Röntgenpulsare oder akkretionsgesteuerte Pulsare sind eine Klasse astronomischer Objekte, bei denen es sich um Röntgenquellen handelt, die strenge periodische Schwankungen der Röntgenintensität zeigen. Die Röntgenperioden reichen von einem Bruchteil einer Sekunde bis zu mehreren Minuten.
Eigenschaften [ edit ]
Ein Röntgenpulsar besteht aus einem magnetisierten Neutronenstern im Orbit mit einem normalen Sternbegleiter und ist eine Art Doppelsternsystem. Die Magnetfeldstärke an der Oberfläche des Neutronensterns beträgt typischerweise etwa 10 8 Tesla, über eine Billion Mal stärker als die Stärke des an der Erdoberfläche gemessenen Magnetfelds (60 µT).
Gas wird vom stellaren Begleiter aufgenommen und durch das Magnetfeld des Neutronensterns auf die Magnetpole geleitet, wobei zwei oder mehr lokalisierte Röntgenstrahler entstehen, die den beiden Polarlichtzonen der Erde ähneln, jedoch weitaus heißer sind. An diesen Hotspots kann das einfallende Gas die halbe Lichtgeschwindigkeit erreichen, bevor es auf die Oberfläche des Neutronensterns auftrifft. So viel potentielle Schwerkraftenergie wird durch das einfallende Gas freigesetzt, dass die auf etwa einen Quadratkilometer Fläche geschätzten Hotspots das Zehntausendfache oder mehr betragen können als die Sonne. [1]
Temperaturen von Millionen Grad werden erzeugt, so dass die Hotspots hauptsächlich Röntgenstrahlen abgeben. Wenn sich der Neutronenstern dreht, werden Röntgenstrahlungsimpulse beobachtet, wenn sich die Hotspots in und aus dem Blickfeld bewegen, wenn die magnetische Achse in Bezug auf die Spinachse geneigt ist. [1]
Gaszufuhr [ edit ]]
Das Gas, das den Röntgenpulsar liefert, kann den Neutronenstern auf verschiedene Arten erreichen, die von der Größe und Form des Umlaufwegs des Neutronensterns und der Art des Begleitsterns abhängen.
Bei einigen Begleitsternen von Röntgenstrahl-Pulsaren handelt es sich um sehr massive junge Sterne, meist OB-Überriesen (siehe Sternklassifizierung), die einen strahlungsgetriebenen Sternwind von ihrer Oberfläche ausstrahlen. Der Neutronenstern taucht in den Wind und fängt kontinuierlich Gas ein, das in der Nähe strömt. Vela X-1 ist ein Beispiel für ein solches System.
In anderen Systemen umkreist der Neutronenstern so nahe an seinem Begleiter, dass seine starke Gravitationskraft Material aus der Atmosphäre des Begleiters in eine Umlaufbahn um sich selbst ziehen kann, ein Massentransfer, der als Roche-Lappen-Überlauf bekannt ist. Das eingefangene Material bildet eine gasförmige Akkretionsscheibe und Spiralen nach innen, um schließlich wie im binären System Cen X-3 auf den Neutronenstern zu fallen.
Bei noch anderen Arten von Röntgenpulsaren ist der Begleitstern ein Be-Stern, der sich sehr schnell dreht und anscheinend eine Gasscheibe um seinen Äquator abwirft. Die Umlaufbahnen des Neutronensterns mit diesen Begleitern sind normalerweise groß und sehr elliptisch. Wenn der Neutronenstern sich in der Nähe oder durch die umstellende Scheibe bewegt, nimmt er Material auf und wird vorübergehend zu einem Röntgenpulsar. Die zirkumstellare Scheibe um den Be-Stern dehnt sich aus unbekannten Gründen aus und zieht sich zusammen, so dass es sich um transiente Röntgenpulsare handelt, die nur intermittierend beobachtet werden, oft mit Monaten bis Jahren zwischen Episoden beobachtbarer Röntgenpulsation. [2]
Spinverhalten edit ]
Radio-Pulsare (Rotations-Pulsare) und Röntgen-Pulsare zeigen ein sehr unterschiedliches Spinverhalten und unterschiedliche Mechanismen, die ihre charakteristischen Pulse erzeugen, obwohl beide Arten von Pulsaren als Manifestationen angesehen werden ein rotierender magnetisierter Neutronenstern. Der Rotationszyklus des Neutronensterns wird in beiden Fällen mit der Pulsperiode identifiziert.
Die Hauptunterschiede bestehen darin, dass Radiopulsare Perioden in der Größenordnung von Millisekunden bis Sekunden haben und alle Radiopulsare Drehimpuls verlieren und langsamer werden. Im Gegensatz dazu zeigen die Röntgenpulsare eine Vielzahl von Spinverhalten. Es wird beobachtet, dass einige Röntgenpulsare kontinuierlich schneller und langsamer oder langsamer drehen (mit gelegentlichen Umkehrungen dieser Trends), während andere entweder eine geringe Änderung der Pulsdauer oder ein unregelmäßiges Spin-Down- und Spin-Up-Verhalten zeigen. [2]
Die Erklärung dieses Unterschieds findet sich in der physikalischen Natur der beiden Pulsarklassen. Über 99% der Funkpulsare sind Einzelobjekte, die ihre Rotationsenergie in Form von relativistischen Teilchen und magnetischer Dipolstrahlung abstrahlen und dabei alle sie umgebenden Nebel aufleuchten lassen. Im Gegensatz dazu sind Röntgenpulsare Mitglieder von binären Sternsystemen und erhöhen entweder Materie von Sternwind oder Akkretionsscheibe. Die angesammelte Materie überträgt einen Drehimpuls auf den Neutronenstern (oder von diesem) und bewirkt, dass die Spinrate mit Raten steigt oder fällt, die oft hunderte Male schneller sind als die typische Spindown-Rate in Funkpulsaren. Warum die Röntgenpulsare ein so unterschiedliches Spinverhalten zeigen, ist noch nicht klar.
Beobachtungen [ edit ]
Röntgenpulsare werden mit Röntgenteleskopen beobachtet, bei denen es sich um Satelliten im niedrigen Erdorbit handelt, obwohl einige Beobachtungen gemacht wurden, meist in den ersten Jahren Röntgenastronomie unter Verwendung von Detektoren, die von Ballons oder Raketen getragen werden. Der erste entdeckte Röntgenpulsar war 1971 der Centaurus X-3 mit dem Uhuru-Röntgensatelliten. [1]
Siehe auch [ edit
References edit ]
- ^ a b c c c c c c c c c c c c c c Universum Philip. A. Charles, Frederick D. Seward, Cambridge University Press, 1995, Kap. 7.
- ^ a b Bildsten, L .; Chakrabarty, D .; Chu, J .; Finger, M. H .; Koh, D. T .; Nelson, R. W .; Prince, T. A .; Rubin, B. C .; Scott, D. M .; Vaughan, B .; Wilson, C. A .; Wilson, R. B. (1997). "Beobachtungen der Akkumulation von Pulsaren". Die Astrophysical Journal Supplement Series . 113 : 367–408. arXiv: astro-ph / 9707125 . Bibcode: 1997ApJS..113..367B. doi: 10.1086 / 313060.
Externe Links [ edit
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