Neutronitähdet:
Kun yli kahdeksan kertaa aurinkoa massiivisempi tähti tulee evoluutionsa päätepisteeseen, sen luhistuvan ytimen massa ylittää Chandrasekharin rajan ja ytimestä muodostuu neutronitähti. Tällöin tähden painovoimaa vastustavana voimana on degeneroituneen neutronikaasun paine.
Neutronitähden tiheys on valtava. Koska tyypillinen neutronitähden säde on vain noin 10km, ja sen massa on suurempi kuin 1.4 auringon massaa, teelusikallinen sen ainetta painaa yli 100 miljoonaa tonnia! Neutronitähden vetovoima on niin suuri, että jos sen pinnalla pudottaisi kappaleen metrin korkeudelta, sen iskeytymisnopeus pinnalle olisi noin 7 miljoonaa kilometriä tunnissa!
Ensimmäinen todiste neutronitähtien olemassaolosta saatiin vuonna 1967, kun Jocelyn Bell löysi pulsarit. Pulsarit ovat saaneet nimensä niiden terävistä jaksollisista radiopulsseista, joiden väliaika vaihtelee muutamasta millisekunnista useaan sekuntiin. Ainoastaan pienikokoiset mutta massiiviset neutronitähdet omaavat sellaiset ominaisuudet, jotka voisivat aikaansaada näin nopeita ja säännöllisiä signaaleja. Itse pulssit syntyvät neutronitähden magneettikentässä olevien hiukkasten lähettämästä synkrotonisäteilystä. Hiukkasten säteily suuntautuu kapeaan kartioon ja magneettikentän pyöriessä neutroniähden mukana, säteilykartio pyyhkäisee näkösäteemme ohi jokaisen neutronitähden pyörähdyksen aikana. Säteily havaitaan siis majakan tapaisena pulssina, josta tulee nimitys pulsari.
Kuva 5: Vasemmalla, Kaaviokuva pulsarista; Oikealla, Pulsarin valokäyrä (Credits; Left http://imagine.gsfc.nasa.gov, Right www.physics.sfsu.edu)
Neutronitähtien rakenne poikeaa muista tähdistä. Niillä on nimittäin pääasiassa raudasta ja neutroneista koostuva kiinteä pinta, jonka yläpuolella on korkeintaan parin senttimetrin vahvuinen ilmakehä. Pinnan alapuolella suurin osa neutronitähdestä on neutroneista koostuvaa supranestettä ja tähden kiinteä ydin koostuu pääasiassa raskaista hyperoneista. Neutronitähdillä on valkoisten kääpiöiden tapaan massan yläraja, joka on noin 3 auringon massaa. Tämän rajan yläpuolella neutronitähden painovoima on niin suuri, että se romahtaa mustaksi aukoksi.
Kuva 6: Vasemmalla, Subramanyan Chandrasekhar; Oikealla, Neutonitähden rakenne (Credits; Left www-news.uchicago.edu, Right http://heasarc.gsfc.nasa.gov)
Lähteet (Carroll, Ostlie ; Modern astrophysics), (Karttunen ; Tähdet ja maailmankaikkeus), (Karttunen ; Tähtitieteen perusteet)
|
