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Rotationsgeschwindigkeit von Neutronensternen. Sehen Sie in anderen Wörterbüchern, was ein „Neutronenstern“ ist. Entdeckungen und Beobachtungen

Neutronenstern
Neutronenstern

Neutronenstern - ein superdichter Stern, der durch eine Supernova-Explosion entstanden ist. Die Materie eines Neutronensterns besteht hauptsächlich aus Neutronen.
Ein Neutronenstern hat eine Kerndichte (10 14 -10 15 g/cm 3) und einen typischen Radius von 10–20 km. Eine weitere gravitative Kompression des Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht. Dieser Druck des entarteten, deutlich dichteren Neutronengases ist in der Lage, Massen bis zu 3 M vor dem Gravitationskollaps zu bewahren. Somit variiert die Masse eines Neutronensterns im Bereich von (1,4-3)M.

Reis. 1. Querschnitt eines Neutronensterns mit einer Masse von 1,5 M und einem Radius R = 16 km. Die Dichte ρ wird in g/cm 3 in verschiedenen Teilen des Sterns angegeben.

Neutrinos, die bei einem Supernova-Kollaps entstehen, kühlen den Neutronenstern schnell ab. Es wird geschätzt, dass seine Temperatur in einer Zeit von etwa 100 s von 10 11 auf 10 9 K sinkt. Dann nimmt die Abkühlgeschwindigkeit ab. Allerdings ist sie im kosmischen Maßstab hoch. In 100 Jahren kommt es zu einem Temperaturabfall von 10 9 auf 10 8 K und in einer Million Jahren auf 10 6 K.
Es sind etwa 1200 Objekte bekannt, die als Neutronensterne klassifiziert werden. Etwa 1000 davon befinden sich innerhalb unserer Galaxie. Die Struktur eines Neutronensterns mit einer Masse von 1,5 M und einem Radius von 16 km ist in Abb. dargestellt. 1: I – dünne äußere Schicht aus dicht gepackten Atomen. Region II ist ein Kristallgitter aus Atomkernen und entarteten Elektronen. Region III ist eine feste Schicht aus mit Neutronen übersättigten Atomkernen. IV – flüssiger Kern, der hauptsächlich aus entarteten Neutronen besteht. Region V bildet den hadronischen Kern des Neutronensterns. Neben Nukleonen kann es auch Pionen und Hyperonen enthalten. In diesem Teil des Neutronensterns sind der Übergang der Neutronenflüssigkeit in einen festen kristallinen Zustand, das Auftreten eines Pionkondensats sowie die Bildung von Quark-Gluon- und Hyperon-Plasma möglich. Bestimmte Details des Aufbaus eines Neutronensterns werden derzeit geklärt.
Aufgrund ihrer geringen Größe und geringen Leuchtkraft sind Neutronensterne mit optischen Methoden schwer zu entdecken. 1967 entdeckten E. Hewish und J. Bell (Universität Cambridge) kosmische Quellen periodischer Radioemission – Pulsare. Die Wiederholungsperioden der Pulsar-Radioimpulse sind streng konstant und liegen bei den meisten Pulsaren im Bereich von 10 -2 bis mehreren Sekunden. Pulsare sind rotierende Neutronensterne. Nur kompakte Objekte mit den Eigenschaften von Neutronensternen können bei solchen Rotationsgeschwindigkeiten ihre Form beibehalten, ohne zu kollabieren. Die Erhaltung des Drehimpulses und des Magnetfeldes während des Zusammenbruchs einer Supernova und der Bildung eines Neutronensterns führt zur Entstehung schnell rotierender Pulsare mit einem sehr starken Magnetfeld von 10 10 –10 14 G. Das Magnetfeld rotiert mit dem Neutronenstern, die Achse dieses Feldes fällt jedoch nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammen. Bei dieser Rotation gleitet die Radioemission des Sterns wie ein Leuchtturmstrahl über die Erde. Jedes Mal, wenn der Strahl die Erde durchquert und einen Beobachter auf der Erde trifft, erkennt das Radioteleskop einen kurzen Funkemissionsimpuls. Seine Wiederholungsfrequenz entspricht der Rotationsperiode des Neutronensterns. Strahlung von einem Neutronenstern entsteht, wenn geladene Teilchen (Elektronen) von der Oberfläche des Sterns entlang magnetischer Feldlinien nach außen wandern und dabei elektromagnetische Wellen aussenden. Dies ist der erstmals vorgeschlagene Mechanismus der Radioemission eines Pulsars

