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 liegt nahe bei der Dichte Atomkern, 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 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 wird dabei bis zu beschleunigt große Geschwindigkeit. Beim Auftreffen auf die Oberfläche eines Neutronensterns gibt das Gas 10–30 % seiner Ruheenergie ab, während es bei Kernreaktionen diese Zahl erreicht nicht einmal 1%. Die auf hohe Temperatur erhitzte Oberfläche eines Neutronensterns wird zur Quelle Röntgenstrahlung. Der Gasfall erfolgt jedoch nicht gleichmäßig über die gesamte Oberfläche: Das starke Magnetfeld eines Neutronensterns fängt das einfallende ionisierte Gas ein und richtet es darauf aus magnetische Pole, wo er fällt, wie in einen Trichter. 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. 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.

Neutronenstern
Neutronenstern

Neutronenstern - ein superdichter Stern, der durch eine Supernova-Explosion entstanden ist. Die Substanz 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 Kontraktion eines Neutronensterns wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht. Dieser Druck eines entarteten, viel dichteren Neutronengases ist in der Lage, Massen bis zu 3 M vor dem Gravitationskollaps zu bewahren. Somit variiert die Masse eines Neutronensterns innerhalb 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 an verschiedenen Stellen des Sterns in g/cm 3 angegeben.

Neutrinos, die zum Zeitpunkt des Zusammenbruchs der Supernova entstehen, kühlen den Neutronenstern schnell ab. Es wird geschätzt, dass seine Temperatur in etwa 100 s von 10 11 auf 10 9 K abfällt. Außerdem nimmt die Kühlgeschwindigkeit ab. Auf kosmischer Ebene ist es jedoch hoch. Der Temperaturabfall von 10 9 auf 10 8 K erfolgt in 100 Jahren und auf 10 6 K in einer Million Jahren.
Es gibt ≈ 1200 bekannte Objekte, die dazugehören Neutronensterne. Etwa 1000 von ihnen befinden sich in unserer Galaxie. Die Struktur eines Neutronensterns mit einer Masse von 1,5 M und einem Radius von 16 km ist in Abb. 1: I ist eine dünne äußere Schicht aus dicht gepackten Atomen. Bereich II ist Kristallgitter Atomkerne und entartete Elektronen. Region III ist eine feste Schicht aus Atomkernen, die mit Neutronen übersättigt sind. IV - flüssiger Kern, der hauptsächlich aus entarteten Neutronen besteht. Region V bildet den hadronischen Kern eines Neutronensterns. Es kann neben Nukleonen auch Pionen und Hyperonen enthalten. In diesem Teil eines Neutronensterns ist der Übergang einer Neutronenflüssigkeit in einen Festkörper möglich. kristalliner Zustand, das Auftreten von Pion-Kondensat, die Bildung von Quark-Gluon und Hyperon-Plasma. Derzeit werden einzelne Details zum Aufbau eines Neutronensterns spezifiziert.
Aufgrund ihrer geringen Größe und geringen Leuchtkraft ist es schwierig, Neutronensterne mit optischen Methoden nachzuweisen. 1967 E. Hewish und J. Bell ( Universität von Cambridge) geöffnet Weltraumquellen periodische Radioemission - Pulsare. Die Wiederholungsperioden der Funkpulse von Pulsaren sind streng konstant und liegen bei den meisten Pulsaren im Bereich von 10 -2 bis zu mehreren Sekunden. Pulsare sind rotierende Neutronensterne. Nur kompakte Objekte mit den Eigenschaften von Neutronensternen können bei solchen Rotationsgeschwindigkeiten ihre Form behalten, ohne zu kollabieren. Drehimpulserhaltung u Magnetfeld beim Zusammenbruch einer Supernova und der Entstehung eines Neutronensterns kommt es zur Geburt schnell rotierender Pulsare mit einem sehr starken Magnetfeld von 10 10 –10 14 G. Das Magnetfeld dreht sich mit dem Neutronenstern, jedoch fällt die Achse dieses Feldes nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammen. Bei einer solchen Drehung gleitet die Radiostrahlung eines Sterns wie ein Leuchtfeuer über die Erde. Jedes Mal, wenn der Strahl die Erde überquert und einen Beobachter auf der Erde trifft, erkennt das Radioteleskop einen kurzen Impuls einer Radioemission. Die Frequenz seiner Wiederholung entspricht der Rotationsperiode des Neutronensterns. Die Strahlung eines Neutronensterns entsteht dadurch, dass sich geladene Teilchen (Elektronen) von der Oberfläche des Sterns entlang der magnetischen Feldlinien nach außen bewegen und dabei elektromagnetische Wellen aussenden. Dies ist der Mechanismus der Radioemission eines Pulsars, der zuerst von vorgeschlagen wurde

