Astrophysiker haben die maximale Masse von Neutronensternen geklärt. Weißer Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch

Sie wurden in den frühen 30er Jahren vorhergesagt. 20. Jahrhundert Sowjetischer Physiker L. D. Landau, Astronomen W. Baade und F. Zwicky. 1967 wurden Pulsare entdeckt, die 1977 schließlich mit Neutronensternen identifiziert wurden.

Neutronensterne entstehen durch eine Supernova-Explosion im letzten Stadium der Entwicklung eines massereichen Sterns.

Wenn die Masse des Supernova-Überrests (d. h. was nach dem Ausstoß der Hülle übrig bleibt) größer als 1,4 ist M☉ , aber weniger als 2,5 M☉, dann setzt sich seine Kompression nach der Explosion fort, bis die Dichte nukleare Werte erreicht. Dies führt dazu, dass Elektronen in die Kerne „gepresst“ werden und eine Substanz entsteht, die nur aus Neutronen besteht. Ein Neutronenstern erscheint.

Die Radien von Neutronensternen nehmen ebenso wie die Radien von Weißen Zwergen mit zunehmender Masse ab. Also ein Neutronenstern mit einer Masse von 1,4 M☉ (die Mindestmasse eines Neutronensterns) hat einen Radius von 100-200 km und eine Masse von 2,5 M☉ (maximale Masse) - nur 10-12 km. Material von der Website

Ein schematischer Ausschnitt eines Neutronensterns ist in Abbildung 86 dargestellt. Die äußeren Schichten des Sterns (Abbildung 86, III) bestehen aus Eisen und bilden eine harte Kruste. In einer Tiefe von etwa 1 km beginnt eine feste Eisenkruste mit einer Beimischung von Neutronen (Abb. 86), die sich in einen flüssigen supraflüssigen und supraleitenden Kern verwandelt (Abb. 86, I). Bei Massen nahe der Grenze (2,5-2,7 M☉) treten in den zentralen Regionen des Neutronensterns schwerere Elementarteilchen (Hyperonen) auf.

Neutronensterndichte

Die Materiedichte in einem Neutronenstern ist vergleichbar mit der Materiedichte im Atomkern: Sie erreicht 10 15 -10 18 kg/m 3. Bei solchen Dichten ist die unabhängige Existenz von Elektronen und Protonen unmöglich und die Materie des Sterns besteht fast ausschließlich aus Neutronen.

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Kevin Gill / flickr.com

Deutsche Astrophysiker haben anhand der Ergebnisse von Messungen von Gravitationswellen und elektromagnetischer Strahlung die maximal mögliche Masse eines Neutronensterns geklärt. Es stellte sich heraus, dass die Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns nicht mehr als 2,16 Sonnenmassen betragen kann, heißt es in einem in veröffentlichten Artikel Astrophysikalische Tagebuchbriefe.

Neutronensterne sind ultradichte kompakte Sterne, die bei Supernova-Explosionen entstehen. Der Radius von Neutronensternen überschreitet nicht mehrere zehn Kilometer und ihre Masse kann mit der Masse der Sonne vergleichbar sein, was zu einer enormen Dichte an Sternmaterie führt (etwa 10 17 Kilogramm pro Kubikmeter). Gleichzeitig darf die Masse eines Neutronensterns eine bestimmte Grenze nicht überschreiten – Objekte mit großer Masse kollabieren unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft zu Schwarzen Löchern.

Nach verschiedenen Schätzungen liegt die Obergrenze für die Masse eines Neutronensterns im Bereich von zwei bis drei Sonnenmassen und hängt von der Zustandsgleichung der Materie sowie von der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ab. Je nach Dichte und Masse des Sterns unterscheiden Wissenschaftler verschiedene Sterntypen; ein schematisches Diagramm ist in der Abbildung dargestellt. Erstens können nicht rotierende Sterne keine Masse größer als M TOV (weißer Bereich) haben. Zweitens: Wenn sich ein Stern mit konstanter Geschwindigkeit dreht, kann seine Masse entweder weniger als M TOV (hellgrüner Bereich) oder mehr (hellgrüner Bereich) betragen, darf aber dennoch einen anderen Grenzwert, M max, nicht überschreiten. Schließlich könnte ein Neutronenstern mit variabler Rotationsgeschwindigkeit theoretisch eine beliebige Masse haben (rote Bereiche unterschiedlicher Helligkeit). Allerdings sollte man immer bedenken, dass die Dichte rotierender Sterne nicht größer als ein bestimmter Wert sein kann, sonst kollabiert der Stern trotzdem zu einem Schwarzen Loch (die vertikale Linie im Diagramm trennt stabile von instabilen Lösungen).

