Αστέρας νετρονίων

Αστέρας νετρονίων ονομάζεται η μία από τις τρεις μορφές των μόνιμων τελικών υπολειμμάτων της εξέλιξης ενός αστέρα: είναι το ένα είδος «αστρικού πτώματος» (τα άλλα δύο είναι ο λευκός νάνος και η μαύρη τρύπα). Ο αστέρας νετρονίων σχηματίζεται από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II, και ίσως τύπων Ia και Ib. Οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί για να ανιχνεύονται στον ουρανό ως άστρα, αλλά βρέθηκε ότι οι θεωρητικές τους ιδιότητες αντιστοιχούν με τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ραδιοπηγών πάλσαρ, που ανακάλυψαν οι ραδιοαστρονόμοι το 1967, και έκτοτε ταυτίστηκαν με αυτές. Σε σχέση με τους λευκούς νάνους, οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ πιο «εξωτικά» ουράνια σώματα, όπως φαίνεται από τα ακόλουθα ποσοτικά τους χαρακτηριστικά.

Ο μέσος αστέρας νετρονίων έχει μάζα ανάμεσα σε 1,35 και 2,1 ηλιακές μάζες, αλλά η ακτίνα του κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα (όπως και οι λευκοί νάνοι, οι αστέρες νετρονίων συρρικνώνονται όταν αυξάνεται η μάζα τους). Επομένως ο όγκος του είναι τρισεκατομμύρια φορές μικρότερος από τον ηλιακό και άρα η μέση πυκνότητα της ύλης του κυμαίνεται από 8×10¹³ ως 2×10¹⁵ γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό. Αυτή είναι η τάξη μεγέθους της πυκνότητας της ύλης μέσα στους πυρήνες των ατόμων, και αυτό πραγματικά συμβαίνει στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων: πρωτόνια και νετρόνια βρίσκονται σε επαφή, όλο το ουράνιο σώμα μπορεί να θεωρηθεί ένας τεράστιος ατομικός πυρήνας και εξαιτίας των νόμων των υποατομικών σωματίων τα περισσότερα ηλεκτρόνια ενώνονται με τα πρωτόνια και μετατρέπονται σε νετρόνια, από όπου και το όνομα των «αστέρων νετρονίων».

Εξ άλλου, καθώς οι κεντρικές περιοχές ενός αστέρα μεγάλης μάζας συμπιέζονται σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς, και καταρρέουν βαρυτικά σε αστέρα νετρονίων, διατηρούν όλη σχεδόν τη στροφορμή τους με βάση την Αρχή διατήρησης της στροφορμής. Επειδή η τελική διάμετρος είναι πάρα πολύ μικρή, η γωνιακή ταχύτητα με την οποία περιστρέφεται ο αστέρας νετρονίων είναι εξαιρετικά υψηλή, φθάνοντας τις δεκάδες περιστροφές το δευτερόλεπτο. Παρόμοια ιλιγγιώδης είναι και η ένταση του βαρυτικού πεδίου στην επιφάνειά του, 200 δισεκατομμύρια ως 3 τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης. Μέτρο αυτής της βαρύτητας είναι και η ταχύτητα διαφυγής, το μισό περίπου της ταχύτητας του φωτός. Τέλος, επειδή και το μαγνητικό πεδίο «παγώνει» μέσα στην ιονισμένη ύλη καθώς αυτή καταρρέει, η μαγνητική επαγωγή του στην επιφάνεια φθάνει τα 100 εκατομμύρια Τέσλα, δηλαδή περίπου 5 τρισεκατομμύρια φορές αυτή του γήινου μαγνητικού πεδίου, αν και σε μία ειδική κατηγορία μπορεί να φθάσει και το χιλιαπλάσιο αυτού.

