Når virkelig store stjerner dør, dør de i spektakulære eksplosjoner vi kaller supernovaer. De aller størst stjernene etterlater seg et sort hull når de kollapser. Litt mindre stjerner etterlater seg noe vi kaller for en nøytronstjerne. Den er laget av materie med ekstrem massetetthet. Hadde du kunnet forsyne deg med en teskje nøytronstjerne, ville massen i teskjeen tilsvart massen til noe sånt som 900 Kheopspyramider. Innerst i nøytronstjerna er materien utsatt for så enormt press at atomkjernene smelter sammen. Utover i nøytronstjerna vil trolig atomkjerner kunne eksistere, men disse vil være ekstremt nøytronrike. Kjernefysikere vil gjerne lære mer om materien nøytronstjerna består av og vi kan ikke produsere tilsvarende materie på lab. Så ekstremt høyt trykk har ingen klart å lage på jorda. Vi må lære om materien i nøytronstjerner ved å observere nøytronstjerner ute i universet.
En typisk nøytronstjerne veier noe sånt som 1,4 soler. Den er likevel vanskelig å se, for den er ganske liten. En typisk nøytronstjerne har en diameter på omtrent 10 km. I tillegg lyser de veldig svakt, for en nøytronstjerne er en stjerne som har brukt opp brenselet sitt. Det finnes likevel flere måter vi kan studere disse svake lyskildene på. Den ene måten er ved å lete etter nøytronstjerner som har en binær partner. Det er ikke uvanlig at stjerner fødes som tvillingpar. Ofte vil den ene stjerne brenne opp og dø før den andre. I så fall kan den forsyne seg av binærpartneres gass. Etterhvert som gass hoper seg opp i atmosfæren vil kjernereaksjoner begynne å skje. Dette skjer typisk plutselig og her på jorda kan vi se at dette har skjedd fordi nøytronstjerna sender ut et røntgenglimt (engelsk: X-ray burst).
Siden man begynte å studere himmelens stjerner med måleapparater som er følsomme for røntgenstråling har over 7000 røntgenglimt blitt observert. Formen på disse spektrene kan lære oss en del om nøytronstjerner og kanskje også om kjernefysikk. Forrige uke deltok jeg på en workshop (jeg også har vært med på å organiserE), Burst Environment, Reactions and Numerical Modelling Workshop 2018 (#BERN18). Her møttes folk fra forskjellige fagfelt for å diskutere hvordan vi kan få mest mulig kunnskap ut av alle disse målingene av røntgenglimt fra binære systemer og for å presentere hva vi selv arbeider med innenfor dette feltet.
Selv presenterte jeg litt om hvordan, generelt, reaksjonsrater for kjernereaksjoner kan bestemmes eksperimentelt og mine framtidige planer innenfor dette området. Det var mange interessante foredrag fra andre. Flere gjør store framskritt med tanke på å modellere i detalj røntgenglimtet slik at man kan sammenligne simulerte spektre med observerte spektre. En del fokuserer på systemer hvor nøytronstjerna «spiser» ganske rent hydrogen. Når kjernereaksjonene løper løpsk blir så tyngre atomkjerner dannet ved at mange protoner fanges inn. Ved å simulere for forskjellige reaksjonsrater har man funnet ut at de aller fleste reaksjonsrater spiller liten rolle for hvor mye energi som kommer ut av prosessen som helhet. Hvis vi kjernefysikere bestemmer 10-20 reaksjonsrater, ut av et par hundre. Det er motiverende. Men akkurat hvilke rater som er viktigst må det flere studier til for å fastslå (se for eksempel presentasjonene til Adam Jacobs og Matthew Amthor).
Min favoritt var nok foredraget til Jean in ‘t Zand hvor han presenterte hvordan han og hans kollegaer har analysert data fra over 2000 røntenglimt på en ensartet måte. Hans strategi har vært å finne de enkleste modellene som beskriver data på en tilfredsstillende måte. Analysen tyder på at nedkjølingen er mye enklere enn eksisterende teorier som beskriver nøytronstjernas overflate skulle tilsi. I røntgenglimt hvor det ser ut til å ha foregått rask protoninnfanging kan den delen av spekteret som beskriver dette modelleres med en ensidig gausfunksjon. Dette avviker også fra hva enkle modeller av protoninnfanging predikerer. Han skriver selv om arbeidet på sin personlige nettside og der kan alle som vil også laste ned kopi av forskningsartiklene om temaet.
Et annet morsomt tema røntgenglimt hvor ikke hele gassdisken rundt nøytronstjerna brenner samtidig. Nøytronstjerner roterer raskt og hvis ikke hele disken brenner samtidig vil vi måle en variasjon i spekteret som følger rotasjonshastigheten til nøytronstjerna. Ut fra denne typen målinger kan man lære en hel del om hvordan det nøytronstjerna er laget av oppfører seg (se for eksempel presentasjonen til Anna Watts). Dessverre vet vi bare om 19 kilder som viser slik variasjon og det er mange ubesvarte spørsmål som gjør det vanskelig å konkludere. Enn så lenge.
Vi var fornøyde med workshopen og satser på en oppfølger neste år.