Weißer Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch. Pulsare und Neutronensterne
Die Stoffe eines solchen Objekts sind um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Mittel 2,8⋅10 17 kg/m³ beträgt). Eine weitere gravitative Kontraktion eines Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht.
Viele Neutronensterne haben extrem hohe Rotationsgeschwindigkeiten – bis zu mehreren hundert Umdrehungen pro Sekunde. Neutronensterne entstehen durch Supernova-Explosionen.
Allgemeine Information
Unter Neutronensterne mit zuverlässig gemessenen Massen fallen die meisten in den Bereich von 1,3 bis 1,5 Sonnenmassen, was nahe am Wert der Chandrasekhar-Grenze liegt. Theoretisch sind Neutronensterne mit Massen von 0,1 bis etwa 2,16 Sonnenmassen akzeptabel. Die massereichsten bekannten Neutronensterne sind Vela X-1 (hat eine Masse von mindestens 1,88 ± 0,13 Sonnenmassen auf dem 1σ-Niveau, was einem Signifikanzniveau von α≈34% entspricht), PSR J1614–2230 de (mit einer Masse von Schätzung von 1, 97 ± 0,04 Solar) und PSR J0348 + 0432 en (mit einer Massenschätzung von 2,01 ± 0,04 Solar). Die Schwerkraft in Neutronensternen wird durch den Druck des entarteten Neutronengases ausgeglichen, der Maximalwert der Masse eines Neutronensterns ist durch die Oppenheimer-Volkov-Grenze gegeben, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung abhängt Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Voraussetzungen dafür, dass bei noch stärkerer Dichtezunahme die Umwandlung von Neutronensternen in Quarksterne möglich ist.
Bis 2015 wurden mehr als 2500 Neutronensterne entdeckt. Etwa 90 % von ihnen sind Singles. Insgesamt können in unserer Galaxie 10 8 -10 9 Neutronensterne existieren, also ungefähr einer von tausend gewöhnlichen Sternen. Neutronensterne zeichnen sich durch hohe Geschwindigkeiten (normalerweise Hunderte von km/s) aus. Infolge der Akkretion von Wolkenmaterie kann ein Neutronenstern in dieser Situation von der Erde aus in verschiedenen Spektralbereichen sichtbar sein, einschließlich des optischen, das etwa 0,003 % der abgestrahlten Energie (entspricht 10 Größenordnungen) ausmacht.
Struktur
Bei einem Neutronenstern können fünf Schichten unterschieden werden: Atmosphäre, äußere Kruste, innere Kruste, äußerer Kern und innerer Kern.
Die Atmosphäre eines Neutronensterns ist eine sehr dünne Plasmaschicht (von einigen zehn Zentimetern bei heißen Sternen bis zu Millimetern bei kalten), in der sich die Wärmestrahlung eines Neutronensterns bildet.
Die äußere Kruste besteht aus Ionen und Elektronen, ihre Dicke erreicht mehrere hundert Meter. Eine dünne (nicht mehr als einige Meter) oberflächennahe Schicht eines heißen Neutronensterns enthält ein nicht entartetes Elektronengas, tiefere Schichten - ein entartetes Elektronengas, das mit zunehmender Tiefe relativistisch und ultrarelativistisch wird.
Die innere Kruste besteht aus Elektronen, freien Neutronen und neutronenreichen Atomkernen. Mit zunehmender Tiefe nimmt der Anteil an freien Neutronen zu, während der Anteil an Atomkernen abnimmt. Dicke innerer Kortex kann mehrere Kilometer erreichen.
Der äußere Kern besteht aus Neutronen mit einer geringen Beimischung (mehrere Prozent) von Protonen und Elektronen. Bei massearmen Neutronensternen kann sich der äußere Kern bis zum Zentrum des Sterns erstrecken.
Auch massereiche Neutronensterne haben einen inneren Kern. Sein Radius kann mehrere Kilometer erreichen, die Dichte in der Mitte des Kerns kann die Dichte von Atomkernen um das 10-15-fache übersteigen. Die Zusammensetzung und Zustandsgleichung des inneren Kerns sind nicht sicher bekannt: Es gibt mehrere Hypothesen, von denen die drei wahrscheinlichsten sind: 1) ein Quarkkern, in dem Neutronen in ihre konstituierenden Up- und Down-Quarks zerfallen; 2) Hyperonkern aus Baryonen einschließlich Strange Quarks; und 3) ein Kaonkern, der aus Zwei-Quark-Mesonen besteht, einschließlich seltsamer (Anti-)Quarks. Allerdings ist es derzeit nicht möglich, eine dieser Hypothesen zu bestätigen oder zu widerlegen.
freies Neutron, normale Bedingungen, die nicht Teil eines Atomkerns sind, haben normalerweise eine Lebensdauer von etwa 880 Sekunden, aber der Gravitationseinfluss eines Neutronensterns lässt ein Neutron nicht zerfallen, sodass Neutronensterne zu den stabilsten Objekten im Universum gehören. [ ]
Abkühlende Neutronensterne
Zum Zeitpunkt der Geburt eines Neutronensterns (als Folge einer Supernova-Explosion) ist seine Temperatur sehr hoch - etwa 10 11 K (dh 4 Größenordnungen höher als die Temperatur im Zentrum der Sonne). aber er fällt aufgrund der Neutrinokühlung sehr schnell ab. In nur wenigen Minuten sinkt die Temperatur von 10 11 auf 10 9 K, in einem Monat auf 10 8 K. Dann nimmt die Neutrino-Leuchtkraft stark ab (sie hängt stark von der Temperatur ab) und die Abkühlung erfolgt aufgrund des Photons viel langsamer (Wärme-)Strahlung der Oberfläche. Die Oberflächentemperatur bekannter Neutronensterne, für die sie gemessen wurde, liegt in der Größenordnung von 10 5 -10 6 K (obwohl der Kern offensichtlich viel heißer ist).
Entdeckungsgeschichte
Neutronensterne sind eine der wenigen Klassen von Weltraumobjekten, die vor ihrer Entdeckung durch Beobachter theoretisch vorhergesagt wurden.
Zum ersten Mal wurde die Idee der Existenz von Sternen mit erhöhter Dichte noch vor der Entdeckung des Neutrons durch Chadwick Anfang Februar 1932 von dem berühmten sowjetischen Wissenschaftler Lev Landau zum Ausdruck gebracht. So schreibt er in seinem im Februar 1931 verfassten und aus unbekannten Gründen verspätet am 29. Februar 1932 (mehr als ein Jahr später) veröffentlichten Artikel Über die Theorie der Sterne: „Wir erwarten, dass all dies [Verletzung der Quantengesetze Mechanik] sollte sich manifestieren, wenn die Dichte der Materie so groß wird, dass Atomkerne in engen Kontakt kommen und einen riesigen Kern bilden.