Die Substanz eines solchen Objekts ist um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Durchschnitt 2,8⋅10 17 kg/m³ beträgt). Eine weitere gravitative Kompression des 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 Informationen

Unter den Neutronensternen mit zuverlässig gemessenen Massen liegen die meisten im 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 Schätzung von 1,97 ± 0,04 Sonnenmassen) und PSR J0348+0432 en (mit einer Massenschätzung von 2,01 ± 0,04 Sonnenmassen). Die Schwerkraft in Neutronensternen wird durch den Druck des entarteten Neutronengases ausgeglichen, der Maximalwert der Masse eines Neutronensterns wird durch die Oppenheimer-Volkoff-Grenze bestimmt, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung abhängt der Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Annahmen, dass bei noch stärkerer Dichtezunahme die Entartung von Neutronensternen zu Quarksternen möglich ist.

Bis 2015 wurden mehr als 2.500 Neutronensterne entdeckt. Etwa 90 % davon sind Singles. Insgesamt können in unserer Galaxie 10 8 -10 9 Neutronensterne existieren, also etwa einer von tausend gewöhnlichen Sternen. Neutronensterne zeichnen sich durch eine hohe Geschwindigkeit aus (normalerweise Hunderte von km/s). Durch die Ansammlung von Wolkenmaterie kann ein Neutronenstern in dieser Situation von der Erde aus in verschiedenen Spektralbereichen sichtbar sein, auch optisch, was etwa 0,003 % der emittierten Energie ausmacht (entspricht der Stärke 10).

Struktur

Ein Neutronenstern besteht aus fünf Schichten: Atmosphäre, äußere Kruste, innere Kruste, äußerer Kern und innerer Kern.

Die Atmosphäre eines Neutronensterns ist eine sehr dünne Plasmaschicht (von mehreren zehn Zentimetern bei heißen Sternen bis zu Millimetern bei kalten Sternen), in der die Wärmestrahlung eines Neutronensterns entsteht.

Die äußere Kruste besteht aus Ionen und Elektronen, ihre Dicke erreicht mehrere hundert Meter. Die dünne (nicht mehr als ein paar Meter) oberflächennahe Schicht eines heißen Neutronensterns enthält nicht entartetes Elektronengas, tiefere Schichten enthalten entartetes Elektronengas und mit zunehmender Tiefe wird sie relativistisch und ultrarelativistisch.

Die innere Kruste besteht aus Elektronen, freien Neutronen und neutronenreichen Atomkernen. Mit zunehmender Tiefe nimmt der Anteil der freien Neutronen zu, der der Atomkerne ab. Die Dicke der inneren Kruste kann mehrere Kilometer erreichen.

Der äußere Kern besteht aus Neutronen mit einer geringen Beimischung (mehrere Prozent) von Protonen und Elektronen. Bei Neutronensternen mit geringer Masse 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 im Zentrum des Kerns kann die Dichte von Atomkernen um das 10- bis 15-fache übersteigen. Die Zusammensetzung und die Zustandsgleichung des inneren Kerns sind nicht zuverlässig bekannt: Es gibt mehrere Hypothesen, von denen die drei wahrscheinlichsten sind: 1) ein Quarkkern, in dem Neutronen in ihre Up- und Down-Quarks zerfallen; 2) ein hyperonischer Kern aus Baryonen, einschließlich seltsamer Quarks; und 3) ein kaonischer Kern bestehend aus Zwei-Quark-Mesonen, einschließlich seltsamer (Anti-)Quarks. Derzeit ist es jedoch unmöglich, eine dieser Hypothesen zu bestätigen oder zu widerlegen.

