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Künstlerische Darstellung eines Neutronensterns mit einem . im Hintergrund Schwerkraft-Linse, was einen verzerrten Effekt ergibt.

Die Ausstrahlung der Pulsar PSR B1509-58, ein schnell rotierender Neutronenstern, beleuchtet das nahe Gas in röntgen (hier goldfarben) gemessen mit dem Chandra. Auch der Rest Nebel leuchtet, sichtbar hier im Infrarot (blau und rot), gemessen mit dem WEISE.

EIN Neutronenstern ist ein zusammengebrochenAder von a Riesenstern, die vor der Implosion eine Gesamtmasse zwischen 10 und 29 . hatte Sonnenmasses. Neutronensterne sind die kleinsten aller Sterne und haben die höchste Dichte,^[1] es sei denn, man schwarzes Loch gilt als Stern. Neutronensterne haben einen Radius von etwa 10 Kilometern und eine Gesamtmasse von weniger als 2,16 Sonnenmassen.

Ein Neutronenstern ist das Ergebnis einer Kombination von a SupernovaExplosion und Gravitationskollaps eines massereichen Sterns, wodurch die Dichte der Sterne darüber hinaus erhöht wird Weißer Zwerg Stadium wird auf das Niveau gebracht Atomkerne.

Sobald sich ein Neutronenstern gebildet hat, erzeugt er keine Wärme mehr und kühlt sich nur ab. Es kann jedoch sein Akkretionsprozesse ob Kollisionen noch Änderungen verhindern. Nach den meisten Vorhersagemodellen für diese Objekte bestehen Neutronensterne fast ausschließlich aus Neutronen; in einem Neutronenstern, der Elektronen und Protonen aus normaler Materie verbinden sich unter diesen extremen Bedingungen zu fast nichts als Neutronen. Bis zum weiteren Zusammenbruch kommt es nicht in dieser Form von entartete Materie, weil die Neutronen genügend Gegendruck erzeugen. Dies ist in der beschrieben Pauli .'s Ausschlussprinzip. Wie bei einem Weißen Zwerg Elektronen den weiteren Kollaps verhindern, so geschieht dies nun mit Neutronen. Dieser Gegendruck reicht jedoch nicht aus, um ein Objekt mit mehr als 0,7 Sonnenmassen aufrechtzuerhalten.^[2][3] und dann beginnen abstoßende Kernkräfte im Haushalt der massereicheren Neutronensterne eine größere Rolle zu spielen.^[4] Wenn dieses Sternrelikt a Masse hätte größer als die Oppenheimer-Volkoff-Grenze, es fällt wahrscheinlich in ein schwarzes Loch.

Die zu beobachtenden Neutronensterne sind sehr heiß und haben meist eine Oberflächentemperatur von etwa 600.000 Kelvin.^[5][6] Die Dichte ist so gigantisch, dass eine Streichholzschachtel voller Neutronensternmaterie auf der Erde etwa 3 Billionen Kilogramm wiegen würde, das gleiche Gewicht wie ein halber Kubikkilometer von der Erde entfernt.^[7] Das Magnetfeld eines Neutronensterns hat einen Wert zwischen 10⁸ und 10¹⁵ mal so stark wie das Erdmagnetfeld. Das Gravitationsfeld auf der Oberfläche eines Neutronensterns ist 200 Milliarden Mal stärker als das auf unserem Planeten.

Wenn der Kern eines Sterns kollabiert, erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit aufgrund der Drehimpulserhaltungssatz. Daher rotieren kürzlich entstandene Neutronensterne extrem schnell, bis zu Hunderten von Umdrehungen pro Sekunde. Einige Neutronensterne senden elektromagnetische Strahlen aus, die sie als a . nachweisbar machen Pulsar. Es war auch durch die Entdeckung des Pulsars im Jahr 1967 durch Jocelyn Bell Burnell dass Neutronensterne entdeckt werden konnten. Es wird angenommen, dass die Strahlung von Pulsaren hauptsächlich im Bereich um die Magnetpole emittiert wird. Wenn diese Pole nicht direkt auf die Erde gerichtet sind, sondern die Beobachtung teilweise in die Richtung dieser rotierenden Strahlen erfolgt, sieht man Strahlungspulsationen wie bei einem Leuchtturm. Der Neutronenstern mit der schnellsten bekannten Rotation ist PSR J1748-2446ad mit einer Rotationsgeschwindigkeit von 716 Mal pro Sekunde oder 43.000 Mal pro Minute.^[8] Dies ist eine lineare Geschwindigkeit auf der Oberfläche von fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit.

Es wird angenommen, dass es etwa 100 Millionen Neutronensterne im Milchstraße.^[9] Diese Zahl wurde erhalten, indem man abschätzte, wie viele massereiche Sterne seit Anbeginn der Zeit Supernova-Explosionen durchgemacht haben. Die meisten dieser Neutronensterne werden jedoch kalt und alt geworden sein. Neutronensterne können von uns nur in bestimmten Fällen nachgewiesen werden, wie z Pulsar oder in a Doppelsternsystem. Wenn sie langsam rotieren und keine Materie anziehen Zuwachs Neutronensterne sind fast unsichtbar. Obwohl seit der Entdeckung von RX J185635-3754 bis zum Hubble-Weltraumteleskop Es wurden einige nahe Neutronensterne gefunden, die nur Wärmestrahlung aussenden. Ebenfalls Soft-Gamma-Repeater Es wird angenommen, dass es sich um eine Art Neutronenstern mit einem außergewöhnlich starken Magnetfeld handelt, bekannt als magnetar, möglicherweise könnte es auch ein Neutronenstern mit einer fossilen Akkretionsscheibe sein.

Neutronensterne in einem Doppelsternsystem können Zuwachs wo das System normalerweise am stärksten strahlt in röntgen, der dann als Pulsar beobachtet werden kann. Außerdem könnte ein solcher Akkretionsprozess einen älteren Pulsar wiederbeleben und ihn möglicherweise in Masse und Rotationsgeschwindigkeit erhöhen. Millisekunden-Pulsare sind Neutronensterne in einem Akkretionsprozess. Diese Doppelsternsysteme können weitergehen entwickeln und der Begleitstern kann schließlich sogar ein Weißer Zwerg oder Neutronenstern werden. Auch andere Möglichkeiten wie die totale Zerstörung des Begleiters durch Kollision oder die totale Absorption sind denkbar. Solche Verschmelzungen von Neutronensternen könnten die Quelle kurzlebiger Gammastrahlenausbrüche und sind höchstwahrscheinlich starke Quellen für Bronn Gravitationswellen. Im Jahr 2017 mit GW170817 die Gravitationswellen eines solchen Ereignisses. Gravitationswellen wurden auch indirekt im Doppelsternsystem beobachtet PSR B1913 16 von zwei Neutronensternen.^[10]

Im Oktober 2018 berichteten Astronomen, dass der 2015 eingefangene Gammastrahlenausbruch GRB 150101B viele Ähnlichkeiten mit dem historischen GW170817-Signal aufwies und möglicherweise das Ergebnis einer Neutronensternverschmelzung war. Die Ähnlichkeiten zwischen den beiden Ereignissen mit Blick auf die Eigenschaften der gamma Strahlen, Optik und Röntgenstrahlen, waren auffallend, aber auch die Art Galaxis woher sie kamen, sahen gleich aus. Diese separaten Ereignisse waren wahrscheinlich a Kilonova, die im Universum möglicherweise viel häufiger vorkommen als bisher angenommen, so die Forscher.