Η εξωτική δομή της ύλης

Θεωρητικό πρότυπο για την εσωτερική δομή ενός αστέρα νετρονίων

Η σημερινή κατανόηση της δομής των αστέρων νετρονίων στηρίζεται σε μαθηματικά πρότυπα (μοντέλα) Θεωρητικής Φυσικής, αφού είναι απολύτως αδύνατο να διεξαχθεί ανάλογο πείραμα πάνω στη Γη. Η ύλη στην επιφάνεια του αστέρα θα πρέπει να αποτελείται από συνηθισμένους πυρήνες διάφορων στοιχείων και ηλεκτρόνια. Η ατμόσφαιρα του αστέρα (αν μπορεί να αποκληθεί έτσι) έχει πάχος περίπου ενός μέτρου και εφάπτεται σε ένα στερεό «φλοιό». Προχωρώντας προς το εσωτερικό, συναντάμε πυρήνες με μεγάλους αριθμούς νετρονίων και πέρα από ένα σημείο (αποκαλούμενο "neutron drip") και ελεύθερα νετρόνια. Πάνω στη Γη ένα ελεύθερο νετρόνιο είναι ασταθές σωμάτιο και διασπάται κατά μέσο όρο σε μερικά λεπτά της ώρας σε 1 πρωτόνιο και 1 ηλεκτρόνιο. Μόνο όταν βρίσκεται μέσα στον πυρήνα ενός ατόμου είναι σταθερό. Το ίδιο συμβαίνει και στο άστρο νετρονίων, το οποίο μπορεί να θεωρηθεί ολόκληρο ως ένας γιγαντιαίος ατομικός πυρήνας. Τα νετρόνια, όπως και τα πρωτόνια με τα ηλεκτρόνια είναι φερμιόνια, δηλαδή σωμάτια που υπακούουν στην Απαγορευτική Αρχή, εμποδιζόμενα να καταλάβουν την ίδια κβαντική κατάσταση στον ίδιο χώρο, πράγμα που ανεβάζει πολύ την κινητική τους ενέργεια και επομένως και την πίεση. Μέσα στους πυρήνες των ατόμων ο παράγοντας που προκαλεί τη συμπίεση στον ίδιο χώρο είναι οι ισχυρές πυρηνικές δυνάμεις (η «ισχυρή αλληλεπίδραση»), ενώ στον αστέρα νετρονίων είναι η βαρύτητα, η «βασίλισσα δύναμη» της Αστρονομίας. Κάτω από αυτές τις συνθήκες, τα νετρόνια καθίστανται σταθερά. Μπορούμε να πούμε, σύμφωνα με τη θερμοδυναμική διατύπωση, ότι «τα νετρόνια είναι σταθερά όταν βρίσκονται βυθισμένα μέσα σε λουτρό πρωτονίων ή/και ηλεκτρονίων υψηλής ενέργειας». Στο εσωτερικό του αστέρα νετρονίων ωστόσο, οι ενέργειες είναι ακόμα υψηλότερες, εξαιτίας της βαρυτικής συμπιέσεως, μολονότι οι πυκνότητες κυμαίνονται στην ίδια τάξη μεγέθους με τις πυκνότητες των ατομικών πυρήνων. Για το λόγο αυτό, τα νετρόνια «διαρρέουν» έξω από τους ατομικούς πυρήνες κυκλοφορώντας ελεύθερα και τώρα είναι η σειρά των πρωτονίων να καταστούν ασταθή: ενώνονται με τα ηλεκτρόνια που συνωθούνται γύρω τους και δημιουργούν νετρόνια. Η ακριβής φύση της υπέρπυκνης ύλης στην κεντρική περιοχή δεν είναι ακόμα γνωστή. Ο όρος εκφυλισμένη ύλη μπορεί να χρησιμοποιηθεί αντίστοιχα με τον λευκό νάνο, μόνο που εδώ, αντί για την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων εκείνο που αποτρέπει την κατέρρευση είναι κυρίως η πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων. Για την ακρίβεια, το κέντρο ενός αστέρα νετρονίων θα μπορούσε να περιέχει ένα υπερρευστό μίγμα νετρονίων με λίγα πρωτόνια και ηλεκτρόνια, ή ίσως περιλαμβάνει επίσης στοιχειώδη σωματίδια υψηλής ενέργειας όπως πιόνια και καόνια, σωματίδια λάμδα, ή άμορφο πλάσμα κουάρκ-γλοιονίων, τη λεγόμενη ύλη κουάρκ. Επίσης, «παράδοξη ύλη» με την έννοια της υπάρξεως του παράδοξου κουάρκ. Μέχρι τώρα οι παρατηρήσεις δεν έχουν παράσχει ούτε ενδείξεις, αλλά ούτε και αντενδείξεις για αυτές τις εξωτικές πιθανότητες.

