Αστέρες Νετρονίων Γαλαξιακή και Εξωγαλαξιακή Αστρονομία Γρηγόρης Κατσουλάκος Α.Μ:201231 14/2/2013 Καθ.: Δ. Χατζηδημητρίου
Αστέρες Νετρονίων Περιεχόμενο της εργασίας Ιστορική Ανασκόπηση: Από την θεωρητική πρόβλεψη και την ανακάλυψη τους έως και σήμερα. Τι είναι ένα αστέρι Νετρονίων; Πώς δημιουργείται; Τι είναι η EOS ; Ποιά είναι η εσωτερική δομή ενός τέτοιου Αστέρα; Αστροφυσικά αντικείμενα όπου απαντώται οι Αστέρες Νετρονίων: Παρατηρήσεις από pulsars, x-ray binaries, magnetars, thermal emitters κτλ.. Μαγνητικά πεδία και μοντέλα μαγνητοσφαιρών σε Αστέρες Νετρονίων: Pacini 1967, Goldreich-Joulian 1969..
Η ανακάλυψη του νετρονίου από τον Chadwick 1934 Baade-Zwicky: α) Μετάβαση συνηθισμένων αστέρων σε κατάσταση όπου τελικά αποτελούνται από νετρόνια σε μεγάλες πυκνότητες. β) Πολύ μικρή η ακτίνα του αστέρα και πυκνότητα τέτοια που μπορεί να ξεπεράσει την ατομική. Ιστορική Ανασκόπηση Tolman- Oppenheimer-Volkoff: Παραγωγή υδροστατικής ισορροπίας για σφαιρικό συμμετρικό άστρο όπου λαμβάνεται υπόψην η γενική σχετικότητα. EOS για αστέρες νετρονίων P(ρ). Πυρηνική ύλη σε ισορροπία όπου περιλαμβάνεται η αντίστροφη β διάσπαση. EOS πυκνής ύλης crust, core, n,p,e,μ,μεσόνια, quark core.. Υπερρευστότητα Εκπομπή νετρίνο από (NS) 1960 Στις 6 Αυγούστου 1967 η Jocely Bell ανακάλυψε μια αδύνατη μεταβλητή ραδιοπηγή αυστηρά περιοδική. Το 1968 Ο Gold ερμήνευσε αυτές τις πηγές ως περιστρεφόμενα μαγνητισμένα αστέρια νετρονίων.... Pulsars, x-ray Binaries, SGRs, anomalous.. 1932 1940-1945 x-ray astronomy 1967 2013
In 1974 Hewish was awarded the Nobel Prize for the discovery of pulsars, but In some circles, controversy still lingers over the decision of the Swedish Academy not to include Ms Bell in the award (Will, 1994). 1974
Τι είναι ένα Αστέρι Νετρονίων; Άστρα της κύριας ακολουθίας με μάζα περίπου (1-1.5) Μө μετά το πέρας των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων εντός του πυρήνα τους θα καταλήξουν σε Αστέρες Νετρονίων. Συνδέεται λοιπόν η ύπαρξή τους με τα κελύφη υπερκαινοφανών (π.χ Vela pulsar).τα Αστέρια Νετρονίων είναι συμπαγή άστρα που περιέχουν ύλη σε υπερπυρηνικές πυκνότητες. Μεγάλο ποσοστό της ύλης αυτών των άστρων απαντάται σε νετρόνια. Τυπικά μεγέθη ενός Αστέρα Νετρονίων: Μάζα: Μ 1.4ΜΘ Ακτίνα άστρου: RN=10 km Πυκνότητα: ρ= M 4 3 π R3 7 1014 g cm 3 (ρο 2.8 10 14 g cm 3 ) Μαγνητικό πεδίο: Β 10 11 10 13 G
Σχηματισμός Αστέρα Νετρονίων Πως σχηματίζονται τα νετρόνια μέσα στον αστέρα; Καθώς ο αστέρας καταρέει αυξάνεται η πυκνότητα του αστρικού υλικού. Για κατάλληλη πυκνότητα η ενέργεια των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων γίνεται: Εe>(mn-mp)c 2 = 1.29MeV. Όταν ισχύσει αυτή η συνθήκη έχουμε αντίστροφη διάσπαση β. e + p n + v Παρατήρηση: Τα νετρόνια θα είναι σταθερά και δεν θα διασπώνται, μόνο αν το αέριο των ηλεκτρονίων είναι εκφυλισμένο.
