Neutronstjärnor

En neutronstjärna är en supernovarest. När en tung stjärna har gjort slut på allt väte andra tar andra kärnreaktioner vid. De är alla mer temperaturkrävande och samtidigt får man ut mindre och mindre energi ut dem. Detta fortsätter tills stjärnan består av något som kan liknas med en lök där olika kärnrektioner pågår. Ju djupare desto högre temperatur. När kärnan består av järn är slutet nära. Man kan nämligen få ut energi av alla kärnreaktioner där grundämnen som är lättare än järn ingår, men när man har nått järn så måste man istället tillföra energi för att upprätthålla kärnreaktionerna. Det är som om stjärnan får massor med mjölksyra och och går i väggen som en idrottsutövare. Allt händer nu extremt fort, stjärnan faller ihop och temperaturen stiger till ca 1000 miljoner grader och densiteten till ungefär samma som en atomkärna, d.v.s. ca 200000 miljoner miljoner kg/dm3.
Allt detta går på ca ¼ sekund.
Kärnan blir minst sagt stenhård så den materia som finns kvar och störtar ned mot kärnan studsar tillbaka i en chockvåg som rör sig utåt med några tusen km/s.
Stjärnan sprängs då i småbitar.
Det är detta som är en supernova och en sådan kan för en kort stund (några dagar) lysa mer än en hel galax. Kvar finns då själva neutronstjärnan.
Vid skapandet då densiteten steg till otroliga värden trycktes elektronerna in i protonerna så att stjärnan består nu huvudsakligen av neutroner, därför kallas den för en neutronstjärna.
Diametern hos en neutronstjärna är 15-20 km och rotationsmomentet i stort sett finns kvar så rotationshastigheten är hos en ung neutronstjärna är uppe i ca 3-400 varv/s. Nä stjärnan blir äldre kommer den att sakta ned. Flykthastigheten från en neutronstjärna kan vara så mycket som ca 80% av ljusets hastighet och gravitationskraften på ytan är ca 200 miljarder gånger Jordens.
Visserligen så roterar en ung neutronstjärna med flera hundra varv i sekunden vilket ger upphov till en centrifugalkraft som på ytan kan uppgå till ca 10 miljarder gånger Jordens gravitation, men med tanke på själva stjärnans gravitation så kan centrifugalkraften bortses ifrån.
Det varierar något, men p.g.a. relativistiska effekter är ungefär 70-80% av stjärnans yta synlig samtidigt för en betraktare på ytan. De stjärnor som man eventuellt skulle kunna se vid en neutronstjärnas horisont befinner sig i själva verket bakom stjärnan. (dvs rakt under dig) Ett föremål som släpps från 1 m höjd skulle uppnå en hastighet på ca 7 miljoner km/h vid nedslaget. Tiden det tar är ungefär 10 mikrosekunder.
Magnetfältet finns också kvar fast det är så mycket mer koncentrerat nu, ungefär 100 miljoner Tesla, Jordens magnetfält är ca 0,05 millitesla. Det gör att två s.k. jets (med ljus, radiovågor m.m.) strålar ut från de magnetiska polerna hos stjärnan. Dessa behöver inte nödvändigtvis sammanfalla med de geografiska polerna så i det fallet uppträder stjärnan ungefär som en jättelik blinkfyr i rymden.
Skulle jorden ligga i strålens väg så ser vi stjärnan som en pulsar och den snabba rotationen gör att pulsaren sedd från Jorden verkar sända ut pip-pip-pip med upp till flera hundra pulser i sekunden.
Den första pulsaren som upptäcktes var den som ligger i supernovaresten Krabbnebulosan (M1). Den upptäcktes 1967 av Jocelyn Bell och Anthony Hewish. Till att börja med kunde man inte förstå vad som gav upphov till pulserna så man spekulerade internt (halvt på skämt antar jag) att signalerna kom från en främmande civilisation. Man upptäckte sedan fler pulsarer så man kallade pulsarerna för LGM-1, LGM-2 o.s.v. (LGM stod för Little Green Man) :)
En neutronstjärna är en mycket noggrann klocka. Man kan ändå se att snabbt roterande neutronstjärnor saktar in med tiden. Det enda sättet som en neutronstjärna har att göra sig av med energi (rotationsenergi) är, vad vi vet nu, att sända ut gravitationsvågor. Albert Einstein förutspådde att t.ex. en snabbt roterande neutronstjärna skulle göra det, visserligen innan vi hade upptäckt någon sådan. De verkar tappa energi i exakt den takt som Einstein förutspådde, problemet är bara att vi har inte lyckats detektera förekomsten av sådana vågor.
Sökandet av gravitationsvågor har gett upphov till en ny gren av astronomin nämligen gravitationsastronomin.
Om stjärnan är tillräckligt tung kan den i värsta fall bli ett svart hål. Det är (vad vi vet nu) den sista vilan för stjärnor m.m. (det gäller all materia men även, hur konstigt det än kan låta, rum och tid också).

Principskiss Interferometer

För att försöka detektera gravitationsvågor använder man sig av interferometrar. En sådan är LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) som egentligen är två interferometrar. En finns i Livingstone, Lousiana, USA och en i Richland, Washington, USA. Två andra är GEO 600 i Tyskland och VIRGO i Italien. (det finns fler)
Det är ohyggliga mängder med data som som kommer från interferometrarna som ska analyseras . I stället för att investera i en mycket dyr superdator så analyseras datat i datorer hos frivilliga hemanvändare genom "distibuted computing". Projektet kallas Einstein@Home. Du kan läsa mer om det på min sida om BOINC.
Det är för närvarande ca 40000 aktiva användare som kör Einstein@Home i sina datorer. Tillsammans har de en beräkningskapacitet på ca 230 teraflops. (230 000 000 000 000 flyttalsoperationer per sekund)