massa

Paljonko neutronitähti voi painaa?

Ke, 01/17/2018 - 14:27 Markus Hotakainen
Havainnollistus neutronitähdestä. Kuva: Goethe University Frankfurt

​Neutronitähdet, nuo jättiläistähtien vähän yli kymmenkilometriset jäänteet, löydettiin 1960-luvulla, mutta niiden massa laskettiin jo 1930-luvun lopulla. Tai tarkkaan ottaen massalle saatiin laskettua teoreettinen yläraja.

Maksimimassan suuruus tunnetaan Tolmanin–Oppenheimerin–Volkoffin rajana, sillä sen laskivat Robert "Atomipommi" Oppenheimer ja George Volkoff kollegansa Richard Tolmanin kvanttiteoreettisten tarkastelujen pohjalta. 

Oletuksena oli, että neutronitähden aine on niin sanottua Fermi-kaasua, joka koostuu pelkästään neutroneista. Todellisuudessa olosuhteet neutronitähtien sisuksissa tunnettiin kehnosti, joten alkujaan ylärajaksi saatiin vain noin 0,7 kertaa Auringon massa.

Jos neutronitähden massa kasvaa tätä raja-arvoa suuremmaksi – kuten voi tapahtua kaksoistähtijärjestelmässä, jossa toisesta tähdestä virtaa kaasua neutronitähteen – sen sisäinen paine ei enää kykene vastustamaan vetovoimaa, vaan neutronitähti luhistuu mustaksi aukoksi.  

Sittemmin arviota on korotettu puolestatoista peräti kolminkertaiseen Auringon massaan. Isohko vaihteluväli kertoo siitä, että neutronitähtien sisäistä rakennetta ei edelleenkään tunneta kovin hyvin.

Useimpien neutronitähtien massan on todettu olevan noin 1,4 Auringon massaa, mutta raskaampiakin on löydetty. Esimerkiksi pulsarin PSR J0348+0432 massa on 2,01 -kertainen Auringon massaan verrattuna.

Nyt ylärajalle on saatu uusi, entistä paljon tarkempi arvo. Göethe-yliopiston tutkijat Luciano RezzollaElias Most ja Lukas Weih ovat laskeneet uuden ylärajan muutaman prosentin tarkkuudella.

Menetelmä perustuu Cosima Breun samaisessa yliopistossa tekemään tutkimukseen, joka osoitti neutronitähtien tietyt piirteet universaaleiksi riippumatta aineen tilanyhtälön kuvaamista sisäisistä ominaisuuksista.

Kun tutkimuksen tulos yhdistettiin tuoreisiin gravitaatioaaltohavaintoihin kahden neutronitähden yhteentörmäyksestä (kuvassa tietokonemallinnus tapahtumasta), saatiin massan ylärajaksi noin 2,17 Auringon massaa.

Se pätee pyörimättömälle neutronitähdelle, mikä on tilanteena varsin teoreettinen, sillä kaikki tähdet pyörivät. Pyörivälle neutronitähdelle massan yläraja on hieman suurempi, sillä pyörimisliikkeen aiheuttama keskihakuvoima vastustaa osaltaan tähden taipumusta luhistua vetovoiman vaikutuksesta vielä tiheämmäksi kappaleeksi. 

Tulos on tutkijoiden mukaan hyvä esimerkki teorian ja havaintojen saumattomasta yhteispelistä. "Teoreettisen tutkimuksen kauneus on sen kyvyssä tehdä ennusteita. Teoria kaipaa kuitenkin kipeästi havaintoja, jotka asettavat rajat epävarmuustekijöille", toteaa Rezzolla.  

Kun gravitaatioaaltoja onnistuttiin havaitsemaan ensimmäisen kerran LIGO-observatorioiden huippuherkillä interferometreillä, tutkijat hehkuttivat, kuinka maailmankaikkeuteen avautui uusi ikkuna. Neutronitähden massan yläraja on ensimmäisiä uudesta ikkunasta avautuneita konkreettisia näkymiä. 

*

Uutinen perustuu Göethe-yliopiston tiedotteeseen.
Kuva: Goethe University Frankfurt

Kuinka galaksi punnitaan?