"Propeller"
Die Rotationsgeschwindigkeit reicht nicht mehr aus, um Teilchen auszustoßen, ein solcher Stern kann also kein Radiopulsar sein. Die Rotationsgeschwindigkeit ist jedoch immer noch hoch, und die von dem den Neutronenstern umgebenden Magnetfeld eingefangene Materie kann nicht herunterfallen, dh es findet keine Ansammlung von Materie statt. Neutronensterne dieses Typs haben praktisch keine beobachtbaren Manifestationen und sind schlecht untersucht.
Akkretor (Röntgenpulsar)
Die Rotationsgeschwindigkeit wird so stark reduziert, dass nun nichts mehr daran hindert, dass die Materie auf einen solchen Neutronenstern fällt. Fallend bewegt sich die Materie, bereits im Plasmazustand, entlang der Linien Magnetfeld und schlägt auf harte Oberfläche Körper eines Neutronensterns im Bereich seiner Pole, die sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmen. Auf so hohe Temperaturen erhitzte Substanzen leuchten hell im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die einfallende Materie mit der Oberfläche des Körpers eines Neutronensterns kollidiert, ist sehr klein - nur etwa 100 Meter. Dieser heiße Fleck verschwindet aufgrund der Rotation des Sterns regelmäßig aus dem Blickfeld, sodass regelmäßige Pulsationen von Röntgenstrahlen beobachtet werden. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.
Georotator
Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Aber die Abmessungen der Magnetosphäre sind so, dass das Plasma durch das Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird. Ein ähnlicher Mechanismus wirkt in der Magnetosphäre der Erde, wodurch angegebenen Typ Neutronensterne und bekam seinen Namen.
Anmerkungen
- Dmitri Trunin. Astrophysiker haben die Grenzmasse von Neutronensternen geklärt (unbestimmt) . nplus1.ru. Abgerufen am 18. Januar 2018.
- H. Quaintrell et al. Die Masse des Neutronensterns in Vela X-1 und gezeiteninduzierte nichtradiale Oszillationen in GP Vel // Astronomy and Astrophysics. - April 2003. - Nr. 401. - S. 313-323. - arXiv :astro-ph/0301243 .
- P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels. Ein Neutronenstern mit zwei Sonnenmassen, gemessen mit der Shapiro-Verzögerung // Nature. - 2010. - Band. 467 . - S. 1081-1083.
NEUTRONENSTERN
ein Stern, der hauptsächlich aus Neutronen besteht. Ein Neutron ist ein neutrales subatomares Teilchen, einer der Hauptbestandteile der Materie. Die Hypothese der Existenz von Neutronensternen wurde von den Astronomen W. Baade und F. Zwicky unmittelbar nach der Entdeckung des Neutrons im Jahr 1932 aufgestellt. Diese Hypothese wurde jedoch erst nach der Entdeckung der Pulsare im Jahr 1967 durch Beobachtungen bestätigt.
siehe auch PULSAR. Neutronensterne entstehen durch den Gravitationskollaps normaler Sterne mit mehreren Sonnenmassen. Die Dichte eines Neutronensterns kommt der Dichte eines Atomkerns nahe, d.h. 100 Millionen Mal höher als die Dichte gewöhnlicher Materie. Daher hat ein Neutronenstern mit seiner enormen Masse nur einen Radius von ca. 10km. Aufgrund des kleinen Radius eines Neutronensterns ist die Schwerkraft auf seiner Oberfläche extrem hoch: etwa 100 Milliarden Mal höher als auf der Erde. Dieser Stern wird durch den "Entartungsdruck" dichter Neutronenmaterie, der nicht von seiner Temperatur abhängt, vor dem Kollaps bewahrt. Wenn die Masse eines Neutronensterns jedoch mehr als etwa 2 Sonnenmassen erreicht, wird die Schwerkraft diesen Druck überschreiten und der Stern wird dem Kollaps nicht standhalten können.
siehe auch Gravitationskollaps. Neutronensterne haben ein sehr starkes Magnetfeld, das an der Oberfläche 10 12-10 13 Gauss erreicht (zum Vergleich: die Erde hat etwa 1 Gauss). Assoziiert mit Neutronensternen himmlische Objekte zwei verschiedene Arten.
Pulsare (Funkpulsare). Diese Objekte senden streng regelmäßig Pulse von Radiowellen aus. Der Strahlungsmechanismus ist nicht vollständig klar, aber es wird angenommen, dass ein rotierender Neutronenstern einen Radiostrahl in der seinem Magnetfeld zugeordneten Richtung aussendet, dessen Symmetrieachse nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammenfällt. Daher bewirkt die Rotation die Rotation des Funkstrahls, der periodisch zur Erde gesendet wird.
Doppelt röntgen. Pulsierende Röntgenquellen sind auch mit Neutronensternen verbunden, die Teil eines Doppelsternsystems mit einem massereichen normalen Stern sind. In solchen Systemen fällt Gas von der Oberfläche eines normalen Sterns auf einen Neutronenstern und beschleunigt auf eine enorme Geschwindigkeit. Beim Auftreffen auf die Oberfläche eines Neutronensterns setzt das Gas 10-30 % seiner Ruheenergie frei, bei Kernreaktionen sind es nicht einmal 1 %. Die Oberfläche eines auf hohe Temperatur erhitzten Neutronensterns wird zu einer Quelle von Röntgenstrahlen. Der Fall des Gases erfolgt jedoch nicht gleichmäßig über die gesamte Oberfläche: Das starke Magnetfeld des Neutronensterns fängt das herabfallende ionisierte Gas ein und lenkt es zu den Magnetpolen, wo es wie ein Trichter herunterfällt. Daher werden nur die Bereiche der Pole stark erhitzt, die auf einem rotierenden Stern zu Quellen von Röntgenpulsen werden. Radiopulse von einem solchen Stern kommen nicht mehr an, da Radiowellen in dem ihn umgebenden Gas absorbiert werden.