Ein freies Neutron hat unter normalen Bedingungen, da es nicht Teil des Atomkerns ist, normalerweise eine Lebensdauer von etwa 880 Sekunden, aber der Gravitationseinfluss eines Neutronensterns lässt das Neutron nicht zerfallen, sodass Neutronensterne zu den stabilsten Objekten gehören im Universum. [ ]

Abkühlung von Neutronensternen

Zum Zeitpunkt der Geburt eines Neutronensterns (infolge einer Supernova-Explosion) ist seine Temperatur sehr hoch – etwa 10 11 K (also 4 Größenordnungen höher als die Temperatur im Zentrum der Sonne), aber es 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 Leuchtkraft des Neutrinos stark ab (dies hängt stark von der Temperatur ab) und die Abkühlung erfolgt aufgrund des Photons viel langsamer (Wärme-)Strahlung von der Oberfläche. Die Oberflächentemperatur bekannter Neutronensterne, bei denen sie gemessen werden konnte, liegt in der Größenordnung von 10 5 -10 6 K (obwohl der Kern offenbar viel heißer ist).

Geschichte der Entdeckung

Neutronensterne sind eine der wenigen Klassen kosmischer Objekte, die vor ihrer Entdeckung durch Beobachter theoretisch vorhergesagt wurden.

Zum ersten Mal äußerte der berühmte sowjetische Wissenschaftler Lev Landau die Idee der Existenz von Sternen mit erhöhter Dichte, noch bevor Chadwick Anfang Februar 1932 das Neutron entdeckte. So schreibt er in seinem Artikel „Über die Theorie der Sterne“, der im Februar 1931 verfasst und aus unbekannten Gründen verspätet am 29. Februar 1932 (mehr als ein Jahr später) veröffentlicht wurde: „Wir gehen davon aus, dass dies alles ein Verstoß gegen die Gesetze ist.“ der Quantenmechanik] 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 für den Auswurf von Teilchen nicht mehr aus, ein solcher Stern kann also kein Radiopulsar sein. Die Rotationsgeschwindigkeit ist jedoch immer noch hoch und die Materie, die den vom Magnetfeld eingefangenen Neutronenstern umgibt, kann nicht fallen, d. h. es findet keine Ansammlung von Materie statt. Neutronensterne dieser Art haben praktisch keine beobachtbaren Erscheinungen und sind kaum untersucht.

Accrector (Röntgenpulsar)

Die Rotationsgeschwindigkeit nimmt so stark ab, dass nun nichts mehr die Materie daran hindert, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Beim Fallen bewegt sich die Materie, die sich bereits im Plasmazustand befindet, entlang der magnetischen Feldlinien und trifft im Bereich seiner Pole auf die feste Oberfläche des Körpers des Neutronensterns, wobei sie sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmt. Auf so hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich hell. Der Bereich, in dem die Kollision fallender Materie mit der Oberfläche des Neutronensternkörpers stattfindet, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot regelmäßig aus dem Blickfeld, sodass regelmäßige Pulsationen der Röntgenstrahlung beobachtet werden. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator

Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Die Größe der Magnetosphäre ist jedoch so groß, dass das Plasma vom Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird. Ein ähnlicher Mechanismus funktioniert in der Magnetosphäre der Erde, weshalb dieser Neutronensterntyp seinen Namen erhielt.

