Neutronenster

Een neutronenster is een ineengestorte kern van een reuzenster, die voor de implosie een totale massa had tussen 10 en 29 zonsmassa's. Neutronensterren zijn het kleinst van alle sterren en hebben de hoogste dichtheid,^[1] tenzij men een zwart gat als een ster beschouwt. Neutronensterren hebben een straal van ruwweg 10 kilometer en een totale massa van minder dan 2,16 zonsmassa's.

Een neutronenster is het resultaat van een combinatie van een supernova-explosie en een zwaartekrachtimplosie van een zware ster, waardoor de dichtheid van de sterkern voorbij het witte-dwergstadium wordt gebracht, tot aan het niveau van atoomkernen.

Als een neutronenster eenmaal gevormd is wordt er niet langer warmte in gegenereerd en koelt ze alleen nog maar af. Er kunnen echter wel door accretieprocessen of botsingen nog veranderingen voorkomen. Volgens de meeste voorspellingsmodellen voor deze objecten bestaan neutronensterren bijna geheel uit neutronen; in een neutronenster zullen de elektronen en protonen uit normale materie in deze extreme omstandigheden tot bijna alleen maar neutronen combineren. Tot een verdere ineenstorting komt het niet in deze vorm van ontaarde materie, doordat de neutronen voldoende tegendruk geven. Dit wordt beschreven in het uitsluitingsprincipe van Pauli. Zoals in een witte dwerg elektronen verdere ineenstorting voorkomen, gebeurt dat nu met neutronen. Deze tegendruk is echter niet voldoende om een object van meer dan 0,7 zonsmassa in stand te houden,^[2][3] en dan beginnen afstotende nucleaire krachten een grotere rol te spelen in het huishouden van de massievere neutronensterren.^[4] Wanneer dit ster-overblijfsel een massa zou hebben die groter is dan de Oppenheimer-Volkofflimiet, stort het waarschijnlijk ineen tot een zwart gat.

De neutronensterren die geobserveerd kunnen worden zijn erg heet en hebben doorgaans een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 600.000 kelvin.^[5][6] De dichtheid is zo gigantisch dat een luciferdoosje vol met neutronenstermaterie zo'n 3 biljoen kilo zou wegen op aarde, hetzelfde gewicht als een halve kubieke kilometer van de aardbol.^[7] Het magnetisch veld van een neutronenster heeft een waarde tussen 10⁸ en 10¹⁵ maal zo sterk als het magnetisch veld van de aarde. Het zwaartekrachtveld aan de oppervlakte van een neutronenster is 200 miljard keer zo sterk als dat op onze planeet.

Wanneer de kern van een ster ineenstort zal de rotatiesnelheid toenemen door de wet van behoud van impulsmoment. Daardoor roteren recent gevormde neutronensterren extreem snel, tot wel honderden omwentelingen per seconde. Sommige neutronensterren zenden bundels van elektromagnetische straling uit waardoor ze detecteerbaar worden als een pulsar. Het was ook via de ontdekking van de pulsar in 1967 door Jocelyn Bell Burnell dat neutronensterren konden worden gedetecteerd. Men gaat ervan uit dat de straling van pulsars hoofdzakelijk wordt uitgezonden bij het gebied rond de magnetische polen. Wanneer deze polen niet direct naar de aarde gericht staan, maar de observatie wel in een gedeelte van de richting van deze draaiende stralen staat, ziet men pulsaties van straling, zoals bij een vuurtoren. De neutronenster met de snelst bekende rotatie is PSR J1748−2446ad, met een rotatiesnelheid van 716 maal per seconde of 43 duizend keer per minuut.^[8] Dit is een lineaire snelheid op het oppervlak van bijna een kwart van de lichtsnelheid.

