NEUTRONENSTER Klik hier.
Een neutronenster is het eindstadium van een
ster waarvan de kernmassa voor de
implosie tussen 1,4 en 3 maal die van de Zon bedraagt. Omdat aan het eind van de levensduur tijdens het
supernovastadium van de ster een aanzienlijk deel van de
massa wordt weggeblazen is de neutronenster zelf wat minder zwaar. De straal is in de orde van grootte van 10 kilometer. In een sterkern vindt door de enorme druk van diens massa
kernfusie plaats.
Waterstofatomen worden samengeperst en door de fusie van de kernen ontstaat er
helium. De daarbij vrijkomende energie geeft een tegendruk, waardoor er een stabiel systeem ontstaat.
Wanneer de voorraad waterstof opraakt, lijkt de
zwaartekracht te winnen maar door de verhoogde druk smelten nu de heliumkernen samen tot
koolstof. Dit proces gaat door totdat de sterkern uit
ijzer bestaat. Het ineenpersen van ijzerkernen kost meer energie dan het uit fusie kan genereren, de tegendruk neemt explosief af waardoor de ster nu onder zijn eigen gewicht abrupt ineenstort. Deze
implosie, en het wegwerpen van de buitenste lagen, noemt men een
supernova. Het is tijdens dit extreme proces waarbij alle andere zwaardere scheikundige elementen die vrij kunnen voorkomen worden gevormd.
De zwaartekracht wint het nu deels van de "ontaardingsdruk" geproduceerd door het
Pauliprincipe, die de elektronen op afstand van de atoomkernen houdt. Hierbij worden de elektronen in de atoomkern geperst. De
elektronen smelten samen met de
protonen in de kern en vormen zo
neutronen. De zwaartekracht is echter niet groot genoeg om van de ontaardingsdruk te winnen waardoor de neutronen stabiel blijven. De neutronenster bestaat nu enkel uit neutronen en de dichtheid is enorm, doordat het
vacuüm tussen atoomkern en elektronen is verdwenen. Eén theelepel 'neutronenster' weegt dan 1 miljard ton.
Een neutronenster bestaat geheel uit neutronen, doordat tijdens het ineenvallen van de sterkern de elektronen met de protonen versmelten. Van scheikundige elementen is dan geen sprake meer. Je zou kunnen zeggen dat de hele ster één gigantische atoomkern wordt zonder protonen. Nog zwaardere sterren staat een levenseinde als
preonster,
quarkster of
zwart gat te wachten. Lichtere sterren worden een
witte dwerg.
Vanwege het behoud van
impulsmoment (
wet behoud van impulsmoment) draaien neutronensterren sneller om hun as dan de gewone sterren die ze ooit waren. De
rotatiesnelheid kent wel een maximum: 760 omwentelingen per seconde. Als er meer massa instroomt, door bijvoorbeeld gas van een begeleidende ster, dan wordt de toegenomen energie omgezet in meer zwaartekrachtstraling en niet in een hogere rotatiesnelheid.
Sommige neutronensterren zijn sterke bronnen van
radiostraling als gevolg van hun sterke
magnetisch veld. (Zie ook
aardmagnetisme). Deze wordt uitgezonden in twee 'jets' aan de beide polen. Vanwege de snelle draaiing, en omdat de magnetische polen niet hoeven samen te vallen met de polen van de rotatie-as, wordt dit waargenomen als korte pulsen van radiostraling. Een dergelijk astronomisch object heet dan ook een
pulsar.
MAGNETAR. Klik hier.
Een
magnetar is een neutronenster met een extreem sterk magnetisch veld. Het verval van dat veld gaat gepaard met het uitzenden van grote hoeveelheden hoog-energetische elektromagnetische straling, vooral
röntgen- en
gammastraling.
Wanneer een ster met een supernova implodeert tot een neutronenster, wordt zijn magnetische veld veel sterker. Robert Duncan en Christopher Thompson, de auteurs van de magnetar-theorie, berekenden in 1992 dat het magnetische veld van een neutronenster, normaal al een enorme 10
8 tesla, onder bepaalde omstandigheden nog groter kon worden, tot meer dan 10
11 tesla. Zo'n sterk magnetische neutronenster noemt men een magnetar. Een neutronenster is een van de zwaarste sterren in het heelal; alleen een
zwart gat heeft een grotere
dichtheid. Neutronensterren kan men herkennen aan hun sterk magnetische veld, gammastraling en door hun radiopulsen. Een neutronenster roteert soms wel tot tientallen malen per seconde om haar as en stuurt radiostraling uit. Doordat de magnetische as niet gelijk hoeft te vallen met de draai-as, zien we die radiostraling als korte flitsen. Vergelijk het met een vuurtoren.
In de buitenste lagen van een magnetar, die uit een
plasma van zware elementen (vooral ijzer) bestaan, kunnen spanningen ontstaan die tot "
sterbevingen" leiden. Deze
seismische trillingen hebben extreem veel energie, en leiden tot een uitbarsting van röntgen- en gammastralen. Astronomen noemen zo'n object een
Soft Gamma Repeater (SGR, "zachte gammaherhaler").
Men schat dat ongeveer een op de tien supernova's een magnetar oplevert, in plaats van een meer gangbare neutronenster of
pulsar. Dit gebeurt wanneer een ster vóór de supernova al een hoge
rotatiesnelheid en een sterk magnetisch veld heeft. Men denkt dat het magnetische veld van een magnetar ontstaat als gevolg van een
convectie-aangedreven
dynamo van hete
kernmaterie in het binnenste van de neutronenster, die actief is tijdens ongeveer de eerste tien seconden van het leven van de neutronenster. Als de neutronenster aan het begin even snel draait als de
periode van de convectie (ongeveer tien milliseconden), kunnen de
convectiestromen globaal gaan werken en een significante hoeveelheid van hun
bewegingsenergie omzetten in magnetische veldsterkte. In langzamer roterende neutronensterren vormen de convectiestromen zich alleen in lokale gebieden.
