ΑΣΤΕΡΑΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

ΑΣΤΕΡΑΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

ΑΣΤΕΡΑΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

ΕΙΣΑΓΩΓΗ

 Αστέρας νετρονίων ονομάζεται ένα είδος αστρικού κατάλοιπου που μπορεί να προκύψει  από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II,και ίσως τύπων Ia και Ib.
 Τέτοιος αστέρας αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια,τα οποία είναι υποατομικά σωματίδια χωρίς ηλεκτρικό φορτίο και με μία ελαφρώς μεγαλύτερη μάζα από τα πρωτόνια.

Αστέρας νετρονίων ονομάζεται ένα είδος αστρικού κατάλοιπου που μπορεί να προκύψει  από τη βαρυτική κατάρρευση ενός αστέρα μεγάλης μάζας μετά από μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου II,και ίσως τύπων Ia και Ib

 Ο αστέρας νετρονίων είναι πολύ ζεστό αστέρι και υποστηρίζεται από περαιτέρω κατάρρευση λόγω της  κβαντικής πίεσης εκφυλισμού που οφείλεται στην απαγορευτική αρχή του Pauli.Αυτή η αρχή δηλώνει ότι δεν υπάρχουν δύο νετρόνια (ή οποιαδήποτε άλλα σωματίδια φερμιόνια) που μπορούν να καταλάβουν την ίδια θέση και την ίδια κβαντική κατάσταση ταυτόχρονα.Με όλη μάζα τους συσκευασμένη σε μια σφαίρα στο μέγεθος μιας μικρής πόλης,τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια τους συνθλίβονται μαζί σε νετρόνια.

 Ένα τυπικός αστέρας νετρονίων έχει μάζα μεταξύ 1.35 και περίπου 2,0 ηλιακές μάζες,με αντίστοιχη ακτίνα να κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα.Αντίθετα,η ακτίνα του Ήλιου είναι περίπου 60.000 φορές μεγαλύτερη από την ακτίνα του αστέρα νετρονίων.

Ο Αστέρας νετρονίων αποτελείται σχεδόν εξ ολοκλήρου από νετρόνια

 Τα αστέρια νετρονίων έχουν συνολική πυκνότητα 3,7×10¹⁷ με 5,9×10¹⁷ kg/m³ (2,6×10¹⁴ με 4,1×10¹⁴ φορές την πυκνότητα του Ήλιου),η οποία συγκρίνεται κατά προσέγγιση με την πυκνότητα ενός ατομικού πυρήνα των 3×10¹⁷ kg/m³.

 Ο αστέρας νετρονίων είναι πολύ μικρός για να ανιχνεύεται στον ουρανό ως αστέρι.Μπορεί να είναι πολλές φορές πιο πυκνό και από ένα ατομικό πυρήνα.Αυτή η τεράστια πυκνότητα κάνει τον αστέρα νετρονίων ένα ιδανικό φυσικό "εργαστήριο" για τη μελέτη της πιο έντονης και πιο εξωτικής κατάστασης της ύλης που είναι γνωστή για τη φυσική.

Ο αστέρας νετρονίων είναι πολύ ζεστό αστέρι και υποστηρίζεται από περαιτέρω κατάρρευση λόγω της  κβαντικής πίεσης εκφυλισμού που οφείλεται στην απαγορευτική αρχή του Pauli  

 Από πολλές απόψεις είναι ξαδέρφια με τις μαύρες τρύπες.Μεταφέρουν ένα απίστευτο ποσό μάζας σε ένα σχετικά μικρό μέγεθος.Σε ένα αστέρι νετρονίων,μια μάζα στο μέγεθος του ήλιου μας θα ταίριαζε στην περιοχή μιας πόλης.Στριμωγμένος σε αυτό το μεγέθους,ο αρχικός αστέρας συμπιέζεται υπερβολικά σε πολύ χαμηλότερη ενεργειακή κατάσταση.Τα αστέρια νετρονίων έχουν τα ισχυρότερα μαγνητικά πεδία στο σύμπαν.Το θεωρητικό ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο του αστέρα νετρονίων μπορεί να είναι περίπου 100 τρισεκατομμύρια φορές ισχυρότερο από το μαγνητικό πεδίο της Γης.Τα αστέρια νετρονίων είναι επίσης υψηλής θερμοκρασίας υπεραγωγοί.Αν και τα εργαστήρια μας μπορούν να παράγουν υπεραγωγιμότητα σε περίπου 100 βαθμούς Κέλβιν,οι αστέρες νετρονίων πιστεύεται ότι μπορούν να γίνουν υπεραγώγιμοι σε περίπου 100 εκατομμύρια βαθμούς Κ.

Ένα τυπικός αστέρας νετρονίων έχει μάζα μεταξύ 1.35 και περίπου 2,0 ηλιακές μάζες,με αντίστοιχη ακτίνα να κυμαίνεται από 10 ως 20 χιλιόμετρα

 Το αστέρι νετρονίων είναι ένα πάλσαρ,που μοιάζει με ακτίνες  ραδιοκυμάτων που σαρώνουν το χώρο, καθώς περιστρέφεται.Αυτό το πάλσαρ,που ονομάζεται PSR J1614-2230,γυρίζει 317 φορές το δευτερόλεπτο και το ζευγάρι του ολοκληρώνει μια τροχιά σε λιγότερο από εννέα ημέρες.Το ζευγάρι,βρίσκεται περίπου 3.000 έτη φωτός μακριά και είναι σε μια τροχιά σχεδόν ακριβώς πλάγια από τη Γη.

 Τα αστέρια που τελικά γίνονται αστέρες νετρονίων πρέπει να ξεκινήσουν ως αστέρια με μάζα 15 έως 30 φορές τη μάζα του Ήλιου μας (που ονομάζεται ηλιακή μάζα).Τα αστέρια με μικρότερη μάζα γίνονται λευκοί νάνοι.Αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 30 φορές τη μάζα του Ήλιου μας γίνονται μαύρες τρύπες.

Τα αστέρια νετρονίων έχουν συνολική πυκνότητα 3,7×10¹⁷ με 5,9×10¹⁷ kg/m³

 Τα αστέρια νετρονίων φαίνεται να κρυώνουν αρκετά γρήγορα.Σε κάποιο σημείο,ο πυρήνας θα καταλήξει σ' ένα υπερρευστό σώμα.Τα πρωτόνια είναι πιθανό να αποτελούν,επίσης,μια κρούστα υπεραγωγού.Θεωρητικά,αν μπορούσαμε να μετρούσαμε τη θερμοκρασία της επιφάνειας των αστέρων νετρονίων και σε συνδυασμό με τις εκτιμήσεις της θερμοκρασίας του πυρήνα τους και την εκτιμώμενη ηλικία τους,θα ήμασταν σε θέση να μάθουμε περισσότερα για την θερμική εξέλιξή τους.Το πρόβλημα είναι ότι τα αστέρια νετρονίων είναι τόσο μικρά που μετά βίας μπορούν να ανιχνευθούν.Έτσι,πρακτικά,δεν υπάρχουν αρκετά δεδομένα για να είμαστε σε θέση να καταλήξουμε στη σύσταση των αστέρων νετρονίων,εκτός από μια θεωρητική εκτίμηση.