Entdeckung

Jocelyn Bell im Jahr 1967, als sie den ersten Neutronenstern entdeckte

Datenstreifen, auf dem Jocelyn Bell Burnell die ersten Hinweise auf einen Pulsar entdeckte, ausgestellt an der University of Cambridge

Die Existenz von Neutronensternen wurde erstmals vorhergesagt von Walter Baade und Fritz Zwicky 1934 an der Kalifornisches Institut der Technologie. Mehr als dreißig Jahre später, im Jahr 1967, wurde der erste von entdeckt Jocelyn Bell Burnell, Doktorand an der Universität von Cambridge.^[11] Es war ein schnell rotierendes Exemplar, ein Pulsar. Der Fingerabdruck dieses Sterns war ein abnormales Signal in Strahlungsdaten (Radiowellen) vom Himmel, das von einem Radioteleskop und gedruckt über a Tonbandgerät aus Papier.^[12] Das Signal hatte eine Dauer von 1,337 Sekunden. Sie schloss aus, dass das Signal von der Erde kam, weil es nicht auf demselben zurückkam Position zum Himmel nach einem Zeitraum von genau 24 Stunden (ein gewöhnlicher Tag oder Sonntag), aber nach a siderischer Tag, die etwas kürzer ist. Das damals noch mysteriöse Himmelsobjekt hieß zeitweise LGM (Kleine grüne Männer) getauft. Heute trägt der Pulsar den Namen PSR B1919 21.

Die Entdeckung wurde mit einem ausgezeichnet Nobelpreis für ihren Promoter Antony Hewish, und ein anderer Radioastronom Martin Rylea der die revolutionären Radioteleskope entwickelt hatte.^[13] Bell selbst erhielt 2018 die Durchbruchspreis für die Entdeckung.^[14]

Entstehungsprozess

Ein vereinfachter Blick auf den Entstehungsprozess eines Neutronensterns

In einem Heck findet durch den enormen Druck seiner Masse Kernfusion Platz. Die dabei freigesetzte Energie erzeugt einen Gegendruck gegen die Schwerkraft, wodurch ein stabiles System entsteht. Wenn der Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist, scheint die Schwerkraft zu gewinnen, aber aufgrund des erhöhten Drucks schmelzen die Heliumkerne nun zu Kohlenstoff. Dieses Nukleosynthese geht weiter bis der Stärkste raus Eisen existiert. Das Komprimieren von Eisenkernen kostet mehr Energie, als es durch die Fusion erzeugen kann, der Gegendruck sinkt explosionsartig, wodurch der Stern unter seinem Eigengewicht abrupt zusammenbricht. Dieses Implosion, und das Wegwerfen der äußeren Schichten, heißt a Supernova. Die Schwerkraft gewinnt nun teilweise über den Entartungsdruck, der durch die Pauli-Prinzip, dass die Elektronen weg von den Atomkernen. Die Elektronen werden in den Atomkern gedrückt. Die Elektronen verschmelzen mit den Protonen im Kern zu Neutronen. Dieser übrig gebliebene Stern aus komprimierten Neutronen ist der Neutronenstern.

Jeder Hauptreihenstern mit einer Anfangsmasse von mindestens dem Achtfachen der Sonne (d.h. Sonnenmasse, Symbol: ich_☉) hat das Potenzial, einen Neutronenstern zu erzeugen. Wenn die Entwicklung eines Sterns nach der Hauptreihe weitergeht, kann der Fusionsprozess schließlich ein stärkeres Königreich im Eisen schaffen. Wenn der gesamte Brennstoff für den Fusionsprozess im Kern aufgebraucht ist, hat der Kern nur noch degenerativen Gegendruck, um sich selbst zu erhalten. Eine zunehmende Ablagerung von Materie in Richtung des Kerns durch den Fusionsprozess in der Fusionshülle des Sterns kann die Masse des Kerns über die Chandrasekhar-Grenze Lass los. Der degenerative Elektronendruck wird überwunden und die Materie im Kern kollabiert weiter und erreicht Temperaturen über fünf Milliarden Kelvin. Bei dieser Temperatur findet der Photozerfall statt: der Zerfall von Eisenmolekülkernen in Alphateilchendurch hochenergetische Gammastrahlen. Wenn die Temperatur weiter steigt, verbinden sich Elektronen und Protonen zu Neutronen über Elektroneneinfang, wo eine Flutwelle einschlägt Neutrinoes ist veröffentlicht worden. Wenn die Dichte eine Kerndichte von 4×10 . hat¹⁷ kg/m²³ erreicht, hört der degenerative Druck der Neutronen auf zu kriechen. Der Abstieg der äußeren Hülle wird gestoppt und sie wird durch eine Stoßwelle von Neutrinos, die während des Bildungsprozesses der Neutronen erzeugt werden, vom Kern geblasen und es entsteht eine Supernova. Was bleibt, ist der Neutronenstern.

Wenn ein Stern eines massereichen Sterns während einer Supernova vom Typ II oder Typ Ib oder Ic komprimiert wird und zu einem Neutronenstern kollabiert, verliert er den größten Teil seiner Drehimpuls erhalten. Da ein Neutronenstern nur einen Bruchteil des Radius des ursprünglichen Sterns hat (und damit seine Trägheitsmoment stark reduziert) entsteht ein Neutronenstern mit extrem hoher Rotationsgeschwindigkeit. Sehr langsam nimmt die Drehzahl ab. Neutronensterne haben bekanntlich eine Rotationsperiode zwischen 1,4 Millisekunden und 30 Sekunden. Aufgrund seiner unglaublich hohen Dichte ist auch die Schwerkraft an der Oberfläche gigantisch, mit Werten in der Regel um 10¹² bis zu 10¹³ Frau², über 10¹¹ mal das von Boden. Bei einer solchen Schwerkraft haben Neutronensterne einen entsprechenden Fluchtgeschwindigkeit zwischen 100.000 und 150.000 km/s, ein Drittel bis die Hälfte der Lichtgeschwindigkeit. Die Schwerkraft eines Neutronensterns zieht einfallende Materie auf enorme Geschwindigkeiten und der resultierende Aufprall zerstört die Atome eines solchen einfallenden Objekts. Diese Materie wird dann mit dem Rest des Sterns identisch sein.

