Pulsare und Neutronensterne. Was ist ein neutronenstern

Sie wurden in den frühen 30er Jahren vorhergesagt. 20. Jahrhundert Sowjetischer Physiker L. D. Landau, Astronomen V. Baade und F. Zwicky. 1967 wurden Pulsare entdeckt, die 1977 endgültig mit Neutronensternen identifiziert wurden.

Neutronensterne entstehen als Ergebnis einer Supernova-Explosion im letzten Stadium der Entwicklung eines Sterns mit großer Masse.

Wenn die Masse des Supernova-Überrests (d. h. das, was nach dem Auswurf der Hülle übrig bleibt) größer als 1,4 ist M☉ aber weniger als 2,5 M☉ , dann wird seine Kompression nach der Explosion fortgesetzt, bis die Dichte nukleare Werte erreicht. Dies führt dazu, dass die Elektronen in die Kerne "gepresst" werden und eine Substanz entsteht, die nur aus Neutronen besteht. Ein Neutronenstern wird geboren.

Die Radien von Neutronensternen nehmen wie die Radien von Weißen Zwergen mit zunehmender Masse ab. Also ein Neutronenstern mit einer Masse von 1,4 M☉ (die Mindestmasse eines Neutronensterns) hat einen Radius von 100–200 km und eine Masse von 2,5 M☉ (Höchstgewicht) - nur 10-12 km. Material von der Website

Einen schematischen Ausschnitt eines Neutronensterns zeigt Abbildung 86. Die äußeren Schichten des Sterns (Abbildung 86, III) bestehen aus Eisen, das eine feste Kruste bildet. In einer Tiefe von etwa 1 km beginnt eine feste Eisenkruste mit einer Beimischung von Neutronen (Abb. 86), die in einen flüssigen suprafluiden und supraleitenden Kern übergeht (Abb. 86, I). Bei grenznahen Massen (2,5–2,7 M☉), in den Zentralregionen eines Neutronensterns schwerer Elementarteilchen(Hyperone).

Dichte eines Neutronensterns

Die Materiedichte eines Neutronensterns ist vergleichbar mit der Materiedichte eines Atomkerns: Sie erreicht 10 15 -10 18 kg/m 3 . Bei solchen Dichten ist die unabhängige Existenz von Elektronen und Protonen unmöglich, und die Materie des Sterns besteht praktisch nur aus Neutronen.

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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.

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 vor dem Kollaps bewahrt, der nicht von seiner Temperatur abhängt. Wenn die Masse des Neutronensterns jedoch größer als etwa 2 Sonnenmassen wird, wird die Schwerkraft diesen Druck überschreiten und der Stern wird dem Kollaps nicht standhalten können.

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 ganz klar, aber es wird angenommen, dass ein rotierender Neutronenstern einen Radiostrahl in die ihm zugeordnete Richtung aussendet Magnetfeld, 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 Gasfall erfolgt jedoch nicht gleichmäßig über die gesamte Oberfläche: Das starke Magnetfeld eines Neutronensterns fängt das fallende ionisierte Gas ein und lenkt es zu den Magnetpolen, wo es wie in einen Trichter fällt. 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.

Komposition.

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 kilometerdicke feste Kruste. 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. 4Ch 10 11 g/cm 3 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 Substanz aus wie ein „Meer“ aus Neutronen und Elektronen, in dem Atomkerne durchsetzt sind. Und bei einer Dichte von ca. 2 x 10 14 g/cm 3 (Dichte des Atomkerns), einzelne Kerne verschwinden vollständig 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.

Kevin Gill/flickr.com

Deutsche Astrophysiker haben die maximal mögliche Masse eines Neutronensterns anhand von Messergebnissen von Gravitationswellen und verfeinert elektromagnetische Strahlung von . Es stellte sich heraus, dass die Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns nicht mehr als 2,16 Sonnenmassen betragen kann, wie aus einem in veröffentlichten Artikel hervorgeht Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe.