Anmerkungen

Dmitri Trunin. Astrophysiker haben die maximale Masse von Neutronensternen geklärt (nicht definiert) . nplus1.ru. Abgerufen am 18. Januar 2018.
H. Quaintrell et al. Die Masse des Neutronensterns in Vela X-1 und durch Gezeiten induzierte nichtradiale Schwingungen in GP Vel // Astronomie und Astrophysik. - April 2003. - Nr. 401. - S. 313-323. - arXiv:astro-ph/0301243.
P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts und J. W. T. Hessels. Ein Neutronenstern mit zwei Sonnenmassen, gemessen mit Shapiro-Verzögerung (Englisch) // Nature. - 2010. - Bd. 467. - S. 1081-1083.

Der Überrest der Supernova Corma-A, in deren Zentrum sich ein Neutronenstern befindet

Neutronensterne sind die Überreste massereicher Sterne, die das Ende ihrer zeitlichen und räumlichen Entwicklung erreicht haben.

Diese interessanten Objekte sind aus einst massiven Riesen entstanden, die vier- bis achtmal größer als unsere Sonne sind. Dies geschieht bei einer Supernova-Explosion.

Nach einer solchen Explosion werden die äußeren Schichten in den Weltraum geschleudert, der Kern bleibt bestehen, ist aber nicht mehr in der Lage, die Kernfusion zu unterstützen. Ohne äußeren Druck der darüber liegenden Schichten kollabiert und zieht es sich katastrophal zusammen.

Trotz ihres geringen Durchmessers von etwa 20 km können Neutronensterne eine 1,5-mal größere Masse als unsere Sonne aufweisen. Daher sind sie unglaublich dicht.

Ein kleiner Löffel Sternenmaterie auf der Erde würde etwa hundert Millionen Tonnen wiegen. Darin verbinden sich Protonen und Elektronen zu Neutronen – ein Vorgang, der Neutronisierung genannt wird.

Verbindung

Ihre Zusammensetzung ist unbekannt; es wird angenommen, dass sie aus einer supraflüssigen Neutronenflüssigkeit bestehen. Sie haben eine extrem starke Anziehungskraft, viel größer als die der Erde oder sogar der Sonne. Diese Schwerkraft ist besonders beeindruckend, weil sie klein ist.
Sie drehen sich alle um eine Achse. Beim Komprimieren bleibt der Drehimpuls erhalten und durch die Verkleinerung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

Aufgrund der enormen Rotationsgeschwindigkeit kommt es in der äußeren Oberfläche, die eine feste „Kruste“ darstellt, regelmäßig zu Rissen und „Sternbeben“, die die Rotationsgeschwindigkeit verlangsamen und „überschüssige“ Energie in den Weltraum abgeben.

Die enormen Drücke, die im Kern herrschen, mögen denen ähneln, die zur Zeit des Urknalls herrschten, aber leider können sie auf der Erde nicht simuliert werden. Daher sind diese Objekte ideale Naturlabore, in denen wir Energien beobachten können, die auf der Erde nicht verfügbar sind.

Radiopulsare

Radioulsare 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 Pulsare) sind rotierende Neutronensterne, deren Teilchenstrahlen sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, wie ein rotierender Leuchtturmstrahl.

Nachdem sich Pulsare mehrere Millionen Jahre lang ununterbrochen gedreht haben, verlieren sie ihre Energie und werden zu normalen Neutronensternen. Heute sind nur etwa 1.000 Pulsare bekannt, obwohl es in der Galaxie möglicherweise Hunderte davon gibt.

Radiopulsar im Krebsnebel

Einige Neutronensterne emittieren Röntgenstrahlung. Der berühmte Krebsnebel ist ein gutes Beispiel für ein solches Objekt, das während einer Supernova-Explosion entstand. Diese Supernova-Explosion wurde im Jahr 1054 n. Chr. beobachtet.

Wind vom Pulsar, Chandra-Teleskopvideo

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 millionenfach stärker ist als das stärkste auf der Erde erzeugte Magnetfeld. Sie werden auch als Magnetare bezeichnet.

Planeten um Neutronensterne

Heute wissen wir, dass vier Planeten Planeten haben. Wenn es sich in einem binären System befindet, ist es möglich, seine Masse zu messen. Von diesen Radio- oder Röntgendoppelsternen betrugen die gemessenen Massen der Neutronensterne etwa das 1,4-fache der Sonnenmasse.

