Galaxys81
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 | Thema: Pulsare - Direkter Kollaps zum Millisekunden-Pulsar?  Mo 23 Dez - 12:45 | 3739 |
| Hier ein Auszug von dem Bericht auf der Seite: http://www.astronews.com
"Millisekunden-Pulsare können sich viele Hundert Mal pro Sekunde um die eigene Achse drehen. Nach Ansicht von Astronomen entstehen sie durch Materieübertrag in einem Doppelsternsystem. Einige erst jüngst entdeckte Objekte passten aber nicht so recht zu dieser Vorstellung. Jetzt haben Astronomen ein alternatives Szenario für deren Entstehung vorgelegt.
Neutronensterne können sich extrem schnell um ihre eigene Achse drehen - der Rekordwert liegt bei 716 Umdrehungen pro Sekunde. Solche außergewöhnlichen Objekte lassen sich als sogenannte Millisekunden-Pulsare beobachten. Seit der ersten Entdeckung eines Millisekunden-Pulsars im Jahr 1982 nahm man an, dass es sich dabei um alte Neutronensterne handeln muss, die Teil eines Doppelsternsystems sind.
Bei der Entwicklung des Begleitsterns zu einem Roten Riesen findet dann Übertragung von Masse und Drehimpuls auf den Neutronenstern statt, wodurch dessen Rotation beschleunigt wird. Astronomen nennen solche Systeme auch Röntgendoppelstern. Der Begleitstern entwickelt sich schließlich zu einem Weißen Zwerg, die Massenübertragung hört auf und der Neutronenstern wird zu einem Millisekunden-Pulsar, der durch seine gepulsten Radiosignale beobachtbar wird.
Die Umlaufbahnen solcher Doppelsternsysteme haben eine sehr geringe Exzentrizität, das heißt, sie umrunden sich auf nahezu perfekten Kreisbahnen. Grund dafür dürfte der Massenübertrag zwischen den Sternen sein - eine Vermutung, die sowohl durch theoretische Berechnungen als auch durch Beobachtungen von Systemen in unterschiedlichen Stadien der Entwicklung vom Röntgendoppelstern zum Millisekunden-Pulsar bestätigt wird.  (Screenshot: astronews)
Neu gefundene Pulsare wie etwa PSR J1946+3417 lassen jedoch vermuten, dass es auch andere Wege geben muss, die zur Entstehung von Millisekunden-Pulsaren führen. PSR J1946+3417 gehört zu den 14 Pulsaren, die erst kürzlich mit dem 100-Meter-Radioteleskop Effelsberg entdeckt worden sind. Mit 315 Umdrehungen pro Sekunde handelt es sich eindeutig um einen Millisekunden-Pulsar, aber die Exzentrizität der Umlaufbahn ist vier Größenordnungen höher als bei anderen Systemen mit vergleichbarer Umlaufperiode.
Die Masse des Begleitsterns liegt bei 0,24 Sonnenmassen; es ist also sehr wahrscheinlich ein Weißer Zwerg mit Heliumkern. Interessanterweise sind fast zur gleichen Zeit zwei weitere Systeme mit ganz ähnlichen Parametern entdeckt worden, diesmal durch Beobachtungen mit dem 305-Meter-Radioteleskop in Arecibo.
Es ist durchaus möglich, dass diese Sternsysteme ihre Entwicklung als Dreifachsterne begonnen haben, die schließlich dynamisch instabil wurden, wie zum Beispiel bei PSR J1903+0327, dem ersten Millisekunden-Pulsar mit einer sehr exzentrischen Umlaufbahn. Ein solcher Prozess sollte allerdings zu einer großen Bandbreite von Umlaufperioden, Bahnexzentrizitäten und Begleitsternmassen führen, ganz im Gegensatz zu den drei neu gefundenen Systemen, die sich in allen Parametern sehr ähneln.
Eine jetzt vorgestelltes neue Entstehungsszenario vermutet den Kollaps eines massereichen Weißen Zwergs, nachdem die Massenübertragung vom Begleitstern aufgehört hat. Dabei werden Materie und Drehmoment von einem Begleitstern durch Akkretion nicht auf einen Neutronenstern, sondern auf einen massereichen Weißen Zwergstern übertragen, der dadurch auf eine Gesamtmasse jenseits der für die Sternentwicklung kritischen Chandrasekhar-Grenzmasse anwächst.
Allerdings wird dieser Stern dann nicht unmittelbar zu einem Neutronenstern kollabieren, da er sehr schnell rotiert und die resultierenden Zentrifugalkräfte ihn zunächst stabil halten. Erst nach Beendigung der Massenübertragung verliert der Stern allmählich seine Rotationsenergie und wird schließlich direkt zu einem Millisekunden-Pulsar, also einem extrem schnell rotierenden Neutronenstern, der nicht erst durch zusätzliche Akkretion "nachbeschleunigt" werden muss. Die damit verbundene Freisetzung von gravitativer Bindungsenergie führt zu den exzentrischen Bahnen, die in solchen Systemen beobachtet werden. Sie erklärt nicht nur die Ähnlichkeiten von Bahnexzentrizität und Masse des Begleitsterns, sondern auch ihre absoluten Werte."Quelle und ganzer Artikel: http://www.astronews.com/news/artikel/2013/12/1312-030.shtml |
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