Neutronstjerner og kvarkstjerner er, ligesom sorte huller, spændende objekter. Astrofysikken er nået langt nok til at give os værdifuld information om dem, hvilket opfordrer os til fortsat at være opmærksomme i håb om, at kosmologer vil være i stand til at forstå dem bedre og hjælpe os med mere præcist at forstå den proces, der udløser deres dannelse.
I denne artikel vil vi fortælle dig alt, hvad du behøver at vide om neutronstjerner, deres egenskaber og oprindelse.
Neutronstjerne
Selvom disse neutron- og kvarkstjerner er de sande hovedpersoner i denne artikel, er vi nødt til først at gennemgå stjerners livscyklus for at forstå dem. Men før vi dykker ned i detaljerne, synes det vigtigt at angive vores intentioner: Du finder ikke en ligning i denne artikel. Du behøver ikke at have en præcis og intuitiv forståelse af de spændende fysiske processer, der forklarer deres dannelse.
Stjerner dannes af skyer af støv og gas spredt over hele universet. Når densiteten af ​​en af ​​disse skyer bliver høj nok, påvirker tyngdekraften den og udløser en uophørlig proces kaldet gravitationel sammentrækning. Denne proces kondenserer materialet i skyen og danner gradvist små stjerner eller protostjerner. Dette stadie af stjernernes udvikling kaldes hovedsekvensen, hvor stjerner får energi gennem gravitationel sammentrækning. Desuden påvirker forskellige typer stjerner denne proces og deres udvikling.
Oprindelse
Omtrent 70% af en stjernes masse er brint, 24-26% er helium, og de resterende 4-6% er en kombination af kemiske elementer, der er tungere end helium. Hver stjernes levetid påvirkes af dens oprindelige sammensætning, men endnu vigtigere er den dybtgående påvirket af dens masse, som simpelthen er den mængde stof, som tyngdekraften kan akkumulere og kondensere i et givet område af rummet.
Interessant nok forbruger de tungeste stjerner brændstof meget hurtigere end mindre tunge stjerner, så som vi vil se i løbet af denne artikel, har de kortere levetider og, vigtigst af alt, er de mere voldsomme og spektakulære. Efterhånden som tyngdekraftskontraktion kondenserer materialet i skyen, stiger temperaturen gradvist. Hvis du vil lære om en af ​​de ældste og fjerneste stjerner, anbefaler vi at besøge artiklen om Eärendel, den fjerneste stjerne observeret i universet.
Hvis mængden af ​​akkumuleret materiale er stor nok, vil de tryk- og temperaturforhold, der kræves for spontan fusion af brintkerner gennem kernefusionsreaktioner, opstå i kernen. Når temperaturen i protostjernens kerne når 10 millioner grader Celsius, forekommer brintantændelse. Det øjeblik, disse forhold opstår, er, når atomovnen antændes , og stjernen begynder en fase kaldet hovedsekvensen, hvor den får energi fra fusionen af ​​brintkerner.
Kernefusion
Produktet af hydrogenfusion er en ny heliumkerne, så stjernens sammensætning begynder at ændre sig. I denne proces frigives en enorm mængde energi, og stjerner er tvunget til konstant at justere sig for at opretholde hydrostatisk ligevægt. Astrofysikere har matematiske værktøjer, der kan beskrive denne proces med stor præcision, men det, der interesserer os, er, at hydrostatisk ligevægt er den masse, der holder stjernen stabil.
For at opnå dette er det afgørende, at to modsatrettede kræfter sameksisterer og balancerer hinanden. Den ene er tyngdekraftskontraktion, som, som vi har set, komprimerer stjernens materiale og klemmer det nådesløst. Den anden er stråling og gastryk, resultatet af antændelsen af ​​en atomovn, der forsøger at udvide stjernen. Den konstante justering, som stjerner gennemgår, når de forbruger brint og producerer nye heliumkerner, opretholder denne ligevægt og holder tyngdekraftskontraktionen på den ene side og stråling og gastryk på den anden i skak.
I denne proces tvinges stjernens kerne til at trække sig sammen for at øge dens temperatur og forhindre tyngdekraftskollaps. Hvis den ikke kan opretholde ligevægt på grund af stråling og gastryk, er den dømt til tyngdekraftskollaps. Hvis stjernens masse er stor nok, vil dens kerne varmes op og komprimeres så meget, at når brinten er opbrugt, vil heliumkernen smelte sammen . Fra det tidspunkt vil en proces kaldet tripel-alfa-fusion begynde.
Neutronstjernekarakteristika
Dette fænomen beskriver den mekanisme, hvorved tre heliumkerner smelter sammen og danner en kulstofkerne, og det sker ved en højere temperatur end fusionstemperaturen for brintkerner. I denne proces vil stjernen fortsætte med at forbruge sine heliumreserver, producere kulstofkerner og justere sig for at opretholde en perfekt ligevægt, igen takket være de kombinerede effekter af tyngdekraftskontraktion, stråling og gastryk. Det er derefter, at den kontinuerligt vil producere kulstof.
Når dette grundstof er opbrugt i kernen, justerer det sig, komprimeres, og temperaturen stiger igen for at forhindre tyngdekraftens kollaps. Fra dette tidspunkt vil kulstofkernen antændes gennem processen med kernefusion og begynde at producere tungere kemiske grundstoffer. Hvis du vil forstå mere om, hvordan sorte huller dannes i denne sammenhæng, inviterer jeg dig til at læse vores artikel om, hvordan et sort hul dannes.
Selvom kulstoffusion finder sted i det øverste lag af en stjernes kerne, forbliver heliumfusionen uændret. Og ovenover dette er der brint. I processen med stjernernes nukleosyntese - navnet på den proces, hvorved kernereaktioner finder sted i disse objekter - får stjerner en hierarkisk struktur, der ligner et løg . De tungeste grundstoffer findes i kernen, og derfra finder vi gradvist lettere grundstoffer, det ene efter det andet.
Stjerner er i sandhed ansvarlige for at producere de kemiske elementer. Ilt, kulstof, brint, nitrogen, calcium og fosfor, som udgør 99% af vores kropsmasse, syntetiseres i dem. Og de kemiske elementer, der udgør de resterende 1%, syntetiseres også i dem. Den materie, der udgør os, er ikke kun os; alt omkring os kommer bogstaveligt talt fra stjernerne.