Μερικές πλευρές των παραπάνω φαίνεται ότι ως ένα βαθμό είναι παρατηρησιακά επαληθεύσιμες, καθώς επηρεάζουν, έστω και ελάχιστα, την εξελικτική πορεία ενός τέτοιου αστέρα. Αν π.χ. το εσωτερικό είναι υπερρευστό, τότε σε λιγότερο από εκατό χρόνια μετά τη δημιουργία του, θα καταστεί ισόθερμο. Από την άλλη πλευρά, μπορούμε να εκτιμήσουμε τη θερμική αγωγιμότητα του φλοιού, ώστε αν μπορούσαμε να μετρήσουμε τις επιφανειακές θερμοκρασίες αρκετών αστέρων νετρονίων, θα μπορούσαμε να υπολογίσουμε και τις θερμοκρασίες στο εσωτερικό. Ο υπολογισμός αυτός με τη σειρά του, μαζί με εκτιμήσεις της ηλικίας, θα μπορούσε να μας πληροφορήσει για τη θερμική εξέλιξη, πράγμα που σχετίζεται αναπόφευκτα με το είδος της ύλης των κεντρικών περιοχών. Επειδή όμως οι αστέρες νετρονίων είναι πολύ μικροί, μόλις που μπορούν να ανιχνευθούν οι κοντινότεροι, και αυτοί μόνο στις ακτίνες Χ, από διαστημικές αποστολές όπως ο ROSAT. Αυτό όμως δεν μας διαφωτίζει σχετικώς με τη θερμοκρασία τους, επειδή η λεπτή ατμόσφαιρά τους μπορεί να είναι εξαιρετικώς αδιαφανής σε τόσο ισχυρά μαγνητικά πεδία (π.χ. στη θεμελιώδη κατάσταση του ατόμου του υδρογόνου το ηλεκτρόνιο θα έχει ενέργεια δεσμού 160 ηλεκτρονιοβόλτ βυθισμένο σε ένα τέτοιο πεδίο, αντί των 13,6 που γνωρίζουμε στη Γη). Επομένως οι ανιχνευτές μας των ακτίνων Χ δεν «βλέπουν» την επιφάνεια αλλά την ατμόσφαιρα, και συνεπώς υποεκτιμούν τη θερμοκρασία της επιφάνειας. Οι λεπτομέρειες τυχόν διορθωτικών υπολογισμών είναι πολύ δύσκολες, καθώς απαιτούν ακριβείς προσδιορισμούς της ισορροπίας ιονισμού και ως προς τη διάδοση πολωμένης ακτινοβολίας, πράγμα που είναι εξαιρετικά πολύπλοκο σε πολύ ισχυρά ηλεκτρομαγνητικά πεδία και σε τόσο θερμή και πυκνή ύλη. Παρόλα αυτά, έχουν γίνει σχετικές μελέτες.

Ιστορία

Η πρώτη άμεση παρατήρηση αστέρα νετρονίων (του RX J185635-3754) στο ορατό φως.