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 überschreitet nicht die Größe Kleinstadt Die Materiedichte ist jedoch 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, wie K-Mesonen und Hyperonen in zentrale Regionen Neutronenstern.

Die Autoren der Studie, eine Gruppe amerikanischer Wissenschaftler unter der Leitung von Paul Demorest vom National Radio Observatory, untersuchten Doppelstern J1614-2230 ist dreitausend Lichtjahre von der Erde entfernt, eine ihrer Komponenten ist 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 lokalisierten Umlaufbahn weißer Zwerg ziemlich groß für Sterne dieser Art. Diese einzigartige Kombination macht es möglich, den Shapiro-Effekt (Gravitationsverzögerung des Signals) in vollem Umfang zu nutzen 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 aussagen kann verschiedene Gebiete Physik und Astronomie", sagt Ransom.

Astrophysiker Sergey Popov vom Staat astronomisches Institut benannt nach Sternberg stellt fest, dass die Untersuchung von Neutronensternen geben kann wichtige Informationenüber die Struktur der Materie.

„In terrestrischen Labors ist es unmöglich, Materie mit einer viel höheren Dichte als der Kernenergie zu untersuchen. Und das ist sehr wichtig, um zu verstehen, wie die Welt funktioniert. Glücklicherweise ist dies so dichte Materie im Inneren von Neutronensternen gefunden. Um die Eigenschaften dieser Substanz zu bestimmen, ist es sehr wichtig herauszufinden, welche Grenzmasse 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. Von moderne Ideen Das Universum ist etwa 14 Milliarden Jahre alt.

Die Größe des sichtbaren Teils des Universums beträgt ungefähr 14 Milliarden Lichtjahre (ein Lichtjahr ist die Entfernung, 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 von der durchschnittlicher Radius Die Erdumlaufbahn, senkrecht zur Sichtlinie, ist in einem Winkel von einer Bogensekunde sichtbar. 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 aus Staub, Gas und Plasma), Hintergrundstrahlung, das das gesamte Universum durchdringt, und andere wenig untersuchte Objekte.

Neutronensterne

Neutronenstern -- astronomisches Objekt, das eines der Endprodukte der Sternentwicklung ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (~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 Materie eines solchen Sterns ist um ein Vielfaches höher als die Dichte des Atomkerns (was z schwere Kerne durchschnittlich 2,8*1017 kg/m?). 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, höchster Wert die Masse eines Neutronensterns ist durch die Oppenheimer-Volkov-Grenze gegeben, numerischer Wert die von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung der Materie im Kern des Sterns abhängt. Es gibt theoretische Voraussetzungen dafür, mit mehr höhere Vergrößerung Dichte ist die Degeneration von Neutronensternen zu Quarksternen möglich.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 1012-1013 Gs (Gs-Gauß - 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) bringen qualitativ neue Physik, da spezifische relativistische Effekte signifikant werden, die Polarisation physikalisches Vakuum usw.

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. Im Laufe der Zeit verbringt 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. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld starr, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Neutronenstern selbst. In einem bestimmten Radius Liniengeschwindigkeit Die Drehung des Feldes nähert sich 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 Substanz, die erhitzt wird hohe Temperaturen, 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 wirkt in der Magnetosphäre der Erde, wodurch angegebenen Typ und bekam seinen Namen.