Eigenschaften

Masse und Temperatur

Ein Neutronenstern hat eine Masse von mindestens 1,1 ich_☉ und kann 3 . erreichen ich_☉. Die maximale beobachtete Masse für einen Neutronenstern ist eine Sonnenmasse von 2,01. Aber im Allgemeinen kompakte Sterne mit weniger als 1,39 ich_☉ (das Chandrasekhar-Grenze) weiße Zwerge, während kompakte Sterne mit Massen zwischen 1,4 ich_☉ und 3 ich_☉ (das Oppenheimer-Volkoff-Grenze) sollten Neutronensterne sein. Es gibt einige Zehntel der Sonnenmasse, wo sich die Massen leichterer Neutronensterne und schwererer weißer Zwerge überlappen. Über 2,16 ich_☉ der degenerative Neutronendruck im Objekt würde überwunden und a stellares schwarzes Loch entstehen müssen, obwohl diese erst ab 5 Sonnenmassen indirekt beobachtet wurden. Zwischen 3 und 5 Sonnenmassen gibt es Theorien für möglich Quarksterne und/oder speziellen elektroschwachen Sternen, diese wurden jedoch in der Praxis nie bewiesen.

Die Temperatur im Inneren eines neugebildeten Neutronensterns wird auf 10 . geschätzt¹¹ bis zu 10¹² Kelvin. Nach den ersten Jahren wird die enorme Menge an emittierten Neutrinos jedoch die Temperatur eines isolierten Neutronensterns sofort auf 10 senken.⁶ K. Bei dieser niedrigeren Temperatur wird der größte Teil der em-Strahlung eines Neutronensterns im Röntgenspektrum erzeugt.

Dichte und Druck

Neutronensterne haben eine durchschnittliche Dichte von 3,7×10¹⁷ kg/m²³ bis zu 5,9×10¹⁷ kg/m²³ (2,6×10¹⁴ bis zu 4.1×10×¹⁴ mal so hoch wie die Dichte der Sonne), vergleichbar mit der Dichte in a Atomkern ab 3×10¹⁷ kg/m²³. Die Dichte eines Neutronensterns variiert von etwa 1×10⁹ kg/m²³ in der Kruste und nimmt mit der Tiefe auf etwa 6 oder 8×10 . zu¹⁷ kg/m²³ (eine höhere Dichte als ein Atomkern). Ein Neutronenstern ist so kompakt, dass 5 Milliliter davon eine Masse von 5,5×10 . haben¹² kg, 900 mal schwerer als die Cheops-Pyramide. Im kolossalen Gravitationsfeld eines Neutronensterns wäre ein Teelöffel dieses Materials 1,1 10²⁵ N wiegt das 15-fache dessen, was der Mond wiegen würde, wenn er auf der Erdoberfläche platziert würde. Die Gesamtmasse der Erde würde in eine Kugel mit einem Durchmesser von 305 Metern (der Größe des Arecibo-Teleskop) unter Verwendung der Dichte eines Neutronensterns. Der Druck steigt von 3.2×10׳¹ Pa in der inneren Kruste bis 1,6×10³⁴ Papa im Kern.

Das Staatsgleichung der Materie bei diesen extrem hohen Dichten ist nicht genau bekannt, da es Probleme im Verhalten bezüglich Quantenchromodynamik, das Supraleitung und Suprafluidität richtig vorhersagen. Es ist auch sehr schwierig, die Eigenschaften dieser extremen Objekte auf Hunderten abzuschätzen Parsec aus der Ferne zu beobachten.

Ein Neutronenstern teilt einige Eigenschaften mit einem Atomkern, beispielsweise seine Dichte (nur ein Faktor von 10 Unterschied). Sie besteht aus Nukleonen. In populäreren wissenschaftlichen Artikeln wird es manchmal als "riesiges Nukleon" bezeichnet. In anderer Hinsicht gibt es jedoch erhebliche Unterschiede. Ein Nukleon wird zusammengehalten durch starke Kernkraft, bei einem Neutronenstern geschieht dies durch die Schwerkraft. Die Dichte eines Atomkerns ist einheitlich, während Neutronensterne vorhergesagt werden, dass sie aus mehreren Schichten bestehen, die aus unterschiedlicher Zusammensetzung und Dichte bestehen.

Magnetfeld

Die Kraft davon Magnetfeld auf der Oberfläche eines Neutronensterns variiert von etwa 10⁴ bis zu 10¹¹Tesla. Dies ist eine Größenordnung höher als bei jedem anderen Objekt. Im Vergleich dazu wurde ein kontinuierliches Magnetfeld von 16 T im Labor realisiert und erwies sich als ausreichend, um einen lebenden Frosch schwerelos zu machen Diamagnetismus. Variationen der magnetischen Feldstärke sind wahrscheinlich der Hauptgrund für die Unterscheidung von Neutronensternen aus ihren Spektren und erklären die periodische Natur von Pulsaren.

Die Neutronensterne, die unter die Kategorie fallen magnetar haben das stärkste Magnetfeld in der Größenordnung von 10⁸ bis zu 10¹¹ tesla. Heute ist allgemein anerkannt, dass diese Art von Neutronenstern für die Soft-Gamma-Repeater-Phänomen. Eine magnetische Energiedichte eines Feldes von 10⁸ T ist extrem und übersteigt die Masse-Energie-Dichte gewöhnlicher Materie. Felder mit solch enormer Kraft können das Vakuum so weit polarisieren, dass es doppelbrechend wird. Photonen können unter diesen Bedingungen verschmelzen oder in zwei Teile spalten, wodurch Paare virtueller Teilchen-Antiteilchen gebildet werden. Das Feld beeinflusst das Energieniveau von Elektronen und Atomen werden in dünne Zylinder gezwungen. Im Gegensatz zu gewöhnlichen Pulsaren kann bei Magnetaren die Rotationsverzögerung direkt durch die Kraft des Magnetfelds verursacht werden. Die Feldstärke reicht aus, um einen Riss in der Kruste zu verursachen. Verursache diese Risse Sternenbeben, die wir als extrem helle, millisekundenlange, harte Gammablitze beobachten können. Die begleitende Explosion ist im Magnetfeld gefangen und kann bei der Rotation des Sterns beobachtet werden, die dann als Strahlung eines periodischen Softgamma-Repeaters wahrgenommen wird, die 5 bis 8 Sekunden dauert und nur wenige Minuten dauert.

Wie das Magnetfeld entsteht, ist noch nicht ganz klar. Eine Hypothese ist, dass es zum "Flux Freezing" oder zum Erhalt des Originals kommt magnetischer Fluss während des Neutronensternbildungsprozesses. Wenn ein Objekt einen bestimmten magnetischen Fluss über eine bestimmte Oberfläche hat, dann schrumpft diese Oberfläche auf eine bestimmte Weise, während der magnetische Fluss erhalten bleibt, es wird Magnetfeld Kraftzuwachs in gleicher Weise. Da die riesige Oberfläche eines Sterns in einen viel kleineren Neutronenstern umgewandelt wird, führt eine Erhaltung des magnetischen Flusses zu einem viel stärkeren Magnetfeld. Diese einfache Erklärung reicht jedoch nicht aus, um die magnetische Feldstärke von Neutronensternen vollständig zu erklären.