Το 1932 ο Τζέιμς Τσάντγουικ ανακάλυψε το νετρόνιο ως στοιχειώδες σωμάτιο. Το 1933 οι Βάλτερ Μπάαντε και Φριτς Τσβίκυ πρότειναν για πρώτη φορά την ύπαρξη των αστέρων νετρονίων: Αναζητώντας μια εξήγηση για τις εκρήξεις υπερκαινοφανών, πρότειναν ότι ένα τέτοιο σώμα σχηματίζεται τότε, ισχυριζόμενοι ορθώς ότι η απελευθέρωση της βαρυτικής δυναμικής ενέργειας επαρκεί για να τροφοδοτήσει με ενέργεια μια τέτοια μεγαλειώδη έκρηξη. Πράγματι, αν τα εσωτερικά στρώματα αστέρα μεγάλης μάζας αμέσως πριν τη βαρυτική κατάρρευση περιέχουν (π.χ.) 3 ηλιακές μάζες, τότε μπορεί να δημιουργηθεί αστέρας νετρονίων μάζας 2 ηλιακών μαζών. Η υπόλοιπη μάζα αντιστοιχεί στη βαρυτική ενέργεια με βάση την περίφημη σχέση E = mc² και «ξοδεύτηκε» ως ενέργεια της εκρήξεως.

Το 1967, η Τζόσελυν Μπελ ανακάλυψε το πρώτο πάλσαρ και από τότε χρειάσθηκαν λίγα μόνο χρόνια ώσπου να ερμηνευθεί ως μεμονωμένος, ταχέως περιστρεφόμενος, αστέρας νετρονίων. Η πηγή της ενέργειας των παλμών ραδιοκυμάτων ενός πάλσαρ είναι η κινητική ενέργεια περιστροφής του αστέρα νετρονίων, τουλάχιστον στις περισσότερες περιπτώσεις. Το 1971 οι Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier και H. Tananbaum ανακάλυψαν παρόμοιας συχνότητας παλμούς (ένας ανά 4,8 δευτερόλεπτα) σε πηγή ακτίνων X στον αστερισμό Κένταυρο, την Cen X-3. Την ερμήνευσαν ως προερχόμενη από υπέρθερμο αστέρα νετρονίων. Η πηγή της ενέργειας εδώ είναι βαρυτική, αποτέλεσμα της προσπτώσεως νέας ύλης πάνω στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων από ένα συνοδό αστέρα ή από τον διαστρικό χώρο.

Περιστροφή

Οι αστέρες νετρονίων περιστρέφονται ταχύτατα μετά τη δημιουργία τους εξαιτίας της Αρχής Διατηρήσεως της Στροφορμής. Ο μέσος νεογέννητος αστέρας νετρονίων περιστρέφεται πάνω από 10 φορές το δευτερόλεπτο. Καθώς οι αιώνες περνούν, επιβραδύνεται με την περιστροφική ενέργεια να μετατρέπεται σε ραδιοκύματα με τη μεσολάβηση του μαγνητικού πεδίου, με μηχανισμό που επίσης είναι άγνωστος στις λεπτομέρειες, π.χ. πώς παράγεται σύμφωνη ακτινοβολία. Αν όμως ο αστέρας ανήκει σε διπλό αστρικό σύστημα και δέχεται ύλη που αποσπά από τον συνοδό, μπορεί να επιταχύνει σημαντικά την περιστροφή του, καθώς η νέα ύλη σχηματίζει γύρω του ένα ταχύτατα περιστρεφόμενο δίσκο προσαυξήσεως. Δημιουργούνται έτσι οι λεγόμενοι "millisecond pulsars" με εκατοντάδες στροφές ανά δευτερόλεπτο. Ο ταχύτερα περιστρεφόμενος αστέρας νετρονίων που είναι γνωστός αυτή τη στιγμή είναι ο PSR J1748-2446ad, με 1122 στροφές το δευτερόλεπτο. Σε συνηθισμένους αστέρες νετρονίων, οι τεράστιες φυγόκεντρες δυνάμεις που αναπτύσσονται εξαιτίας της ιλιγγιώδους περιστροφής στο πλαίσιο αναφοράς του σώματος είναι αρκετά ισχυρές ώστε να δώσουν στο άστρο ένα ελαφρώς πεπλατυσμένο σχήμα, όπως συμβαίνει με τη Γη ή τον πλανήτη Δία, και αυτό παρά το τρομακτικό βαρυτικό πεδίο του αστέρα.