Men veronderstelt dat er rond de 100 miljoen neutronensterren zijn in de Melkweg.^[9] Dit getal is verkregen door te schatten hoe veel zware sterren sinds het begin der tijden een supernova-explosie hebben ondergaan. De meeste van deze neutronensterren zullen echter koud en oud geworden zijn. Neutronensterren kunnen alleen door ons gedetecteerd worden in specifieke gevallen, zoals bij een pulsar of in een dubbelstersysteem. Als ze traag roteren en geen materie aantrekken door accretie zijn neutronensterren haast onzichtbaar. Sinds de detectie van RX J185635-3754 door de ruimtetelescoop Hubble zijn er echter een paar dichtbije neutronensterren gevonden die alleen hittestraling uitzenden. Ook soft gamma repeaters worden verondersteld een soort neutronenster te zijn met een uitzonderlijk sterk magnetisch veld, bekend onder de naam magnetar, eventueel zou het ook een neutronenster met een fossiele accretieschijf kunnen zijn.

Neutronensterren in een dubbelstersysteem kunnen accretie vertonen waarbij het systeem meestal het krachtigst uitstraalt in röntgenstraling, dat dan als een pulsar kan worden waargenomen. Ook kan zo'n proces van accretie een oudere pulsar nieuw leven in blazen en ze mogelijk in massa en rotatiesnelheid doen toenemen. Millisecondepulsars zijn neutronensterren in een accretieproces. Deze dubbelstersystemen kunnen verder evolueren en hierbij kan de begeleidende ster uiteindelijk zelfs een witte dwerg of neutronenster worden. Ook zijn er andere mogelijkheden zoals een totale destructie van de begeleider door botsing of totale absorptie denkbaar. Dergelijke samensmeltingen van neutronensterren zouden weleens de bron kunnen zijn van kortdurende gammaflitsen en zijn hoogstwaarschijnlijk krachtige bronnen van zwaartekrachtgolven. In 2017 heeft men met GW170817 de zwaartekrachtgolven van zo'n gebeurtenis opgevangen. Zwaartekrachtgolven zijn ook indirect waargenomen in het dubbelstersysteem PSR B1913+16 van twee neutronensterren.^[10]

In oktober van 2018 rapporteerden astronomen dat de opgevangen gammaflits GRB 150101B uit 2015 veel overeenkomsten had met het historische GW170817-signaal en wellicht ook het gevolg van een samensmelting van neutronensterren is geweest. De gelijkenissen tussen de twee gebeurtenissen, kijkend naar de eigenschappen van de gammastraling, optica en röntgenstraling, waren opvallend, maar ook het soort sterrenstelsel waar ze uit kwamen leek op elkaar. Deze afzonderlijke gebeurtenissen waren waarschijnlijk een kilonova, die weleens veel vaker kunnen voorkomen in het heelal dan tot nu toe werd gedacht, volgens de onderzoekers.

1. ↑ (en) Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity, illustrated. Springer Science & Business Media, p. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3. Gearchiveerd op 30 april 2021.
2. ↑ (en) Tolman RC. (1939). Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid. Physical Review 55 (4): 364–373. DOI: 10.1103/PhysRev.55.364.
3. ↑ (en) Oppenheimer, J. R. (1939). On Massive Neutron Cores. Physical Review 55 (4): 374–381. DOI: 10.1103/PhysRev.55.374.
4. ↑ (en) Douchin, F. (2001). A unified equation of state of dense matter and neutron star structure. Astronomy & Astrophysics 380 (1): 151–167. DOI: 10.1051/0004-6361:20011402.
5. ↑ (en) Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. Universal-Publishers. ISBN 978-1-61233-765-4.
6. ↑ (en) Haensel P, Potekhin A, Yakovlev D. (2007). Neutron Stars. Springer. ISBN 978-0-387-33543-8.
7. ↑ (en) Tour the ASM Sky. heasarc.gsfc.nasa.gov. Gearchiveerd op 1 oktober 2021.
8. ↑ (en) Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al (2006). A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz. Science 311 (5769): 1901–1904. PMID 16410486. DOI: 10.1126/science.1123430.
9. ↑ (en) Camenzind, Max (2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer Science & Business Media, p. 269. ISBN 978-3-540-49912-1. Gearchiveerd op 9 augustus 2021.
10. ↑ (en) Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adams, T.; Addesso, P.; Richard; Howard; Adhikari, R. X.; Huang-Wei (2017). Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger. The Astrophysical Journal Letters 848 (2): L12. DOI: 10.3847/2041-8213/aa91c9.