Verbindung. Die Dichte eines Neutronensterns nimmt mit der Tiefe zu. Unter einer nur wenige Zentimeter dicken Atmosphärenschicht befindet sich eine mehrere Meter dicke flüssige Metallhülle und darunter eine feste Kruste von einem Kilometer Dicke. Die Substanz der Rinde ähnelt gewöhnlichem Metall, ist aber viel dichter. Im äußeren Teil der Kruste ist es hauptsächlich Eisen; der Anteil an Neutronen in seiner Zusammensetzung nimmt mit der Tiefe zu. Bei einer Dichte von ca. 4*10 11 g/cm3 steigt der Anteil der Neutronen so stark an, dass einige von ihnen nicht mehr Teil der Kerne sind, sondern ein kontinuierliches Medium bilden. Dort sieht die Materie aus wie ein „Meer“ aus Neutronen und Elektronen, in dem Atomkerne durchsetzt sind. Und bei einer Dichte von ca. 2*10 14 g/cm3 (Dichte des Atomkerns), einzelne Kerne verschwinden ganz und es bleibt eine kontinuierliche Neutronen-„Flüssigkeit“ mit einer Beimischung von Protonen und Elektronen zurück. Wahrscheinlich verhalten sich Neutronen und Protonen in diesem Fall wie eine superflüssige Flüssigkeit, ähnlich wie flüssiges Helium und supraleitende Metalle in irdischen Labors.
Mit noch mehr hohe Dichten In einem Neutronenstern entstehen die ungewöhnlichsten Materieformen. Vielleicht zerfallen Neutronen und Protonen in noch kleinere Teilchen - Quarks; Möglich ist auch, dass viele Pi-Mesonen entstehen, die das sogenannte Pion-Kondensat bilden.
siehe auch
ELEMENTARE PARTIKEL;
Supraleitung ;
ÜBERFLÜSSIGKEIT.
LITERATUR
Dyson F., Ter Haar D. Neutronensterne und Pulsare. M., 1973 Lipunov V.M. Astrophysik von Neutronensternen. M., 1987
Collier Enzyklopädie. - Offene Gesellschaft. 2000 .
Sehen Sie, was "NEUTRON STAR" in anderen Wörterbüchern ist:
NEUTRONENSTERN, ein sehr kleiner Stern mit hoher Dichte, bestehend aus NEUTRONEN. Es ist die letzte Stufe in der Evolution vieler Sterne. Neutronensterne entstehen, wenn ein massereicher Stern aufflammt SUPERNOVA, sprengen ihre ... ... Wissenschaftliches und technisches Lexikon
Ein Stern, dessen Substanz nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Neutronisierung von Materie ist mit dem Gravitationskollaps eines Sterns nach Erschöpfung des darin enthaltenen Kernbrennstoffs verbunden. Die durchschnittliche Dichte von Neutronensternen beträgt 2,1017 … Großes enzyklopädisches Wörterbuch
Struktur eines Neutronensterns. Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, das eines der Endprodukte ist ... Wikipedia
Ein Stern, dessen Substanz nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die durchschnittliche Dichte eines solchen Sterns beträgt Neutronenstern 2·1017 kg/m3, der durchschnittliche Radius beträgt 20 km. Erkannt durch gepulste Radioemission, siehe Pulsare ... Astronomisches Wörterbuch
Ein Stern, dessen Substanz nach theoretischen Vorstellungen hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Neutronisierung von Materie ist mit dem Gravitationskollaps eines Sterns nach Erschöpfung des darin enthaltenen Kernbrennstoffs verbunden. Die durchschnittliche Dichte eines Neutronensterns ... ... Enzyklopädisches Wörterbuch
Ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht, in dem der Schwarm hauptsächlich besteht. aus Neutronen. Es entsteht durch die Umwandlung von Protonen in Neutronen während der Gravitation. kollabieren in den Endstadien der Entwicklung ausreichend massereicher Sterne (mit einer Masse, die um ein Vielfaches größer ist als ... ... Naturwissenschaft. Enzyklopädisches Wörterbuch
Neutronenstern- eine der Stadien in der Entwicklung von Sternen, wenn sie infolge des Gravitationskollaps auf so kleine Größen schrumpft (Kugelradius 10 20 km), dass Elektronen in die Kerne von Atomen gedrückt werden und ihre Ladung neutralisieren, die ganze Materie des Sterns wird ... ... Anfänge der modernen Naturwissenschaft
Culver Neutronenstern. Es wurde von Astronomen der Pennsylvania State University der USA und der kanadischen McGill University im Sternbild Ursa Minor entdeckt. Der Stern ist in seinen Eigenschaften ungewöhnlich und ist anders als alle anderen ... ... Wikipedia
- (engl. runaway star) ein Stern, der sich im Verhältnis zum umgebenden interstellaren Medium mit ungewöhnlich hoher Geschwindigkeit bewegt. Die Eigenbewegung eines solchen Sterns wird oft genau in Bezug auf den Sternenverband angegeben, zu dem ein Mitglied ... ... Wikipedia gehört
MOSKAU, 28. August - RIA Nowosti. Wissenschaftler haben einen rekordverdächtig schweren Neutronenstern mit der doppelten Masse der Sonne entdeckt, was sie zwingen wird, eine Reihe von Theorien zu überdenken, insbesondere die Theorie, nach der „freie“ Quarks in der superdichten Materie von Neutronensternen vorhanden sein könnten, laut einem Artikel, der am Donnerstag in der Zeitschrift Nature veröffentlicht wurde.
Ein Neutronenstern ist die "Leiche" eines Sterns, der nach einer Supernova-Explosion zurückbleibt. Seine Größe übersteigt nicht die Größe einer kleinen Stadt, aber die Materiedichte ist 10-15-mal höher als die Dichte des Atomkerns - eine "Prise" Neutronensternmaterie wiegt mehr als 500 Millionen Tonnen.
Die Schwerkraft "presst" Elektronen in Protonen und verwandelt sie in Neutronen, weshalb Neutronensterne ihren Namen haben. Bis vor kurzem glaubten Wissenschaftler, dass die Masse eines Neutronensterns zwei Sonnenmassen nicht überschreiten kann, da sonst die Schwerkraft den Stern zu einem Schwarzen Loch „kollabieren“ lassen würde. Der Zustand des Inneren von Neutronensternen ist weitgehend ein Rätsel. Zum Beispiel das Vorhandensein von "freien" Quarks und dergleichen Elementarteilchen, als K-Mesonen und Hyperonen in den Zentralregionen eines Neutronensterns.
Die Autoren der Studie, eine Gruppe amerikanischer Wissenschaftler unter der Leitung von Paul Demorest vom National Radio Observatory, untersuchten den dreitausend Lichtjahre von der Erde entfernten Doppelstern J1614-2230, dessen eine Komponente ein Neutronenstern und die andere ein weißer Zwerg.
Gleichzeitig ist ein Neutronenstern ein Pulsar, also ein Stern, der eng gerichtete Radioemissionsstrahlen aussendet, deren Strahlungsfluss durch die Rotation des Sterns mit Radioteleskopen an verschiedenen Orten von der Erdoberfläche eingefangen werden kann Zeitintervalle.