Schwerkraft und Zustandsgleichung

Das Gravitationsfeld auf der Oberfläche eines Neutronensterns ist zweihundert Milliarden Mal so stark wie das auf der Erde, mit einem Wert von etwa 2,0×10¹² Frau². Ein so starkes Gravitationsfeld verursacht a Gravitationslinseneffekt und biegt die gesendete Strahlung so, dass Teile des normalerweise unsichtbaren Rückens freigelegt werden. Wenn der Radius des Neutronensterns 3 . beträgtGM/c² oder weniger können die Photonen in einer Umlaufbahn gefangen werden, was dazu führt, dass die gesamte Oberfläche eines Neutronensterns von einem einzigen Beobachtungspunkt aus sichtbar ist, zusammen mit bröckelnden Umlaufbahnen von Photonen bei oder unter 1 Radius vom Stern.

Würde ein Objekt in den 12-Kilometer-Radius eines Neutronensterns fallen, hätte es nach 1 Meter eine Geschwindigkeit von 1.400 Kilometern pro Sekunde erreicht. Außerdem würde das Objekt Gezeitenfeld vor dem Aufprall Spaghettifizierung durchgemacht, jede Art von gewöhnlicher Materie zu einer langen dünnen Schnur auseinandergezogen.

Aufgrund dieser enormen Gravitationskraft, signifikante Gravitationszeitdilatation relativ zu einem Neutronenstern und zur Erde. Beispielsweise können auf der Oberfläche eines Neutronensterns 8 Jahre und hier auf der Erde gleichzeitig 10 Jahre vergehen, ausgenommen die ZeitdilatationWirkung der sehr schnellen Rotation.

Relativistische Zustandsgleichungen für Neutronensterne beschreiben das Verhältnis von Radius zu Masse unter Verwendung mehrerer theoretischer Modelle. Der wahrscheinlichste Radius eines Neutronensterns mit der entsprechenden Masse wird durch das Modell AP4 (kleinster Radius) und das Modell MS2 (größter Radius) begrenzt. BE ist hier das Masse-Energie-Verhältnis der gravitativen Bindungsenergie gleich der beobachteten Masse des Neutronensterns, mit "M" in Kilogramm und Radius "R" in Metern,

${displaystyle BE={frac {0.60, eta }{1-{frac { eta }{2}}}}}}$      ${displaystyle eta =G,M/R,{c}^{2}}$

Wobei die folgenden Werte gelten

${displaystyle G=6.67408 imes 10^{-11},{ ext{m}}^{3}{ ext{kg}}^{-1}{ ext{s}}^{-2}}$

${displaystyle c=2.99792458 imes 10^{8},{ ext{m}}/{ ext{s}}}$

${displaystyle M_{dot }=1.98855 imes 10^{30},{ ext{kg}}}$

und die Sternmasse "M", die normalerweise als Plural einer Sonnenmasse dargestellt wird,

${displaystyle M_{x}={frac {M}{M_{odot }}}}$

und ist die relativistische fraktionelle Bindungsenergie eines Neutronensterns

${displaystyle BE={frac {886.0,M_{x}}{R_{left[{ ext{in meter}}ight]}-738.3,M_{x}}}}$

Ein Neutronenstern mit zwei Sonnenmassen wird nicht kompakter sein als ein Radius von 10.970 Metern (mit dem AP4-Modell).

Die Zustandsgleichung für einen Neutronenstern ist noch nicht bekannt. Es wird angenommen, dass es große Unterschiede zur Zustandsgleichung für Weiße Zwerge aufweist, deren Zustandsgleichung für entartetes Gas genommen wird, die mit approximate angenähert werden kann spezielle Relativitätstheorie. In einem Neutronenstern jedoch sind die zunehmenden Auswirkungen des generelle Relativität nicht mehr ignoriert werden. Mehrere Zustandsgleichungen wurden vorgeschlagen (FPS, UU, APR, L, SLy und andere) und die aktuelle Forschung versucht immer noch, die Theorien zur Vorhersage der Materie in einem Neutronenstern einzugrenzen. Dies bedeutet auch, dass das Dichte-zu-Masse-Verhältnis nicht vollständig verstanden ist, was zu Unsicherheiten bei der Schätzung des Neutronensternradius führt. Zum Beispiel könnte ein Neutronenstern mit eineinhalb Sonnenmassen einen möglichen Radius von 10,7, 11,1, 12,1 oder 15,1 Kilometer haben (nach den Modellen EOS FPS, UU, APR bzw. L).

Struktur

Querschnitt eines Neutronensterns. Dichte ρ₀ als gesättigte Nukleonenmaterie, wo sich die Nukleonen zu berühren beginnen.

Ein weiteres Modell für die Struktur in einem Neutronenstern

Das aktuelle Verständnis der Struktur von Neutronensternen wird durch bewährte mathematische Modelle bestimmt. Möglicherweise lassen sich auch einige Details aus Beobachtungen der Schwingungen von Neutronensternen ableiten. Mit dem Asteroseismologie, der Untersuchung von Sternbeben gewöhnlicher Sterne, kann die innere Struktur von Neutronensternen durch die Analyse der Frequenzspektren von Sternoszillationen aufgedeckt werden.

Aktuelle Modelle sagen voraus, dass die Materie auf der Oberfläche eines Neutronensterns aus gewöhnlichen Atomkernen besteht, die in ein festes Gitter gequetscht sind und durch dessen Löcher ein Meer von Elektronen fließt. Dass diese Atomkerne von Eisen werden wegen der hohen Bindungsenergie eines Eisenkerns. Es ist auch gut möglich, dass schwere Kerne wie die aus Eisen einfach unter die Oberfläche sinken und nur die leichteren Kerne wie die von Wasserstoff und Helium oben bleiben. Wenn die Oberflächentemperatur höher als 10 . ist⁶ Kelvin (wie bei einem jungen Pulsar) sollte die Oberfläche eher glatt sein als die feste Phase, die in den kühleren Neutronensternen vorhanden sein kann (Temperatur <10⁶ Kelvin).

Die vermeintliche „Atmosphäre“ eines Neutronensterns ist höchstens einige Mikrometer dick und wird in seiner Dynamik dem extremen Magnetfeld komplett unterworfen sein. Unter dieser Atmosphäre findet man eine feste "Kruste". Diese Kruste ist aufgrund des superstarken Gravitationsfeldes extrem hart und sehr glatt (mit einer maximalen Rauheit von 5 mm).