Ma, 06/08/2015 - 11:29 Markus Hotakainen

Linnunrata, oma kotigalaksimme, on melkoisen iso tähtijärjestelmä, melkein yhtä iso kuin otsikkokuvan Andromedan galaksi. Ongelma on, että tutkijat eivät ole tienneet kovinkaan tarkasti, kuinka iso se oikein on. Läpimittaa Linnunradalla on noin 150 000 valovuotta, mutta massa-arviot vaihtelevat kertoimella neljä. 

Punnitsemisen tekee hankalaksi se, että asustamme Linnunradan sisällä, yhden kierteishaaran laidalla. Siksi näemme galaksin koko taivaan kiertävänä nauhana. Olemme lisäksi lähellä Linnunradan tasoa, joten tähtienvälinen pöly peittää näkymiä hyvin tehokkaasti.

Columbia-yliopiston tähtitieteilijän Andreas Küpperin johtama kansainvälinen tutkijaryhmä on nyt määrittänyt Linnunradan massan huomattavasti aiempaa tarkemmin tekemällä havaintoja Linnunradan ulkopuolella olevista tähdistä.

Galakseilla on yleensä kavereinaan pallomaisia tähtijoukkoja, ikivanhoja muodostelmia, joissa on tähtiä sadoistatuhansista jopa miljooniin. Ne ovat hyvin pysyviä tähtikasaumia, joilla voi olla ikää yli 10 miljardia vuotta.

Pallomaiset tähtijoukot eivät kuitenkaan pysyttele avaruudessa paikallaan, vaan ne kiertävät emogalaksiaan gravitaatiolain mukaisesti. Ja jos joukko päätyy liian lähelle galaksia, se alkaa hiljalleen hajota samaan tapaan kuin liian lähelle planeettaa joutuva kuu.

Turvallisella etäisyydellä vetovoima vaikuttaa tasaisesti koko kuuhun – tai tähtijoukkoon – mutta tietyn rajan sisäpuolella se alkaa kiskoa voimallisemmin kiertolaisen etupuolta. 

Vähitellen nämä vuorovesivoimat muuttavat kuun tai tähtijoukon muotoa yhä enemmän ja lopulta se hajoaa kokonaan. Kuun tapauksessa kivenkappaleiksi ja pölyksi, pallomaisen tähtijoukon kohdalla yksittäisten tähtien muodostamaksi "virraksi", joka jää kiertämään galaksia.

Uusi tutkimus perustuu Sloan Digital Sky Survey -luetteloon, joka pohjautuu vuosikymmenen kestäneeseen pohjoisen tähtitaivaan kartoitukseen. Tarkastelun kohteena oli korkealla Linnunradan tason yläpuolella sijaitseva Palomar 5 -niminen pallomainen tähtijoukko ja siitä hiljalleen irronnut tähtien virta.

Tarkan kartoituksen ansiosta tutkijat huomasivat, että tähtivirrassa on tihentymiä, jotka ovat liian säännöllisiä ollakseen tähtien satunnaisten liikkeiden aiheuttamia. Ne johtuvat Linnunradan vetovoimasta. 

Columbia-yliopiston Yeti-supertietokoneen avulla tutkijat laskivat miljoonia malleja tähtivirran muodolle Linnunradan gravitaatiokentässä. Kun niitä verrattiin havaintoihin, voitiin laskea, kuinka suuri massa tarvitaan aiheuttamaan virrassa näkyvät tihentymät.

Uuden punnituksen mukaan Linnunradassa on 60 000 valovuoden mittaisen säteen sisällä 210 miljardin Auringon verran massaa. Tarkkuus on kasvanut huimasti aiemmista arvioista: epätarkkuuskerroin on enää 0,2. Linnunradan massa tunnetaan nyt siis 20 prosentin tarkkuudella.  

Tarkkuutta on tarkoitus vielä parantaa laajentamalla tutkimus muihin Palomar 5 -joukon tähtivirtaa muistuttaviin rakenteisiin. Samalla saadaan määritettyä entistä täsmällisemmin Auringon sijainti Linnunradassa sekä kotigalaksimme suuren mittakaavan rakenne ja koostumus. 

Tutkimuksesta kerrottiin EurekAlert!-sivustolla ja se on julkaistu Astrophysical Journal -tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: Adam Evans/CC BY 2.0