Ein Weißer Zwerg und ein Neutronenstern rotieren relativ zueinander. Die Geschwindigkeit des Funksignals aus dem Zentrum des Neutronensterns wird jedoch von der Schwerkraft des Weißen Zwergs beeinflusst, sie „verlangsamt“ ihn. Wissenschaftler, die die Ankunftszeit von Funksignalen auf der Erde messen, können mit hoher Genauigkeit die Masse des Objekts bestimmen, das für die Signalverzögerung "verantwortlich" ist.
„Wir haben großes Glück mit diesem System. Ein sich schnell drehender Pulsar gibt uns ein Signal aus einer perfekt platzierten Umlaufbahn. Außerdem ist unser Weißer Zwerg ziemlich groß für einen Stern dieser Art. Diese einzigartige Kombination ermöglicht es uns, zu nehmen vollen Nutzen aus dem Shapiro-Effekt (Gravitationssignalverzögerung) und vereinfacht Messungen", sagt Co-Autor Scott Ransom.
Das Doppelsternsystem J1614-2230 ist so angeordnet, dass es fast von der Seite, also in der Ebene der Umlaufbahn, beobachtet werden kann. Dies macht es einfacher, die Massen seiner Bestandteile genau zu messen.
Als Ergebnis entsprach die Masse des Pulsars 1,97 Sonnenmassen, was ein Rekord für Neutronensterne war.
„Diese Massenmessungen sagen uns, dass, wenn es überhaupt Quarks im Kern eines Neutronensterns gibt, diese nicht ‚frei‘ sein können, sondern höchstwahrscheinlich viel stärker miteinander wechselwirken müssen als in ‚gewöhnlichen‘ Atomkernen“, erklärt die führende Gruppe von Astrophysikern, die sich mit diesem Thema befassen, Feryal Ozel (Feryal Ozel) von der University of Arizona.
„Es überrascht mich, dass etwas so Einfaches wie die Masse eines Neutronensterns so viel in so vielen verschiedenen Bereichen der Physik und Astronomie aussagen kann“, sagt Ransom.
Der Astrophysiker Sergei Popov vom Sternberg State Astronomical Institute stellt fest, dass die Untersuchung von Neutronensternen entscheidende Informationen über die Struktur der Materie liefern kann.
„In terrestrischen Labors ist es unmöglich, Materie mit einer viel größeren Dichte als der Kernenergie zu untersuchen. Und das ist sehr wichtig, um zu verstehen, wie die Welt funktioniert. Glücklicherweise existiert solch dichte Materie in den Tiefen von Neutronensternen. Um deren Eigenschaften zu bestimmen.“ Unabhängig davon ist es sehr wichtig zu wissen, welche maximale Masse ein Neutronenstern haben kann, ohne sich in ein Schwarzes Loch zu verwandeln", sagte Popov gegenüber RIA Novosti.
Einführung
Im Laufe ihrer Geschichte hat die Menschheit nicht aufgehört zu versuchen, das Universum zu verstehen. Das Universum nennt man die Gesamtheit von allem, was existiert, alle materiellen Teilchen des Raums zwischen diesen Teilchen. Nach modernen Vorstellungen beträgt das Alter des Universums etwa 14 Milliarden Jahre.
Die Größe des sichtbaren Teils des Universums beträgt ungefähr 14 Milliarden Lichtjahre (ein Lichtjahr ist die Strecke, die Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt). Nach Ansicht einiger Wissenschaftler beträgt die Länge des Universums 90 Milliarden Lichtjahre. Um das Arbeiten mit solch großen Entfernungen bequem zu machen, wird ein Wert namens Parsec verwendet. Ein Parsec ist die Entfernung, aus der der durchschnittliche Radius der Erdumlaufbahn senkrecht zur Sichtlinie in einem Winkel von einer Bogensekunde sichtbar ist. 1 Parsec = 3,2616 Lichtjahre.
Es gibt eine große Anzahl verschiedener Objekte im Universum, deren Namen vielen bekannt sind, wie Planeten und Satelliten, Sterne, Schwarze Löcher usw. Sterne sind sehr unterschiedlich in ihrer Helligkeit, Größe, Temperatur und anderen Parametern . Zu den Sternen gehören Objekte wie Weiße Zwerge, Neutronensterne, Riesen und Überriesen, Quasare und Pulsare. Von besonderem Interesse sind die Zentren von Galaxien. Nach modernen Vorstellungen eignet sich ein Schwarzes Loch für die Rolle eines Objekts, das sich im Zentrum einer Galaxie befindet. Schwarze Löcher sind Produkte der Evolution von Sternen, die in ihren Eigenschaften einzigartig sind. Die experimentelle Gültigkeit der Existenz von Schwarzen Löchern hängt von der Gültigkeit ab Allgemeine Theorie Relativität.
Neben Galaxien ist das Universum voller Nebel (interstellare Wolken, die aus Staub, Gas und Plasma bestehen), Reliktstrahlung, die das gesamte Universum durchdringt, und anderen wenig untersuchten Objekten.
Neutronensterne
Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, das eines der Endprodukte der Sternentwicklung ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (ca. 1 km) Materiekruste in Form von schweren Atomkernen und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind vergleichbar mit der Masse der Sonne, aber der typische Radius beträgt nur 10-20 Kilometer. So durchschnittliche Dichte Die Substanz eines solchen Sterns ist um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Durchschnitt 2,8 * 1017 kg / m beträgt?). Eine weitere gravitative Kontraktion eines Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht.
Viele Neutronensterne haben extrem hohe Rotationsgeschwindigkeiten von bis zu tausend Umdrehungen pro Sekunde. Es wird angenommen, dass Neutronensterne bei Supernova-Explosionen entstehen.
Die Gravitationskräfte in Neutronensternen werden durch den Druck des entarteten Neutronengases ausgeglichen, der Maximalwert der Masse eines Neutronensterns wird durch die Oppenheimer-Volkov-Grenze festgelegt, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Gleichung abhängt Zustand der Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Voraussetzungen dafür, dass bei noch stärkerer Dichtezunahme die Umwandlung von Neutronensternen in Quarksterne möglich ist.
Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 1012-1013 Gs (Gs-Gauß ist eine Maßeinheit der magnetischen Induktion), es sind die Prozesse in der Magnetosphäre von Neutronensternen, die für die Radioemission von Pulsaren verantwortlich sind . Seit den 1990er Jahren wurden einige Neutronensterne als Magnetare identifiziert, Sterne mit Magnetfeldern in der Größenordnung von 1014 Gauß und höher. Solche Felder (die den „kritischen“ Wert von 4,414 1013 G überschreiten, bei dem die Wechselwirkungsenergie eines Elektrons mit einem Magnetfeld seine Ruheenergie übersteigt) führen eine qualitativ neue Physik ein, da spezifische relativistische Effekte, Polarisation des physikalischen Vakuums usw. bedeutend werden.
