Röntgenpulsar
EinRöntgenpulsarist einNeutronenstern,der mittels Rotation ein streng periodisch moduliertes Signal im Bereich derRöntgenstrahlungmit einer Periodenlänge von Millisekunden bis 1000 Sekunden erzeugt. Röntgenpulsare werden nach der Ursache der emittierten elektromagnetischen Strahlung in akkretionsangetriebene, rotationsangetriebene und ungewöhnliche Röntgenpulsare aufgeteilt[1].
Akkretionsangetriebene Röntgenpulsare
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Akkretionsangetriebene Röntgenpulsare (englischaccretion powered X-ray pulsars) sind stets Bestandteil einesRöntgendoppelsterns.Die beobachteten Periodenwerte fallen in den Bereich von einigen Millisekunden bis 1000 Sekunden. Es wird auch von extremen Perioden von bis zu einigen Stunden berichtet, diese müssen aber noch bestätigt werden. Nach der Art des Begleiters des Neutronensterns werden die Röntgendoppelsterne in High Mass X-ray Binaries (HMXB), bei denen der Begleiter ein früherRieseist, oder in Low Mass X-ray Binaries (LMXB) mit einem begleitenden spätenHauptreihensterneingeteilt. Bei den LMXBs fließt die Materie vom Begleiter mittelsRoche-Grenzflussauf denkompakten Stern,während dieAkkretionbei den HMXBs über denSternwinddes massiven Sterns erfolgt. Die Materie heizt sich stark auf, wird spätestens dabei ionisiert, und vom Magnetfeld des Pulsars zu den Magnetpolen gelenkt. Die Röntgenstrahlung entsteht in Form vonSynchrotronstrahlungdurch die Ablenkung der geladenen Teilchen im Magnetfeld und alsBremsstrahlungbei ihrem Auftreffen an denmagnetischen Polenauf die Oberfläche des Neutronensterns. Die Periodizität der Strahlung im Takt der Rotation des Pulsars entsteht, weil seine magnetischen Pole von der Rotationsachse abweichen und periodisch sichtbar bzw. unsichtbar werden. Die Rotationsperiode wird (scheinbar) moduliert durch den Umlauf des Pulsars um seinen Zentralstern, weil sich der Lichtweg zur Erde periodisch verändert[2].
Rotationsangetriebene Röntgenpulsare
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Rotationsangetriebene Röntgenpulsare (engl. rotation powered X-ray pulsars) sind identisch mit denRadiopulsaren.Beispiele sind derVela-Pulsarund der Pulsar imKrebsnebel,die neben gepulster Radiostrahlung auch periodisch modulierte optische, UV-, Röntgen- und Gammastrahlung emittieren. Das Pulsprofil im Bereich der Röntgenstrahlung zeigt im Gegensatz zu den langwelligen Emissionen häufig ein doppeltes Maximum pro Rotationsperiode. Die beobachteten Perioden bei den rotationsangetriebene Röntgenpulsaren liegen zwischen 1,5 Millisekunden und 5 Sekunden, wobei langperiodische Pulsare nur schwache Strahler im Bereich der Röntgenstrahlung sind. Die gepulste Komponente der Röntgenstrahlung wird wie dieRadiostrahlungdurchSynchrotronstrahlungim rotierenden Magnetfeld des Neutronensterns erzeugt. Bei jungen rotationsangetriebenen Röntgenpulsaren ist weiterhin eine thermische und nicht modulierte Komponente vorhanden, die alsSchwarzkörperstrahlungder mehrere Millionen Grad warmen Oberfläche des Neutronensterns interpretiert wird. Die Leuchtkraft der Pulsare nimmt mit der Zeit ab, wobei die maximalen Werte im Bereich von 1034–1036erg/s liegen[3].
Rotationsangetriebene Röntgenpulsare senden ihre Signale permanent und mit großer zeitlicher Vorhersagbarkeit aus. Diese Eigenschaften können genutzt werden, um iminterplanetaren Raumeine Ortsbestimmung mit einer Genauigkeit von fünf Kilometern vorzunehmen. Die Funktionsweise entspricht dabei dem desGlobal Positioning Systems,bei dem aus den Laufzeitunterschieden der gepulsten Signale der Ort berechnet werden kann[4].