Τα αστέρια νετρονίων φαίνεται να κρυώνουν αρκετά γρήγορα

 Άλλα αστέρια νετρονίων ονομάζονται κοινωνικά αστέρια νετρονίων.Μερικά αστέρια νετρονίων γεννήθηκαν στα δυαδικά συστήματα που επιβιώνουν από την έκρηξη σουπερνόβα που δημιουργήθηκαν από το αστέρι νετρονίων.Σε πυκνές αστρικές περιοχές,μερικά άστρα νετρονίων μπορεί επίσης να είναι σε θέση να συλλάβουν τους συντρόφους.Σε κάθε περίπτωση,η μάζα μπορεί να μεταφερθεί από το σύντροφο στο άστρο νετρονίων,που είναι στην πραγματικότητα μια μαύρη τρύπα.

Αν ο σύντροφος έχει λιγότερη από μια ηλιακή μάζα,η βαρυτική έλξη του νετρονίου του συντρόφου είναι ισχυρότερο και το αέριο πέφτει πάνω στο αστέρι νετρονίων.Αν ο σύντροφος έχει μάζα μεταξύ 1 και 10 ηλιακές μάζες,η μαζική μετακίνηση είναι ασταθής και δεν διαρκεί πολύ.Αν η μάζα του συντρόφου είναι μεγαλύτερη από 10 ηλιακές μάζες,ο σύντροφος παράγει ένα αστρικό άνεμο

 Αν ο σύντροφος έχει λιγότερη από μια ηλιακή μάζα,η βαρυτική έλξη του νετρονίου του συντρόφου είναι ισχυρότερο και το αέριο πέφτει πάνω στο αστέρι νετρονίων.Ωστόσο,δεδομένου ότι το αστέρι νετρονίων είναι πολύ μικρό,το φυσικό αέριο καταλήγει σε τροχιά γύρω από το άστρο σε έναν δίσκο προσαύξησης.Δυνάμεις λειτουργούν μέσα στο δίσκο που επιτρέπουν το φυσικό αέριο να παρασυρθεί σε αργούς ρυθμούς,καθώς οι τροχιές φτάνουν στην επιφάνεια του νετρονίου.
 Αν ο σύντροφος έχει μάζα μεταξύ 1 και 10 ηλιακές μάζες,η μαζική μετακίνηση είναι ασταθής και δεν διαρκεί πολύ.Υπάρχουν ως εκ τούτου πολλοί αστέρες σε αυτή την κατηγορία.Αν η μάζα του συντρόφου είναι μεγαλύτερη από 10 ηλιακές μάζες,ο σύντροφος παράγει ένα αστρικό άνεμο.

ΙΣΤΟΡΙΑ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Πρώτος ο Τζέιμς Τσάντγουικ το 1932 ανακάλυψε το νετρόνιο ως στοιχειώδες σωμάτιο.

Ο Σερ Τζέιμς Τσάντγουικ (James Chadwick,20 Οκτωβρίου 1891-24 Ιουλίου 1974) ήταν Άγγλος φυσικός ο οποίος τιμήθηκε με το Νόμπελ Φυσικής το 1935 για την ανακάλυψη του νετρονίου

 Ύστερα από αυτή την σπουδαία ανακάλυψη το 1933 οι Βάλτερ Μπάαντε και Φριτς Τσβίκυ πρότειναν για πρώτη φορά την ύπαρξη των αστέρων νετρονίων.Αυτοί οι δύο επιστήμονες έκαναν την πρώτη άμεση παρατήρηση ενός αστέρα νετρονίων στο ορατό φως που ήταν το αστέρι νετρονίων J185635 RX-375,μόλις ένα χρόνο μετά την ανακάλυψη του νετρονίου από τον Τζέιμς Τσάντγουικ.

Το 1933 οι Βάλτερ Μπάαντε και Φριτς Τσβίκυ πρότειναν για πρώτη φορά την ύπαρξη των αστέρων νετρονίων

 Αναζητώντας την εξήγηση για τις εκρήξεις υπερκαινοφανών,πρότειναν ότι ένα τέτοιο σώμα σχηματίζεται τότε,ισχυριζόμενοι ορθώς ότι η απελευθέρωση της βαρυτικής δυναμικής ενέργειας επαρκεί για να τροφοδοτήσει με ενέργεια μια τέτοια μεγαλειώδη έκρηξη.

Οι Βάλτερ Μπάαντε και Φριτς Τσβίκυ έκαναν την πρώτη άμεση παρατήρηση ενός αστέρα νετρονίων στο ορατό φως που ήταν το αστέρι νετρονίων J185635 RX-375

 Πράγματι,αν τα εσωτερικά στρώματα αστέρα μεγάλης μάζας αμέσως πριν τη βαρυτική κατάρρευση περιέχουν (π.χ.) 3 ηλιακές μάζες,τότε μπορεί να δημιουργηθεί αστέρας νετρονίων μάζας 2 ηλιακών μαζών.Η υπόλοιπη μάζα αντιστοιχεί στη βαρυτική ενέργεια με βάση την περίφημη σχέση E=m•c² και «ξοδεύτηκε» ως ενέργεια της εκρήξεως.Ωστόσο,υπήρχε μικρό ενδιαφέρον για τους αστέρες νετρονίων διότι υπάρχει μικρή δυνατότητα να τους μετρήσουμε ή να μάθουμε περισσότερα για αυτούς.Δεν έγιναν μεγάλες προσπάθειες για θεωρίες ως προς την προέλευσή τους.

Το 1965,ο Antony Hewish και ο Samuel Okoye ανακάλυψαν "μια ασυνήθιστη πηγή ραδιοκύματος υψηλής θερμοκρασίας στο Νεφέλωμα του Καρκίνου»

 Το 1965,ο Antony Hewish και ο Samuel Okoye ανακάλυψαν "μια ασυνήθιστη πηγή ραδιοκύματος υψηλής θερμοκρασίας στο Νεφέλωμα του Καρκίνου».Αυτή η πηγή κατέληξε να είναι το Νεφέλωμα του Καρκίνου άστρο νετρονίων,που προέκυψαν από τη μεγάλη σουπερνόβα του 1054.
 Είχε καταγραφεί από Κινέζους,Άραβες και Αμερικάνους αστρονόμους.Μέσα σε ένα χρόνο από ότι η αρχική ανακάλυψη,κατέστη σαφές ότι τα πάλσαρ είναι γρήγορα,με μια αρκετά κανονική περίοδο.