27. Dezember 2004, ein Ausbruch von Gammastrahlen, der bei uns ankam Sonnensystem aus SGR 1806-20 (dargestellt in der Ansicht des Künstlers). Die Explosion war so stark, dass sie die Erdatmosphäre in über 50.000 Lichtjahren Entfernung beeinflusste.

Neutronenstern - kosmischer Körper, das eines der möglichen Ergebnisse der Evolution ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (~1 km) Kruste aus Materie in Form von schweren Atomkernen und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind vergleichbar mit der Masse, 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 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 tausend Umdrehungen pro Sekunde. Neutronensterne entstehen durch die Explosionen von Sternen.

Die Masse der meisten Neutronensterne mit zuverlässig gemessenen Massen beträgt 1,3-1,5 Sonnenmassen, was nahe am Wert der Chandrasekhar-Grenze liegt. Theoretisch Neutronensterne mit Massen von 0,1 bis etwa 2,5 Sonnenmassen jedoch ist der Wert der oberen Grenzmasse derzeit sehr ungenau bekannt. 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 J1614-2230ruen (mit einer Massenschätzung 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 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.

Struktur eines Neutronensterns.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 10 12 -10 13 Gauss (zum Vergleich, die Erde hat etwa 1 Gauss), 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 überschreitet) führen eine qualitativ neue Physik ein, da spezifische relativistische Effekte, Polarisation des physikalischen Vakuums , usw. werden signifikant.

Bis 2012 wurden etwa 2000 Neutronensterne entdeckt. Etwa 90 % von ihnen sind Singles. Insgesamt können in unserem 10 8 -10 9 Neutronensterne existieren, also etwa einer von tausend gewöhnlichen Sternen. Neutronensterne zeichnen sich durch hohe Geschwindigkeiten (normalerweise Hunderte von km/s) aus. Durch die Ansammlung von Wolkenmaterie ist in dieser Situation ein Neutronenstern in verschiedenen Spektralbereichen zu sehen, darunter auch der optische, der etwa 0,003 % der abgestrahlten Energie (entspricht 10. Magnitude) ausmacht.

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

Neutronensterne sind eine der wenigen Klassen Weltraumobjekte, die vor der Entdeckung von Beobachtern theoretisch vorhergesagt wurden.

1933 schlugen die Astronomen Walter Baade und Fritz Zwicky vor, dass bei einer Supernova-Explosion ein Neutronenstern entstehen könnte. Theoretische Berechnungen von damals zeigten, dass die Strahlung eines Neutronensterns zu schwach und nicht nachweisbar ist. Das Interesse an Neutronensternen nahm in den 1960er Jahren zu, als sich die Röntgenastronomie zu entwickeln begann, da die Theorie ihr Maximum vorhersagte Wärmestrahlung fällt in den weichen Röntgenbereich. Sie wurden jedoch unerwartet bei Radiobeobachtungen entdeckt. 1967 entdeckte Jocelyn Bell, eine Doktorandin von E. Hewish, Objekte, die regelmäßige Pulse von Radiowellen aussenden. Dieses Phänomen wurde durch die schmale Richtung des Funkstrahls von einem schnell rotierenden Objekt erklärt - einer Art "kosmischem Leuchtfeuer". Aber irgendwelche gewöhnlicher Stern würde bei einer so hohen Drehzahl zusammenbrechen. Nur Neutronensterne waren für die Rolle solcher Leuchtfeuer 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 folglich durch ihre beobachtbaren Manifestationen 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. Lipunow. Da sich die Theorie der Pulsar-Magnetosphären noch in der Entwicklung befindet, gibt es alternative theoretische Modelle.

Starke Magnetfelder und kurze Umlaufzeit. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld starr, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Körper eines Neutronensterns. Bei einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird "Radius des Lichtzylinders" genannt. Jenseits dieses Radius kann das übliche Dipolfeld nicht existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen bewegen sich entlang Kraftlinien Magnetfeld können sie durch solche Klippen den Neutronenstern verlassen und in den interstellaren Raum fliegen. Ein Neutronenstern dieses Typs "ejects" (vom französischen éject - ausspucken, ausstoßen) relativistisch geladene Teilchen, die im Radiobereich strahlen. Ejektoren werden als Radiopulsare beobachtet.

