1 februari 2021 door Prof. Anna Watts, hoogleraar astrofysica aan de Universiteit van Amsterdam
Aanwezig : 101 deelnemers waaronder Pascal Hilkens en Lieven Philips
Verslag
Pascal Hilkens & Lieven Philips
Neutronen : Hoe het begon?
Op 10 mei 1932 verscheen er een artikel van James Chadwick waarin hij het bestaan van een neutraal deeltje, het neutron aankondigde. Enkele jaren na deze ontdekking, in 1934, schreven Baade & Zwicky 2 artikels (On Supernovae en Cosmic Rays from Supernovae) waarin ze beschreven dat een supernova de overgang is van een ster naar een neutronenster.
Ondertussen weten we dat sterren evolueren afhankelijk van hun massa. Sterren met een kleine massa eindigen als een witte dwerg en sterren met een grote massa evolueren naar een rode reus en daarna vindt een supernova plaats, met de vorming van een neutronenster of zwart gat.
De ontdekking van een pulsar
Op 6 augustus 1967 ving Jocelyn Bell radiosignalen op met een radiotelescoop, terwijl ze aan haar doctoraat werkte aan de Universiteit van Cambridge. Ze besprak deze met haar professor die haar adviseerde om het signaal te registreren met een betere en snellere recorder. De volgende maanden waren telkens vruchteloos maar op 28 november 1967 werd het signaal opnieuw geregistreerd. Op de coördinaten met rechte klimming 19h19m werd zo de eerste pulsar, vandaag gekend als PSR1921+2153 (eerder CP1919 Cambridge Pulsar) ontdekt. Het signaal piekt elke 1,3 seconden. Omdat het om een stabiel iets gaat, klein is en daarenboven zeer snel ronddraait en het feit dat we het ook kunnen “zien”, werd geopperd dat dit wel eens neutronenster zou kunnen zijn. Een snel ronddraaiende neutronster met een sterk magnetisch veld dat een “jet” van straling produceert; en telkens de “jet” in het verlengde van de Aarde komt, kunnen we de jet of “pulsar” ontvangen. Ondertussen zijn er al meer dan 3000 pulsars ontdekt.
Pulsars worden voornamelijk ontdekt door radiotelescopen (Puerto Rico Arecibo, Nederland LOFAR, China FAST,…) maar worden ook ontdekt door X-ray en gamma telescopen zoals de ruimtetelescoop Fermi.
Opbouw van neutronensterren
Een neutronenster heeft een diameter van een 30-tal km en een massa gelijk aan 1 tot 2maal de zonnemassa. Ze zijn dus extreem klein met een enorme dichtheid waardoor de zwaartekracht aan het oppervlak enorm groot moet zijn. Berekeningen geven een zwaartekracht die 1 miljard groter (jawel 10+9) is dan de zwaartekracht op aarde.
Men denkt dat de oppervlakte van een neutronenster bestaat uit een vast oppervlak en bestaat uit normale atomen (met protonen, neutronen en elektronen). De kern van een neutronenster zou vloeibaar zijn met voornamelijk neutronen en waarbij de aanwezige protonen en elektronen zodanig in elkaar worden geperst dat ze een neutron vormen. Het binnenste van de kern zou bestaan uit een quarksoep bestaande uit up, down en strange quarks.
Het magnetische veld en magnetars
Het magnetisch veld van de Aarde bedraagt zo’n 0,5 Gauss (0.00005 Tesla), dit van de zon 1 G of 0.0001 T, een neodymium magneet in je keukenkoelkast 13200 G of 1,32T. Het magnetisch veld in een neutronenster bedraagt gemakkelijk 1.000.000.000.000 Gauss of 100.000.000 Tesla. Waarom hebben neutronensterren zo’n sterk magnetisch veld? Het antwoord hierop is voorlopig nog altijd door behoud van energie. Het magnetisch veld van de oorspronkelijke ster is behouden maar is door compressie gebald in een sfeer met enkele km doormeter. Met andere woorden: het magnetisch veld van de oorspronkelijke ster (dat ontstaat door stromen van geladen deeltjes, zoals bij een dynamo) wordt samengebald door het inkrimpen van de ster, terwijl de onderliggende stromen van geladen deeltjes wegvallen.
Neutronensterren die nog eens een 1000 maal sterker magnetische veld hebben, worden magnetars genoemd. Het magnetisch veld is zo sterk dat het zelfs deeltjes kan creëren vanuit het “vacuum” (door de omzetting van energie in massa via E=m c2). Een bekende magnetar gebeurtenis deed zich voor op 27 december 2004 met magnetar SGR1806-20. Mogelijks veroorzaakt door een scheur in het oppervlak van de neutronenster werd het magnetisch veld herschikt (reconnectie) waarbij in enkele seconden enorm veel energie vrijkwam waaronder energie in het X-stralen en gammagebied. Verschillende satellieten “zagen” dit event en werden rechtstreeks en onrechtstreeks (via reflectie op de maan) “verblind”. De magnetar bevindt zich op een afstand van 50 miljoen lichtjaar maar kon dus toch de aardse atmosfeer ioniseren en satellieten bijna onklaar maken.
Hoeveel energie kwam er vrij tijdens het event op 27/12/2004 met SGR1806-20? Volgens de literatuur zou er 2.10+39J zijn vrijgekomen (ref. Nature 2005 Apr 28;434(7037):1107-9 doi: 10.1038/nature03525).
Onze zon straalt elke seconde 3.85.10+26 joule uit. Omgerekend betekent dat de magnetar gebeurtenis een energie vrijgaf die de zon zou uitstralen over een periode van 164000 jaren! Wow.
Nog een andere klasse neutronensterren.
Zoals eerder aangegeven zijn neutronensterren klein met een hoge dichtheid en een enorme zwaartekracht. Ze kunnen daardoor materiaal van een andere ster opnemen. Het materiaal begint sneller en sneller rond de neutronenster de draaien in een zogenaamde accretieschijf waardoor het heter en heter wordt. Het hete gas straalt X-rays uit en waterstof en helium kan zo heet worden dat er fusie ontstaat. Echter zonder tegendruk is de reactie onstabiel en explodeert het gas. Dit gebeurt dan telkens opnieuw… uur na uur met het vrijkomen van telkens 100 miljarden waterstofbommen. We kennen dit fenomeen als een thermo nucleaire uitbarsting.
NICER experiment.
Op 3 juni 2017 werd NICER (Neutron Star Interior Explorer) gelanceerd met een Falcon 9 raket richting ISS. Astronauten plaatsten daarna het NICER-instrument aan de buitenzijde van het ISS. Het doel van de missie was om via directe observatie de massa en straal van een neutronenster te bepalen. Hiervoor gaat men uit van de stelling dat het materiaal dat op het oppervlak instort een snelheid heeft van 10-20% van de lichtsnelheid door de enorme versnelling in het zwaartekrachtveld. Deze versnellende materie zendt X-rays uit die afgebogen worden door het enorme zwaartekrachtveld van de neutronenster. Indien er zich “vlekken” op het oppervlak voordoen dan zullen deze door de relativistische effecten ook zichtbaar blijven wanneer de “vlekken” zich “achter” de neutronenster bevinden, bekeken vanuit de Aarde.
Het resultaat is dat PSRJ0030+0451 foton per foton werd geanalyseerd en na modelleren met de supercomputer Cartesius kon men de neutronenster “bekijken, wegen en meten”. De diameter bedraagt 25 km en verder kon men vaststellen dat de magnetische velden niet recht tegenover elkaar staan. Als gevolg hiervan werd zelfs de missiepatch aangepast 😊