Tiefer im Inneren findet man Atomkerne mit zunehmender Neutronenzahl; diese Kerne würden unter terrestrischen Bedingungen schnell zerfallen, werden aber durch den kolossalen Druck aufrechterhalten. Dieser Prozess nimmt mit zunehmender Tiefe zu, wobei immer mehr Neutronen freigesetzt werden. In diesem Bereich gibt es eine Mischung aus Atomkernen, freien Elektronen und Neutronen. Die Atomkerne werden immer kleiner, je tiefer man geht (weil Schwerkraft und Druck starke Kernkraft annullieren), bis es den Kern erreicht, wo sich die meisten freien Neutronen befinden. In der inneren Kruste wird eine hierarchische Struktur verschiedener Phasen der Nukleonenmaterie erwartet, auch bekannt als Nukleonenpaste Anrufe. Hier werden mit steigendem Druck größere Strukturen und kleinere Hohlräume erwartet. Die Zusammensetzung dieser extrem kompakten Materie bleibt vorerst unklar.

Strahlung

Medien abspielen

Animation eines rotierenden Pulsars. Die Kugelform in der Mitte stellt den Neutronenstern dar, die gekrümmten Linien die magnetischen Feldlinien und die hervorstehenden Kegel die Bereiche, aus denen Strahlung austritt.

Pulsare

sehen Pulsar für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Neutronensterne werden durch ihre elektromagnetische Strahlung. Neutronensterne werden normalerweise durch ihre Pulse von . beobachtet Radiowellen und andere em-Strahlung. Neutronensterne, die regelmäßig pulsierende Strahlung empfangen, werden Pulsare genannt.

Es wird angenommen, dass die Strahlung von Pulsaren durch Teilchenbeschleunigung in der Nähe der magnetischen Pole verursacht wird, die in einem Neutronenstern relativ zur Rotationsachse nicht Nord und Süd sein müssen. Es wird angenommen, dass ein großer elektrisches Feld sammelt sich an den Magnetpolen an, was zur Elektronenemission führt. Diese Elektronen werden entlang der Feldlinien des Magnetfelds beschleunigt, was zu einer starken Polarisation stattfinden. Darüber hinaus energiereiche Photonen wechselwirken mit niederenergetischen Photonen und mit dem Magnetfeld für Paarproduktion Besorgnis der Elektronen, die auf den Prozess der Positronenvernichtung führt wiederum zu mehr hochenergetischen Photonen.

Die von den Magnetpolen ausgehende Strahlung kann als "magnetosphärische Strahlung" bezeichnet werden Magnetosphäre eines Neutronensterns.

Wenn sich die Rotationsachse eines Neutronensterns von der magnetischen Achse unterscheidet, werden diese Strahlen nur dann gesehen, wenn die magnetische Achse während der Rotation des Neutronensterns auf den Beobachter gerichtet ist. Daher werden periodische Pulse beobachtet, die mit der Rotation des Neutronensterns zusammenfallen.

Spektren

Neutronensterne entstehen nicht nur in Radiowellen beobachtet, aber auch in anderen Teilen der elektromagnetisches Spektrum. Unter anderem in Licht, Infrarot, ultraviolett, röntgen und gamma Strahlen. Wenn die Röntgenstrahlung stark vorherrscht, ist es a Röntgen-Doppelstern; Wenn sie im sichtbaren Licht beobachtet werden können, werden sie als optischer Pulsar bezeichnet. Die überwiegende Mehrheit der entdeckten Neutronensterne sendet auch Radiowellen aus, einschließlich solcher, die in Röntgen-, optischen und Gammastrahlen nachgewiesen wurden; das Krabbenpulsar erzeugt beispielsweise elektromagnetische Strahlung über das gesamte Spektrum. Es wurden auch einige entdeckt (radiostille Neutronensterne), die keine Radioemissionen aussenden.

Drehung

Aufgrund des Impulserhaltungssatzes rotieren Neutronensterne nach ihrem Entstehungsprozess extrem schnell; So wie sich eine sich drehende Eiskunstläuferin beschleunigt, wenn sie ihre Arme zurückzieht, so beschleunigt sich auch die Rotation des Sterns, wenn er schrumpft. Ein neu gebildeter Neutronenstern kann sich viele Male pro Sekunde um seine Achse drehen.

herunterdrehen

Graph des Spin-Down als Funktion der Periode bei normalen Pulsaren (rot), ungewöhnlichen Röntgenpulsaren (grün), hochenergetischen (blau) und binären Pulsaren (rosa)

Mit der Zeit verlangsamt sich die Rotation eines Neutronensterns; ältere Neutronensterne können bis zu einigen Sekunden brauchen, um sich zu drehen. Dieser Verzögerungsprozess wird als bezeichnet herunterdrehen. Diese Verzögerung, mit der der Neutronenstern seine Rotation verlangsamt, ist normalerweise sehr klein und konstant.

Das Zeitspanne (p) ist der Rotationsdauer, wie lange eine Umdrehung des Neutronensterns dauert. Der Spin-Down-Grad, die Verlangsamung der Rotation, wird mit dem Symbol ${Displaystil {Punkt {P}}}$ (p-Punkt), de Derivat von p relativ zur Zeit. Sie ist definiert als der periodische Zeitanstieg pro Zeiteinheit; seine Einheit kann in s⋅s . ausgedrückt werden⁻¹ (Sekunden pro Sekunde).

Der Spin-Down-Grad von Neutronensternen liegt normalerweise in der Größenordnung von etwa 10⁻²² bis zu 10⁻⁹ s⋅s⁻¹, wobei die Sterne mit der größten Rotationsgeschwindigkeit in der Regel den kleinsten Spin-Down haben. Wenn ein Neutronenstern altert, verlangsamt sich seine Rotation. Irgendwann wird die Rotation zu langsam, um Radiowellenemissionen so zu erzeugen, dass sie hier auf der Erde nachgewiesen werden können.

Mit p und ${Displaystil {Punkt {P}}}$ auch das minimale Magnetfeld eines Neutronensterns kann abgeschätzt werden. Auch das Alter des Sterns lässt sich anhand des Spin-Downs abschätzen, der für sehr junge Pulsare zu hoch sein kann.

Der Spin-Down-Wert ${Displaystil {Punkt {P}}}$ auch kombinierbar mit dem Trägheitsmoment eines Neutronensterns, um eine Schätzung der herunterdrehen Helligkeit, dass das Symbol ${Displaystil {Punkt {E}}}$ (E-Punkt) gegeben. Dabei handelt es sich nicht um die beobachtete Leuchtkraft, sondern um eine Berechnung des Verlustes der verlorenen Rotationsenergie in Form von Strahlung. Wenn die Spin-Down-Leuchtkraft mit der tatsächlichen Leuchtkraft vergleichbar ist, wird angenommen, dass die Rotation die Energiequelle der Strahlung ist. Dies ist auch beim Krab-Pulsar der Fall, was ein starker Beweis dafür ist, dass die kinetische Rotationsenergie die Energiequelle der beobachteten Strahlung ist. Im Fall eines Magnetars, bei dem die Leuchtkraft die Spin-Down-Leuchtkraft um einen Faktor von 100 übersteigt, wird angenommen, dass die Leuchtkraft eher aus magnetischer Verschiebung als vollständig aus Rotation resultiert.

