. Οι αστέρες νετρονίων που μπορούν να παρατηρηθούν είναι πολύ καυτοί και συνήθως έχουν επιφανειακή θερμοκρασία περίπου 600000 K.
Η ακτινοβολία από το πάλσαρ PSR B1509-58, ένα ταχέως περιστρεφόμενο αστέρι νετρονίων, κάνει το κοντινό αέριο να λάμπει στις ακτίνες Χ (χρυσό, από το Chandra) και φωτίζει το υπόλοιπο νεφέλωμα, που εδώ φαίνεται στο υπέρυθρο (μπλε και κόκκινο, από το WISE).
Ένα μοντέλο που δείχνει πώς θα έμοιαζε ένα αστέρι νετρονίων στο εσωτερικό του
Ιστορία
Το 1934, ο Walter Baade και ο Fritz Zwicky πρότειναν την ύπαρξη αστέρων νετρονίων, μόλις ένα χρόνο μετά την ανακάλυψη του νετρονίου από τον James Chadwick.
Αναζητώντας την προέλευση ενός σουπερνόβα, πρότειναν ότι στις εκρήξεις σουπερνόβα τα συνηθισμένα αστέρια μετατρέπονται σε αστέρια που αποτελούνται από εξαιρετικά πυκνά στοιβαγμένα νετρόνια, τα οποία ονόμασαν αστέρια νετρονίων. Οι Baade και Zwicky πρότειναν ότι η απελευθέρωση της βαρυτικής ενέργειας δέσμευσης των αστέρων νετρονίων τροφοδοτεί τον υπερκαινοφανή: "Κατά τη διαδικασία του υπερκαινοφανούς, η μάζα χύμα εκμηδενίζεται".
Οι αστέρες νετρονίων θεωρούνταν πολύ αμυδροί για να είναι ανιχνεύσιμοι. Λίγη δουλειά έγινε πάνω τους μέχρι τον Νοέμβριο του 1967, όταν ο Franco Pacini (1939-2012) επισήμανε ότι αν οι αστέρες νετρονίων περιστρέφονταν και είχαν μεγάλα μαγνητικά πεδία, τότε θα εκπέμπονταν ηλεκτρομαγνητικά κύματα. Ο ραδιοαστρονόμος Antony Hewish και η βοηθός του Jocelyn Bell στο Cambridge σύντομα εντόπισαν ραδιοπαλμούς από αστέρια που σήμερα είναι γνωστά ως πάλσαρ.
Ερωτήσεις και απαντήσεις
Ερ: Τι είναι το αστέρι νετρονίων;
A: Ο αστέρας νετρονίων είναι ένας πολύ μικρός και πυκνός αστέρας που αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια. Έχει ακτίνα περίπου 11-11,5 χιλιόμετρα και μάζα περίπου διπλάσια από εκείνη του Ήλιου.
Ερ: Πόσο πυκνό είναι ένα αστέρι νετρονίων;
Α: Η πυκνότητα του αστέρα είναι όπως αυτή του πυρήνα ενός ατόμου, με το βαρυτικό πεδίο του στην επιφάνεια να είναι 2x1011 φορές ισχυρότερο από ό,τι στη Γη. Για να το θέσουμε σε προοπτική, όλη η μάζα του ήλιου μας θα μπορούσε να σπρωχτεί σε μια μπάλα με διάμετρο 19 χιλιομέτρων. Ένα κουταλάκι του γλυκού ύλης από το αστέρι νετρονίων θα ζύγιζε 6 δισεκατομμύρια τόνους.
Ερ: Πόσο γρήγορα περιστρέφονται τα αστέρια νετρονίων;
Α: Οι αστέρες νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα, από 0,001 δευτερόλεπτο έως και 30 δευτερόλεπτα για να περιστραφούν.
Ερ: Ποιοι τύποι υπάρχουν;
Α: Υπάρχουν διάφοροι τύποι, όπως πάλσαρ, μαγνητάρια και δυαδικά πάλσαρ, τα οποία εκπέμπουν δέσμες ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας ή έχουν ισχυρά μαγνητικά πεδία μεταξύ 108 και 1015 φορές ισχυρότερα από εκείνα της Γης αντίστοιχα.
Ερ: Τι θερμοκρασία έχουν συνήθως;
Α: Οι αστέρες νετρονίων που μπορούν να παρατηρηθούν είναι πολύ καυτοί και τυπικά έχουν επιφανειακή θερμοκρασία περίπου 600000 Κ (600000 βαθμούς Κέλβιν).