Diagramm verschiedener Arten von Neutronensternen basierend auf ihrer Masse und Dichte. Das Kreuz markiert die Parameter des Objekts, das nach der Verschmelzung der Sterne des Doppelsternsystems entstanden ist, die gestrichelten Linien zeigen eine von zwei Möglichkeiten für die Entwicklung des Objekts an

L. Rezzolla et al. / Das Astrophysikalische Journal

Ein Team von Astrophysikern unter der Leitung von Luciano Rezzolla hat neue, genauere Grenzwerte für die maximal mögliche Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns, M TOV, festgelegt. In ihrer Arbeit nutzten die Wissenschaftler Daten aus früheren Studien zu Prozessen, die in einem System aus zwei verschmelzenden Neutronensternen abliefen und zur Emission von Gravitationswellen (Ereignis GW170817) und elektromagnetischen Wellen (GRB 170817A) führten. Die gleichzeitige Registrierung dieser Wellen erwies sich als ein sehr wichtiges Ereignis für die Wissenschaft; mehr darüber können Sie bei uns und im Material lesen.

Aus früheren Arbeiten von Astrophysikern geht hervor, dass nach der Verschmelzung von Neutronensternen ein hypermassiver Neutronenstern entstand (also seine Masse M > M max), der sich anschließend nach einem von zwei möglichen Szenarien und nach kurzer Zeit entwickelte verwandelte sich in ein Schwarzes Loch (gestrichelte Linien im Diagramm). Die Beobachtung der elektromagnetischen Komponente der Strahlung des Sterns deutet auf das erste Szenario hin, bei dem die baryonische Masse des Sterns im Wesentlichen konstant bleibt und die Gravitationsmasse aufgrund der Emission von Gravitationswellen relativ langsam abnimmt. Andererseits traf der Gammastrahlenausbruch aus dem System fast zeitgleich mit den Gravitationswellen ein (nur 1,7 Sekunden später), was bedeutet, dass der Punkt der Umwandlung in ein Schwarzes Loch nahe bei M max liegen sollte.

Wenn wir also die Entwicklung eines hypermassereichen Neutronensterns bis zum Anfangszustand zurückverfolgen, dessen Parameter in früheren Arbeiten mit guter Genauigkeit berechnet wurden, können wir den Wert von M max finden, der uns interessiert. Wenn man M max kennt, ist es nicht schwer, M TOV zu finden, da diese beiden Massen durch die Beziehung M max ≈ 1,2 M TOV zusammenhängen. In diesem Artikel haben Astrophysiker solche Berechnungen mithilfe sogenannter „universeller Beziehungen“ durchgeführt, die die Parameter von Neutronensternen unterschiedlicher Masse in Beziehung setzen und nicht von der Art der Zustandsgleichung ihrer Materie abhängen. Die Autoren betonen, dass ihre Berechnungen nur einfache Annahmen verwenden und nicht auf numerischen Simulationen beruhen. Das Endergebnis für die maximal mögliche Masse lag zwischen 2,01 und 2,16 Sonnenmassen. Eine Untergrenze dafür wurde zuvor aus Beobachtungen massereicher Pulsare in Doppelsternsystemen ermittelt – vereinfacht gesagt, die maximale Masse darf nicht weniger als 2,01 Sonnenmassen betragen, da Astronomen tatsächlich Neutronensterne mit einer so großen Masse beobachtet haben.

Zuvor haben wir darüber geschrieben, wie Astrophysiker mithilfe von Computersimulationen die Masse und den Radius von Neutronensternen abschätzten, deren Verschmelzung zu den Ereignissen GW170817 und GRB 170817A führte.

Dmitri Trunin

Der Überrest der Supernova Corma-A, in deren Zentrum sich ein Neutronenstern befindet

Neutronensterne sind die Überreste massereicher Sterne, die das Ende ihrer zeitlichen und räumlichen Entwicklung erreicht haben.