Duale Systeme

In einigen Röntgendoppelsternen ist ein völlig anderer Pulsartyp zu sehen. In diesen Fällen bilden der Neutronenstern und der gewöhnliche Stern ein Doppelsternsystem. Ein starkes Gravitationsfeld entzieht einem gewöhnlichen Stern Material. Das beim Akkretionsprozess darauf fallende Material wird so stark erhitzt, dass es Röntgenstrahlung erzeugt. Gepulste Röntgenstrahlen sind sichtbar, wenn Hot Spots auf dem rotierenden Pulsar die Sichtlinie von der Erde durchqueren.

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

Am 27. Dezember 2004 traf ein Gammastrahlenausbruch von SGR 1806-20 in unserem Sonnensystem ein (dargestellt in einer künstlerischen Darstellung). Die Explosion war so stark, dass sie die Erdatmosphäre in einer Entfernung von über 50.000 Lichtjahren beeinflusste

Ein Neutronenstern ist ein kosmischer Körper, der eines der möglichen Ergebnisse der Evolution ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (ca. 1 km) Kruste aus Materie in Form schwerer Atomkerne und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind vergleichbar mit denen von , aber der typische Radius eines Neutronensterns beträgt nur 10–20 Kilometer. Daher ist die durchschnittliche Dichte der Substanz eines solchen Objekts um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Durchschnitt 2,8·10 17 kg/m³ beträgt). Eine weitere gravitative Kompression des Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht.

Viele Neutronensterne haben extrem hohe Rotationsgeschwindigkeiten, bis zu tausend Umdrehungen pro Sekunde. Neutronensterne entstehen durch Sternexplosionen.

Die Massen der meisten Neutronensterne mit zuverlässig gemessenen Massen betragen 1,3–1,5 Sonnenmassen, was nahe an der Chandrasekhar-Grenze liegt. Theoretisch sind Neutronensterne mit Massen von 0,1 bis etwa 2,5 Sonnenmassen akzeptabel, der Wert der oberen Grenzmasse ist derzeit jedoch nur sehr ungenau bekannt. Die massereichsten bekannten Neutronensterne sind Vela von 1,97 ±0,04 Solar) und PSR J0348+0432ruen (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 wird durch die Oppenheimer-Volkoff-Grenze bestimmt, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung abhängt der Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Annahmen, dass bei noch stärkerer Zunahme der Dichte die Entartung von Neutronensternen zu Quarks möglich ist.

Die Struktur eines Neutronensterns.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 10 12 -10 13 G (zum Vergleich: Die Erde hat etwa 1 G), 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 10 14 G und höher. Solche Magnetfelder (die den „kritischen“ Wert von 4,414 10 13 G überschreiten, bei dem die Wechselwirkungsenergie eines Elektrons mit einem Magnetfeld seine Ruheenergie mec² übersteigt) führen zu einer qualitativ neuen Physik, da spezifische relativistische Effekte, die Polarisation des physikalischen Vakuums, auftreten usw. werden bedeutsam.

Bis 2012 wurden etwa 2000 Neutronensterne entdeckt. Etwa 90 % davon sind Singles. Insgesamt können bei uns 10 8 -10 9 Neutronensterne existieren, also etwa einer von tausend gewöhnlichen Sternen. Neutronensterne zeichnen sich durch eine hohe Geschwindigkeit aus (normalerweise Hunderte von km/s). Durch die Ansammlung von Wolkenmaterie kann der Neutronenstern in dieser Situation in verschiedenen Spektralbereichen sichtbar sein, auch optisch, was etwa 0,003 % der emittierten Energie ausmacht (entspricht Magnitude 10).

Gravitationsablenkung des Lichts (durch relativistische Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar)

Neutronensterne sind eine der wenigen Klassen kosmischer Objekte, die vor ihrer Entdeckung durch Beobachter theoretisch vorhergesagt wurden.