Το 1967,μια Άγγλος μεταπτυχιακός φοιτητής που ονομάζεται Jocelyn Bell  ανακάλυψε το πρώτο πάλσαρ

 Το 1967,μια Άγγλος μεταπτυχιακός φοιτητής που ονομάζεται Jocelyn Bell  ανακάλυψε το πρώτο πάλσαρ και από τότε χρειάσθηκαν λίγα μόνο χρόνια ώσπου να ερμηνευθεί ως μεμονωμένος,ταχέως περιστρεφόμενος,αστέρας νετρονίων.Η πηγή της ενέργειας των παλμών ραδιοκυμάτων ενός πάλσαρ είναι η κινητική ενέργεια περιστροφής του αστέρα νετρονίων,τουλάχιστον στις περισσότερες περιπτώσεις.

Το 1967,ο Ιωσήφ Σκλόβσκυ εξέτασε τις ακτίνες Χ και τις οπτικές παρατηρήσεις του Σκορπιού X-1 και ορθώς κατέληξε στο συμπέρασμα ότι η ακτινοβολία προέρχεται από ένα άστρο νετρονίων κατά το στάδιο της προσαύξησης

 Το 1967,ο Ιωσήφ Σκλόβσκυ εξέτασε τις ακτίνες Χ και τις οπτικές παρατηρήσεις του Σκορπιού X-1 και ορθώς κατέληξε στο συμπέρασμα ότι η ακτινοβολία προέρχεται από ένα άστρο νετρονίων κατά το στάδιο της προσαύξησης.Το 1967,ο Jocelyn Bell και ο Antony Hewish ανακάλυψαν τακτικούς παλμούς ραδιοκυμάτων από το CP 1919.Αυτό το πάλσαρ αργότερα ερμηνεύθηκε ως ένα απομονωμένο,περιστρεφόμενο άστρο νετρονίων.Η πηγή ενέργειας του πάλσαρ είναι η ενέργεια περιστροφής του άστρου νετρονίων.

Ο αστερισμός του Κένταυρου Cen X-3  

 Το 1971 οι Riccardo Giacconi,Herbert Gursky,Ed Kellogg,R. Levinson,E. Schreier και H. Tananbaum ανακάλυψαν παρόμοιας συχνότητας παλμούς (ένας ανά 4,8 δευτερόλεπτα) σε πηγή ακτίνων X στον αστερισμό Κένταυρο,την Cen X-3.
 Την ερμήνευσαν πως προκύπτει από ένα περιστρεφόμενο καυτό άστρο νετρονίων.Η πηγή της ενέργειας είναι βαρυτική,αποτέλεσμα της πρόσπτωσης νέας ύλης πάνω στην επιφάνεια του αστέρα νετρονίων από ένα συνοδό αστέρα ή από τον διαστρικό χώρο.

Ο Antony Hewish (γεννημένος στο Fowey, Cornwall,11 Μαΐου 1924) είναι ένας Βρετανός αστρονόμος ο οποίος κέρδισε το Νόμπελ Φυσικής  το 1974 (μαζί με τον συναδέλφο ραδιο-αστρονόμο Martin Ryle) για το ρόλο του στην ανακάλυψη των πάλσαρ.Του απονεμήθηκε επίσης το μετάλλιο Eddington,της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρείας το 1969

 Το 1974,ο Antony Hewish τιμήθηκε με το βραβείο Νόμπελ Φυσικής "για τον αποφασιστικό ρόλο του στην ανακάλυψη των πάλσαρ",χωρίς την Jocelyn Bell να  μοιράζεται την ανακάλυψη.
 Το 1974,ο Joseph Taylor και ο Russell Hulse ανακάλυψαν το πρώτο δυαδικό πάλσαρ,το PSR B1913 16,το  οποίο αποτελείται από δύο αστέρια νετρονίων σε τροχιά γύρω από το κέντρο της μάζας τους.
 Η γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν προβλέπει ότι τα ογκώδη αντικείμενα με δυαδικές τροχιές  θα πρέπει να εκπέμπουν βαρυτικά κύματα και συνεπώς η τροχιά τους πρέπει να ελαττώνεται με το χρόνο.Αυτό πράγματι παρατηρήθηκε,όπως ακριβώς προβλέπει η γενική σχετικότητα,και το 1993,ο Taylor και ο Hulse τιμήθηκαν με το Νόμπελ Φυσικής για την ανακάλυψη αυτή.

Το 2010,ο Paul Demorest και οι συνεργάτες του μέτρησαν την μάζα του χιλιοστού του δευτερολέπτου του πάλσαρ PSR J1614-2230 να είναι 1,97±0,04 ηλιακές μάζες

 Το 2010,ο Paul Demorest και οι συνεργάτες του μέτρησαν την μάζα του χιλιοστού του δευτερολέπτου του πάλσαρ PSR J1614-2230 να είναι 1,97 ± 0,04 ηλιακές μάζες.Αυτή είναι κατά πολύ μεγαλύτερη από οποιαδήποτε άλλη μέτρηση μάζας αστέρων νετρονίων (σε εύρος 1,2-1,45 ηλιακών μαζών),και δίνει ιδιαίτερους περιορισμούς σχετικά με την εσωτερική σύνθεση των αστέρων νετρονίων.

ΔΙΑΤΗΡΗΣΗ ΤΗΣ ΣΤΡΟΦΟΡΜΗΣ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΟΥ

 Από την αστρονομία γνωρίζουμε ότι τα αστέρια τα οποία στο τελευταίο στάδιο της ζωής τους έχουν μάζα από 1,4 έως 2,5 φορές τη μάζα του Ήλιου,μετατρέπονται σε αστέρες νετρονίων ή pulsars.
 Τα απομονωμένα αστέρια αυτά,όταν εξαντλήσουν τις πηγές ενέργειας που διαθέτουν,συρρικνώνονται λόγω της βαρύτητας μέχρις ότου η πυρήνες των ατόμων τους αρχίσουν να εφάπτονται,με αποτέλεσμα η ακτίνα ενός τέτοιου αστεριού  να είναι μόνο 15-20 km.

Οι αστέρες νετρονίων όταν εξαντλήσουν τις πηγές ενέργειας που διαθέτουν,συρρικνώνονται λόγω της βαρύτητας μέχρις ότου η πυρήνες των ατόμων τους αρχίσουν να εφάπτονται, με αποτέλεσμα η ακτίνα ενός τέτοιου αστεριού  να είναι μόνο 15-20 km

 Επειδή η συρρίκνωση οφείλεται σε εσωτερικές δυνάμεις η στροφορμή διατηρείται σταθερή και επειδή η ροπή αδράνειας του αστεριού μειώνεται δραματικά,έχουμε μια αντίστοιχη αύξηση της ταχύτητας περιστροφής.Oι ασκούμενες δυνάμεις είναι εσωτερικές,επομένως διατηρείται η στροφορμή τους.

 Έτσι ισχύει:

Ι1•ω1=Ι2•ω2                           

ω2=Ι1/Ι2•ω1                      

2•π•f2=Ι1/Ι2•2•π•f1              

f2=Ι1/Ι2•f1      

και επειδή 

Ι1>Ι2 

έχουμε:

                                                                                f2>f1      

 Υπολογίζεται ότι ένας αστέρας νετρονίων περιστρέφεται με περίοδο 1/3000 s.