Diese interessanten Objekte sind aus einst massiven Riesen entstanden, die vier- bis achtmal größer als unsere Sonne sind. Dies geschieht bei einer Supernova-Explosion.

Nach einer solchen Explosion werden die äußeren Schichten in den Weltraum geschleudert, der Kern bleibt bestehen, ist aber nicht mehr in der Lage, die Kernfusion zu unterstützen. Ohne äußeren Druck der darüber liegenden Schichten kollabiert und zieht es sich katastrophal zusammen.

Trotz ihres geringen Durchmessers von etwa 20 km können Neutronensterne eine 1,5-mal größere Masse als unsere Sonne aufweisen. Daher sind sie unglaublich dicht.

Ein kleiner Löffel Sternmaterie auf der Erde würde etwa hundert Millionen Tonnen wiegen. Darin verbinden sich Protonen und Elektronen zu Neutronen – ein Vorgang, der Neutronisierung genannt wird.

Verbindung

Ihre Zusammensetzung ist unbekannt; es wird angenommen, dass sie aus einer supraflüssigen Neutronenflüssigkeit bestehen könnten. Sie haben eine extrem starke Anziehungskraft, viel größer als die der Erde oder sogar der Sonne. Diese Schwerkraft ist besonders beeindruckend, weil sie klein ist.
Sie drehen sich alle um eine Achse. Beim Komprimieren bleibt der Drehimpuls erhalten und durch die Verkleinerung erhöht sich die Rotationsgeschwindigkeit.

Aufgrund der enormen Rotationsgeschwindigkeit kommt es in der äußeren Oberfläche, die eine feste „Kruste“ darstellt, regelmäßig zu Rissen und „Sternbeben“, die die Rotationsgeschwindigkeit verlangsamen und „überschüssige“ Energie in den Weltraum abgeben.

Die enormen Drücke, die im Kern herrschen, mögen denen ähneln, die zur Zeit des Urknalls herrschten, aber leider können sie auf der Erde nicht simuliert werden. Daher sind diese Objekte ideale Naturlabore, in denen wir Energien beobachten können, die auf der Erde nicht verfügbar sind.

Radiopulsare

Radioulsare wurden Ende 1967 von der Doktorandin Jocelyn Bell Burnell als Radioquellen entdeckt, die mit einer konstanten Frequenz pulsieren.
Die vom Stern emittierte Strahlung ist als pulsierende Strahlungsquelle oder Pulsar sichtbar.

Schematische Darstellung der Rotation eines Neutronensterns

Radiopulsare (oder einfach Pulsare) sind rotierende Neutronensterne, deren Teilchenstrahlen sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, wie ein rotierender Leuchtturmstrahl.

Nachdem sich Pulsare mehrere Millionen Jahre lang ununterbrochen gedreht haben, verlieren sie ihre Energie und werden zu normalen Neutronensternen. Heute sind nur etwa 1.000 Pulsare bekannt, obwohl es in der Galaxie möglicherweise Hunderte davon gibt.

Radiopulsar im Krebsnebel

Einige Neutronensterne emittieren Röntgenstrahlung. Der berühmte Krebsnebel ist ein gutes Beispiel für ein solches Objekt, das während einer Supernova-Explosion entstand. Diese Supernova-Explosion wurde im Jahr 1054 n. Chr. beobachtet.

Wind vom Pulsar, Chandra-Teleskopvideo

Ein Radiopulsar im Krebsnebel, fotografiert vom Hubble-Weltraumteleskop durch einen 547-nm-Filter (grünes Licht) vom 7. August 2000 bis 17. April 2001.

Magnetare

Neutronensterne haben ein Magnetfeld, das millionenfach stärker ist als das stärkste auf der Erde erzeugte Magnetfeld. Sie werden auch als Magnetare bezeichnet.

Planeten um Neutronensterne

Heute wissen wir, dass vier Planeten Planeten haben. Wenn es sich in einem binären System befindet, ist es möglich, seine Masse zu messen. Von diesen Radio- oder Röntgendoppelsternen betrugen die gemessenen Massen der Neutronensterne etwa das 1,4-fache der Sonnenmasse.