Im Jahr 1933 vermuteten die Astronomen Walter Baade und Fritz Zwicky, dass durch eine Supernova-Explosion ein Neutronenstern entstehen könnte. Damals ergaben theoretische Berechnungen, dass die Strahlung eines Neutronensterns zu schwach war, um nachgewiesen zu werden. Das Interesse an Neutronensternen verstärkte sich in den 1960er Jahren, als sich die Röntgenastronomie zu entwickeln begann, da die Theorie vorhersagte, dass ihr thermisches Emissionsmaximum im weichen Röntgenbereich auftreten würde. Sie wurden jedoch unerwartet bei Radiobeobachtungen entdeckt. Im Jahr 1967 entdeckte Jocelyn Bell, eine Doktorandin von E. Huish, Objekte, die regelmäßige Radiowellenimpulse aussendeten. Dieses Phänomen wurde durch die enge Ausrichtung des Funkstrahls eines schnell rotierenden Objekts – einer Art „kosmischem Funkfeuer“ – erklärt. Aber jeder gewöhnliche Stern würde bei einer so hohen Rotationsgeschwindigkeit kollabieren. Für die Rolle solcher Leuchtfeuer waren nur Neutronensterne geeignet. Der Pulsar PSR B1919+21 gilt als der erste entdeckte Neutronenstern.

Die Wechselwirkung eines Neutronensterns mit der umgebenden Materie wird durch zwei Hauptparameter und damit durch ihre beobachtbaren Erscheinungsformen bestimmt: die Rotationsperiode (Geschwindigkeit) und die Stärke des Magnetfelds. Mit der Zeit verbraucht der Stern seine Rotationsenergie und seine Rotation verlangsamt sich. Auch das Magnetfeld wird schwächer. Aus diesem Grund kann ein Neutronenstern im Laufe seines Lebens seinen Typ ändern. Nachfolgend finden Sie die Nomenklatur der Neutronensterne in absteigender Reihenfolge der Rotationsgeschwindigkeit gemäß der Monographie von V.M. Lipunova. Da sich die Theorie der Pulsarmagnetosphären noch in der Entwicklung befindet, gibt es alternative theoretische Modelle.

Starke Magnetfelder und kurze Rotationsperiode. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld fest, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Körper des Neutronensterns. Ab einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird „Lichtzylinderradius“ genannt. Außerhalb dieses Radius kann kein gewöhnliches Dipolfeld existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen, die sich entlang magnetischer Feldlinien bewegen, können durch solche Klippen den Neutronenstern verlassen und in den interstellaren Raum fliegen. Ein Neutronenstern dieses Typs „stößt“ relativistisch geladene Teilchen aus (vom französischen éjecter – ausstoßen, herausstoßen), die im Radiobereich emittieren. Ejektoren werden als Radiopulsare beobachtet.

Propeller

Accrector (Röntgenpulsar)

Die Rotationsgeschwindigkeit wird so weit reduziert, dass nun nichts mehr die Materie daran hindert, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Die fallende Materie bewegt sich bereits im Plasmazustand entlang der Magnetfeldlinien und trifft im Bereich seiner Pole auf die feste Oberfläche des Körpers des Neutronensterns, wobei sie sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmt. Auf so hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich hell. Der Bereich, in dem die Kollision fallender Materie mit der Oberfläche des Neutronensternkörpers stattfindet, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot regelmäßig aus dem Blickfeld und es werden regelmäßige Pulsationen der Röntgenstrahlung beobachtet. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator

Magnetar

Ein Neutronenstern mit einem außergewöhnlich starken Magnetfeld (bis zu 10 11 T). Die theoretische Existenz von Magnetaren wurde 1992 vorhergesagt, und der erste Beweis für ihre tatsächliche Existenz wurde 1998 durch die Beobachtung eines starken Ausbruchs von Gamma- und Röntgenstrahlung von der Quelle SGR 1900+14 im Sternbild Aquila erbracht. Die Lebensdauer von Magnetaren beträgt etwa 1.000.000 Jahre. Magnetare haben das stärkste Magnetfeld in der Welt.

