Pastaa syvemmälle
Mustien aukkojen lisäksi LIGOn, Virgon ja tulevien gravitaatioaaltodetektorien odotetuimpia kohteita ovat neutronitähdet. Lokakuussa ilmoitettiin ensimmäisestä törmäyksestä, jossa ainakin toinen osapuoli on neutronitähti. Tapahtuma oli havaittu viime elokuussa, ja vastaavia odotetaan lisää LIGOn ja Virgon aloittaessa taas tänä syksynä päivityksen jälkeen.
Selittelen tässä hieman siitä, mitä neutronitähdet ovat, miksi ne ovat kiinnostavia ja mitä niiden törmäyksistä voidaan oppia. Aleksi Kurkela Stavangerin yliopistosta piti tänään Helsingin yliopistossa fysiikan laitoksella seminaarin aiheesta, mihin tämä merkintä osittain perustuu; Helsingissä alan asiantuntija on Aleksi Vuorinen.
Neutronitähdet ovat mustien aukkojen jälkeen äärimmäisimpiä tunnettuja kappaleita maailmankaikkeudessa (jos mustia aukkoja sopii kutsua kappaleiksi). Neutronitähti syntyy, kun yli kahdeksan Auringon massan painoinen tähti romahtaa ydinpolttoaineen loputtua. Romahdus sytyttää ydinräjähdyksen, joka heittää suurimman osan tähden aineesta avaruuteen. Gravitaatio pusertaa jäljelle jääneen osan tiheäksi paketiksi, neutronitähdeksi. Neutronitähden massa on yhdestä kahteen Auringon massaa tai vähän yli – kevyempi ei pysyisi kasassa, raskaampi romahtaisi mustaksi aukoksi – mutta säde vain kymmenen kilometrin luokkaa.
Neutronitähden tiheys on niin iso, että sitä on vaikea sovittaa arkiseen mittakaavaan. Punasolun verran neutronitähteä painaa yhtä paljon kuin ihminen, hiuksen kokoinen pala painaa enemmän kuin Haltitunturi, mehutölkin tilavuudessa on massaa kuin Mount Everestissä. Näissä vertauksissa joko tilavuus tai massa on inhimillisten mittojen tuolla puolen, mutta toisaalta neutronitähdet juuri suurentavat pienen mittakaavan ilmiöitä inhimillisesti hahmotettaviin mittoihin.
Kurkela kutsuikin neutronitähtiä leikillisesti femtoskoopeiksi: niitä tarkkailemalle ei saada tietoa mikrometrin mittakaavan tapahtumista kuten mikroskoopeilla, vaan pannaan miljardi kertaa pienemmäksi ja luodataan femtometriin eli 10^(-15) metriin. Tämä tarkoittaa sitä, että neutronitähdissä näkyy arkisissa mitoissa ilmiöitä, jotka ovat yleensä merkittäviä vain atomiydinten mittakaavassa.
Karkea kuva neutronitähdestä onkin, että se on kuin valtava atomiydin, jossa on enimmäkseen neutroneita. Gravitaation puristaessa syntyräjähdyksen jälkeen ainetta lähemmäs keskustaa tiheys kasvaa niin isoksi, että atomiytimet kohtaavat. Ytimet koostuvat neutroneista ja protoneista. Kun niiden tiheys kasvaa, protonit yhtyvät ytimiä kiertäviin elektroneihin ja muuttuvat neutroneiksi. Vapautuva energia pakenee tähdestä neutriinoina.
Tuon kuvauksen tarkkuus on suunnilleen sama kuin jos sanoisi Maan olevan kivipallo.
Neutronitähtien yksityiskohtainen rakenne on monimutkainen, eikä sitä vielä täysin tunneta. Uloimpana on, kuten Maalla, ilmakehä. Suomeksi ilmakehä (engl. atmosphere) saattaa tosin olla tässä hieman harhaanjohtava termi, koska kyseessä on vapaista ytimistä ja elektroneista koostuva plasma, jonka lämpötila on kymmenisen miljoonaa astetta. Ilmakehän syvyys on kymmenen metriä. Sen jälkeen on sadan metrin paksuinen ulkokuori, joka koostuu neutronipitoisista ytimistä.
Ulkokuoren alle sukellettaessa vastaan tulee sisäkuori, jossa neutronit alkavat vuotaa ytimistä ulos. Siellä saattaa kohdata erilaisia ytimistä koostuvia rakenteita: pallomaisia (lihapullat), kiinteitä sylintereitä (spagetti), levymäisiä (lasagne), kolmiulotteisia onkaloita (ravioli, reikäjuusto) ja onttoja sylintereitä (ziti). Nämä uivat neutroneista koostuvassa nesteessä (kastike): kuutiometri sitä painaa enemmän kuin Itämeri. Edellä on suluissa rakenteiden muotoa kuvaava tekninen termi; kokonaisuus tunnetaan nimellä ydinpasta.
