Video

Transskription

Neutronstjerner er en af ​​de mest ekstreme ting i universet.

De er ligesom giant atom kerner, kilometer i diameter. Utroligt tæt, og voldelig.

Men hvordan kan noget som dette overhovedet eksisterer?

Livet for en stjerne er domineret af to kræfter er i balance - af sin egen tyngdekraft, og strålingen pres af sin fusion reaktion.

I kernen af ​​stjerner, er brint fusioneret til helium. Til sidst, den brint i kernen er opbrugt.

Hvis stjernen er massiv nok, er helium nu smeltet ind kulstof.

Kernerne af disse massive stjerner bliver lagdelt ligesom løg. Som tungere og tungere atomkerner opbygge i midten.

Carbon er fusioneret i neon, hvilket fører til oxygen, hvilket fører til silicium. Til sidst, fusion reaktion hits jern, som ikke kan smelte sammen til et andet element.

Når fusion stopper tryk strålingen falder hurtigt. Stjernen er ikke længere i balance.

Og hvis dens kerne vægt overstiger cirka 1,4 solmasser, et katastrofalt sammenbrud finder sted.

Den ydre del af kernen når hastigheder på op til 70.000 km / s, da det kollapser mod midten af ​​stjernen.

Nu, kun de grundlæggende kræfter i et atom er overladt til at bekæmpe gravitationskollaps.

Den kvantemekaniske frastødning af elektroner er overvundet, og elektroner og protoner smelte sammen til neutroner, pakket så tæt som en atomkerne.

De ydre lag af stjernen bliver slynget ud i rummet, i en voldsom supernova eksplosion.

Så nu har vi en neutronstjerne. Dens masse er mellem 1 og 3 Suns, men komprimeret til et objekt omkring 25 km bred.

Og 500.000 gange massen af ​​Jorden i denne lille kugle. Det er nogenlunde diameter af Manhattan.

Det er så tæt, at en kubikcentimeter neutronstjerne indeholder den samme masse som en jern terning 700 m på tværs.

Det er omkring 1 milliard tons, så massive som Mount Everest, i rum på størrelse med en sukkerknald.

Neutronstjerne tyngdekraften er temmelig imponerende, også. Hvis du skulle droppe et objekt fra 1 m over overfladen, ville det ramte stjerne i 1 s, og accelerere op til 7.200.000 km / t.

Overfladen er super flad, med uregelmæssigheder af 5 maksimum mm, med en super tynd atmosfære af varm plasma.

Overfladetemperaturen er omkring 1 million Kelvin, sammenlignet med 5.800 Kelvin for vores Sun.

Lad os kigge ind i neutronstjerne. Skorpen er ekstremt hårdt, og der er højst sandsynligt lavet af en jern atomkernerne gitter med et hav af elektroner, der strømmer gennem dem.

Jo tættere vi kommer til kernen, jo flere neutroner og færre protoner, vi ser, indtil der er bare en utrolig tæt suppe af skelnes neutroner.

Kernerne af neutronstjerner er meget, meget underlig. Vi er ikke sikker på, hvad deres egenskaber er, men vores nærmeste gæt er superflydende neutron degenereret stof eller en slags ultra-tætte kvark stof, kaldet kvark-gluon-plasma.

Det gør ikke nogen mening i den traditionelle måde, og kan kun eksistere i sådan en ultra-ekstreme miljø.

På mange måder en neutronstjerne ligner en kæmpe atom kerne. Den vigtigste forskel er, at der afholdes atom kerner sammen af ​​stærke vekselvirkning,

og neutronstjerner, af tyngdekraften.

Som om alle disse var ikke ekstreme nok, lad os tage et kig på et par andre egenskaber. Neutronstjerner spinde meget, meget hurtigt.

Unge, flere gange i sekundet.

Og hvis der er en dårlig stjerne nærliggende at fodre neutronstjerne, kan det dreje op til flere hundrede gange i sekundet.

Gerne til at gøre indsigelse PSRJ1748-2446ad. Det spins på cirka 252 millioner kilometer i timen.

Det er så hurtigt, at stjernen har en temmelig mærkelig form. Vi kalder disse objekter pulsarer, fordi de udsender et stærkt radiosignal.

Og det magnetiske felt af en neutral stjerne er omtrent en billion gange stærkere end det magnetiske felt af jorden.

Så stærk, at atomer får bøjet når de indtaster sin indflydelse.

Okay, jeg tror, ​​vi fik det budskab igennem. Neutronstjerner er nogle af de mest ekstreme, men også nogle af de sejeste objekter i universet.

Forhåbentlig vil vi en dag sende rumskibe for at lære mere om dem, og tage nogle pæne billeder.

Men vi skal ikke komme for tæt på.