EIN p- und pPunktdiagramm für Neutronensterne enthält eine große Menge an Informationen über die Pulsarpopulation und ihre Eigenschaften. Es ist so wichtig, dass man es auch mit dem vergleicht Hertzsprung-Russell-Diagramm, aber für Neutronensterne.

aufdrehen

Auch die Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns kann sich beschleunigen, was dann als Spin-up bezeichnet wird. Dies kann zum Beispiel passieren, weil der Neutronenstern Materie von Begleitsternen aufnimmt, seine Masse erhöht und seine Form in eine Abplatte ändert sphäroid. Dies beschleunigt die Rotation, im Fall der Millisekunden-Pulsar bis zu Hunderte Male pro Sekunde.

Der uns bisher am schnellsten rotierende Neutronenstern ist PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Im Jahr 2007 wurde über eine Entdeckung einer Röntgenschwingung von 1122 berichtet, die eine indirekte Messung der Rotation ermöglicht Hertz. Dies betraf Neutronenstern XTE J1739-285 die sich dann 1122 mal pro Sekunde drehen würde. Dieses Signal wurde jedoch nur einmal empfangen und es kann noch nicht davon ausgegangen werden, dass diese Geschwindigkeit korrekt ist.

Schluckauf und Starquakes

Eine künstlerische Darstellung eines NASA-Mitarbeiters. Es setzt ein Sternenbeben eines Neutronensterns.

Manchmal kann es zu einem Hängenbleiben, einem plötzlichen kleinen Anstieg der Drehzahl oder einem Hochdrehen kommen. Es wird angenommen, dass diese Störungen durch Sternbeben verursacht werden – wenn sich die Rotation verlangsamt, wird die Form des Neutronensterns weniger kugelförmig. Aufgrund der vermeintlichen Starrheit der Neutronenkruste reißt sie dann und verursacht ein Starbeben, wie Erdbebenvulkanismus. Nach dem Sternbeben hat der Stern einen kleineren äquatorialen Radius und weil der Drehimpuls erhalten bleibt, erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

Sterbevingen die plaatsvinden op een magnetar, met daarna de hapering, zijn de tot nu toe beste theorie voor het ontstaan van het soft gamma repeaterfenomeen.

In onlangs gepubliceerd werk is echter gesuggereerd dat bij een sterbeving niet voldoende energie kan vrijkomen voor een hapering van een neutronenster. Hierbij werd als mogelijke oorzaak voor een hapering geopperd dat het transitie van wervelingen in de theoretische superfluïde kern van de neutronenster is. De werveling passeert dan van een metastabiele energiestatus naar een lagere, waarbij energie vrijkomt voor een rotatieversnelling.

"Anti-haperingen"

Een "anti-hapering", een plotselinge kleine afname van rotatiesnelheid, of spin-down, van een neutronenster is ook geobserveerd. Het vond plaats in een magnetar, waarbij een incident van een productietoename van röntgenstraling met een factor 20 is waargenomen, met een behoorlijk spin-downeffect. De huidige modellen voor neutronensterren kunnen deze observaties niet verklaren. Mocht het een interne oorzaak gehad hebben, dan suggereert dit een verschil tussen de rotatie van de solide buitenste korst en het superfluïde deel van de innerlijke structuur van de magnetar.

Populatie en afstanden

De centrale neutronenster in het hart van de Krabnevel

Op dit moment zijn er zo'n tweeduizend neutronensterren bekend in de Melkweg en de Magelhaense wolken, waarvan het leeuwendeel ontdekt is doordat het radiopulsars zijn. Neutronensterren zijn voornamelijk geconcentreerd langs de schijf van de Melkweg hoewel de verspreiding loodrecht op de schijf groot is, doordat supernova-explosies een flinke snelheid (400 km/s) kunnen geven aan de nieuwgeboren sterren.

Twee van de dichtstbijzijnde neutronensterren zijn RX J1856.5-3754, op zo'n 400 lichtjaar van de aarde en PSR J010801431 op 424 lichtjaar. RX J1856.5-3754 is lid van een nauwe groep neutronensterren genaamd The Magnificent Seven (naar de gelijknamige film), die alle relatief dichtbij liggen. Een ervan in transitie van de Kleine Beer heeft de bijnaam Calvera (naar de schurk uit de film) gekregen van haar Amerikaanse en Canadese onderzoekers. Deze groep snel bewegende sterren werd ontdekt met de ROSAT-satelliet voor de Bright Source Catalog.

Neutronensterren zijn met de moderne technologie alleen zichtbaar tijdens de allervroegste stadia van hun bestaan. Ze zijn bijna altijd jonger dan 1 miljoen jaar, dit is dan ook maar een fractie van alle neutronensterren, doordat de oudere alleen te detecteren zijn via de minimale zwarte-straleremissies en de zwaartekrachteffecten op andere hemelobjecten. Zo is het statistisch gezien waarschijnlijk dat er ten minste 1 neutronenster zich op maar 10 parsec (ruim 32 lichtjaar) van de zon moet bevinden. Dat is veel dichterbij dan de dichtstbijzijnde ontdekte neutronensterren, maar ze is tot nu toe onvindbaar.

Binaire neutronensterren

Weergave van röntgenstraling van Circinus X-1, binaire neutronensterren, gemaakt op 24 juni 2015 door het Chandra X-ray Observatory

Ongeveer 5% van alle bekende neutronensterren is onderdeel van een dubbelster. Het vormingsproces en levensverloop van binaire neutronensterren kan complex zijn. Ze zijn geobserveerd als dubbelster met hoofdreeksdwergsterren, maar ook met rode reuzen, witte dwergen en andere neutronensterren. Volgens moderne theorieën van sterevolutie van dubbelsterren verwacht men dat de combinatie stellair zwart gat en neutronenster ook moet bestaan. Een samensmelting van twee neutronensterren, of een neutronenster met een zwart gat, zal detecteerbare zwaartekrachtgolven produceren, zoals ook geregistreerd is met GW170817.

Röntgendubbelsterren

Dubbelsterren met neutronensterren zenden vaak röntgenstraling uit, veroorzaakt door heet gas dat neerdaalt naar het oppervlak van de neutronenster. De bron van het gas is de begeleidende ster. Als ze elkaar dicht genoeg hebben benaderd worden de buitenste lagen er als het ware afgesnoept door de sterkere zwaartekracht van de neutronenster. Tijdens het accretieproces zal de neutronenster in massa toenemen en kan ze naar verwachting hierdoor zelfs evolueren tot stellair zwart gat.