Sisäkuoren jälkeen tulee ulompi keskusta, missä aine muuttuu täysin nestemäiseksi, ja mahdollisesti suprajuoksevaksi ja suprajohteeksi. Ei oikein tiedetä mitä sisemmässä keskustassa tapahtuu. On mahdollista, että aine valahtaa siellä todelliseen perustilaansa, joka saattaa koostua up– ja down–kvarkkien, neutronien rakennuspalikoiden, lisäksi myös strange-kvarkeista. Tässä tapauksessa keskustaa ei pidä kasassa gravitaatio, vaan kvarkkien väliset vuorovaikutukset riittävät sitomaan sen yhdeksi kokonaisuudeksi. Voi myös olla, että keskustassa kvarkit eivät muodosta mitään rakenteita, vaan elävät vapaina. Kvarkit olivat vapaita varhaisessa maailmankaikkeudessa, ennen mikrosekunnin ikää, ja samankaltaiseen tilaan päästään hetkellisesti CERNin LHC:n ja muiden kiihdytinten törmäyksissä.
Ydinfysiikkaa on tutkittu paljon viime vuosisadan alkupuolelta lähtien. Voi siis tuntua kummalliselta, että ei osata sanoa, mitä neutronitähdissä tarkalleen tapahtuu. Tähän on kaksi syytä.
Ensinnäkin, ydinfysiikka on hankalaa, koska neutronit ja protonit eivät ole alkeishiukkasia, ja sisärakenteensa takia ne voivat vuorovaikuttaa monilla eri tavoilla. Osansa on myös sillä, että on monia muitakin kvarkeista koostuvia hiukkasia, jotka pitää ottaa huomioon ydinainetta tarkasteltaessa.
Toisekseen, Maassa vallitsevissa olosuhteissa ytimissä on suunnilleen yhtä paljon protoneita ja neutroneita, kun taas neutronitähdissä protoneita on vain muutama prosentti; loput ovat muuttuneet neutroneiksi. Niinpä Maan päältä ei ole havaintoja neutronitähtien kaltaisesta aineesta: kiihdyttimissä päästään samoihin tiheyksiin, mutta niissä ytimet ovat paljon kuumempia ja siksi niiden ymmärtäminen on helpompaa.
Juuri tämän takia neutronitähdet ovatkin kiinnostavia: kilometrien mittakaavan tapahtumat paljastavat ydinfysiikan tuntemattomia yksityiskohtia. Mitä voimakkaammin keskustan hiukkaset ovat sitoutuneet toisiinsa vuorovaikuttavat, sitä jäykempi neutronitähti on. Vapaista kvarkeista ja gluoneista koostuva plasma on esimerkiksi pehmeämpää kuin tiukasti pakatuista ytimistä koostuva aine. Mitä jäykempää aine on, sitä isompi neutronitähti voi olla: pehmeä aine lysähtää.
Siispä tarkoista mittauksista neutronitähtien koosta ja massoista voi lukea sen, miten ytimet käyttäytyvät hyvin tiheissä olosuhteissa. Kansainvälisellä avaruusasemalla oleva NICER-koe pyrkii mittaamaan joidenkin neutronitähtien koon (massa tunnetaan jo hyvin) kahden prosentin tarkkuudella niiden lähettämien röntgensäteiden avulla. Tämä kirkastaisi käsitystämme kvarkeista ja gluoneista koostuvan aineen käyttäytymisestä huomattavasti. Tuloksia odotetaan tämän kevään aikana.
Toinen tapa saada tietoa neutronitähtien koostumuksesta on niiden törmäyksistä tulevat gravitaatioaallot ja sähkömagneettiset aallot. Mitä kovempaa aine on, sitä kookkaampi neutronitähti on. Isompi tähti venyy helpommin kiertäessään seuralaista ennen törmäystä, mikä muuttaa parin lähettämiä gravitaatioaaltoja. Lokakuussa ilmoitetussa parissa ei tällaista venymistä näkynyt, mikä rajoittaa sitä, kuinka kova keskusta voi olla. Jos kahden neutronitähden törmäyksen tuloksena on neutronitähti, niin törmäyksen jälkeiset gravitaatioaallot myös kertovat siitä, millaista aine on. Mitä kovempaa aine on, sitä tiukemmin se värähtelee, ja sitä isompi on aaltojen taajuus. Viime elokuun parin kohdalla törmäyksen jälkeinen gravitaatioaaltosignaali oli liian heikko havaittavaksi (ja niistä luultavasti syntyi musta aukko), joten tämän ilmiön löytäminen on vielä edessä.