Υπολογίζεται ότι ένας αστέρας νετρονίων περιστρέφεται με περίοδο 1/3000 s

 Για σύγκριση,να αναφέρουμε ότι η περίοδος περιστροφής του Ήλιου είναι 25 μέρες.

ΣΧΗΜΑΤΙΣΜΟΣ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΟΥ

 Καθώς ο πυρήνας ενός τεράστιου αστεριού συμπιέζεται κατά τη διάρκεια μιας σουπερνόβα,και καταρρέει σε ένα αστέρι νετρονίων,διατηρεί τη στροφορμή του.Δεδομένου ότι έχει μόνο ένα μικρό κλάσμα της ακτίνας της μητρικής της εταιρείας (και ως εκ τούτου τη στιγμή της αδράνειας είναι σημαντικά μειωμένο),ένα άστρο νετρονίων σχηματίζεται με πολύ υψηλή ταχύτητα περιστροφής και,στη συνέχεια σταδιακά επιβραδύνεται. 

 Τα αστέρια νετρονίων είναι γνωστό ότι έχουν περίοδο εναλλαγής μεταξύ περίπου 1,4 ms για 30 δευτερόλεπτα.Η πυκνότητα του άστρου νετρονίων δίνει,επίσης,πολύ μεγάλης σοβαρότητας επιφάνεια,μέχρι 7×10¹² m/s² με τυπικές τιμές των λίγων 4×10¹² m/s² (που είναι περισσότερο από 1.011 φορές από αυτή της Γης).

Η ζωή και η εξέλιξη των άστρων

 Ένα μέτρο αυτής της τεράστιας βαρύτητας είναι το γεγονός ότι τα αστέρια νετρονίων να έχει ταχύτητα διαφυγής περίπου 100.000 km/s,περίπου το ένα τρίτο της ταχύτητας του φωτός.

 Θέμα που εμπίπτει στην επιφάνεια ενός άστρου νετρονίων θα επιταχυνθεί σε τεράστια ταχύτητα από τη βαρύτητα του άστρου.Η δύναμη του αντίκτυπου θα ήταν πιθανό να καταστρέψουν τα άτομα συνιστώσα του αντικειμένου,καθιστώντας όλη η ύλη του πανομοιότυπα,στις περισσότερες περιπτώσεις,για το υπόλοιπο του αστεριού.

ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Λόγω της σχετικιστικής εκτροπής του φωτός περισσότερο από το ήμισυ της επιφάνειας είναι ορατό.Το βαρυτικό πεδίο στην επιφάνεια του άστρου είναι περίπου 2×10¹¹ φορές ισχυρότερο από ότι στη Γη.Ένα τέτοιο ισχυρό βαρυτικό πεδίο δρα ως βαρυτικός φακός και κάμπτει την ακτινοβολία που εκπέμπεται από το αστέρι,έτσι ώστε τα αόρατα μέρη της πίσω επιφάνειας γίνονται ορατά.

Η τυπική μάζα του ενός άστρου νετρονίων είναι περίπου 1,4 ηλιακές μάζες,και η ακτίνα είναι πιθανώς περίπου 10 χμ

 Ένα κλάσμα της μάζας ενός άστρου που καταρρέει για να σχηματίσει ένα άστρο νετρονίων απελευθερώνεται από την έκρηξη σουπερνόβα.Η ενέργεια  προέρχεται από τη βαρυτική ενέργεια σύνδεσης ενός άστρου νετρονίων.

 Ένα αστέρι νετρονίων είναι τόσο πυκνό που ένα κουταλάκι του γλυκού (5 ml) θα έχουν μάζα πάνω από 5.5×10¹² kg,περίπου 900 φορές τη μάζα της Μεγάλης Πυραμίδας της Γκίζας.Η προκύπτουσα δύναμη της βαρύτητας είναι τόσο ισχυρή που εάν ένα αντικείμενο πέσει από ύψος ενός μέτρου που θα χρειαζόταν μόνο ένα μικροδευτερόλεπτο για να χτυπήσει την επιφάνεια του άστρου νετρονίων,και θα το έκανε σε περίπου 2000 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο,ή 7.200.000 χιλιόμετρα ανά ώρα.

Το βαρυτικό πεδίο στην επιφάνεια του άστρου είναι περίπου 2×10¹¹ φορές ισχυρότερο από ότι στη Γη

 Η θερμοκρασία μέσα σε ένα νεοσυσταθείσα αστέρα νετρονίων είναι περίπου από 10¹¹ έως 10¹² Kelvin.Ωστόσο,ο τεράστιος αριθμός των νετρίνων που εκπέμπει παρασύρει τόσο πολλή ενέργεια ώστε η θερμοκρασία να πέφτει μέσα σε λίγα χρόνια σε περίπου 10⁶ Kelvin.Στο ορατό φως,τα αστέρια νετρονίων πιθανώς εκπέμπουν περίπου την ίδια ενέργεια σε όλα τα μέρη του ορατού φάσματος,και ως εκ τούτου εμφανίζονται άσπρα

Η θερμοκρασία μέσα σε ένα νεοσυσταθείσα αστέρα νετρονίων είναι περίπου από 10¹¹ έως 10¹² Kelvin

 Η τυπική μάζα του ενός άστρου νετρονίων είναι περίπου 1,4 ηλιακές μάζες, και η ακτίνα είναι πιθανώς περίπου 10 χμ.Η "μάζα" εδώ είναι η βαρυτική μάζα.Αυτή είναι διαφορετική από το βαρυονική μάζα,η οποία είναι αυτή που θα παίρναμε αν λάβουμε κάθε σωματίδιο από ένα αστέρι νετρονίων και το ζυγίσουμε σε μια μακρινή κλίμακα.Επειδή η βαρυτική ερυθρή μετατόπιση ενός αστέρα νετρονίων είναι τόσο μεγάλη,η βαρυτική μάζα είναι περίπου 20% χαμηλότερη από τη βαρυονική μάζα.

Σε πυκνότητες των 10⁶ g/cm³ τα ηλεκτρόνια εκφυλίζονται, που σημαίνει ότι η ηλεκτρική και η θερμική αγωγιμότητα είναι τεράστια,διότι τα ηλεκτρόνια μπορούν να ταξιδέψουν σε μεγάλες αποστάσεις πριν από την αλληλεπίδραση

 Η βαρύτητα της επιφάνειας του αστέρα νετρονίου είναι περίπου 10¹¹ φορές της Γης,και το μαγνητικό πεδίο είναι περίπου 10¹² Gauss.Σε πυκνότητες των 10⁶ g/cm³ τα ηλεκτρόνια εκφυλίζονται,που σημαίνει ότι η ηλεκτρική και η θερμική αγωγιμότητα είναι τεράστια, διότι τα ηλεκτρόνια μπορούν να ταξιδέψουν σε μεγάλες αποστάσεις πριν από την αλληλεπίδραση.

