Formation of Neutron Stars

Storlek: px

Starta visningen från sidan:

Download "Formation of Neutron Stars"

Gerd Gustafsson
för 6 år sedan
Visningar:

1 Formation of Neutron Stars Compact objects more massive than the Chandrasekhar Limit (1.4 M sun ) collapse further. Pressure becomes so high that electrons and protons combine to form stable neutrons throughout the object: p + e - n + ν e Neutron Star

2 Neutron Stars Neutron Stars (NSs) are supported against their selfgravity (primarily) by neutron degeneracy pressure. As a consequence, NSs are typically 1000 times smaller than WDs. Maximum mass of NS 3

3 Neutronstjärnor förutsades teoretisk på 30-talet. Landau, Oppenheimer, Zwicky, Baade Neutronstjärnor kan observeras genom: 1. Värmestrålning från ytan (svårt!) 2. Pulsarer 3. Ackretion (massöverföring) i dubbelstjärnor 4. Utbrott från röntgenbursters och soft gamma repeaters Termisk energi Rotations energi Gravitationell energi Kärnenergi resp. magnetisk energi

4 Neutronstjärnor har liten yta och (enligt Stefan- Boltzmanns lag) låg luminositet. Värmestrålningen är därför extremt svår att observera. I några fall har det dock lyckats.

5 Egenrörelse hos en neutronstjärna En del neutronstjärnor har höga rymdhastigheter, kanske p.g.a. en asymetrisk supernova explosion.

6 Discovery of pulsars: Bell and Hewish, 1967 Jocelyn Bell

The interval between pulses is precisely 1.337301 second. Pulsar at the center of Crab Nebula.

8 Neutron Stars as Pulsars The Little Green Men? Why do pulsars pulsate with such precise interval? Crab Nebula Pulsars in the constellation Cygnus, first pulsar detected by Jocelyn Bell in The interval between pulses is precisely second. Pulsar at the center of Crab Nebula. We know this is the remnant of a supernova explosion in 1054 AD for sure from Chinese court astronomer s record.

9 Crab Supernova with Pulsar: Close-up HST view Pulsar

11 Crab Nebula as viewed in X-rays (CHANDRA)

13 Synkrotronstrålning Elektroner, som är elektriskt laddade, kan röra sig obehindrat längs magnetfältet men vinkelrät påverkas den av en kraft som får den att gyrera. En accelererad laddning emitterar strålning som i det här fallet kallas synkrotronstrålning. Synkrotronstrålning.

15 Varför roterar pulsarer så snabbt? Det finns två svar: 1. När en stjärna med rotationsperiod på veckor eller månader kollapsar till en neutronstjärna måste det rotera snabbare för att rörelsemängdsmomentet [m v r]( rotationsmomentet ) skall bevaras [när radien r minskar måste hastigheten v öka]. 2. En grupp pulsarer har extremt snabb rotation, några millisekunder. De har sannolikt spunnits upp av massöverföring från en annan stjärna i ett tidigare skede (som röntgendubbelstjärna).

17 If the main sequence star is a magnetic field star, then its magnetic fields may be trapped in the neutron star as the main sequence star undergoes gravitational collapse. The magnetic fields are intensified by a tremendous amount, because they are concentrated into a much smaller space. [Magnetic flux through the stellar surface is conserved. When the surface area shrinks the flux per area (field strength) increases.]

18 Neutron Stars The physical process for the generation of the degeneracy pressure of the neutrons in a neutron star is identical to that of the degenerate pressure of the electrons in a white dwarf. Similar to the Chandrasekhar limit for the white dwarfs, there is also a upper limit on the mass of neutron stars, the Oppenheimer-Volkoff limit, for the same physical reason. The degenerate pressure of the neutrons cannot hold off gravitational contraction forever. But its precise value has not been accurately determined theoretically yet, due to insufficient knowledge of nuclear physics. The estimated upper limit of the mass of the neutron star is about 3 M. Properties of Neutron Stars Size: ~ 10 km. Strongly magnetized: ~ Gauss (average on Earth is about 0.5 Gauss) Rapidly rotating: typically 1-30 rotation per second Very high temperature: ~ 1,000,000 K on the surface

19 Neutron star properties Mass: Radius: ~10-20 km!

20 Spin-down och stjärnbävning (glitch) När ett magnetfält (t.ex. en magnetisk neutronstjärna) roterar genereras ett elektriskt fält I vilket laddningar kan accelereras. Från ytan på en neutronstjärna kan elektroner accelereras till relativistiska hastigheter. Elektronerna emitterar synkrotronstrålning. Den energi som strålas ut kommer från stjärnans rotationsenergi vilket gör att stjärnans roterar långsammare och långsammare (längre period). Neutronstjärnor roterar snabbt och är därför avplattade, har större diameter vid ekvatorn. När rotationen blir långsammare minskar avplattningen men eftersom stjärnan har en hård yta sker det först efter att det byggts upp en spänning i den hårda skorpan så att den slutligen spricker. Avplattningen minskar plötsligt och rotationen ökar något ( glitch ) [m v r!] glitch

Neutron Star in a Close Binary System For a neutron star in a close binary system, an accretion disk similar to that formed around the white dwarf will be formed.

21 Neutron Star in a Close Binary System For a neutron star in a close binary system, an accretion disk similar to that formed around the white dwarf will be formed. Because the gravitational energies of the accretion disk around the neutron star are so high, the temperature of the accretion disk is much higher. X-ray binaries The high temperature at inner regions of the accretion disk produce X-ray, some with luminosity as great as 10 5 times the luminosity of the Sun

22 Röntgendubbelstjärnor Beroende på om den andra stjärnan i systemet har liten eller stor massa klassas dubbelstjärnorna som LMXB ( Low Mass X-ray Binaries) eller HMXB (High Mass X- ray Binaries). I LMXB sker massöverföringen när den normala stjärnan fyller sin Roche-lob och i HMXB är det den starka stjärnvinden från den massiva stjärnan som fångas in av neutronstjärnan.

24 Röntgenburst (kärnexplosion)

25 UHURU 1970 upptäckte att vissa röntgendubbelstjärnor pulserar. Massöverföring till en magnetisk neutronstjärna. Gasen i ackretionsskivan följer magnetfältet ner mot polerna där gasen hetas upp och emitterar röntgenstrålning

26 Superfluidity and superconductivity are among the strange properties of neutron stars A neutron star consists of a superfluid, superconducting core surrounded by a superfluid mantle and a thin, brittle crust

27 Binary Pulsars Some pulsars form binaries with other neutron stars or white dwarfs. Radial velocities resulting from the orbital motion lengthen the pulsar period when the pulsar is moving away from Earth... and shorten the pulsar period when it is approaching Earth. Pulsar periods are so regular that they compete with some of the most accurate man-made clocks. Binary pulsars provide an excellent test of general relativity.

Pulsar PSR1913+16: two neutron stars in a binary system Orbital period becomes

28 Pulsar PSR : two neutron stars in a binary system Orbital period becomes shorter: stars lose energy to gravitational radiation Taylor and Hulse, Nobel prize 1993

29 Rotation Periods of Neutron Stars Pulsar periods are so regular that they compete with some of the most accurate man-made clocks. Binary pulsars provide an excellent test of general relativity.

Relevanta dokument

Solen i dag.

Solen i dag. Solen i dag http://www.spaceweather.com/ The Regimes of Stellar Death for core remnants of different masses Core mass < 1.4 solar masses, Star core shrinks down to a white dwarf the size of the Earth.