Klassifizierung von Neutronensternen
Die zwei Hauptparameter, die die Wechselwirkung von Neutronensternen mit der umgebenden Materie und folglich ihre Beobachtungsmanifestationen charakterisieren, sind die Rotationsperiode und die Stärke des Magnetfelds. Mit der Zeit verbraucht der Stern seine Rotationsenergie und seine Rotationsperiode nimmt zu. Auch das Magnetfeld wird schwächer. Aus diesem Grund kann ein Neutronenstern im Laufe seines Lebens seinen Typ ändern.
Auswerfer (Radiopulsar) - starke Magnetfelder und eine kleine Rotationsperiode. BEIM das einfachste Modell Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld starr, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Neutronenstern selbst. Bei einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird als Radius des Lichtzylinders bezeichnet. Jenseits dieses Radius kann das übliche Dipolfeld nicht existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen, die sich entlang von Magnetfeldlinien bewegen, können einen Neutronenstern durch solche Klippen verlassen und in die Unendlichkeit davonfliegen. Ein solcher Neutronenstern stößt relativistisch geladene Teilchen aus (spuckt, stößt aus), die im Radiobereich strahlen. Für einen Beobachter sehen Ejektoren aus wie Radiopulsare.
Propeller - die Rotationsgeschwindigkeit reicht bereits für den Ausstoß von Partikeln nicht aus, daher kann ein solcher Stern kein Radiopulsar sein. Es ist jedoch immer noch groß, und die Materie, die vom Magnetfeld um den Neutronenstern eingefangen wird, kann nicht herunterfallen, das heißt, die Akkretion von Materie findet nicht statt. Neutronensterne dieses Typs haben praktisch keine beobachtbaren Manifestationen und sind schlecht untersucht.
Accretor (Röntgenpulsar) - die Rotationsgeschwindigkeit wird so stark reduziert, dass nun nichts mehr daran hindert, dass die Substanz auf einen solchen Neutronenstern fällt. Das fallende Plasma bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien und trifft auf eine feste Oberfläche in der Nähe der Pole eines Neutronensterns, wobei es sich auf mehrere zehn Millionen Grad erhitzt. Eine so hoch erhitzte Substanz leuchtet im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die fallende Materie mit der Oberfläche des Sterns kollidiert, ist sehr klein - nur etwa 100 Meter. Dieser Hotspot verschwindet aufgrund der Rotation des Sterns periodisch aus dem Blickfeld, was der Beobachter als Pulsationen wahrnimmt. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.
Georotator - Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert keine Akkretion. Aber die Abmessungen der Magnetosphäre sind so, dass das Plasma durch das Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird. Ein ähnlicher Mechanismus funktioniert in der Magnetosphäre der Erde, weshalb dieser Typ seinen Namen erhielt.
In der Astrophysik, wie in jedem anderen Wissenschaftszweig, sind evolutionäre Probleme am interessantesten, die mit den uralten Fragen „Was ist passiert?“ verbunden sind. und das wird sein?". Was ungefähr mit der Sternmasse passieren wird gleich der Masse unsere Sonne, das wissen wir bereits. So ein Star, der durch die Bühne geht roter Riese, wird werden weißer Zwerg. Weiße Zwerge im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen abseits der Hauptreihe.
Weiße Zwerge sind das Ende der Entwicklung von Sternen mit Sonnenmasse. Sie sind eine Art evolutionäre Sackgasse. Langsames und ruhiges Aussterben - das Ende des Weges aller Sterne mit einer geringeren Masse als die Sonne. Was ist mit massereicheren Sternen? Wir haben gesehen, dass ihr Leben voller turbulenter Ereignisse ist. Aber es stellt sich eine natürliche Frage: Wie enden die monströsen Kataklysmen, die in Form von Supernova-Explosionen beobachtet werden?
Im Jahr 1054 flammte ein Gaststern am Himmel auf. Es war sogar tagsüber am Himmel sichtbar und erlosch erst nach einigen Monaten. Heute sehen wir die Überreste dieser Sternkatastrophe in Form eines hellen optischen Objekts, das im Katalog der Monsieurnebel mit der Nummer M1 bezeichnet wird. Es ist berühmt Krebsnebel- der Überrest einer Supernova-Explosion.
In den 40er Jahren unseres Jahrhunderts begann der amerikanische Astronom W. Baade, den zentralen Teil der "Krabbe" zu untersuchen, um zu versuchen, einen stellaren Überrest einer Supernova-Explosion im Zentrum des Nebels zu finden. Den Namen „Krabbe“ erhielt dieses Objekt übrigens im 19. Jahrhundert vom englischen Astronomen Lord Ross. Baade fand einen Kandidaten für einen Sternrest in Form eines Sternchens 17m.
Aber der Astronom hatte kein Glück, er hatte keine geeignete Technik für eine detaillierte Studie, und deshalb konnte er nicht bemerken, dass dieser Stern funkelte, pulsierte. Wenn die Periode dieser Helligkeitspulsationen nicht 0,033 Sekunden, sondern beispielsweise mehrere Sekunden betragen würde, hätte Baade dies zweifellos bemerkt, und dann würde die Ehre, den ersten Pulsar zu entdecken, nicht A. Hewish und D. Bell zustehen.
Zehn Jahre bevor Baade sein Teleskop auf die Mitte richtete Krebsnebel begannen theoretische Physiker, den Zustand der Materie bei Dichten zu untersuchen, die die Dichte von Weißen Zwergen (106 - 107 g/cm3) überstiegen. Das Interesse an diesem Thema entstand im Zusammenhang mit dem Problem der Endstadien der Sternentwicklung. Interessanterweise war einer der Mitautoren dieser Idee derselbe Baade, der gerade die Tatsache der Existenz eines Neutronensterns mit einer Supernova-Explosion in Verbindung gebracht hat.
Wird die Materie auf Dichten komprimiert, die größer sind als die Dichte von Weißen Zwergen, beginnen die sogenannten Neutronisierungsprozesse. Der ungeheure Druck im Innern des Sterns „treibt“ Elektronen in Atomkerne. Unter normalen Bedingungen ist ein Kern, der Elektronen absorbiert hat, instabil, weil er einen Überschuss an Neutronen enthält. Bei kompakten Sternen ist dies jedoch nicht der Fall. Mit zunehmender Dichte des Sterns werden die Elektronen des entarteten Gases allmählich von den Kernen absorbiert, und nach und nach verwandelt sich der Stern in einen Riesen. Neutronenstern- ein Tropfen. Das entartete Elektronengas wird durch ein entartetes Neutronengas mit einer Dichte von 1014-1015 g/cm3 ersetzt. Mit anderen Worten, die Dichte eines Neutronensterns ist milliardenfach mehr Dichte weißer Zwerg.