Samensmeltingen van binaire neutronensterren en nucleosynthese

Binaire neutronensterren zullen in omloop afnemen door het uitstralen van zwaartekrachtgolven. Uiteindelijk zullen de neutronensterren contact maken en samensmelten. Deze samensmelting van neutronensterren is een van de geloofwaardigste oorzaken voor het ontstaan van de short gamma-ray burst (kortdurende gammaflits). Hiervoor zijn sterke aanwijzingen gevonden tijdens de observatie van een kilonova die geassocieerd wordt met de kortdurende gammaflits GRB 130603B en uiteindelijk werd het bewijs vastgesteld door de detectie van de zwaartekrachtgolf GW170817 door het LIGO en het Virgo, waarbij ook een gammaflits werd opgevangen (GRB 170817A). 70 observatoria over de gehele aardbol en ook satellieten in de ruimte detecteerden deze astronomische gebeurtenis. Men gelooft dat het licht dat uitgezonden werd in deze kilonova geproduceerd is door het radioactief verval van de uitgestoten materie van de twee neutronensterren. Deze uitgestoten materie is een mogelijke verklaring voor het bestaan van elementen zwaarder dan ijzer in het heelal, iets wat tot deze detectie vooral werd toegedicht aan nucleosynthese bij supernovae en het 'r-proces'. Een gewone ster kan immers geen elementen met een groter atoomnummer dan ijzer produceren. Toch worden deze zwaardere elementen overal gevonden.

Planeten

Een fictieve planeet in een baan om een pulsar met een sterk noorderlicht

Neutronensterren kunnen een of meerdere planeten in omloop hebben. Dit kunnen de originele planeten (van voor de supernova) zijn, of ze kunnen later in een omloopbaan gevangen worden. Ook kan het het resultaat van een tweede planetair formatieproces betreffen. Het is niet ondenkbaar dat een pulsar de atmosfeer van zo'n planeet compleet zal vernietigen vanwege de hevige straling. Doordat het signaal van een pulsar zo exact te timen valt, is het detecteren van planeten in omloop met de transitiemethode erg gemakkelijk en kunnen veel kleinere planeten worden gedetecteerd dan doorgaans het geval is. Twee zulke systemen zijn definitief bewezen. De drie allereerste exoplaneten die ooit ontdekt zijn, zijn Draugr, Poltergeist en Phobetor rond de pulsar PSR B1257 12, ze werden ontdekt in 1992-1994. Hiervan is Draugr de tot nu toe allerkleinste ontdekte exoplaneet met een massa van twee maal die van de Maan. Om PSR B1620-26 draait ook een exoplaneet, deze dubbelster bestaat uit een neutronenster en een witte dwerg. Ook zijn er een aantal niet bevestigde kandidaten. Pulsarplaneten zullen erg weinig zichtbaar licht ontvangen maar des te meer ioniserende straling en hoog energetische sterrenwind, waardoor de leefomstandigheden er bijzonder slecht zijn.

Historie van ontdekkingen

De eerste direct geobserveerde neutronenster in zichtbaar licht is RX J1856.5-3754.

Tijdens de bijeenkomst van de American Physical Society in december van 1933 stelden Walter Baade en Fritz Zwicky het bestaan van neutronensterren voor. Dit was minder dan twee jaar nadat het neutron ontdekt werd door Sir James Chadwick. In hun zoektocht naar een verklaring voor het fenomeen supernova, was hun voorlopige voorstel dat tijdens zo'n explosie gewone sterren transformeerden in sterren die uit bijzonder dicht op elkaar gepakte neutronen bestonden, die ze toen neutronensterren noemden. Van neutronensterren werd toentertijd aangenomen dat ze te zwak zouden stralen om te worden waargenomen en er werd dan ook niet veel aan gedaan om ze te vinden. Tot november 1967, toen Franco Pacini opmerkte dat als neutronensterren roteerden en een groot magnetisch veld moesten bezitten, dat deze elektromagnetische straling zou moeten worden uitgestraald. Zonder dat hij het wist zouden Antony Hewish en zijn onderzoeksassistente Jocelyn Bell bijna tegelijkertijd de eerste radiopulsen opvangen van pulsars.

In 1965 ontdekten Antony Hewish en Samuel Okoye een "ongewoon sterke bron van radiostraling in de Krabnevel". Deze bron bleek later de Krabpulsar te zijn, het product van de beroemde supernova SN 1054.

In 1967 onderzocht Iosif Shklovsky de optische en röntgenwaarnemingen van Scorpius X-1 en kwam toen tot de correcte conclusie dat de straling ervan van een neutronenster komt waar een accretieproces op plaatsvindt.

In 1967 werd de allereerste pulsar ontdekt, PSR B1919 21, door Burnell en Hewish. In eerste instantie kon men vanwege de precieze timing van de signalen niet uitsluiten dat het om een buitenaardse beschaving ging. Later kwam men tot de conclusie dat het om een geïsoleerde roterende neutronenster gaat en dat de rotatie de bron van energie is. Het grootste deel van ontdekte neutronensterren (zo'n 2000 stuks sinds 2010) zijn pulsars, met zeer regelmatige radiosignalen.

In 1971 werd Centaurus X-3 ontdekt door Riccardo Giacconi, Hernert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier en H. Tananbaum. De stralingsbron vertoont pulsaties van 4,8 seconden in röntgenstraling en bevindt zich in het sterrenbeeldCentaur. Zij interpreteerden het als een roterende, hete neutronenster. De energiebron is hier de zwaartekracht, gas daalt via accretie neer op het oppervlak van de neutronenster van een begeleidende ster of uit het interstellair medium, waardoor straling vrijkomt.

In 1974 ontdekten Joseph Taylor en Russell Hulse de eerste binaire pulsar, PSR B1913 16, die bestaat uit twee neutronensterren waarvan een als pulsar wordt gezien, in omloop om het massamiddelpunt. De algemene relativiteitstheorie van Albert Einstein voorspelt dat zulke massieve objecten in nauwe binaire omloopbanen zwaartekrachtgolven moeten uitstralen, waardoor de omloopgrootte moet afnemen met het verloop van tijd. Dit is inderdaad precies zo waargenomen zoals de relativiteitstheorie voorspelt. In 1993 kregen Taylor and Hulse de Nobelprijs voor Natuurkunde voor deze ontdekking.

In 1982 hebben Don Backer et al. de allereerste millisecondepulsar ontdekt, PSR B1937 21. Dit object roteert 642 maal per seconde, deze hoge waarde plaatste toen fundamentele beperkingen aan de massa en straal van neutronensterren. Er zijn later veel millisecondepulsars ontdekt, maar PSR B1937 21 bleef 24 jaar lang de snelst roterende ooit gevonden, totdat PSR J1748-2446ad werd ontdekt, met een rotatie van meer dan 700 keer per seconde.

In 2003 ontdekten Marta Burgay et al. het eerste binaire neutronensysteem waarbij de beide componenten als pulsar detecteerbaar zijn, PSR J0737-3039. Met de ontdekking van deze dubbelster konden vijf verschillende testen van de algemene relativiteitstheorie worden gedaan, waarvan sommige met een nog nooit eerder vertoonde precisie konden worden berekend.