Πυκνότητα (g/cm^3) Διαδικασία- Σύνθεση 10 6 Ατομικοί πυρήνες Σχετικιστικά ηλετρόνια 1.3 10 7 Neutronization Ατομικοί πυρήνες, Σχετικιστικά ηλεκτρόνια 10 9 Πυρήνες πλούσιοι σε νετρόνια, Σχετικιστικά ηλεκτρόνια 4 10 11 Neutron grip Πυρήνες Neutron-rich, ελεύθερα νετρόνια, σχετικιστικά ηλεκτρόνια 2 10 14 Αποσύνθεση πυρήνων, υπεραγώγιμα p, υπεύρρευστα νετρόνια, σχετικιστικά ηλεκτρόνια 4 10 14
Η εσωτερική δομή ενός Αστέρα Νετρονίων
Επιπρόσθετα, σε έναν Αστέρα νετρονίων υπάρχει και ατμόσφαιρα. Δηλαδή, ένα λεπτό στρώμα πλάσματος πάχους από μερικά χιλιοστά έως μερικά εκατοστά. Είναι το μέρος του αστέρα όπου σχηματίζεται το φάσμα της θερμικής ακτινοβολίας. Μελέτη αυτού του φάσματος μπορεί να μας δώσει πληροφορίες για την επιφάνεια του αστέρα, την θερμοκρασία, την σύνθεση και την γεωμετρία του μαγνητικού πεδίου.
Το μαγνητικό πεδίο ενός Αστέρα Νετρονίων Μόλις από το 1934 οι Baade-Zwicky πρότειναν ότι οι αστέρες νετρονίων βρίσκονται στο κέντρο υπερκαινοφανών εκρήξεων και αποτελούν το απομεινάρι ενός συνηθισμένου άστρου πριν την έκρηξη. Ως εκ τούτου, μπορεί κανείς να υποθέσει ότι ο αστέρας νετρονίων κληρονομεί το μαγνητικό πεδίο του αστέρα από την πρό supernovae εποχή. Vela pulsar: Αστέρας Νετρονίων μέσα σε κέλυφος υπερκαινοφανούς
Οι μαγνητικές γραμμές είναι παγωμένες μέσα στο ρευστό του αστέρα. Δηλαδή, η τοπολογία των γραμμών ακολουθεί την κίνηση του ρευστού. Αποτέλεσμα αυτού είναι ότι η μαγνητική ροή διατηρείται. Bwd d Swd= Bns d Sns Bwd 4πR 2 wd= Bns 4πR 2 ns Bns = Bwd Rwd Rns 2 Για τυπικές τιμές ακτίνων και μαγνητικού πεδίου ενός λευκού νάνου (3 10 3 G) έχουμε μια εκτίμηση για το μαγνητικό πεδίο ενός Αστέρα νετρoνίων. Βns~10 12 G
Παρατηρήσεις για το μαγνητικό πεδίο ενός Αστέρα Νετρονίων Η πλειοψηφία των pulsars φαίνεται ότι έχουν μαγνητικά πεδία έντασης περίπου Β~10 11 10 13 G ( Manchester et al 2005). Επιπλέον τα radio pulsars έχουν πεδίο με ένταση Β~10 14 G ενώ τα Μagnetars Β~10 15 G. Σοβαρή ένδειξη ότι τα neutron stars διαθέτουν μαγνητικά πεδία είναι οι παρατηρήσεις της πολωμένης ραδιοεκπομπής των παλμών τους. (Περιστροφή του επιπέδου πόλωσης). Δύο είναι οι τρόποι με τους οποίους γίνεται η εκτίμηση της έντασης του μαγνητικού πεδίου ενός τέτοιου αστέρα: Έμμεσα θεωρώντας μοντέλα που δίνουν την ένταση του μαγνητικού πεδίου ως συνάρτηση παρατηρούμενων μεγεθών.( Παράδειγμα: της περιόδου του παλμού και της πρώτης παραγώγου του παλμού. (Pacini 1967) ) Η μόνη άμμεση παρατήρηση για τον προσδιορισμό του μαγνητικού πεδίου γίνεται από γραμμές κυκλότρου στο φάσμα του αστέρα νετρονίων στις ακτίνες χ. Για πολλά άστρα έχουν μετρηθεί 2-3 τέτοιου είδους γραμμές.