Het leven van een magnetar als Soft Gamma Repeater is kort: de vrijkomende energie van de
ontploffingen (sterbevingen) zorgt ervoor dat de ster langzamer gaat draaien – zodat magnetars veel langzamer draaien dan andere neutronensterren van vergelijkbare leeftijd – en het magnetische veld zwakker wordt, en al na een jaar of 10.000 houden de sterbevingen op. Daarna straalt de ster nog steeds röntgenstraling uit en wordt het een object dat astronomen een anomale röntgenpulsar noemen. Na nog eens 10.000 jaar valt de ster helemaal stil. De explosies zijn enorm, en sommige zijn rechtstreeks waargenomen, zoals die van
SGR 1806-20 op 27 december 2004, en men verwacht er meer te kunnen waarnemen naarmate
telescopen beter worden.
Een soft gamma repeater is een astronomisch object dat herhaald, met onregelmatige intervallen van meerdere jaren, grote uitbarstingen van röntgenstraling en gammastraling kent. Hoewel deze uitbarstingen aanvankelijk voor gammaflitsen werden aangezien, zijn de twee verschijnselen niet verwant. Op basis van het werk van de Griekse astronome Chryssa Kouveliotou gaat men er tegenwoordig van uit dat soft gamma repeaters magnetars zijn, neutronensterren met een ongebruikelijk sterk magnetisch veld. De energie-uitbarstingen ontstaan dan door aardbeving-achtige gebeurtenissen op het steroppervlak. Omdat magnetars zowel intrinsiek zeldzaam als kortlevend zijn, zijn er maar zeer weinig soft gamma repeaters bekend.In december 2004 waren er vier Soft Gamma Repeaters en vijf anomale röntgenpulsars bekend, en waren er nog vier kandidaten waarvan men nog niet zeker was. Anno juni 2009 zijn er 15 magnetars bekend
Een magnetisch veld boven de tien gigatesla is sterk genoeg om een bankpas te wissen vanaf halverwege de afstand van de maan tot de Aarde. Een kleine
neodymium-gebaseerde magneet heeft een veld van ongeveer één tesla, de Aarde heeft een geomagnetisch veld van 30 – 60 microtesla, en de meeste gegevensopslagmedia kunnen gewist worden met een veld in de orde van millitesla's. Het magnetische veld van een magnetar zou dodelijk zijn op een afstand van duizend kilometer, doordat het de atomen in levend weefsel vervormt.
LICHTSTERKE BLAUWE VARIABELE
Eta Carinae is de bekendste Lichtsterke Blauwe Variabelen zijn een type van zeer zware, grote sterren (hyperreuzen).
Als een ster zijn
waterstof in de kern heeft gefuseerd tot
helium, zal de kern ineenkrimpen en daarbij heter worden, totdat het heet genoeg is om helium in
koolstof om te zetten. Tegelijkertijd zetten de buitenlagen van de ster juist uit, en worden koeler. Sterren zoals de Zon worden daarbij rode reuzen, nog zwaardere sterren
superreuzen. Bij de allerzwaarste sterren (zwaarder dan ca. 40 zonsmassa's) treedt hierbij echter een probleem op: de enorme lichtsterkte van deze sterren zorgt voor een druk naar buiten. Als dergelijke sterren opzwellen, wordt de gravitationele aantrekking op de buitenste lagen bovendien minder, en op zeker moment zijn deze twee krachten met elkaar in evenwicht, waardoor de buitenste lagen feitelijk geheel niet meer worden vastgehouden, dit is de
Eddingtonlimiet.
Deze sterren vertonen kleinere helderheidsvariaties op een tijdschaal van enkele dagen, en grotere op een tijdschaal van jaren. Maar daarnaast zijn er nog perioden van ettelijke jaren waarin deze sterren extra opvlammen en grote hoeveelheden massa uitstoten. De bekendste dergelijke uitbarsting is die van
Eta Carinae tussen 1837 en 1860. In deze periode was Eta Carinae ondanks een afstand van meer dan 8000 lichtjaar na
Sirius de helderste ster aan de hemel.
Ook tussen de uitbarstingen door komen er sterke helderheidsvariaties voor op de lange termijn. Men vermoedt echter dat de totale lichtkracht van de ster niet veel varieert in deze periodes. De ster zit echter ingepakt in een 'wolk' van uitgestoten gassen. Deze gassen absorberen het sterrenlicht. Ze zenden het ook weer uit, maar vaak op een andere golflengte. Hierdoor kan het voorkomen dat er een kleiner of juist een groter deel van de straling in het zichtbaar licht valt, waardoor de ster zwakker of juist helderder lijkt dan hij in werkelijkheid is.
Lichtsterke Blauwe Variabelen (LBVs) behoren tot de meest lichtsterke sterren die bestaan. Een LBV zendt meer dan 100.000 keer zoveel licht uit per tijdseenheid als de Zon. Ze bestaan niet lang, naar schatting maar zo'n 10.000 jaar, en gecombineerd met de a priori zeldzaamheid van superzware sterren maakt ze dat een grote zeldzaamheid. Men vermoedt dat de volgende fase in het bestaan van een zware ster die van de
Wolf-Rayet ster is.