Muita kiehtovia asioita ovat vinhasti pyörivien neutronitähtien pinnalle olevien millimetrin korkuisten vuorten lähettämät gravitaatioaallot, samaisten pyörivien tähtien lähettämien radiosignaalien käyttäminen kelloina, pimeän aineen mahdollinen vaikutus keskustassa, äärimmäiset magneettikentät ja yleisen suhteellisuusteorian testaaminen neutronitähtien avulla. Näiden aiheiden käsittely ei tähän mahdu, mutta palannen joihinkin niistä myöhemmin, viimeistään uusien havaintojen myötä.
Päivitys (20/01/18): Tein tekstiin kaksi korjausta, jotka on merkitty yliviivauksella.
Ensinnäkin, jos neutronitähden keskusta koostuu up-, down- ja strange-kvarkeista, niin se tuskin pysyy kasassa ilman gravitaatiota. (Toisin kuin sellainen –epätodennäköinen– tilanne, jossa neutronitähdet koostuvat kokonaan strange-kvarkkeja sisältävästä aineesta.)
Toisekseen, sekä puoleensavetävien että hylkivien vuorovaikutusten voimakkuuden kasvu keskustassa voi johtaa jäykempään aineeseen, ja pääasiassa on kyse hylkimisestä.
Kiitos Aleksi Vuoriselle korjauksista.
GW170817 -analyysitiedot kertovat, että yli 1/40 auringon massaa hävisi järjestelmästä sulautumisen yhteydessä.
Missä muodossa tuo massaenergia oli ennen sulautumista, kun oletetaan ettei ainekatoa tapahdu gravitaatioaaltojen muodostumisessa ja onko vastaava ”gravitaatiodynaaminen massa” poissuljettu pimeän massan selittäjänä monimutkaisesti ja hierarkisesti järjestyneissä järjestelmissä, kuten galakseissa ja galaksijoukoissa?
En ole nähnyt laskelmaa, jossa olisi selvitetty dynamiikkaan sitoutuneen massaenergian osuutta – yleensä näyttää lasketun näkyvän aineen määrää ja sitä vastaavaa massaa. Eikö dynamiikkaan avaruusajan kaarevuuden muodossa pitämiseksi tarvita kuitenkin oma energiaosuutensa, joka tulee ilmi näissä sulautumisissa ja saattaisi kertautua merkittäväksikin, kun dynamiikka on hierarkista ja selvin massajakaumavaihteluin (esim. spiraaligalaksit)?
Kyseinen järjestelmä säteili pois määrän energiaa, joka vastaa 2.5% Auringon massasta.
Ennen törmäystä järjestelmällä oli positiivista liike-energiaa (ja massaan liittyvää lepoenergiaa) sekä negatiivista gravitaatioon liittyvää energiaa. Mitä lähempänä kappaleet olivat, sitä voimakkaampaa niiden gravitaatio oli ja sitä negatiivisempi siihen liittyvä energia oli. Kun systeemi säteilee gravitaatioaaltoja, kappaleet tulevat lähemmäksi toisiaan. Sitten niiden liike nopeutuu, joten ne säteilevät vielä enemmän. Tämän takia systeemi nopeutuu ja törmäyksen loppuvaiheet ovat hyvin pikaiset.
Tällä ei ole mitään tekemistä pimeän aineen kanssa. Isommassa mittakaavassa, kuten galakseissa, gravitaatioon liittyvän energian osuus on mitätön.
Ei kai kappaleiden keskinäisen gravitaation voimakkuus ole sinänsä merkityksellinen järjestelmän ulkopuolen suhteen vaan se, säilyykö etäisyys ainerakenteen vai kinetiikan ansiosta. Jos kappaleet eivät pyöri, vaan ne pitää erillään tukitanko, silloin ulkopuolelle gravitoi aineiden massasumma. Jos ne pysyvät erillään keskinäisen liike-energian johdosta, silloin gravitoi ulos suurempi ”massa”, neutronitähtien tapauksessa juuri ennen merkittävää inspiraalia n. 1/40 auringon massan verran suurempi energia.
Menikö aivan väärin?
Meni. Tämä menee merkinnän aiheesta vähän sivuun, joten ei tästä sen enempää.