Η βαρύτητα της επιφάνειας του αστέρα νετρονίου είναι περίπου 10¹¹ φορές της Γης,και το μαγνητικό πεδίο είναι περίπου 10¹² Gauss

 Σε μια πυκνότητα περίπου 4x10¹¹ g/cm³,τα νετρόνια επιπλέουν έξω από τους πυρήνες και κυκλοφορούν ελεύθερα.
 Σε σχετικά χαμηλές πυκνότητες (περίπου 10¹² g/cm³),τα νουκλεόνια απλώνονται σχετικά μακριά το ένα από το άλλο.Σε υψηλότερες πυκνότητες,τα νουκλεόνια συγχωνεύονται και σε ακόμα υψηλότερη πυκνότητα τα νουκλεόνια μοιάζουν με φύλλα (όπως τα λαζάνια).Η αύξηση της πυκνότητας φέρνει περαιτέρω αντιστροφή στη παραπάνω ακολουθία.

ΔΟΜΗ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΙΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Η τρέχουσα κατανόηση της δομής των αστέρων νετρονίων ορίζεται από τα υπάρχοντα μαθηματικά μοντέλα,αλλά μπορούν να συναχθούν από τις μελέτες των ταλαντώσεων των αστέρων νετρονίων.

Η «ατμόσφαιρα» του άστρου είναι περίπου ένα μέτρο πάχος,και το δυναμικό της είναι πλήρως ελεγχόμενο από το μαγνητικό πεδίο του άστρου. Κάτω από την ατμόσφαιρα συναντά κανείς μια σταθερή «κρούστα»

 Με βάση τα σημερινά μοντέλα,η επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων αποτελείται από κοινούς πυρήνες σε ένα στερεό πλέγμα με μια θάλασσα ηλεκτρονίων που ρέουν μέσα από τα κενά μεταξύ τους.Είναι πιθανό ότι οι πυρήνες στην επιφάνεια είναι οι πυρήνες του σιδήρου,λόγω της υψηλής ενέργειας σιδήρου ανά νουκλεόνιο.Είναι επίσης πιθανό ότι  οι πυρήνες του σιδήρου πνίγονται κάτω από την επιφάνεια,αφήνοντας μόνο τους ελαφρούς πυρήνες, όπως το ήλιο και τους πυρήνες υδρογόνου.Εάν η θερμοκρασία στην επιφάνεια υπερβαίνει 10⁶ kelvin (όπως στην περίπτωση ενός νεαρού πάλσαρ),η επιφάνεια θα πρέπει να είναι υγρή και όχι στη στερεά φάση.

Με βάση τα σημερινά μοντέλα,η επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων αποτελείται από κοινούς πυρήνες σε ένα στερεό πλέγμα με μια θάλασσα ηλεκτρονίων που ρέουν μέσα από τα κενά μεταξύ τους

 Η «ατμόσφαιρα» του άστρου είναι περίπου ένα μέτρο πάχος, και το δυναμικό της είναι πλήρως ελεγχόμενο από το μαγνητικό πεδίο του άστρου. Κάτω από την ατμόσφαιρα συναντά κανείς μια σταθερή «κρούστα».Αυτή η κρούστα είναι εξαιρετικά δύσκολη και πολύ καλή (με ανώτατο όριο ανωμαλιών των επιφανειών των ~5 mm),λόγω του υπερβολικού βαρυτικού πεδίου. 

Προχωρώντας προς τα μέσα, συναντά κανείς πυρήνες με συνεχώς αυξανόμενο αριθμό νετρονίων.Προχωρώντας βαθύτερα,έρχεται ένα σημείο που ονομάζεται στάγδην νετρονίων όπου τα νετρόνια διαρρέουν από πυρήνες και γίνονται ελεύθερα νετρόνια

 Προχωρώντας προς τα μέσα,συναντά κανείς πυρήνες με συνεχώς αυξανόμενο αριθμό νετρονίων.Προχωρώντας βαθύτερα,έρχεται ένα σημείο που ονομάζεται στάγδην νετρονίων όπου τα νετρόνια διαρρέουν από πυρήνες και γίνονται ελεύθερα νετρόνια.Στην περιοχή αυτή,υπάρχουν πυρήνες,ελεύθερα ηλεκτρόνια και νετρόνια.Ένα μοντέλο περιγράφει τον πυρήνα ως υπέρευστη εκφυλισμένη ύλη (ως επί το πλείστον νετρόνια,με μερικά πρωτόνια και ηλεκτρόνια). 

ΠΑΡΑΚΜΗ ΚΑΙ ΠΤΩΣΗ ΑΣΤΕΡΙΟΥ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Κατά τη στιγμή της γέννησης ενός άστρου νετρονίων,τα νουκλεόνια που την απαρτίζουν έχουν ενέργειες περίπου 100 MeV ανά νουκλεόνιο.Αυτό μεταφράζεται σε 10¹² Κ περίπου.

Το αστέρι ψύχεται πολύ γρήγορα και  μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα η θερμοκρασία είναι κάτω από 10¹¹ Κ

 Το αστέρι ψύχεται πολύ γρήγορα και  μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα η θερμοκρασία είναι κάτω από 10¹¹ Κ.Ο ευκολότερος τρόπος για να δημιουργηθούν τα νετρίνα είναι μέσω της λεγόμενης διαδικασίας "Urca":

n->p+e+(NU)        

p + e->n+nu

όπου:
(NU) το αντινετρίνο.

 Αν ο πυρήνας αποτελείται από μόνο νετρόνια, πρωτόνια και ηλεκτρόνια, όταν η θερμοκρασία πέσει κάτω από περίπου 10⁹ Κ όλα τα σωματίδια είναι εκφυλισμένα και υπάρχουν πολλά περισσότερα νετρόνια από πρωτόνια ή ηλεκτρόνια.Από την διατήρηση της ορμής προκύπτουν οι τροποποιημένες διαδικασίες:


ν+ν        ->          n+p+e+(NU)                                          και

n+p+e   ->          ν+ν+nu

 Κοντά στο κέντρο του ένα αστέρι νετρονίων, ανάλογα με την εξίσωση της κατάστασης της πυκνότητας μπορεί να πάρει μέχρι και αρκετές φορές την πυρηνική πυκνότητα.Αυτό είναι ένα καθεστώς που δεν μπορούμε να εξερευνήσουμε στη Γη, επειδή οι θερμοκρασίες του πυρήνα είναι 10⁹ Κ.Εδώ,η θερμική ενέργεια των σωματιδίων είναι πολύ λιγότερη από ότι οι μάζες ηρεμίας τους.

Κοντά στο κέντρο του ένα αστέρι νετρονίων,ανάλογα με την εξίσωση της κατάστασης της πυκνότητας μπορεί να πάρει μέχρι και αρκετές φορές την πυρηνική πυκνότητα

 Δυστυχώς,τα αστέρια νετρονίων είναι τόσο μικρά που ακόμα και στους 10⁶ Κ ή υψηλότερες θερμοκρασίες δεν μπορούμε να τους  ανιχνεύσουμε.Η προσθήκη της δυσκολίας είναι ότι σε αυτές τις θερμοκρασίες στην εκπομπή,η κορυφή απορροφάται εύκολα από το διαστρικό μέσο,ώστε να μπορούμε να δούμε μόνο την υψηλής ενέργειας ουρά με σαφήνεια.