Neutronensterne sind superdichte kompakte Sterne, die bei Supernova-Explosionen entstehen. Der Radius von Neutronensternen überschreitet nicht mehrere zehn Kilometer, und die Masse kann mit der Masse der Sonne vergleichbar sein, was zu einer enormen Dichte der Materie des Sterns führt (etwa 10 17 Kilogramm pro Kubikmeter). Gleichzeitig kann die Masse eines Neutronensterns eine bestimmte Grenze nicht überschreiten - Objekte mit großen Massen kollabieren unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft zu Schwarzen Löchern.

Die Obergrenze für die Masse eines Neutronensterns liegt nach verschiedenen Schätzungen im Bereich von zwei bis drei Sonnenmassen und hängt von der Zustandsgleichung der Materie sowie von der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ab. Je nach Dichte und Masse des Sterns unterscheiden Wissenschaftler mehrere verschiedene Arten Sterne, ein schematisches Diagramm ist in der Abbildung dargestellt. Erstens können nicht rotierende Sterne keine Masse haben, die größer ist als M TOV ( weißer Bereich). Zweitens, wenn sich der Stern mit dreht konstante Geschwindigkeit, seine Masse kann entweder kleiner als M TOV (hellgrüner Bereich) oder größer (hellgrün) sein, darf aber dennoch eine andere Grenze, M max , nicht überschreiten. Schließlich kann ein Neutronenstern mit variabler Rotationsgeschwindigkeit theoretisch eine beliebige Masse haben (rote Bereiche unterschiedlicher Helligkeit). Allerdings sollte man immer bedenken, dass die Dichte rotierender Sterne einen bestimmten Wert nicht überschreiten kann, sonst kollabiert der Stern trotzdem zu einem Schwarzen Loch (die senkrechte Linie im Diagramm trennt stabile Lösungen von instabilen).

Diagramm verschiedener Arten von Neutronensternen basierend auf ihrer Masse und Dichte. Das Kreuz markiert die Parameter des Objekts, das nach der Verschmelzung der Sterne des Doppelsternsystems entstanden ist, die gestrichelten Linien zeigen eine der beiden Optionen für die Entwicklung des Objekts an

L. Rezzollaet al. / The Astrophysoccal Journal

Eine Gruppe von Astrophysikern unter der Leitung von Luciano Rezzolla hat neue, genauere Grenzen für die maximal mögliche Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns M TOV festgelegt. In ihrer Arbeit nutzten die Wissenschaftler Daten aus früheren Studien zu den Prozessen, die im System zweier verschmelzender Neutronensterne stattfanden und zur Emission von Gravitations- (Ereignis GW170817) und elektromagnetischen (GRB 170817A) Wellen führten. Die gleichzeitige Registrierung dieser Wellen stellte sich als sehr heraus wichtige Veranstaltung für die Wissenschaft können Sie mehr darüber in unserem und im Material lesen.

Aus früheren Arbeiten von Astrophysikern geht hervor, dass nach der Verschmelzung von Neutronensternen ein hypermassiver Neutronenstern entstanden ist (d. h. seine Masse M > M max), der sich nach einem von zwei möglichen Szenarien und nach kurzer Zeit weiterentwickelt hat der Zeit verwandelte sich in ein schwarzes Loch (gestrichelte Linien im Diagramm). Die Beobachtung der elektromagnetischen Komponente der Sternstrahlung weist auf das erste Szenario hin, bei dem die Baryonenmasse des Sterns praktisch konstant bleibt und die schwere Masse durch die Emission von Gravitationswellen relativ langsam abnimmt. Andererseits kam der Gammablitz aus dem System fast zeitgleich mit Gravitationswellen (nur 1,7 Sekunden später), was bedeutet, dass der Punkt der Umwandlung in ein Schwarzes Loch nahe bei M max liegen sollte.

