Atoms As Big As Mountains — Neutron Stars Explained

Nøytronstjerner er en av de mest
ekstreme objektene i universet!

De er som gigantiske atomkjerner,

flere kilometer i diameter,

har svært høy tetthet og er svært voldsomme.

Men hvordan kan de i det hele tatt eksistere?

Livet til en stjerne er dominert av to krefter som er i balanse:

Dens egne gravitasjon,

Og strålingstrykket fra fusjonsreaksjonene.

I kjernen av stjerner, blir hydrogen fusjonert til helium.

Til slutt blir hydrogenet brukt opp.

Hvis stjernen er stor nok, blir helium
igjen fusjonert til karbon.

Kjernene til disse massive stjernene
blir som lagene til en løk,

da tyngre og tyngre atomkjerner bygges
opp i stjernens sentrum.

Karbon fusjoneres til neon, videre til
oksygen, som igjen fører til silisium.

Omsider kommer fusjonsreaksjonene til jern,
som ikke kan fusjonere til andre grunnstoffer.

Når fusjoneringen stopper, minker
strålingstrykket raskt.

Stjernen er ikke lenger i balanse.

Hvis kjernemassen overstiger omtrent
1.4 solmasser, kollapser stjernen brutalt.

De ytre delene av kjernen når fart på
opptil 70,000 kilometer per sekund,

i det de kollapser mot stjernens sentrum.

Nå kjemper bare fundamentale krefter inni
atomene mot det gravitasjonelle kollapset.

Elektronenes frastøtningskraft blir
overvunnet,

og elektroner og protoner fusjoneres til
nøytroner med tetthet lik atomkjerner.

De ytre lagene til stjernen blir skutt ut
i verdensrommet i en voldsom supernova.

Og dermed har vi en nøytronstjerne.

Massen er mellom 1 og 3 soler, men likevel
rundt 25 kilometer i diameter.

Og 500,000 ganger Jordas masse, i denne lille
ballen, som er nokså likt diameteren til Manhattan.

Den har så høy tetthet at en kubikkcentimeter av en nøytronstjerne, har samme masse som en jernkube som er 700 meter lang.

Det er omtrent én milliard tonn, like massivt som Mount Everest, i det som rommer en sukkerbit.

Nøytronstjerners gravitasjonskraft er også ganske imponerende.

Hvis du hadde sluppet et objekt fra en meter over overflaten, ville det truffet stjernen på et mikrosekund,

og akselerere til 7.2 millioner km/t.

Overflaten er superflat, med ujevnheter på 5 millimeter maks,

og en utrolig tynn atmosfære av varm plasma.

Overflatetemperaturen er rundt 1 million Kelvin, i motsetning til solas 5.800 Kelvin.

La oss titte inni en nøytronstjerne!

Skorpen er ekstremt hard, og er sannsynligvis laget av "gitter" av atomkjernene til jern,

med et hav av elektroner som flyter gjennom.

Når vi kommer nærmere kjernen, ser vi flere nøytroner, og færre protoner,

helt til det bare er en ekstremt tett "suppe" av identiske nøytoner.

Kjernene til nøytronstjerne er veldig, veldig rare.

Vi er ikke sikre på hvordan de fungerer, men vårt beste gjett er at det er et degenerert nøytronmaterie i form av en supervæske,

eller en type ultratett kvarkematerie kalt kvark-gluon-plasma.

Det gir tradisjonelt sett ikke mening, og kan bare eksistere under slike ultra-ekstreme forhold.

På mange måter er en nøytronstjerne lik en atomkjerne.

Den viktigste forskjellene er at atomkjerner blir holdt sammen av den sterke kjernekraften, og nøytronstjerner av gravitasjon.

Som om dette ikke var ekstremt nok, la oss se på noen andre egenskaper.

Nøytronstjerner spinner veldig veldig rakst, unge spinner flere ganger per sekund.

Og hvis en nøytronstjerne blir matet av en nær stjerne, kan den rotere opptil flere hundre ganger i sekundet;

som objektet PSRJ1748-2446ad, som spinner på rundt 252 millioner km/t. (24% av lysets hastighet).

Dette gjør at stjernen får en merkelig form.

Vi kaller disse objektene pulsarer, fordi de emitterer sterke radiosignaler.

Og magnetfeltet til en nøytronstjerne er omtrent 8 billioner ganger sterkere enn magnetfeltet til Jorda.

Så sterkt at atomer blir bøyd når de kommer innenfor en viss avstand.

Okei, jeg tror vi fikk oveført budskapet.

Nøytronstjerner er noen av de mest ekstreme, men likevel kule objektene i universet.

Forhåpentligvis får vi en dag sendt romfartøy for å lære mer om dem, og ta kule bilder!

Men vi burde ikke kommer for nærme!

Teksting av Kpaubert ([e-mail])