Ungewöhnliche Röntgenpulsare
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Ungewöhnliche Röntgenpulsare (engl. anomaleous X-ray pulsars, kurz AXPs) sind eine kleine Gruppe von pulsierenden Röntgenquellen mit Perioden von 2 bis 12 Sekunden. Sie zeigen starke Ausbrüche von 1042–1044ergpro Eruption. IhrSpin-Down-Alterbeträgt circa 10.000 bis 100.000 Jahre. Die meisten AXPs wiederholen ihre Eruptionen in einem Abstand von einigen Jahren und sind eng verwandt mit denSoft Gamma Repeatern,deren Eruptionen und Pulsationen im Bereich der weichenGammastrahlungnachgewiesen wurde. Zwischen den beiden Gruppen gibt es wahrscheinlich keinen Unterschied, da einige AXPs auch im Bereich der Gammastrahlung nachgewiesen werden können. Sie werden heute als Manifestationen vonMagnetareninterpretiert. Magnetare sind Neutronensterne mit den stärksten bekanntenmagnetischen Flussdichtenvon 1014–1016Gauß.Die Eruptionen werden als die Energie interpretiert, die bei einem Kurzschluss von magnetischen Flusslinien auf der Oberfläche der Neutronensterne freigesetzt wird[5].
Eine kleine Gruppe der ungewöhnlichen Röntgenpulsare, die alslow magnetic field magnetarsbezeichnet werden, zeichnen sich durch eine sehr geringe Abbremsung der Rotation aus mit Abbremsraten von 10−13s/s. Die Eigenschaften dieser Röntgenpulsare können auch durch rotierendeWeiße Zwergemit Magnetfelddichten von 108Gauß beschrieben werden. Insbesondere die beobachtetenPeriodensprüngesind eher mit der Annahme eines massiven Weißen Zwergs als mit einem Neutronenstern verträglich[6].
Zusammenhang zwischen akkretionsangetriebenen und rotationsangetriebenen Röntgenpulsaren
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Schon lange wird vermutet, dass akkretionsangetriebene Röntgenpulsare die Vorläufer der rotationsangetriebenenMillisekundenpulsaresind. Durch die Akkretion von Materie wird auch Drehimpuls auf den Neutronenstern übertragen, wodurch sich die Rotationsfrequenz erhöht. Mit IGR J18245–2452 ist ein Übergangssystem beobachtet worden, das zeitweilig als Radiomillisekundenpulsar und zu anderen Zeiten als akkretionsangetriebene Röntgenpulsar nachgewiesen werden kann. Das noch zeitweilig Materie akkretiert wird, kann anhand vonthermonuklearenBurstsbestätigt werden[7].
Vorkommen in Sternkatalogen
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]DerGeneral Catalogue of Variable Starslistet aktuell etwas über 20 Sterne mit dem KürzelXP,XPNG,XPRoderXPRM,womit lediglich etwa 0,04 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Röntgenpulsare oder einer Unterkategorie gezählt werden.[8]
Beispiele
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]Einzelnachweise
[Bearbeiten|Quelltext bearbeiten]- ↑Fulvio Melia:High-Energy Astrophysics.Princeton University Press, Princeton 2009,ISBN 978-0-691-14029-2.
- ↑Walter H. G. Lewin,Jan van Paradijs,Edward P. J. van den Heuvel:X-ray Binaries.Cambridge University Press, 1997,ISBN 978-0-521-59934-4.
- ↑A.G.L Lyne, F. Graham-Smith:Pulsare.Johann Ambrosius Barth Verlag, Leipzig 1993,ISBN 3-335-00336-5.
- ↑Werner Becker, Mike G. Bernhardt, Axel Jessner:Autonomous Spacecraft Navigation With Pulsars.In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.2013,arxiv:1305.4842v1.
- ↑Walter Lewin, Michael van der Klies:Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics).Cambridge University Press, Cambridge 2010,ISBN 978-0-521-15806-0.
- ↑K. Boshkayev, L. Izzo, Jorge A. Rueda, R. Ruffini:SGR 0418+5729, Swift J1822.3-1606, and 1E 2259+586 as massive fast rotating highly magnetized white dwarfs.In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.2013,arxiv:1305.5048v1.
- ↑A. Papitto et al.:Swinging between rotation and accretion power in a millisecond binary pulsar.In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics.2013,arxiv:1305.3884v1.
- ↑Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.Abgerufen am 19. Oktober 2019.