In 2010 deden Paul Demorest et al. metingen om de massa te bepalen van de millisecondepulsar PSR J1614-2230 en kwamen uit op 1,97±0,04 M_☉ waarbij ze gebruik maakten van de zogeheten Shapirovertraging. Dit is een de vier klassieke testen van de algemene relativiteitstheorie die ook in het zonnestelsel gedaan kan worden. Deze waarde was een flink stuk hoger dan elke andere massabepaling van neutronensterren tot dusver (de hoogste was ervoor 1,67 M_☉), waardoor de beperkingen voor de interne opmaak van deze sterren opnieuw onder de loep moesten worden genomen.

In 2013 hebben John Antoniadis et al. de massa van PSR J0348 0432 bepaald op 2,01±0,04 M_☉. Met hun methode, witte- dwergspectroscopie, werd het bestaan bevestigd van zulke zware neutronensterren. Ook konden ze voor de eerste keer de algemene relativiteitstheorie toetsen met zo'n massieve neutronenster.

In augustus 2017 hebben de LIGO en Virgo de eerste detectie van zwaartekrachtgolven gedaan die veroorzaakt zijn door botsende neutronensterren, GW170817.

In oktober 2018 rapporteerden astronomen dat de gammaflits GRB 150101B, ontvangen in 2015, veel eigenschappen deelt met de historische GW170817 en waarschijnlijk ook afkomstig is van een samensmelting van twee neutronensterren. Men vermoedt dat de bijbehorende kilonovae wellicht veel vaker voorkomen dan tot nu toe bekend is.

In juli van 2019 kwamen sterrenkundigen met een nieuwe methode om de Hubbleconstante te bepalen met behulp van neutronensterren, aan de hand van de neutronensterren samensmelting GW170817. Men kwam toen uit op een waarde van 70,3 km/s/Mpc.

Overzicht van subtypen

• Neutronenster
  • Geïsoleerde neutronenster (INS): dus geen dubbelster. Naar 'Isolated Neutron Star'.
    • Pulsar: deze neutronensterren zijn sterke bronnen van radiostraling als gevolg van hun sterke magnetisch veld. Deze wordt uitgezonden in twee stralen aan de beide polen.
    • Rotatie-gedreven pulsar (RPP): neutronenster die geconcentreerde straling uitzendt naar de aarde met een voorspelbaar interval (vanwege haar sterke magnetisch veld). Naar 'Rotation Powered Pulsar'.
      • Roterende radio transient (RRAT's): men denkt dat dit pulsars zijn, met een meer sporadisch stralingskarakter en/of met grotere veranderlijkheid van puls tot puls dan het leeuwendeel van de bekende pulsars.
    • Magnetar: neutronenster met een extreem sterk magnetisch veld (1000 maal die van een gewone neutronenster).
      • Soft gamma repeater (SGR) deze magnetars vertonen onregelmatige intervallen van meerdere jaren, met grote uitbarstingen van röntgenstraling en gammastraling.
      • Abnormale röntgenpulsar ((AXP) 'Anomalous X-ray pulsar'): magnetars met sterke röntgenstraling.
    • Radiostille neutronenster: Deze stralen wel o.a. in röntgen en gammastraling maar niet in radiostraling.
      • Röntgenzwakke geïsoleerde neutronenster
      • Centrale compacte object in een supernovarest (CCO's in SNR's): jonge, radiostille, niet pulserende röntgenbronnen, waarvan men aanneemt dat het geïsoleerde neutronensterren (INS) zijn, omgeven door een supernovarest.
  • Röntgenpulsar of "accretie gedreven pulsar": Een type röntgendubbelster.
    • Een lichte röntgendubbelster (LMXB; low mass x-ray binary), een pulsar met een begeleidende ster uit de hoofdreeks, rode reus of een witte dwerg.
      • Millisecondepulsar: deze hebben een pulsperiode in de orde van een milliseconde.
        • Sub-millisecondepulsar: met een pulsperiode van meer dan een milliseconde.
      • X-ray burster: een neutronenster met een begeleider van lage massa, waardoor er een accretieproces van irreguliere pieken en stralingsenergie ontstaat.
    • Middelzware röntgendubbelster (IMXB, Intermediate-Mass X-ray Binary), dit zijn pulsars met een begeleidende ster met middelmatige massa.
    • Zware röntgendubbelster (HMXB, High Mass X-ray Binary), dit zijn pulsars met begeleidende sterren met meer dan 10 zonsmassa.
    • Binaire pulsar: Dit is een pulsar met een binaire ster, vaak een witte dwerg of een neutronenster.
• Er zijn een aantal stervormen waarvan sommige wetenschappers vermoeden dat ze bestaan, maar waarvoor nog geen sluitend bewijs voor is gevonden, zoals:
  • de protoneutronster of PNS, louter theoretisch.
  • Exotische stervormen als:
    • Quarkster: met een dichtheid groter dan een neutronenster maar kleiner dan een zwart gat. In 2018 hadden we er drie kandidaten voor.
    • Elektrozwakke ster: Een nog hypothetische vorm van een extreem zware neutronenster, waarin de quarks door de elektrozwakke kracht zouden zijn omgezet in leptonen, maar de zwaartekrachtimplosie wordt tegengegaan door de stralingsdruk. Er is nog geen bewijs voor gevonden.
    • Preonster: Dit moet dan een stervorm zijn bestaand uit preonen, ook hiervoor ontbreekt nog het bewijs.

Voorbeelden van neutronensterren

Artistieke impressie van de accretieschijf rond neutronenster RX J0806.4-4123

'Hand van God'

• RX J0806.4-4123 - Neutronenster die tevens een bron van infrarode straling is.
• PSR J0108-1431 - Meest nabije (afstand 424 lichtjaar) neutronenster.
• PSR B1919 21 of LGM-1 - de allereerst erkende radiopulsar.
• PSR B1257 12 - De eerste neutronenster waarbij planeten in omloop zijn vastgesteld.
• SWIFT J1756.9-2508 - Een millisecondepulsar met een sterachtig type begeleider in de orde van grootte van een planeet (kleiner dan een bruine dwerg).
• PSR B1509-58 - Hiervan is de beroemde 'Hand van God'-foto gemaakt door het Chandra X-ray Observatory.
• PSR J0348 0432 - De zwaarst bekende neutronenster van 2,01 zonsmassa.

Galerij

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  Voorbeelding van een neutronenster 500.000 keer zo zwaar als de aarde met een doorsnede van 25 kilometer.

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  Simulatie van NASA van botsende neutronensterren.

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  Korte weergave van hoe men verwacht dat binaire neutronensterren uiteindelijk samensmelten.

Trivia

• Mocht er een magnetar op 200.000 km afstand van onze planeet passeren, dat is ruwweg de helft van de afstand van de Aarde naar de Maan, dan zouden door het magnetisch veld de data van alle creditcards op Aarde gewist worden.

Zie ook

• Neutronium
• Ontaarde materie
• Kleine groene mannetjes