Γραμμές κυκλότρου και μαγνητικά πεδία Η ένταση του μαγνητικού πεδίου δίνεται από τον τύπο: 2πmec Βcyc = heec erg 1 + z E = 11. 57keV 1 + z 1012 G όπου Εc είναι η παρατηρούμενη cyclotron ενέργεια. Ζ gravitational redshift (z=0.3) Βcyc~4 10 12 G
Παρατηρησιακή εκδήλωση των Αστέρων Νετρονίων Pulsars (radio pulsars, x-ray pulsars, g-ray pulsars) Cooling isolated Magnetars (Soft Gamma Repeaters, anomalous x-rays Pulsars ) Η εξέλιξη και το πώς εκδηλώνονται παρατηρησιακά τα Neutron Stars εξαρτάται κύρια από την περιστροφή, το Accretion και τα μαγνητικά πεδία που αναπτύσει ο αστέρας.
PULSAting Radio Sources (pulsars) Pulsars: Οι pulsars είναι περιστρεφόμενοι μαγνητισμένοι αστέρες νετρονίων οι οποίοι εκπέμπουν περιοδικούς ραδιοπαλμούς. Οι παρατηρήσεις που παίρνουμε από έναν pulsar είναι: Η περίοδος P του ραδιοπαλμού η οποία ανάλογα με τον pulsar κυμαίνεται από ms έως και λίγα secs. Η περίοδος P ενός pulsar μακροπρόθεσμα μεγαλώνει. Δηλαδή ο αστέρας νετρονίων περιστρέφεται με όλο και μικρότερη συχνότητα χάνοντας ενέργεια. Η παράγωγος dp > 0 μπορεί να μετρηθεί παρατηρησιακά. dt Σε ορισμένες περιπτώσεις είναι δυνατόν να μετρηθεί και το P.
The sounds of Pulsars Crab Vela
Pacini 1967 Υποθέτουμε ότι ένας αστέρας νετρονίων είναι μια περιστρεφόμενη αγώγιμη σφαίρα η οποία διαθέτει ένα διπολικό μαγνητικό πεδίο όπου ο άξονας της μαγνητικής ροπής σχηματίζει γωνία α ως προς τον άξονα περιστροφής. Το περιβάλλον του pulsar είναι κενό (vacuum approximation ). Έχοντας ένα μεταβαλλόμενο δίπολο ο pulsar ακτινοβολεί. Θεωρούμε ότι η ενέργεια που χάνεται λόγο ακτινοβολίας τροφοδοτείται από την περιστροφή του pulsar. Έτσι μακροπρόθεσμα παρατηρείται το spindown του pulsar. Η ισχύς της ακτινοβολίας για δίπολο είναι: Prad =- μο Ω4 Pm 2 6πc 3 (1)
Η περιστροφική ενέργεια είναι: Ε = 1 2 ΙΩ2 άρα: de = IΩ Ω (2) dt Εξισώνοντας την 1 και 2 έχω ότι: Ω Ω 3. Β = Χρησιμοποιώντας το μαγνητικό πεδίο στην επιφάνεια του αστέρα από την εξίσωση της 1,2 έχω: 3μοc3 M 80πR 4 1/2 P P= 3.2 10 19 P P G
Το διάγραμμα P- P
Κριτική για το μοντέλο (Pacini 1967) Δείξαμε ότι Ω Ω 3. Αν αφήσουμε ελεύθερο το δείκτη ( braking index) και τον καλέσουμε ως n τότε βρίσκουμε ότι n= Ω Ω Ω2 και μπορούμε να τον υπολογίσουμε για μερικούς Pulsar. Για να ισχύει το μοντέλο θέλουμε n=3. όπως βλέπουμε υπάρχουν σχετικά σημαντικές αποκλίσεις. Crab Vela PSR B540-69 PSR B1509-58 PSR J1119-6127 PSR J1846-0258 n 2.5 1.4 2.3 2.8 2.68 2.16 0.9 PSR J1734-3333 Ο χώρος που περιβάλλει τον pulsar δεν είναι κενός!!!!