ΠΛΗΘΥΣΜΟΣ ΚΑΙ ΑΠΟΣΤΑΣΕΙΣ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΙΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Προς το παρόν υπάρχουν περίπου 2000 γνωστοί αστέρες νετρονίων στο Γαλαξία μας και στα Νέφη του Μαγγελάνου.Ο πληθυσμός των αστέρων νετρονίων είναι συγκεντρωμένος κατά μήκος του δίσκου του Γαλαξία αν και η κάθετη εξάπλωση στο δίσκο είναι αρκετά μεγάλη.

Προς το παρόν υπάρχουν περίπου 2000 γνωστά αστέρια νετρονίων στο Γαλαξία μας και στα Νέφη του Μαγγελάνου

 Ο λόγος για αυτήν την  εξάπλωση οφείλεται στην ασυμμετρία της διαδικασίας της έκρηξη σουπερνόβα,το οποίο μπορεί να μεταδώσει υψηλές ταχύτητες (400 km/s) για το νεοσυσταθείσα άστρο νετρονίων.Ένα από τα γνωστά πλησιέστερα άστρα νετρονίων είναι το PSR J0108-1431 σε απόσταση περίπου 130 παρσέκ (ή 424 έτη φωτός).

Ένα από τα γνωστά πλησιέστερα άστρα νετρονίων είναι το PSR J0108-1431 σε απόσταση περίπου 130 παρσέκ (ή 424 έτη φωτός)

 Άλλο ένα κοντινό άστρο νετρονίων που εντοπίστηκε από το αστερισμό Ursa Minor έχει καταλογογραφηθεί ως 1RXS J141256 0.0 792204.Αυτό το ταχέως κινούμενο αντικείμενο,ανακαλύφθηκε χρησιμοποιώντας το Rosat/Bright.Οι αρχικές μετρήσεις τοποθετούν την απόστασή του από τη Γη σε απόσταση 200 έως 1.000 έτη φωτός μακριά,με τις μεταγενέστερες αξιώσεις σε περίπου 450 έτη φωτός.

ΠΕΡΙΣΤΡΟΦΗ  ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Τα αστέρια νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα μετά τη δημιουργία τους,λόγω της διατήρησης της στροφορμής.Ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων μπορεί να περιστρέφεται αρκετές φορές το δευτερόλεπτο,περίπου πάνω από 10 φορές το δευτερόλεπτο.Μερικές φορές,το αστέρι νετρονίων σε τροχιά απορροφά ύλη από ένα συνοδό άστρο, αυξάνοντας την περιστροφή αρκετές εκατοντάδες φορές το δευτερόλεπτο,με αποτέλεσμα την αναμόρφωση του άστρου νετρονίων σε ένα πεπλατυσμένο σφαιροειδές.

Ένα νεογέννητο άστρο νετρονίων μπορεί να περιστρέφεται αρκετές φορές το δευτερόλεπτο,περίπου πάνω από 10 φορές το δευτερόλεπτο

 Με τον καιρό,τα αστέρια νετρονίων επιβραδύνονται με την περιστροφική ενέργεια να μετατρέπεται σε ραδιοκύματα με τη μεσολάβηση του μαγνητικού πεδίου,με μηχανισμό που επίσης είναι άγνωστος στις λεπτομέρειες,π.χ. πώς παράγεται σύμφωνη ακτινοβολία.Ο ρυθμός με τον οποίο ένα αστέρι νετρονίων επιβραδύνει την περιστροφή του είναι συνήθως σταθερός.Τα παρατηρούμενα ποσοστά της πτώσης είναι μεταξύ  10^-10 και 10^-21 δευτερόλεπτα για κάθε περιστροφή.Ως εκ τούτου,για  ένα αστέρι νετρονίων που τώρα περιστρέφεται σε 1 δευτερόλεπτο, θα περιστραφεί σε 1,000003 δευτερόλεπτο μετά από έναν αιώνα,ή 1,03 δευτερόλεπτα μετά από 1 εκατομμύριο χρόνια.

 Αν όμως ο αστέρας ανήκει σε διπλό αστρικό σύστημα και δέχεται ύλη που αποσπά από τον συνοδό, μπορεί να επιταχύνει σημαντικά την περιστροφή του, καθώς η νέα ύλη σχηματίζει γύρω του ένα ταχύτατα περιστρεφόμενο δίσκο προσαυξήσεως.Δημιουργούνται έτσι οι λεγόμενοι "millisecond pulsars" με εκατοντάδες στροφές ανά δευτερόλεπτο.Ο ταχύτερα περιστρεφόμενος αστέρας νετρονίων που είναι γνωστός αυτή τη στιγμή είναι ο XTE J1739-85,με 1122 στροφές το δευτερόλεπτο.Ας σημειωθεί ότι και σε συνηθισμένους αστέρες νετρονίων,οι τεράστιες φυγόκεντρες δυνάμεις που αναπτύσσονται εξαιτίας της ιλιγγιώδους περιστροφής στο πλαίσιο αναφοράς του σώματος είναι αρκετά ισχυρές ώστε να δώσουν στο άστρο ένα ελαφρώς πεπλατυσμένο σχήμα,όπως συμβαίνει με τη Γη ή τον πλανήτη Δία,και αυτό παρά το τρομακτικό βαρυτικό πεδίο του αστέρα.

Ο ρυθμός με τον οποίο ένα αστέρι νετρονίων επιβραδύνει την περιστροφή του είναι συνήθως σταθερός.Τα παρατηρούμενα ποσοστά της πτώσης είναι μεταξύ  10^-10 και 10^-21 δευτερόλεπτα για κάθε περιστροφή

 Τα αστέρια νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα, μέχρι και 600 φορές το δευτερόλεπτο.Αυτό φαίνεται να ενισχύεται από το γεγονός ότι ορισμένοι από τους νεότερους πάλσαρ,όπως το Crab pulsar (33 ms) και το Vela pulsar (80 ms) έχουν ασυνήθιστα μικρά χρονικά διαστήματα.

 Επιστρέφοντας στους μεμονωμένους αστέρες νετρονίων,η αύξηση της περιόδου περιστροφής μπορεί να φθάσει τα λίγα εκατομμυριοστά του δευτερολέπτου ανά γήινο έτος για νεαρούς,όπως είναι ο πάλσαρ στο κέντρο του υπολείμματος υπερκαινοφανούς M1,στον αστερισμό Ταύρο, και περιστρέφεται με 1.810 στροφές το λεπτό.Οι αστέρες νετρονίων ξεπερνούν λοιπόν σε ακρίβεια και τα τελειότερα ρολόγια που έχει φτιάξει ο άνθρωπος.