Duale Systeme

In einigen Röntgendoppelsternen ist ein völlig anderer Pulsartyp zu sehen. In diesen Fällen bilden der Neutronenstern und der gewöhnliche Stern ein Doppelsternsystem. Ein starkes Gravitationsfeld entzieht einem gewöhnlichen Stern Material. Das beim Akkretionsprozess darauf fallende Material wird so stark erhitzt, dass es Röntgenstrahlung erzeugt. Gepulste Röntgenstrahlen sind sichtbar, wenn Hot Spots auf dem rotierenden Pulsar die Sichtlinie von der Erde durchqueren.

Bei binären Systemen, die ein unbekanntes Objekt enthalten, helfen diese Informationen zu unterscheiden, ob es sich um einen Neutronenstern oder beispielsweise um ein Schwarzes Loch handelt, da Schwarze Löcher viel massereicher sind.

Das Endprodukt der Sternentwicklung nennt man Neutronensterne. Ihre Größe und ihr Gewicht sind einfach unglaublich! Mit einem Durchmesser von bis zu 20 km und einem Gewicht von bis zu . Die Materiedichte in einem Neutronenstern ist um ein Vielfaches größer als die Dichte eines Atomkerns. Bei Supernova-Explosionen entstehen Neutronensterne.

Die meisten bekannten Neutronensterne wiegen etwa 1,44 Sonnenmassen und entspricht der Chandrasekhar-Massengrenze. Aber theoretisch ist es möglich, dass sie bis zu 2,5 Massen haben können. Der schwerste bisher entdeckte Stern wiegt 1,88 Sonnenmassen und heißt Vele X-1, der zweite mit einer Masse von 1,97 Sonnenmassen ist PSR J1614-2230. Bei weiterer Dichtezunahme verwandelt sich der Stern in einen Quark.

Das Magnetfeld von Neutronensternen ist sehr stark und erreicht 10,12 Grad G, das Feld der Erde beträgt 1G. Seit 1990 wurden einige Neutronensterne als Magnetare identifiziert – das sind Sterne, deren Magnetfelder weit über 10 bis 14 Grad Gauß hinausgehen. Bei solchen kritischen Magnetfeldern treten physikalische Veränderungen, relativistische Effekte (Lichtbeugung durch ein Magnetfeld) und die Polarisation des physikalischen Vakuums auf. Neutronensterne wurden vorhergesagt und dann entdeckt.

Die ersten Annahmen wurden 1933 von Walter Baade und Fritz Zwicky getroffen Sie gingen davon aus, dass Neutronensterne durch eine Supernova-Explosion entstehen. Berechnungen zufolge ist die Strahlung dieser Sterne sehr gering, es ist einfach unmöglich, sie zu erkennen. Doch im Jahr 1967 entdeckte Huishs Doktorandin Jocelyn Bell einen Funkenstrahl, der regelmäßige Radioimpulse aussendete.

Solche Impulse wurden durch die schnelle Rotation des Objekts erhalten, aber gewöhnliche Sterne würden bei einer so starken Rotation einfach auseinanderfliegen, und deshalb entschieden sie, dass es sich um Neutronensterne handelte.

Pulsare in absteigender Reihenfolge der Rotationsgeschwindigkeit:

Der Ejektor ist ein Radiopulsar. Niedrige Rotationsgeschwindigkeit und starkes Magnetfeld. Ein solcher Pulsar hat ein Magnetfeld und der Stern rotiert gemeinsam mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit. Zu einem bestimmten Zeitpunkt erreicht die lineare Geschwindigkeit des Feldes die Lichtgeschwindigkeit und beginnt diese zu überschreiten. Darüber hinaus kann das Dipolfeld nicht existieren und die Feldstärkelinien brechen. Entlang dieser Linien erreichen geladene Teilchen eine Klippe und brechen ab, verlassen so den Neutronenstern und können in jede beliebige Entfernung bis ins Unendliche davonfliegen. Daher werden diese Pulsare Ejektoren (verschenken, auswerfen) genannt – Radiopulsare.

Propeller, hat er nicht mehr die gleiche Rotationsgeschwindigkeit wie der Ejektor, um Teilchen auf Nachlichtgeschwindigkeit zu beschleunigen, es kann also kein Radiopulsar sein. Aber seine Rotationsgeschwindigkeit ist immer noch sehr hoch, vom Magnetfeld eingefangene Materie kann noch nicht auf den Stern fallen, das heißt, es findet keine Akkretion statt. Solche Sterne wurden nur sehr wenig untersucht, da es fast unmöglich ist, sie zu beobachten.