Είναι ο χώρος γύρω από τον Pulsar κενός; Η αρχική υπόθεση του Pacini ήταν ότι λόγο των ισχυρότατων βαρυτικών δυνάμεων στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων η ατμόσφαιρα πλάσματος του Pulsar θα είναι περίπου 1cm για μια τυπική θερμοκρασία Τ=10 6 Κ. Οπότε δικαιολογείται η Vacuum approximation. Οι Goldreich Julian απέδειξαν ότι η προσέγγιση αυτή δεν ήταν σωστή. Στο περιβάλλον του αστέρα νετρονίων υπάρχει σημαντική ποσότητα φορτίων. Ε Β R =- ΩR c Bo2 cos 3 θ Άρα στην επιφάνεια του αστέρα έχω συνιστώσα του Ε//Β. Επιπρόσθετα αποδεικνύεται ότι : Fl Fg =1011
Goldreich-Julian model
Κριτική για το Goldreich-Julian model Θεωρούν ένα απλοποιημένο σύστημα όπου ο άξονας περιστροφής και το διάνυσμα της μαγνητικής ροπής είναι παράλληλα. Στην πραγματικότητα τα Pulsars θα πρέπει να έχουν ένα μη αξισυμμετρικό μαγνητικό πεδίο ώστε να παράγονται περιοδικοί παλμοί. Επιπρόσθετα, οι Goldreich-Julian δεν δίνουν μια αυτοσυνεπή περιγραφή των ρευμάτων και των πεδίων κοντά στον αστέρα νετρονίων. Το μοντέλο τους περιλαμβάνει ροή φορτισμένων σωματιδίων σε τομείς προσήμου, κατί που θεωρείται αδύνατο να συμβαίνει σε αληθινούς Pulsars.
Force-free Electrodynamics Ένα βήμα για πιο ρεαλιστικά μοντέλα και αυτοσυνεπείς λύσεις περιλαμβάνει ροές άμαζων σωματιδίων κατά μήκος των δυναμικών γραμμών. Η FFE προσέγγιση υποθέτει ότι το μέσο κοντά στον αστέρα είναι αρκετά πυκνό ώστε να εξασφαλίζεται άπειρη αγωγιμότητα και ως εκ τούτου: Ε Β = 0 Από την άλλη πλευρά είναι αρκετά λεπτό ως προς όρους βαρύτητας και πίεσης. ρeε + J Β = 0 Τα μαγνητοσφαιρικά ηλεκτρικά και μαγνητικά πεδία ικανοποιούν τις τρείς χρονοεξαρτώμενες εξισώσεις του Maxwell: Ε t =c B 4πJ, B t =- c E, B = 0 J = c 4π Ε Β c Β B Ε Ε Ε Β2 + 4π Β 2 Β
Magnetars
Magnetars Soft Gamma Repeaters (SGR) Anomalous X-ray pulsars 11 SGRs=9+2 candidates 23 αντικείμενα 12AXPs=11+1 candidates
Βιβλιογραφία 1. Malcolm S. Longair, High Energy Astrophysics, cambridge university press 2. R.N Manchester,J.H.Taylor, Pulsars, W.H. Freeman and company SAN FRANCISCO 3. P. Haensel, A.Y. Potekhin, D.G Yakovlev, Netron stars, Springer 4. Nanda Rea, Diego F. Torres, High energy emission from pulsars and their systems, Springer 5. A. REISENEGGER, ORIGIN AND EVOLUTION OF NEUTRON STAR MAGNETIC FIELDS, International Workshop on Strong Magnetic Fields and Neutron Stars