Magnetare sind eine wenig erforschte Art von Neutronensternen, da nur wenige nahe genug an der Erde sind. Magnetare haben einen Durchmesser von etwa 20–30 km, die meisten haben jedoch Massen, die größer als die Masse der Sonne sind. Der Magnetar ist so komprimiert, dass eine Erbse seiner Materie mehr als 100 Millionen Tonnen wiegen würde. Die meisten bekannten Magnetare rotieren sehr schnell, mindestens mehrere Umdrehungen pro Sekunde um ihre Achse. Es wird in Gammastrahlung in der Nähe von Röntgenstrahlen beobachtet und sendet keine Radioemission aus. Der Lebenszyklus eines Magnetars ist recht kurz. Ihre starken Magnetfelder verschwinden nach etwa 10.000 Jahren, danach hören ihre Aktivität und die Emission von Röntgenstrahlen auf. Einer Annahme zufolge könnten sich in unserer Galaxie während ihrer gesamten Existenz bis zu 30 Millionen Magnetare gebildet haben. Magnetare entstehen aus massereichen Sternen mit einer Anfangsmasse von etwa 40 M☉.

Die auf der Oberfläche des Magnetars erzeugten Stöße verursachen enorme Vibrationen im Stern; Die damit einhergehenden Schwankungen des Magnetfelds führen oft zu riesigen Gammastrahlungsausbrüchen, die 1979, 1998 und 2004 auf der Erde registriert wurden.

Im Mai 2007 waren zwölf Magnetare bekannt, drei weitere Kandidaten warteten auf ihre Bestätigung. Beispiele bekannter Magnetare:

SGR 1806-20 liegt 50.000 Lichtjahre von der Erde entfernt auf der gegenüberliegenden Seite unserer Milchstraße im Sternbild Schütze.
SGR 1900+14, 20.000 Lichtjahre entfernt, im Sternbild Aquila gelegen. Nach einem langen Zeitraum mit geringen Emissionen (erhebliche Explosionen nur in den Jahren 1979 und 1993) wurde es im Mai-August 1998 aktiv, und die am 27. August 1998 festgestellte Explosion war stark genug, um die Abschaltung der Raumsonde NEAR Shoemaker zu erzwingen Schäden zu vermeiden. Am 29. Mai 2008 entdeckte das Spitzer-Teleskop der NASA Materieringe um diesen Magnetar. Es wird angenommen, dass dieser Ring durch eine 1998 beobachtete Explosion entstanden ist.
1E 1048.1-5937 ist ein anomaler Röntgenpulsar, der 9000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Carina liegt. Der Stern, aus dem sich der Magnetar bildete, hatte eine 30- bis 40-mal größere Masse als die Sonne.
Eine vollständige Liste finden Sie im Magnetarkatalog.

Im September 2008 meldete die ESO die Identifizierung eines Objekts, das ursprünglich für einen Magnetar gehalten wurde: SWIFT J195509+261406; es wurde ursprünglich durch Gammastrahlenausbrüche identifiziert (GRB 070610)

Einführung

Im Laufe ihrer Geschichte hat die Menschheit nicht aufgehört, das Universum zu verstehen. Das Universum ist die Gesamtheit von allem, was existiert, alle materiellen Teilchen des Raumes zwischen diesen Teilchen. Nach modernen Vorstellungen beträgt das Alter des Universums etwa 14 Milliarden Jahre.

Die Größe des sichtbaren Teils des Universums beträgt etwa 14 Milliarden Lichtjahre (ein Lichtjahr ist die Entfernung, die Licht in einem Jahr im Vakuum zurücklegt). Einige Wissenschaftler schätzen die Ausdehnung des Universums auf 90 Milliarden Lichtjahre. Um die Handhabung solch großer Entfernungen zu vereinfachen, 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.