Propeller

Die Rotationsgeschwindigkeit reicht bereits für einen Partikelausstoß nicht aus, sodass ein solcher Stern kein Radiopulsar sein kann. Die Rotationsgeschwindigkeit ist jedoch immer noch hoch, und die vom Magnetfeld um den Neutronenstern eingefangene Materie kann nicht herunterfallen, das heißt, 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 weit reduziert, dass nun nichts mehr daran hindert, dass die Materie auf einen solchen Neutronenstern fällt. Herabfallende Materie, die sich bereits im Plasmazustand befindet, bewegt sich entlang der Magnetfeldlinien und trifft im Bereich ihrer Pole auf die feste Oberfläche des Körpers eines Neutronensterns, wobei sie sich auf mehrere zehn Millionen Grad erhitzt. Eine so hoch erhitzte Substanz leuchtet 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, und es werden regelmäßige Pulsationen von Röntgenstrahlen beobachtet. 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, weshalb diese Art von Neutronensternen ihren Namen erhielt.

Magnetar

Ein Neutronenstern mit einem außergewöhnlich starken Magnetfeld (bis zu 10 11 T). Theoretisch wurde die Existenz von Magnetaren 1992 vorhergesagt und der erste Beweis dafür reale Existenz 1998 unter Beobachtung erhalten starker Blitz Gamma- und Röntgenstrahlung der Quelle SGR 1900+14 im Sternbild Adler. Die Lebensdauer von Magnetaren beträgt etwa 1.000.000 Jahre. Magnetare haben das stärkste Magnetfeld in .

Magnetare sind eine kaum verstandene Art von Neutronensternen, da nur wenige nahe genug an der Erde sind. Magnetare haben einen Durchmesser von etwa 20-30 km, aber die Masse der meisten übersteigt die Masse der Sonne. 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 einige Umdrehungen pro Sekunde um die Achse. Sie werden in Gammastrahlung in der Nähe von Röntgenstrahlen beobachtet, sie emittieren keine Radiostrahlung. Lebenszyklus Magnetar ist kurz genug. Ihre starken Magnetfelder verschwinden nach etwa 10.000 Jahren, danach hören ihre Aktivität und ihre Röntgenstrahlung auf. Einer der Annahmen zufolge könnten sich in unserer Galaxie während ihrer gesamten Existenz bis zu 30 Millionen Magnetare gebildet haben. Magnetare werden aus gebildet massive Sterne mit einer Anfangsmasse von etwa 40 M☉.

Die auf der Oberfläche des Magnetars gebildeten Stöße verursachen enorme Schwankungen in einem Stern; die damit einhergehenden Schwankungen des Magnetfelds führen oft zu riesigen Ausbrüchen von Gammastrahlen, die 1979, 1998 und 2004 auf der Erde aufgezeichnet wurden.

Ab Mai 2007 waren zwölf Magnetare bekannt, und drei weitere Kandidaten warteten auf die Bestätigung. Beispiele bekannter Magnetare:

SGR 1806-20, befindet sich 50.000 Lichtjahre von der Erde entfernt bei gegenüberliegende Seite unsere Galaxie die Milchstrasse im Sternbild Schütze.
SGR 1900+14, 20.000 Lichtjahre entfernt, im Sternbild Adler. Gemäß lange Zeit Niedrige Emissionsemissionen (erhebliche Explosionen nur 1979 und 1993) verstärkten sich im Mai-August 1998, und die am 27. August 1998 festgestellte Explosion war stark genug, um abzuschalten Raumfahrzeug IN DER NÄHE von Shoemaker, um Schäden zu vermeiden. Am 29. Mai 2008 entdeckte das Spitzer-Teleskop der NASA Materieringe um diesen Magnetar. Es wird angenommen, dass dieser Ring während der 1998 beobachteten Explosion entstanden ist.
1E 1048.1-5937 ist ein anomaler Röntgenpulsar, der sich 9000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Carina befindet. Der Stern, aus dem der Magnetar entstand, hatte eine 30- bis 40-mal größere Masse als die Sonne.
Eine vollständige Liste finden Sie im Katalog der Magnetare.

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