Der Akkretor ist ein Röntgenpulsar. Der Stern dreht sich nicht mehr so ​​schnell und Materie beginnt entlang der Magnetfeldlinie auf den Stern zu fallen. Beim Aufprall auf eine feste Oberfläche in der Nähe des Pols erhitzt sich die Substanz auf mehrere zehn Millionen Grad, wodurch Röntgenstrahlung entsteht. Die Pulsationen entstehen dadurch, dass sich der Stern noch dreht, und da die Materiefallfläche nur etwa 100 Meter beträgt, verschwindet dieser Fleck regelmäßig aus dem Blickfeld.

Am 27. Dezember 2004 traf ein Gammastrahlenausbruch von SGR 1806-20 in unserem Sonnensystem ein (dargestellt in einer künstlerischen Darstellung). Die Explosion war so stark, dass sie die Erdatmosphäre in einer Entfernung von über 50.000 Lichtjahren beeinflusste

Ein Neutronenstern ist ein kosmischer Körper, der eines der möglichen Ergebnisse der Evolution ist und hauptsächlich aus einem Neutronenkern besteht, der mit einer relativ dünnen (ca. 1 km) Kruste aus Materie in Form schwerer Atomkerne und Elektronen bedeckt ist. Die Massen von Neutronensternen sind vergleichbar mit denen von , 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 Kompression des 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 Sternexplosionen.

Die Massen der meisten Neutronensterne mit zuverlässig gemessenen Massen betragen 1,3–1,5 Sonnenmassen, was nahe an der Chandrasekhar-Grenze liegt. Theoretisch sind Neutronensterne mit Massen von 0,1 bis etwa 2,5 Sonnenmassen akzeptabel, der Wert der oberen Grenzmasse ist derzeit jedoch nur sehr ungenau bekannt. Die massereichsten bekannten Neutronensterne sind Vela 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 wird durch die Oppenheimer-Volkoff-Grenze bestimmt, deren Zahlenwert von der (noch wenig bekannten) Zustandsgleichung abhängt der Materie im Kern des Sterns. Es gibt theoretische Annahmen, dass bei noch stärkerer Dichtezunahme die Entartung von Neutronensternen zu Quarks möglich ist.

Die Struktur eines Neutronensterns.

Das Magnetfeld auf der Oberfläche von Neutronensternen erreicht einen Wert von 10 12 -10 13 G (zum Vergleich: Die Erde hat etwa 1 G), 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 übersteigt) führen zu einer qualitativ neuen Physik, da spezifische relativistische Effekte die Polarisation des physikalischen Vakuums bewirken usw. werden bedeutsam.

Bis 2012 wurden etwa 2000 Neutronensterne entdeckt. Etwa 90 % davon sind Singles. Insgesamt können bei uns 10 8 -10 9 Neutronensterne existieren, also etwa einer von tausend gewöhnlichen Sternen. Neutronensterne zeichnen sich durch eine hohe Geschwindigkeit aus (normalerweise Hunderte von km/s). Durch die Ansammlung von Wolkenmaterie kann der Neutronenstern in dieser Situation in verschiedenen Spektralbereichen sichtbar sein, auch optisch, was etwa 0,003 % der emittierten Energie ausmacht (entspricht Magnitude 10).

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

Neutronensterne sind eine der wenigen Klassen kosmischer Objekte, die vor ihrer Entdeckung durch Beobachter theoretisch vorhergesagt wurden.

Im Jahr 1933 vermuteten die Astronomen Walter Baade und Fritz Zwicky, dass durch eine Supernova-Explosion ein Neutronenstern entstehen könnte. Damals ergaben theoretische Berechnungen, dass die Strahlung eines Neutronensterns zu schwach war, um nachgewiesen zu werden. Das Interesse an Neutronensternen verstärkte sich in den 1960er Jahren, als sich die Röntgenastronomie zu entwickeln begann, da die Theorie vorhersagte, dass ihr thermisches Emissionsmaximum im weichen Röntgenbereich auftreten würde. Sie wurden jedoch unerwartet bei Radiobeobachtungen entdeckt. Im Jahr 1967 entdeckte Jocelyn Bell, eine Doktorandin von E. Huish, Objekte, die regelmäßige Radiowellenimpulse aussendeten. Dieses Phänomen wurde durch die enge Ausrichtung des Funkstrahls eines schnell rotierenden Objekts – einer Art „kosmischem Funkfeuer“ – erklärt. Aber jeder gewöhnliche Stern würde bei einer so hohen Rotationsgeschwindigkeit kollabieren. Für die Rolle solcher Leuchtfeuer waren nur Neutronensterne 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 damit durch ihre beobachtbaren Erscheinungsformen 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. Lipunova. Da sich die Theorie der Pulsarmagnetosphären noch in der Entwicklung befindet, gibt es alternative theoretische Modelle.

