Nøytronstjerner er bittesmå, men har nesten ubegripelig stor tetthet og tyngdekraft.
Egentlig er de døde stjerner, men det er liv nok i dem til at de er noe av det mest spennende du kan finne i verdensrommet.
– Nøytronstjerner er ikke bare fascinerende for astronomer. De er unike laboratorier for ekstremfysikk, sier Manuel Linares, professor ved Institutt for fysikk ved NTNU.
De neste fem årene leder han en forskergruppe som skal studere og lete etter nettopp nøytronstjerner. Det europeiske forskningsrådet (ERC) støtter letingen med 20 millioner kroner gjennom et ERC Consolidator Grant.
Leter etter de mest massive
– Målet er finne noen av de mest massive nøytronstjernene og forstå mer om dobbeltstjernene vi kan finne dem som en del av, sier Linares.
Professoren har vært med på å utvikle en ny metode for å måle nøytronstjerners masse. Mer om det senere.
.jpg)
Leteaksjonen har fått navnet LOVE-NEST. Forkortelsen står så klart for Looking for Super-Massive Neutron Stars, hva ellers? Fire postdoktorer og fire doktorgradsstudenter er involvert.
Men hva er nå egentlig nøytronstjerner? For å forklare det, må vi se på det som skjer når stjerner dør.
Stjerner lever etter døden
Når stjerner dør, finnes flere muligheter. Og nei, vi snakker ikke om bedre salg av musikken og ukritisk rosende nekrologer. Vi snakker fremdeles om ekte stjerner.
Stjerner dør når de mer eller mindre har brukt opp drivstoffet sitt. Da eksploderer noen av dem.
Hva de blir til etterpå, avhenger av hvor stor masse de hadde i utgangspunktet.
- Stjerner med liten masse blir til hvite dvergstjerner. Noen av dem kan kanskje fortsette å skinne med lav intensitet i milliarder av år etterpå. Dette skjer nok med vår egen sol en dag.
- Noen av stjernene med aller størst masse blir de berømte sorte hullene, en region i verdensrommet der tyngdekraften er så sterk at selv ikke lyset slipper ut.
- Men stjerner som ikke har fullt så stor masse, blir til nøytronstjerner isteden. Dette skjer når massen ved fødselen tilsvarer sånn omtrent 10 til 25 ganger massen til vår egen sol. Og disse nøytronstjernene er altså svært spesielle.
Nøytronstjerner er små, men ekstremt tettpakket. Én kubikkmeter av en ferdig nøytronstjerne kan veie en trillion kilo. Du vet kanskje ikke hva det betyr, men det er et ett-tall fulgt av 18 nuller, eller 1.000.000.000.000.000.000.
Gravitasjonsfeltet til en pytteliten nøytronstjerne kan av samme grunn være 100 milliarder ganger sterkere enn det vår egen sol har. Et ett-tall med 11 nuller, om du lurte.
– Nøytronstjernene har mer masse enn vår egen sol, men er typisk bare rundt 20 kilometer i diameter, sier professor Linares.
Til sammenligning har vår egen måne en diameter på rundt 3500 kilometer, og jorda drøyt 12.700.
Nøytronstjernene ville altså vært mer eller mindre umulige å finne om vi bare skulle brukt øynene for å lete etter dem. Men det gjør vi jo ikke. Derfor kjenner vi til ganske mange.
Ser bare noen av nøytronstjernene
– Bare i vår galakse kjenner vi til over 3000 nøytronstjerner, men mange flere er gjemt for oss, sier professor Linares.
En grunn til at vi kjenner noen av dem, og ikke til andre, er at enkelte nøytronstjerner blir til pulsarer.
Disse pulsarene spinner rundt seg selv flere ganger i sekundet. Da dannes elektromagnetisk stråling, og denne strålingen kan vi måle. Sånn kan vi vite hvor stjernen er, selv om vi ikke ser stjernen selv. (Ta en kikk på faktaboksen om du vil vite mer.)
De aller fleste nøytronstjernene vi kjenner til, er nettopp slike pulsarer. En annen type er magnetarer, der vi kan observere virkningen av de ultrasterke magnetfeltene deres, men i denne artikkelen skal vi holde oss til de raskest spinnende pulsarene.
Skal måle massen til de døde stjernene
Som om det ikke var vrient nok å finne bittesmå nøytronstjerner langt ute i universet, har LOVE-NEST også som mål å finne massen deres.
– Å måle massen er mulig å gjøre når en nøytronstjerne har slått seg sammen med en annen stjerne, forklarer professor Linares.
Pulsaren har altså dannet en dobbeltstjerne sammen med en annen stjerne. Det er vrient å måle en nøytronstjerne for seg selv, men vi kan enklere måle virkningen nøytronstjernen har på den andre stjernen.
– Vi har utviklet en ny og mer presis teknikk for å måle massen til en spesielt interessant gruppe pulsarer med stor nøyaktighet, sier professor Linares.
Den nye metoden bruker temperaturforskjeller for å beregne hastighet og masse.
Ekstrem varme påvirker følgestjernen
Du tror kanskje at vår egen sol er varm, og det er den jo også, men den nøyer seg med rundt 5700 grader kelvin på overflaten og litt over 14 millioner inni.
Nøytronstjerner kan holde en temperatur på hele 100 millioner grader. Disse stjernene gjør så klart ikke noe halvveis.
– Når en vanlig stjerne og en pulsar roterer rundt et felles massesenter, vil pulsaren påvirke temperaturen på denne følgestjernen, forklarer professoren. (Se filmen under.)
Kan lese hastighet og masse
Den delen av følgestjernen som er nærmest pulsaren, er mye varmere enn den andre siden.
Professor Linares observerte dette selv for ikke lenge siden, som del av arbeidet ved spanske Universitat Politècnica de Catalunya (UPC), og brukte de berømte astronomiske observatoriene på Kanariøyene.
– Denne pulsaren fikk overflatetemperaturen på følgestjernen til å variere med 2400 grader, sier professoren.
Variasjonen i temperatur endrer samtidig det kjemiske spekteret som følgestjernen gir. Dette spekteret kan fysikerne måle selv når de to stjernene befinner seg 10.000 lysår fra oss. (Se filmen under.)
– Det igjen gjør at vi kan finne ut hvor raskt følgestjernen går rundt pulsaren til enhver tid. Når vi vet hastigheten, kan vi også beregne massen, sier Linares.
Denne bestemte pulsaren hadde en masse som er 2,3 ganger den til vår egen sol. Det er altså slike nøytronstjerner LOVE-NEST skal finne.
Professoren får det i hvert fall travelt nok fremover, men ikke verre enn at han deler av kunnskapene sine.
I januar skal Linares undervise i «Observational Astrophysics» for mastergradsstudenter i fysikk ved NTNU. Det er vel ikke umulig at nøytronstjerner dukker opp i det kurset også.
Denne artikkelen ble først publisert på Gemini.no