Wenn wir also die Entwicklung eines hypermassereichen Neutronensterns bis zum Anfangszustand zurückverfolgen, dessen Parameter in früheren Arbeiten mit guter Genauigkeit berechnet wurden, können wir den uns interessierenden Wert von M max finden. Wenn man M max kennt, ist es bereits einfach, M TOV zu finden, da diese beiden Massen durch die Beziehung M max ≈ 1,2 M TOV zusammenhängen. In diesem Artikel haben Astrophysiker solche Berechnungen unter Verwendung der sogenannten "universellen Beziehungen" durchgeführt, die die Parameter von Neutronensternen unterschiedlicher Masse in Beziehung setzen und nicht von der Form der Zustandsgleichung ihrer Materie abhängen. Die Autoren betonen, dass ihre Berechnungen nur einfache Annahmen verwenden und nicht auf numerischen Simulationen beruhen. Das Endergebnis für die maximal mögliche Masse lag zwischen 2,01 und 2,16 Sonnenmassen. Die untere Grenze dafür wurde früher durch Beobachtungen von massiven Pulsaren in Doppelsternsystemen erhalten - mit anderen Worten, die maximale Masse kann nicht weniger als 2,01 Sonnenmassen betragen, da Astronomen tatsächlich Neutronensterne mit einer so großen Masse beobachtet haben.

Wir haben bereits darüber geschrieben, wie Astrophysiker Computersimulationen zu Masse und Radius von Neutronensternen verwenden, deren Verschmelzung zu den Ereignissen GW170817 und GRB 170817A führte.

Dmitri Trunin

Supernova-Überrest Korma-A, in dessen Zentrum sich ein Neutronenstern befindet

Neutronensterne sind die Überreste massereicher Sterne, die das Ende ihres evolutionären Weges in Zeit und Raum erreicht haben.

Diese interessanten Objekte sind aus einst massiven Riesen entstanden, die vier- bis achtmal so groß sind wie unsere Sonne. Es passiert bei einer Supernova-Explosion.

Nach einer solchen Explosion werden die äußeren Schichten ins All geschleudert, der Kern bleibt, aber er ist nicht mehr in der Lage, die Kernfusion zu unterstützen. Ohne äußeren Druck der darüber liegenden Schichten kollabiert und schrumpft es katastrophal.

Trotz ihres geringen Durchmessers von etwa 20 km haben Neutronensterne die 1,5-fache Masse unserer Sonne. Daher sind sie unglaublich dicht.

Ein kleiner Löffel Sternenmaterie auf der Erde würde ungefähr hundert Millionen Tonnen wiegen. Darin werden Protonen und Elektronen zu Neutronen kombiniert – diesen Vorgang nennt man Neutronisierung.

Komposition

Ihre Zusammensetzung ist unbekannt, man nimmt an, dass sie aus einer superfluiden Neutronenflüssigkeit bestehen könnten. Sie haben eine extrem starke Anziehungskraft, viel stärker als die der Erde und sogar der Sonne. Diese Gravitationskraft ist besonders beeindruckend, weil sie hat kleine Größe.
Alle drehen sich um eine Achse. Während der Kompression bleibt der Rotationsdrehimpuls erhalten, und aufgrund einer Verringerung der Größe erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

Aufgrund der enormen Rotationsgeschwindigkeit der äußeren Oberfläche, die eine feste „Kruste“ ist, treten periodisch Risse und „Sternbeben“ auf, die die Rotationsgeschwindigkeit verlangsamen und „überschüssige“ Energie in den Weltraum abgeben.

Der überwältigende Druck, der im Kern herrscht, mag dem ähneln, der im Moment bestand Urknall, aber leider kann es auf der Erde nicht simuliert werden. Daher sind diese Objekte ideale natürliche Laboratorien, in denen wir Energien beobachten können, die auf der Erde unzugänglich sind.