Diese monströse Konfiguration des Sterns galt lange Zeit als Gedankenspiel der Theoretiker. Es dauerte mehr als dreißig Jahre, bis die Natur diese herausragende Vorhersage bestätigte. In den gleichen 30er Jahren wurde eine weitere wichtige Entdeckung gemacht, die einen entscheidenden Einfluss auf die gesamte Theorie der Sternentwicklung hatte. Chandrasekhar und L. Landau stellten dies für einen Stern fest, der seine Quellen erschöpft hat Kernenergie, gibt es eine gewisse Grenzmasse, wenn der Stern noch stabil ist. Bei dieser Masse kann der Druck des entarteten Gases noch der Schwerkraft standhalten. Folglich hat die Masse entarteter Sterne (Weiße Zwerge, Neutronensterne) eine endliche Grenze (die Chandrasekhar-Grenze), deren Überschreitung eine katastrophale Kompression des Sterns, seinen Kollaps, verursacht.
Beachten Sie, dass, wenn die Masse des Sternkerns zwischen 1,2 M und 2,4 M liegt, das Endprodukt der Entwicklung eines solchen Sterns ein Neutronenstern sein muss. Mit einer Kernmasse von weniger als 1,2 M wird die Evolution schließlich zur Geburt eines Weißen Zwergs führen.
Was ist ein Neutronenstern? Wir kennen seine Masse, wir wissen auch, dass er hauptsächlich aus Neutronen besteht, deren Größe ebenfalls bekannt ist. Von hier aus ist es einfach, den Radius des Sterns zu bestimmen. Es stellt sich heraus, dass es fast ... 10 Kilometer sind! Die Bestimmung des Radius eines solchen Objekts ist wirklich nicht schwierig, aber es ist sehr schwierig, sich vorzustellen, dass eine Masse nahe der Masse der Sonne in einem Objekt platziert werden kann, dessen Durchmesser etwas größer ist als die Länge der Profsoyuznaya-Straße in Moskau. Das ist ein riesiger Kerntropfen, der Überkern eines Elements, das in kein Periodensystem passt und eine unerwartete, eigenartige Struktur hat.
Die Substanz eines Neutronensterns hat die Eigenschaften einer superflüssigen Flüssigkeit! Auf den ersten Blick ist diese Tatsache kaum zu glauben, aber sie ist wahr. Auf ungeheure Dichten komprimiert, ähnelt die Substanz teilweise flüssigem Helium. Außerdem sollten wir nicht vergessen, dass die Temperatur eines Neutronensterns etwa eine Milliarde Grad beträgt, und wie wir wissen, manifestiert sich die Suprafluidität unter terrestrischen Bedingungen nur bei ultraniedrigen Temperaturen.
Für das Verhalten des Neutronensterns selbst spielt die Temperatur zwar keine besondere Rolle, da ihre Stabilität durch den Druck der entarteten Neutronengasflüssigkeit bestimmt wird. Die Struktur eines Neutronensterns ähnelt in vielerlei Hinsicht der Struktur eines Planeten. Neben dem „Mantel“, der aus einer Substanz mit den erstaunlichen Eigenschaften einer supraleitenden Flüssigkeit besteht, hat ein solcher Stern eine etwa einen Kilometer dicke dünne, feste Kruste. Es wird angenommen, dass die Rinde eine besondere kristalline Struktur hat. Eigentümlich deshalb, weil im Gegensatz zu den uns bekannten Kristallen, bei denen die Struktur des Kristalls von der Konfiguration der Elektronenhüllen des Atoms abhängt, im Kern eines Neutronensterns keine Elektronen vorhanden sind. Daher bilden sie ein Gitter, das den kubischen Gittern von Eisen, Kupfer, Zink ähnelt, aber dementsprechend mit unermesslich höheren Dichten. Als nächstes kommt der Mantel, über dessen Eigenschaften wir bereits gesprochen haben. Im Zentrum eines Neutronensterns erreichen die Dichten 1015 Gramm pro Kubikzentimeter. Mit anderen Worten, ein Teelöffel der Substanz eines solchen Sterns wiegt Milliarden Tonnen. Es wird angenommen, dass im Zentrum eines Neutronensterns eine kontinuierliche Entstehung aller in der Kernphysik bekannten, sowie exotischer Elementarteilchen, die noch nicht entdeckt wurden, stattfindet.
Neutronensterne kühlen ziemlich schnell ab. Schätzungen zufolge sinkt die Temperatur in den ersten zehn bis hunderttausend Jahren von mehreren Milliarden auf Hunderte Millionen Grad. Neutronensterne rotieren schnell, und dies führt zu einer Reihe sehr interessanter Konsequenzen. Übrigens ist es die geringe Größe des Sterns, die es ihm ermöglicht, während einer schnellen Rotation intakt zu bleiben. Wenn sein Durchmesser nicht 10, sondern beispielsweise 100 Kilometer betragen würde, würde er durch Fliehkräfte einfach auseinandergerissen werden.
Wir haben bereits über die faszinierende Geschichte der Entdeckung von Pulsaren gesprochen. Es wurde sofort die Idee vorgebracht, dass der Pulsar ein schnell rotierender Neutronenstern ist, da von allen bekannten Sternkonfigurationen nur er stabil bleiben und mit hoher Geschwindigkeit rotieren könnte. Erst die Untersuchung von Pulsaren ermöglichte den bemerkenswerten Schluss, dass die von Theoretikern „an der Spitze einer Feder“ entdeckten Neutronensterne tatsächlich in der Natur existieren und als Folge von Supernova-Explosionen entstehen. Die Schwierigkeiten, sie im optischen Bereich nachzuweisen, liegen auf der Hand, da die meisten Neutronensterne aufgrund ihres geringen Durchmessers in den leistungsstärksten Teleskopen nicht zu sehen sind, obwohl es hier, wie wir gesehen haben, Ausnahmen gibt - einen Pulsar in Krebsnebel.
So entdeckten Astronomen neue Klasse Objekte - Pulsare, schnell rotierende Neutronensterne. Eine natürliche Frage stellt sich: Was ist der Grund für eine so schnelle Rotation eines Neutronensterns, warum sollte er sich eigentlich mit großer Geschwindigkeit um seine Achse drehen?
Der Grund für dieses Phänomen ist einfach. Wir wissen gut, wie ein Skater die Rotationsgeschwindigkeit erhöhen kann, wenn er seine Arme an den Körper drückt. Dabei nutzt er das Gesetz der Drehimpulserhaltung. Dieses Gesetz wird niemals verletzt, und er ist es, der während einer Supernova-Explosion die Rotationsgeschwindigkeit seines Überrests - eines Pulsars - um ein Vielfaches erhöht.