Im Universum gibt es eine Vielzahl unterschiedlicher Objekte, deren Namen vielen bekannt sind, wie zum Beispiel Planeten und Satelliten, Sterne, Schwarze Löcher usw. Sterne sind in ihrer Helligkeit, Größe, Temperatur und anderen Parametern sehr unterschiedlich. Zu den Sternen zählen 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 im Zentrum der Galaxie. Schwarze Löcher sind Produkte der Sternentstehung und einzigartig in ihren Eigenschaften. Die experimentelle Zuverlässigkeit der Existenz von Schwarzen Löchern hängt von der Gültigkeit der Allgemeinen Relativitätstheorie ab.

Neben Galaxien ist das Universum voller Nebel (interstellare Wolken aus Staub, Gas und Plasma), kosmischer Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die das gesamte Universum durchdringt, und anderen wenig erforschten 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 (? 1 km) Kruste aus Materie in Form schwerer Atomkerne und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind mit der Masse der Sonne vergleichbar, der typische Radius beträgt jedoch nur 10–20 Kilometer. Daher ist die durchschnittliche Dichte der Materie eines solchen Sterns um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (die für schwere Kerne im Durchschnitt 2,8 * 1017 kg/m² beträgt). Eine weitere gravitative Kompression des Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht.

Viele Neutronensterne haben extrem hohe Rotationsraten von bis zu Tausenden 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-Volkoff-Grenze bestimmt, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Gleichung abhängt Zustand der Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Annahmen, dass bei noch stärkerer Zunahme der Dichte die Entartung von Neutronensternen zu Quarks möglich ist.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 1012-1013 G (Gauss ist eine Maßeinheit für die magnetische Induktion), und 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 oder mehr. 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 zu einer qualitativ neuen Physik, da spezifische relativistische Effekte, Polarisation des physikalischen Vakuums usw. bedeutsam werden.

Klassifizierung von Neutronensternen

Zwei Hauptparameter, die die Wechselwirkung von Neutronensternen mit der umgebenden Materie und damit ihre beobachteten Erscheinungsformen 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.

Ejektor (Radiopulsar) – starke Magnetfelder und kurze Rotationsperiode. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld fest, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Neutronenstern selbst. Ab einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird Radius des Lichtzylinders genannt. Außerhalb dieses Radius kann kein gewöhnliches Dipolfeld existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen, die sich entlang magnetischer Feldlinien bewegen, können den Neutronenstern durch solche Klippen verlassen und in die Unendlichkeit fliegen. Ein Neutronenstern dieser Art stößt relativistisch geladene Teilchen aus, die im Radiobereich emittieren. Für einen Beobachter sehen Ejektoren wie Radiopulsare aus.

Propeller – die Rotationsgeschwindigkeit reicht für den Ausstoß von Teilchen nicht mehr aus, ein solcher Stern kann also kein Radiopulsar sein. Es ist jedoch immer noch groß und die Materie, die den vom Magnetfeld eingefangenen Neutronenstern umgibt, kann nicht fallen, das heißt, es findet keine Ansammlung von Materie statt. Neutronensterne dieser Art haben praktisch keine beobachtbaren Erscheinungen und sind kaum untersucht.

Akkretor (Röntgenpulsar) – die Rotationsgeschwindigkeit wird so weit reduziert, dass nun nichts mehr die Materie daran hindert, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Das fallende Plasma bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien und trifft im Bereich der Pole des Neutronensterns auf eine feste Oberfläche, wobei es sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmt. Auf solch hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich. Der Bereich, in dem die fallende Materie mit der Sternoberfläche kollidiert, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot periodisch aus dem Blickfeld, was der Beobachter als Pulsationen wahrnimmt. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator – die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Die Größe der Magnetosphäre ist jedoch so groß, dass das Plasma vom 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.

Typ