Neutronitähdistä kun on puhetta, mitä arvelet tuoreesta uutisesta, jonka mukaan GW170817 -sulauman jälkihehku voimistuu ennakko-odotuksista poikkeavalla tavalla. Eikö ainerakenteen tuntemukseen voisi olla tästä tapauksesta luvissa vielä jotain hedelmällistä?
En ole huomannut, mikä uutinen tuo on?
https://www.avaruus.fi/uutiset/tahdet-sumut-ja-galaksit/kirkastuva-neutronitahtikolari-kummastuttaa-tahtitieteilijoita.html
Tuollainen.
Neutronitähtien törmäysten jälkipyykin mallintamisessa on vielä paljon kehittämistä, mutta tuon artikkelin raportoimissa havainnoissa ei ole mitään erityisen järisyttävää.
Eipä todellakaan. Mielenkiintoista seurata nähdäänkö kirkkausvaihtelua, joka kertoisi aineen järjestymisestä kertymäkiekoksi tms jne.
Yksi spekulaatio joka on esitetty (ei tietääkseni tosin tässä tapauksessa) on että joidenkin neutronitähtien ytimessä saattaisi tapahtua ”sähköheikkoa palamista” jossa kolme baryonia muuttuu kolmeksi leptoniksi sphaleroniksi kutsutun objektin katalysoimana. Kaiketi ilmiön ulkoisena tunnusmerkkinä olisi neutronitähden tavallista suurempi energiantuotto. Ei varmaankaan tosin ihmisen aikaskaalassa.
Kuulostaa kummalliselta. Sphaleroneilla on merkitystä vasta paljon isommissa lämpötiloissa kuin mitä neutronitähdissä vallitsee.
Tuo paperi on https://arxiv.org/abs/0912.0520 .
Ymmärtääkseni lämpötila siinä senttimetrien kokoisessa palavassa ytimessä olisi paljon korkeampi kuin neutronitähden muissa osissa, eli kerran sytyttyään palaminen ylläpitäisi tarvitsemaansa lämpötilaa.
Tuo artikkeli ei käsittele neutronitähtiä, vaan spekulatiivisia sähköheikkoja tähtiä.
Jotka ovat alatyyppi neutronitähtiä.
Onko tutimuksen näkökulmasta lupaavaa, että tämä neutronitähtitutimus ja havainnot femtoskopioneen
ja pastoineen toisivat lisävaloa ”mikroskooppisen” ja ”makroskooppisen” maailman
ymmärtämiseen jotain uutta?.
Käsittääkseni kvanttimekaniikka ja maalaisjärki ovat ristiriidassa planeettamme edustamaltamme eliölajilta.
Ei, neutronitähtien tutkimuksesta ei ole odotettavissa läpimurtoa sen ymmärtämiseen, miksi kvanttimekaaninen maailma näyttää arkiskaalassa klassiselta. (Jos ymmärsin kysymyksen oikein.)
Hyvin korjailtu. Puoleensa vetäminen ja hylkiminen ei ole fysiikassa niin kauan riittävästi hallittua teoriaa kunnes gravitaation ja massan luonne ymmärretään kunnolla, eikös vain?
Tällä ei ole gravitaation ja massan luonteen kanssa mitään tekemistä.
Kiitos ruokahalua herättävästä kirjoituksesta! Tämä oli kyllä minulle 100% uutta tietoa.
Hyvä kirjoitus !
Onko neutronitähdissä jokin ”palamisprosessi” edelleen menossa, kuten normaalitähdissä on vetyfuusio ?
Ja normaalitähdillähän on tuo elinkaari jonka määrää fuusioprosessin eteneminen. Onko neutronitähdet jaoteltavissa nuoriin ja vanhoihin ?
Kiitos. Neutronitähdissä ei tapahdu enää fuusiota, mutta ne säteilevät energiaa jäähtymisen myötä. Neutronitähdillä kestää noin sata vuotta tasata lämpötila kuoren ja keskustan välillä.
Tämän jälkeen ne voidaan jakaa nuoriin ja vanhoihin sen mukaan, säteilevätkö ne niin paljon, että lähellä olevia neutronitähtiä voi havaita Maasta käsin. Jäähtymisessä neutronit ja protonit muuttuvat toisikseen ja säteilevät neutriinoita. Prosessin yksityiskohdista ei ole varmuutta (se riippuu siitä, mikä on protonin ja neutronien suhde). Tärkeimmästä jäähtymiskanavasta on hidas ja nopea versio. Jos hidas versio on tärkein, jäähtymisessä kestää joitakin miljoonia vuosia. Jos nopea versio on mahdollinen, jäähtyminen kestää vain korkeintaan joitakin satoja vuosia.