Tatsächlich ändert sich beim Kollaps eines Sterns seine Masse (was nach der Explosion übrig bleibt) nicht, und der Radius verringert sich um etwa das Hunderttausendfache. Aber der Drehimpuls, der gleich dem Produkt aus äquatorialer Rotationsgeschwindigkeit mal Masse mal Radius ist, bleibt gleich. Die Masse ändert sich nicht, daher muss die Geschwindigkeit um das gleiche Hunderttausendfache zunehmen.
Betrachten wir ein einfaches Beispiel. Unsere Sonne dreht sich ziemlich langsam um ihre eigene Achse. Der Zeitraum dieser Rotation beträgt ungefähr 25 Tage. Wenn also die Sonne plötzlich zu einem Neutronenstern würde, würde sich die Periode ihrer Rotation auf eine Zehntausendstelsekunde verringern.
Die zweite wichtige Konsequenz aus den Erhaltungssätzen ist, dass Neutronensterne sehr stark magnetisiert sein müssen. In der Tat können wir in keinem natürlichen Prozess einfach das Magnetfeld nehmen und zerstören (falls es bereits existiert). Die magnetischen Kraftlinien sind für immer mit der elektrisch hochleitfähigen Materie des Sterns verbunden. Wert magnetischer Fluss auf der Sternoberfläche ist gleich dem Produkt aus magnetischer Feldstärke und dem Quadrat des Sternradius. Dieser Wert ist strikt konstant. Deshalb muss, wenn sich ein Stern zusammenzieht, das Magnetfeld sehr stark ansteigen. Lassen Sie uns näher auf dieses Phänomen eingehen, da es genau dieses Phänomen ist, das viele der erstaunlichen Eigenschaften von Pulsaren bestimmt.
Auf der Oberfläche unserer Erde kann man die Stärke des Magnetfeldes messen. Wir erhalten einen kleinen Wert von etwa einem Gauß. In einem guten physikalischen Labor kann man Magnetfelder von einer Million Gauss erhalten. Auf der Oberfläche von Weißen Zwergen erreicht die Magnetfeldstärke hundert Millionen Gauß. In der Nähe des Feldes noch stärker - bis zu zehn Milliarden Gauß. Aber auf der Oberfläche eines Neutronensterns erreicht die Natur einen absoluten Rekord. Hier kann die Feldstärke Hunderttausende von Milliarden Gauss betragen. Leere drin Liter Glas, das ein solches Feld im Inneren enthält, würde etwa tausend Tonnen wiegen.
Solch starke Magnetfelder können (natürlich in Kombination mit dem Gravitationsfeld) die Art der Wechselwirkung eines Neutronensterns mit der umgebenden Materie nur beeinflussen. Schließlich haben wir noch nicht darüber gesprochen, warum Pulsare eine große Aktivität haben, warum sie Radiowellen aussenden. Und nicht nur Radiowellen. Astrophysiker kennen heute die nur in Doppelsternsystemen zu beobachtenden Röntgenpulsare, Gammastrahlenquellen mit ungewöhnlichen Eigenschaften, die sogenannten Röntgenburster.
Um sich die verschiedenen Wechselwirkungsmechanismen zwischen einem Neutronenstern und Materie vorzustellen, wenden wir uns der allgemeinen Theorie einer langsamen Änderung der Wechselwirkungsmodi zwischen Neutronensternen und der Umgebung zu. Betrachten wir kurz die Hauptstadien einer solchen Entwicklung. Neutronensterne - Überbleibsel von Supernovae - rotieren zunächst sehr schnell mit einer Periode von 10 -2 - 10 -3 Sekunden. Bei einer so schnellen Rotation sendet der Stern Radiowellen aus, elektromagnetische Strahlung, Teilchen.
Eine der erstaunlichsten Eigenschaften von Pulsaren ist die ungeheure Kraft ihrer Strahlung, die milliardenfach größer ist als die Kraft der Strahlung aus dem Inneren von Sternen. So erreicht beispielsweise die Leistung der Radioemission des Pulsars in der "Krabbe" 1031 erg / s, in der Optik 1034 erg / s, was viel mehr ist als die Strahlungsleistung der Sonne. Dieser Pulsar strahlt noch mehr im Röntgen- und Gammabereich.
Wie sind diese natürlichen Energieerzeuger angeordnet? Alle Funkpulsare haben einen Allgemeingut, die als Schlüssel zur Enträtselung des Mechanismus ihrer Wirkung diente. Diese Eigenschaft liegt darin begründet, dass die Dauer der Pulsemission nicht konstant bleibt, sondern langsam zunimmt. Es ist erwähnenswert, dass diese Eigenschaft rotierender Neutronensterne zuerst von Theoretikern vorhergesagt und dann sehr schnell experimentell bestätigt wurde. So wurde 1969 festgestellt, dass die Strahlungsdauer der Pulsarimpulse in der "Krabbe" um 36 Milliardstel Sekunden pro Tag zunimmt.
Wir werden jetzt nicht diskutieren, wie solch kleine Zeitintervalle gemessen werden. Für uns ist allein die Tatsache einer Verlängerung der Pulspausen wichtig, die es übrigens auch ermöglicht, das Alter von Pulsaren abzuschätzen. Aber warum sendet ein Pulsar Radioimpulse aus? Dieses Phänomen wird im Rahmen einer vollständigen Theorie nicht vollständig erklärt. Dennoch lässt sich ein qualitatives Bild des Phänomens zeichnen.
Die Sache ist, dass die Rotationsachse eines Neutronensterns nicht mit seiner magnetischen Achse zusammenfällt. Aus der Elektrodynamik ist bekannt, dass, wenn ein Magnet im Vakuum um eine Achse gedreht wird, die nicht mit der magnetischen zusammenfällt, elektromagnetische Strahlung genau mit der Rotationsfrequenz des Magneten auftritt. Gleichzeitig wird die Rotationsgeschwindigkeit des Magneten verlangsamt. Dies ist aus allgemeinen Überlegungen verständlich, denn gäbe es kein Bremsen, hätten wir einfach ein Perpetuum mobile.
Unser Sender entzieht also der Rotation des Sterns die Energie von Funkimpulsen, und sein Magnetfeld ist sozusagen der Antriebsriemen der Maschine. Der eigentliche Prozess ist viel komplizierter, da ein im Vakuum rotierender Magnet nur teilweise einem Pulsar entspricht. Schließlich dreht sich ein Neutronenstern überhaupt nicht im Vakuum, er ist von einer starken Magnetosphäre, einer Plasmawolke, umgeben, und dies ist ein guter Leiter, der seine eigenen Anpassungen an dem einfachen und ziemlich schematischen Bild vornimmt, das wir gezeichnet haben. Durch die Wechselwirkung des Magnetfeldes des Pulsars mit der ihn umgebenden Magnetosphäre entstehen schmale Bündel gerichteter Strahlung, die bei günstiger "Anordnung der Leuchten" in verschiedenen Teilen der Galaxie beobachtet werden können besonders auf der Erde.
