Hoofdmenu openen

Een neutronenster is het eindstadium van een ster waarvan de kernmassa na de implosie tussen 1,4 en zo'n 3[1][2][3][4][5] maal die van de zon bedraagt. De maximale massa van een niet roterende neutronenster is 2,16 maal de massa van de zon[6]. Roterende neutronensterren kunnen nog een iets grotere massa hebben. 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.

Inhoud

OntstaanBewerken

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 tegen de zwaartekracht, 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. Deze nucleosynthese 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 dat alle andere zwaardere 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 helemaal 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 meer dan 1 miljard ton.

KenmerkenBewerken

 
Doorsnede van een neutronenster

Een neutronenster bestaat voor een grootste gedeelte uit neutronen, doordat tijdens het ineenvallen van de sterkern de elektronen met de protonen versmelten. De inhoud van een neutronenster wordt vaak voorgesteld als één gigantische atoomkern zonder protonen, maar de opbouw is veel complexer omdat het lichaam uit meerdere lagen bestaat met verschillende samenstellingen en dichtheden: met een atmosfeer van ongeveer 10 cm bestaande uit koolstof, een korst met atoomkernen, neutronen en elektronen, een vloeibare mantel met mix van voornamelijk hete neutronen, protonen en elektronen, en een hadronische kern met quarkmaterie of een pion-condensaat. De inhoud wordt niet zoals in een atoomkern bij elkaar gehouden door de sterke kernkracht, maar door de zwaartekracht. Nog zwaardere sterren staat een levenseinde als preonster, quarkster of zwart gat te wachten. Lichtere sterren eindigen als een witte dwerg.

Vanwege het behoud van impulsmoment draaien neutronensterren sneller om hun as dan de (veel grotere) 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.[7]

Sommige neutronensterren zijn sterke bronnen van radiostraling als gevolg van hun sterke magnetisch veld. 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.

OntdekkingBewerken

In 1934 kwamen Walter Baade en Fritz Zwicky met het idee dat sterren bestaand uit neutronen gevormd zouden worden door supernova-explosies. De eerste neutronenster werd pas in 1967 ontdekt door Jocelyn Bell Burnell. Ze noemde het object aanvankelijk LGM-1, wat staat voor 'Little green men' omdat men even dacht aan een intelligent radiosignaal vanuit de ruimte. Pas later concludeerde men dat het om geïmplodeerde sterren ging. Sindsdien zijn er zo'n 1500 ontdekt.

In 1979 werd door kunstmanen een periodieke bron van gammastraling ontdekt. Pas in 1998 werd geconcludeerd dat dit verschijnsel, Soft Gamma Repeaters (ofwel: SGR's) genaamd, veroorzaakt wordt door een zeer specifieke vorm van neutronensterren: de magnetar. Een magnetar beschikt over een magnetisch veld vele miljarden malen sterker dan dat van de aarde. Hierdoor wordt rotatie-energie aan de ster onttrokken wat zich kan vertalen in een sterbeving. Dit fenomeen is verantwoordelijk voor de SGR's.

TriviaBewerken

  • Mocht er een magnetar op 200.000 km afstand van onze planeet passeren, dan zouden door het magnetisch veld de data van alle creditcards op aarde gewist worden.

NotenBewerken

  1. Feryal Özel et al., (en) On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars. The Astrophysical Journal (7 september 2012). Geraadpleegd op 2 februari 2018.
  2. N. Chamel et al., (en) On the Maximum Mass of Neutron Stars. International Journal of Modern Physics E (15 november 2013). Geraadpleegd op 2 februari 2018.
  3. (en) The Death of Stars II: High Mass Stars. Australia Telescope National Facility. Geraadpleegd op 2 februari 2018.
  4. (en) Neutron Star. Swinburne University of Technology. Geraadpleegd op 2 februari 2018.
  5. (en) Neutron Star. Georgia State University Department of Physics and Astronomy. Geraadpleegd op 2 februari 2018.
  6. Luciano Rezzolla et al., (en) How massive can neutron stars be?. Goethe Universität (15 januari 2018). Geraadpleegd op 19 januari 2018.
  7. Deze bevindingen werden door een team van astronomen, onder wie de Nederlanders Rudy Wijnands en Michiel van der Klis, gepubliceerd in het juli-nummer 2003 van het tijdschrift Nature.