Radiopulsare

Radiopulsare wurden Ende 1967 von der Doktorandin Jocelyn Bell Burnell als Radioquellen entdeckt, die mit einer konstanten Frequenz pulsieren.
Die vom Stern emittierte Strahlung ist als pulsierende Strahlungsquelle oder Pulsar sichtbar.

Schematische Darstellung der Rotation eines Neutronensterns

Radiopulsare (oder einfach ein Pulsar) sind rotierende Neutronensterne, deren Partikeljets sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, wie ein rotierender Leuchtfeuerstrahl.

Nach einer kontinuierlichen Rotation über mehrere Millionen Jahre verlieren Pulsare ihre Energie und werden zu normalen Neutronensternen. Heute sind nur etwa 1.000 Pulsare bekannt, obwohl es möglicherweise Hunderte von ihnen in der Galaxie gibt.

Radiopulsar im Krebsnebel

Einige Neutronensterne senden Röntgenstrahlen aus. Der berühmte Krebsnebel gutes Beispiel Ein solches Objekt entstand während einer Supernova-Explosion. Diese Supernova-Explosion wurde 1054 n. Chr. beobachtet.

Pulsarwind, Chandra-Video

Ein Radiopulsar im Krebsnebel, fotografiert vom Hubble-Weltraumteleskop durch einen 547-nm-Filter (grünes Licht) vom 7. August 2000 bis 17. April 2001.

Magnetare

Neutronensterne haben ein Magnetfeld, das Millionen Mal stärker ist als das stärkste Magnetfeld, das auf der Erde erzeugt wird. Sie werden auch als Magnetare bezeichnet.

Planeten in der Nähe von Neutronensternen

Bisher sind vier bekannt, die Planeten haben. Wenn es sich in einem binären System befindet, ist es möglich, seine Masse zu messen. Von diesen Doppelsternsystemen im Radio- oder Röntgenbereich betrugen die gemessenen Massen von Neutronensternen etwa die 1,4-fache Masse der Sonne.

Doppelsysteme

In einigen Röntgendoppelsternen ist ein völlig anderer Pulsartyp zu sehen. In diesen Fällen bilden ein Neutronenstern und ein gewöhnlicher Stern ein binäres System. Ein starkes Gravitationsfeld zieht Material von einem gewöhnlichen Stern ab. Beim Akkretionsprozess darauf fallendes Material erwärmt sich so stark, dass es Röntgenstrahlen erzeugt. Gepulste Röntgenstrahlen sind sichtbar, wenn Hot Spots auf einem rotierenden Pulsar die Sichtlinie von der Erde passieren.

Bei binären Systemen, die ein unbekanntes Objekt enthalten, hilft diese Information zu unterscheiden, ob es sich um einen Neutronenstern oder beispielsweise ein Schwarzes Loch handelt, da Schwarze Löcher viel massereicher sind.

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 den Neutronensternen mit zuverlässig gemessenen Massen fallen die meisten in den Bereich von 1,3 bis 1,5 Sonnenmassen, was nahe an 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 Schätzung von 1, 97 ± 0,04 Solar) und PSR J0348 + 0432 en (mit einer Massenschätzung von 2,01 ± 0,04 Solar). Schwerkraft ein Neutronensterne durch den Druck des entarteten Neutronengases ausgeglichen wird, ist der Maximalwert der Masse eines Neutronensterns durch die Oppenheimer-Volkov-Grenze gegeben, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung der Materie abhängt 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, das nicht Teil eines Atomkerns ist, hat 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 der viel langsamer Photonen-(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. Beim Fallen bewegt sich die bereits im Plasmazustand befindliche Substanz entlang der Magnetfeldlinien und trifft auf die 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

1. Dmitri Trunin. Astrophysiker haben die Grenzmasse von Neutronensternen geklärt (unbestimmt) . nplus1.ru. Abgerufen am 18. Januar 2018.
2. 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 .
3. 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.