Die schnelle Rotation eines Radiopulsars zu Beginn seines Lebens verursacht mehr als nur Radioemissionen. Ein erheblicher Teil der Energie wird auch von relativistischen Teilchen abgeführt. Mit abnehmender Rotationsgeschwindigkeit des Pulsars nimmt der Strahlungsdruck ab. Zuvor schleuderte die Strahlung Plasma vom Pulsar weg. Nun beginnt die umgebende Materie auf den Stern zu fallen und löscht seine Strahlung aus. Dieser Prozess kann besonders effizient sein, wenn der Pulsar in ein binäres System eintritt. In einem solchen System zieht der Pulsar, besonders wenn er nahe genug ist, die Materie eines "normalen" Begleiters auf sich.
Ist der Pulsar jung und voller Energie, kann seine Radiostrahlung noch zum Beobachter „durchbrechen“. Aber der alte Pulsar kann die Akkretion nicht mehr bekämpfen und "löscht" den Stern. Wenn sich die Rotation des Pulsars verlangsamt, treten andere bemerkenswerte Prozesse auf. Da das Gravitationsfeld eines Neutronensterns sehr stark ist, setzt die Akkretion von Materie eine beträchtliche Energiemenge in Form von Röntgenstrahlen frei. Wenn in einem binären System ein normaler Begleiter dem Pulsar eine beträchtliche Menge an Materie zuführt, etwa 10 -5 - 10 -6 M pro Jahr, wird der Neutronenstern nicht als Radiopulsar, sondern als Röntgenpulsar beobachtet.
Aber das ist noch nicht alles. Wenn sich die Magnetosphäre eines Neutronensterns in der Nähe seiner Oberfläche befindet, beginnt sich in einigen Fällen Materie dort anzusammeln und bildet eine Art Hülle des Sterns. Diese Schale kann erstellen Bevorzugte Umstände für den Durchgang thermonuklearer Reaktionen, und dann können wir einen Röntgenblitzer am Himmel sehen (von englisches Wort platzen - "Blitz").
Dieser Vorgang sollte uns streng genommen nicht unerwartet erscheinen, wir haben bereits im Zusammenhang mit Weißen Zwergen darüber gesprochen. Die Bedingungen auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs und eines Neutronensterns sind jedoch sehr unterschiedlich, und daher werden Röntgenblitzer eindeutig mit Neutronensternen in Verbindung gebracht. Therm nukleare Explosionen von uns in Form von Röntgenblitzen und vielleicht Gammastrahlenausbrüchen beobachtet. Tatsächlich scheinen einige Gammastrahlenausbrüche auf thermonukleare Explosionen auf der Oberfläche von Neutronensternen zurückzuführen zu sein.
Aber zurück zu den Röntgenpulsaren. Der Mechanismus ihrer Strahlung ist natürlich ein völlig anderer als der der Burster. Nukleare Energiequellen spielen hier keine Rolle mehr. Auch die kinetische Energie des Neutronensterns selbst kann nicht mit den Beobachtungsdaten übereinstimmen.
Nehmen Sie zum Beispiel die Röntgenquelle Centaurus X-1. Seine Leistung beträgt 10 erg/sec. Daher könnte die Reserve dieser Energie nur für ein Jahr ausreichen. Außerdem ist es ziemlich offensichtlich, dass die Rotationsperiode des Sterns in diesem Fall zunehmen müsste. Bei vielen Röntgenpulsaren nimmt jedoch im Gegensatz zu Radiopulsaren die Periode zwischen den Pulsen mit der Zeit ab. Es geht also nicht um die kinetische Rotationsenergie. Wie funktionieren Röntgenpulsare?
Wir erinnern uns, dass sie in binären Systemen vorkommen. Dort sind Akkretionsprozesse besonders effektiv. Die Geschwindigkeit von Materie, die auf einen Neutronenstern fällt, kann ein Drittel der Lichtgeschwindigkeit (100.000 Kilometer pro Sekunde) erreichen. Dann setzt ein Gramm Materie eine Energie von 1020 erg frei. Und um eine Energiefreisetzung von 1037 erg/sec sicherzustellen, ist es notwendig, dass der Materiefluss zum Neutronenstern 1017 Gramm pro Sekunde beträgt. Dies ist im Allgemeinen nicht sehr viel, etwa ein Tausendstel der Masse der Erde pro Jahr.
Der Materiallieferant kann ein optischer Begleiter sein. Ein Gasstrahl wird kontinuierlich von einem Teil seiner Oberfläche zum Neutronenstern strömen. Es wird sowohl Energie als auch Materie an die Akkretionsscheibe liefern, die sich um den Neutronenstern bildet.
Da der Neutronenstern ein riesiges Magnetfeld hat, "strömt" das Gas entlang des Magneten Kraftlinien zu den Polen. Dort spielen sich in relativ kleinen "Flecken" von nur einem Kilometer Größe die Prozesse zur Erzeugung der stärksten Röntgenstrahlung von grandiosem Ausmaß ab. Röntgenstrahlen werden von relativistischen und gewöhnlichen Elektronen ausgesandt, die sich im Magnetfeld eines Pulsars bewegen. Das darauf fallende Gas kann auch seine Rotation „füttern“. Deshalb wird gerade bei Röntgenpulsaren in einigen Fällen eine Abnahme der Rotationsperiode beobachtet.
Röntgenquellen in Doppelsternsystemen sind eines der bemerkenswertesten Phänomene im Weltraum. Es gibt nur wenige davon, wahrscheinlich nicht mehr als hundert in unserer Galaxie, aber ihre Bedeutung ist enorm, nicht nur aus Sicht, insbesondere für das Verständnis von Typ I. Binäre Systeme bieten den natürlichsten und effizientesten Weg für den Materiefluss von Stern zu Stern, und hier (aufgrund der relativ schnellen Änderung der Masse der Sterne) können wir begegnen Verschiedene Optionen"beschleunigte" Entwicklung.
Eine weitere interessante Überlegung. Wir wissen, wie schwierig, wenn nicht gar unmöglich, die Masse eines einzelnen Sterns abzuschätzen. Da Neutronensterne jedoch Teil von Doppelsternsystemen sind, könnte sich früher oder später herausstellen, dass es möglich sein wird, empirisch (und das ist äußerst wichtig!) die Grenzmasse eines Neutronensterns zu bestimmen und direkte Informationen über seinen Ursprung zu erhalten .