Τα αστέρια νετρονίων περιστρέφονται πολύ γρήγορα,μέχρι και 600 φορές το δευτερόλεπτο

 Παρότι η γενική τάση είναι η επιβράδυνση της περιστροφής,σε ορισμένες περιπτώσεις σημειώνεται μια σχεδόν στιγμιαία και απροσδόκητη επιτάχυνση.Αυτά τα επιταχυντικά γεγονότα ονομάζονται "glitches" (λέξη που σημαίνει τις στιγμιαίες δυσλειτουργίες μιας μηχανής,«κολλήματα» ή «κλοτσήματα») και το καθένα μπορεί να μεταβάλει την περίοδο του αστέρα μέχρι και λίγα μέρη στο εκατομμύριο.
 Λίγες ημέρες αργότερα,ο αστέρας επαναλαμβάνει την κανονική του επιβράδυνση.Μία εξήγηση για τα glitches είναι ότι για κάποιο λόγο το υπερευστό εσωτερικό και ο φλοιός υφίστανται μία αυθόρμητη σύζευξη και,καθώς το εσωτερικό περιστρεφόταν με σταθερή ταχύτητα κατά το προηγούμενο χρονικό διάστημα,ενώ ο φλοιός επιβραδυνόταν από το μαγνητικό πεδίο,αυτή η σύζευξη επιταχύνει τον φλοιό και άρα την παρατηρήσιμη περίοδο.

Ο ρυθμός με τον οποίο ένα αστέρι νετρονίων επιβραδύνει την περιστροφή του είναι συνήθως σταθερός.Τα παρατηρούμενα ποσοστά της πτώσης είναι μεταξύ  10^-10 και 10^-21 δευτερόλεπτα για κάθε περιστροφή

 Το ίδιο το γεγονός της διαφορικής περιστροφής είναι συνηθισμένο στην Αστροφυσική (συμβαίνει και στον Ήλιο μας),αλλά η εξαγωγή αυτής της συμπεριφοράς εδώ από «πρώτες αρχές» είναι πολύ δύσκολη,αφού η κρίσιμη τιμή της διαφορικής περιστροφής φλοιού-εσωτερικού στην οποία συμβαίνει η σύζευξη είναι πολύ ευαίσθητη συνάρτηση παραμέτρων των υπερευστών νετρονίων που οι τιμές τους μας είναι ουσιαστικώς άγνωστες.Επειδή λοιπόν αυτές οι παράμετροι δεν μπορούν να μετρηθούν με πειράματα στο εργαστήριο,πρέπει να αρκεστούμε προς το παρόν στην τρέχουσα ποιοτική περιγραφή.Ας αναφέρουμε απλώς ότι το glitch θα έπρεπε να θερμαίνει ελαφρώς τον φλοιό,και κατά το γήρας του αστέρα αυτή η πηγή θερμότητας μπορεί να καταστεί εμφανής στη θερμική εξέλιξη του σώματος.

ΣΥΓΚΡΟΥΣΕΙΣ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΙΩΝ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Oι συγκρούσεις άστρων νετρονίων παράγουν τα βαρύτερα στοιχεία όπως ο χρυσός ή ο μόλυβδος.Η βίαιη συγχώνευση άστρων νετρονίων και η εκτόξευση της ύλης που προκαλείται στη συνέχεια δημιουργεί τις ιδανικές συνθήκες για τον σχηματισμό αυτών των στοιχείων.Αυτό έδειξαν λεπτομερείς αριθμητικές προσομοιώσεις επιστημόνων του Ινστιτούτου Max Planck και του Ελεύθερου Πανεπιστημίου των Βρυξελλών.Τα περισσότερα βαριά στοιχεία δημιουργούνται με διαδοχικές πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης στο εσωτερικό των άστρων. 

Oι συγκρούσεις άστρων νετρονίων παράγουν τα βαρύτερα στοιχεία όπως ο χρυσός ή ο μόλυβδος

 Στο εσωτερικό του Ήλιου μας το υδρογόνο «καίγεται» δημιουργώντας πυρήνες ηλίου και απελευθερώνοντας ενέργεια.Στη συνέχεια όταν ο Ήλιος μας θα μετατραπεί σε ερυθρό γίγαντα το ήλιο θα μετατραπεί σε βαρύτερα στοιχεία.Όμως η διαδικασία αυτή φθάνει μέχρι τον σίδηρο.Περαιτέρω πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που θα δημιουργούσαν βαρύτερους πυρήνες,δεν ευνοούνται ενεργειακά στο εσωτερικό των άστρων.

Η βίαιη συγχώνευση άστρων νετρονίων που αποτελούσαν διπλά συστήματα αποτελεί το εναλλακτικό σενάριο, καθώς τα δύο άστρα συγκρούονται μετά από εκατομμύρια χρόνια σπειροειδούς προσέγγισης του ενός προς στο άλλο

 Οι βαρύτεροι πυρήνες μπορούν να δημιουργηθούν με δυο τρόπους:την αργή διαδικασία (s-process) που περιλαμβάνει σύλληψη νετρονίων από βαρείς πυρήνες στο εσωτερικό άστρων που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της ζωής τους και περιέχουν περιοχές με μικρή πυκνότητα νετρονίων καθώς επίσης και την γρήγορη διαδικασία (r-process),η οποία πραγματοποιείται όταν έχουμε μεγάλες πυκνότητες νετρονίων.

Οι φυσικοί γνωρίζουν ότι η r-διαδικασία είναι υπεύθυνη για την παραγωγή της μεγαλύτερης ποσότητας στοιχείων πολύ βαρύτερων από τον σίδηρο (πυρήνες με μαζικούς αριθμούς Α>80),συμπεριλαμβανομένων του χρυσού,του θορίου και του πλουτωνίου

 Οι φυσικοί γνωρίζουν ότι η r-διαδικασία είναι υπεύθυνη για την παραγωγή της μεγαλύτερης ποσότητας στοιχείων πολύ βαρύτερων από τον σίδηρο (πυρήνες με μαζικούς αριθμούς Α>80),συμπεριλαμβανομένων του χρυσού,του θορίου και του πλουτωνίου. Ωστόσο το ποια αστρικά αντικείμενα μπορούν να φιλοξενήσουν την r-διαδικασία δεν έχει απαντηθεί πλήρως.Η πιο δημοφιλής ιδέα είναι ότι αυτές οι συνθήκες πραγματοποιούνται κατά την διάρκεια της έκρηξης των σουπερνόβα.Ωστόσο εμφανίζονται και εναλλακτικές προτάσεις.

 Η βίαιη συγχώνευση άστρων νετρονίων που αποτελούσαν διπλά συστήματα αποτελεί το εναλλακτικό σενάριο,καθώς τα δύο άστρα συγκρούονται μετά από εκατομμύρια χρόνια σπειροειδούς προσέγγισης του ενός προς στο άλλο.

Η βίαιη συγχώνευση άστρων νετρονίων που αποτελούσαν διπλά συστήματα αποτελεί το εναλλακτικό σενάριο,καθώς τα δύο άστρα συγκρούονται μετά από εκατομμύρια χρόνια σπειροειδούς προσέγγισης του ενός προς στο άλλο

 Οι προσομοιώσεις των αστροφυσικών συμπεριέλαβαν πυρηνικές αντιδράσεις πάνω από 5000 πυρήνων,αποδεικνύοντας ότι μετά την συγχώνευση των δυο άστρων νετρονίων και όταν η θερμοκρασία γίνεται 10 δισεκατομμύρια βαθμοί ένα πλήθος πυρηνικών αντιδράσεων πραγματοποιούνται, συμπεριλαμβάνοντας και ραδιενεργές διασπάσεις,επιτρέποντας την τελική δημιουργία βαρύτερων στοιχείων.