Επιστρέφοντας στους μεμονωμένους αστέρες νετρονίων, η αύξηση της περιόδου περιστροφής μπορεί να φθάσει τα λίγα εκατομμυριοστά του δευτερολέπτου ανά γήινο έτος για νεαρούς, όπως είναι ο πάλσαρ στο κέντρο του υπολείμματος υπερκαινοφανούς M1, στον αστερισμό Ταύρο, και περιστρέφεται με 1.810 στροφές το λεπτό. Οι αστέρες νετρονίων ξεπερνούν λοιπόν σε ακρίβεια και τα τελειότερα ρολόγια που έχει φτιάξει ο άνθρωπος. Παρότι η γενική τάση είναι η επιβράδυνση της περιστροφής, σε ορισμένες περιπτώσεις σημειώνεται μια σχεδόν στιγμιαία και απροσδόκητη επιτάχυνση. Αυτά τα επιταχυντικά γεγονότα ονομάζονται "glitches" (λέξη που σημαίνει τις στιγμιαίες δυσλειτουργίες μιας μηχανής, «κολλήματα» ή «κλοτσήματα») και το καθένα μπορεί να μεταβάλει την περίοδο του αστέρα μέχρι και λίγα μέρη στο εκατομμύριο. Λίγες ημέρες αργότερα, ο αστέρας επαναλαμβάνει την κανονική του επιβράδυνση. Μία εξήγηση για τα glitches είναι ότι για κάποιο λόγο το υπερρευστό εσωτερικό και ο φλοιός υφίστανται μία αυθόρμητη σύζευξη και, καθώς το εσωτερικό περιστρεφόταν με σταθερή ταχύτητα κατά το προηγούμενο χρονικό διάστημα, ενώ ο φλοιός επιβραδυνόταν από το μαγνητικό πεδίο, αυτή η σύζευξη επιταχύνει τον φλοιό και άρα την παρατηρήσιμη περίοδο. Το ίδιο το γεγονός της διαφορικής περιστροφής είναι συνηθισμένο στην Αστροφυσική (συμβαίνει και στον Ήλιο μας), αλλά η εξαγωγή αυτής της συμπεριφοράς εδώ από «πρώτες αρχές» είναι πολύ δύσκολη, αφού η κρίσιμη τιμή της διαφορικής περιστροφής φλοιού-εσωτερικού στην οποία επισυμβαίνει η σύζευξη είναι πολύ ευαίσθητη συνάρτηση παραμέτρων των υπερρευστών νετρονίων που οι τιμές τους μας είναι ουσιαστικώς άγνωστες. Επειδή λοιπόν αυτές οι παράμετροι δεν μπορούν να μετρηθούν με πειράματα στο εργαστήριο, πρέπει να αρκεστούμε προς το παρόν στην τρέχουσα ποιοτική (φαινομενολογική) περιγραφή. Ας αναφέρουμε απλώς ότι το glitch θα έπρεπε να θερμαίνει ελαφρώς τον φλοιό, και κατά το γήρας του αστέρα αυτή η πηγή θερμότητας μπορεί να καταστεί εμφανής στη θερμική εξέλιξη του σώματος.

Δείτε επίσης

Βαρύτητα
Πάλσαρ
Αστέρας κουάρκ και Ύλη κουάρκ
Αστέρας πρεονίων και Ύλη πρεονίων
Νετρόνιο
Περιστροφή
Μάγναστρο (magnetar)
Γκέμινγκα

Πηγές

Βασίλειος Ν. Μανιμάνης: «Τα μαγνητικά άστρα και οι σεισμοί άστρων νετρονίων», περιοδικό Περισκόπιο της Επιστήμης, τεύχος 247, Φεβρουάριος 2001, σελ. 56
Βασίλειος Ν. Μανιμάνης: «Τι συμβαίνει στο εσωτερικό ενός άστρου νετρονίων;», περιοδικό Περισκόπιο της Επιστήμης, τεύχος 310, Δεκέμβριος 2006, σελ. 48
G. Baym & C. Pethick: «Neutron Stars», Aannual Review of Nuclear Science, τόμ. 25, σελ. 27
Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Compact Stars (2nd ed έκδοση).
Shapiro, Stuart L. & Teukolsky, Saul A.: Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars, John Wiley & Sons Inc. (1983)