Nøytronstjerne

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
Modell av oppbygginga til ei nøytronstjerna. Ytst er ei rundt 1,5 km tjukk skorpa og lenger inn ei slags væska for det meste samansett av nøytron
Første direkte observasjon av ei nøytronstjerna, gjort av romteleskopet Hubble. Nøytronstjerna på biletet er RX J1856.5-3754.

Nøytronstjerner er restane etter ein supernova av ei massiv stjerna av anten type II, type Ib eller type Ic. Modellar tilseier at nøytronstjerner for det meste er samansette av nøytron. Slike stjerner er veldig varme i tråd med Pauli sitt utelukkingsprinsipp av at nøytrona fråstøytar kvarandre. Ei typisk nøytronstjerna har ein masse mellom 1,35 og 2,1 solmassar med ein tilsvarande radius på mellom 20 og 10 km.[1] Nøytronstjerner har soleis ein totaltettleik på mellom 8,4×1016 kg/m3 og 1×1018 kg/m3, noko som er samanliknbart med tettleiken til ein atomkjerne som er på 3×1017 kg/m3. [2] Tettleiken til ei nøytronstjerna aukar med djupn og varierer ifrå under 1×109 kg/m3 i skorpa til over 6 eller 8×1017 kg/m3 djupare inne.

Dersom restmassen etter ein stjernedød er på 1,4 til 2 - 2,5 solmassar vil ei nøytronstjerna bli danna. Om restmassen er mindre vil det bli danna ein kvit dverg, og om han er større, eit svart hòl. Det finst teoriar om at ei kvarkstjerna kan bli danna av restmassar på over to til tre solmassar, men slike er enno ikkje påviste.



Fotnotar[endre | endre wikiteksten]

  1. Radiusen til ei nøytronstjerna minkar når massen aukar [1]
  2. Om å rekna ut tettleiken til ei nøytronstjerna - NASA/GSFC

Kjelde[endre | endre wikiteksten]

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]