 Η αφθονία των βαρύτερων στοιχείων (με μαζικούς αριθμούς Α>140) που δίνουν οι προσομοιώσεις βρίσκεται σε καλή συμφωνία με αυτή που παρατηρείται στο ηλιακό μας σύστημα.Αν συνδυαστούν τα αποτελέσματα των προσομοιώσεων με τον εκτιμώμενο αριθμό συγκρούσεων αστέρων νετρονίων στον Γαλαξία μας κατά το παρελθόν,προκύπτει ότι τέτοια τα γεγονότα θα μπορούσαν να είναι πράγματι οι πηγές των βαρύτερων στοιχείων του Σύμπαντος.

ΔΙΠΛΑ ΑΣΤΕΡΙΑ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ

 Περίπου το 5% όλων των άστρων νετρονίων είναι μέλη ενός δυαδικού συστήματος.Ο σχηματισμός και το σενάριο εξέλιξης των δυαδικών άστρων νετρονίων είναι ένα μάλλον εξωτική και περίπλοκη διαδικασία.Τα αστέρια σύντροφοι μπορεί να είναι είτε κοινά αστέρια,οι λευκοί νάνοι ή άλλα άστρα νετρονίων. 

Περίπου το 5% όλων των άστρων νετρονίων είναι μέλη ενός δυαδικού συστήματος

 Τέτοιου είδους δυαδικά αρχεία αναμένεται να είναι βασικές πηγές για να εκπέμπουν κύματα βαρύτητας.Τα αστέρια νετρονίων στα δυαδικά συστήματα εκπέμπουν συχνά ακτίνες Χ που προκαλούνται από τη θέρμανση της ύλης (φυσικό αέριο) που αυξήθηκε βαθμιαία από το άστρο.
 Υλικό από τα εξωτερικά στρώματα του  άστρο απορροφούνται προς το άστρο νετρονίων,ως αποτέλεσμα  το πολύ ισχυρό βαρυτικό πεδίο του.Ως αποτέλεσμα αυτών των άστρων νετρονίων η διαδικασία μπορεί επίσης να συγχωνευτεί σε μαύρες τρύπες,εάν η αύξηση του μάζας λαμβάνει χώρα κάτω από ακραίες συνθήκες.

ΕΚΡΗΞΕΙΣ ΑΚΤΙΝΩΝ-γ

 Οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα εντοπίστηκαν για περισσότερα από 25 χρόνια.Πρόκειται για εκρήξεις ακτίνων γάμμα που προέρχονται από έξω από τη γη και είναι σημαντικές στο ποσό της ενέργειας που παρουσιάζουν.Γνωρίζουμε ότι οι εκρήξεις μπορεί να διαφέρουν και στις δύο διαστάσεις,την ώρα και την ένταση.Δεν υπάρχει μοντέλο ακόμα να τα το περιγράψει.

Οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα εντοπίστηκαν για περισσότερα από 25 χρόνια.Πρόκειται για εκρήξεις ακτίνων γάμμα που προέρχονται από έξω από τη γη και είναι σημαντικές στο ποσό της ενέργειας που παρουσιάζουν

 Υπάρχουν θεωρίες για την προέλευση.Ένα υποστηρίζει ότι οι εκρήξεις προκαλούνται από την συγχώνευση δύο άστρων νετρονίων,ή ένα αστέρι νετρονίων και μια μαύρη τρύπα.Ένας άλλος λόγος είναι ότι οι εκρήξεις που προκαλούνται από την κατάρρευση ενός άστρου μεγάλης μάζας,μεγαλύτερες σε μέγεθος από 20 ηλιακές μάζες,σε μια μαύρη τρύπα.

 Υπάρχει μια ποικιλία από άλλα φαινόμενα που παρατηρήθηκαν που πιστεύεται ότι συνδέονται με τα αστέρια νετρονίων.Υπάρχουν μαλακές εκρήξεις ακτίνων γάμμα που διαρκούν για σύντομο χρονικό διάστημα και έχουν χαμηλότερες φασματικές κορυφές. 

Οι εκρήξεις ακτίνων-γ είναι εκρήξεις ενέργειας που εμφανίζονται κυρίως σε ακτίνες γάμμα και προέρχονται από περιοχές εκτός της Γης.Η ροή στη γη είναι μεταξύ 10^-8 erg/cm²/s και 10^-3 erg/cm²/s,η διάρκεια της εκρήξεις είναι μεταξύ 10 ms και 1000 s,και τα φωτόνια έχουν συνήθως ενέργειες μεταξύ 100 keV και 2 MeV

 Οι εκρήξεις ακτίνων-γ είναι εκρήξεις ενέργειας που εμφανίζονται κυρίως σε ακτίνες γάμμα και προέρχονται από περιοχές εκτός της Γης.Η ροή στη γη είναι μεταξύ 10^-8 erg/cm²/s και 10^-3 erg/cm²/s,η διάρκεια της εκρήξεις είναι μεταξύ 10 ms και 1000 s, και τα φωτόνια έχουν συνήθως ενέργειες μεταξύ 100 keV και 2 MeV,αν και έχουν ενέργειες μέχρι 5 keV και μέχρι 18 GeV που έχει παρατηρηθεί από μερικές εκρήξεις.Η ροή ως συνάρτηση του χρόνου κυμαίνεται από έκρηξη σε έκρηξη,αλλά συχνά η ακίδα μέσα σε έκρηξη ακολουθεί την ταχεία αύξηση εκθετική αποσύνθεση. 

Υπάρχουν μαλακές εκρήξεις ακτίνων γάμμα που διαρκούν για σύντομο χρονικό διάστημα και έχουν χαμηλότερες φασματικές κορυφές

 Από τις αρχές του 1970 ήταν προφανές ότι οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα προέρχονται από όλα τα μέρη του ουρανού με περίπου ίσες πιθανότητες.Οι περισσότεροι άνθρωποι πριν από το 1990 πίστευαν ότι εκρήξεις ακτίνων-γ ήρθαν από γαλαξιακούς αστέρες νετρονίων.Ωστόσο,από το 1990 μετά την έκρηξη και την παροδική Πηγή (BATSE) πάνω στο Compton Gamma-Ray Observatory πιστεύεται ότι αν γαλαξιακοί αστέρες νετρονίων είναι πραγματικές πηγές των εκρήξεων ακτίνων-γ,η Πηγή BATSE θα πρέπει να είναι περισσότερο σαν μια τηγανίτα από μια σφαίρα.Ένα άλλο αποδεικτικό στοιχείο προέρχεται από τον αριθμό των πηγών που παρατηρήθηκαν.