Starke Magnetfelder und kurze Rotationsperiode. Im einfachsten Modell der Magnetosphäre rotiert das Magnetfeld fest, also mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der Körper des Neutronensterns. Ab einem bestimmten Radius nähert sich die lineare Rotationsgeschwindigkeit des Feldes der Lichtgeschwindigkeit. Dieser Radius wird „Lichtzylinderradius“ genannt. Außerhalb dieses Radius kann kein gewöhnliches Dipolfeld existieren, daher brechen die Feldstärkelinien an dieser Stelle ab. Geladene Teilchen, die sich entlang magnetischer Feldlinien bewegen, können den Neutronenstern durch solche Klippen verlassen und in den interstellaren Raum fliegen. Ein Neutronenstern dieses Typs „stößt“ relativistisch geladene Teilchen aus (vom französischen éjecter – ausstoßen, herausstoßen), die im Radiobereich emittieren. Ejektoren werden als Radiopulsare beobachtet.

Propeller

Die Rotationsgeschwindigkeit reicht für den Auswurf von Teilchen nicht mehr aus, ein solcher Stern kann also kein Radiopulsar sein. Die Rotationsgeschwindigkeit ist jedoch immer noch hoch und die Materie, die den vom Magnetfeld eingefangenen Neutronenstern umgibt, kann nicht fallen, d. h. es findet keine Ansammlung von Materie statt. Neutronensterne dieser Art haben praktisch keine beobachtbaren Erscheinungen und sind kaum untersucht.

Accrector (Röntgenpulsar)

Die Rotationsgeschwindigkeit wird so weit reduziert, dass nun nichts mehr die Materie daran hindert, auf einen solchen Neutronenstern zu fallen. Die fallende Materie bewegt sich bereits im Plasmazustand entlang der Magnetfeldlinien und trifft im Bereich seiner Pole auf die feste Oberfläche des Körpers des Neutronensterns, wobei sie sich auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmt. Auf so hohe Temperaturen erhitzte Materie leuchtet im Röntgenbereich hell. Der Bereich, in dem die Kollision fallender Materie mit der Oberfläche des Neutronensternkörpers stattfindet, ist sehr klein – nur etwa 100 Meter. Aufgrund der Rotation des Sterns verschwindet dieser Hotspot regelmäßig aus dem Blickfeld und es werden regelmäßige Pulsationen der Röntgenstrahlung beobachtet. Solche Objekte werden Röntgenpulsare genannt.

Georotator

Die Rotationsgeschwindigkeit solcher Neutronensterne ist gering und verhindert die Akkretion nicht. Die Größe der Magnetosphäre ist jedoch so groß, dass das Plasma vom Magnetfeld gestoppt wird, bevor es von der Schwerkraft eingefangen wird. Ein ähnlicher Mechanismus funktioniert in der Magnetosphäre der Erde, weshalb dieser Neutronensterntyp seinen Namen erhielt.

Magnetar

Ein Neutronenstern mit einem außergewöhnlich starken Magnetfeld (bis zu 10 11 T). Die theoretische Existenz von Magnetaren wurde 1992 vorhergesagt, und der erste Beweis für ihre tatsächliche Existenz wurde 1998 durch die Beobachtung eines starken Ausbruchs von Gamma- und Röntgenstrahlung von der Quelle SGR 1900+14 im Sternbild Aquila erbracht. Die Lebensdauer von Magnetaren beträgt etwa 1.000.000 Jahre. Magnetare haben das stärkste Magnetfeld in der Welt.

Magnetare sind eine wenig erforschte Art von Neutronensternen, da nur wenige nahe genug an der Erde sind. Magnetare haben einen Durchmesser von etwa 20–30 km, die meisten haben jedoch Massen, die größer als die Masse der Sonne sind. 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 mehrere Umdrehungen pro Sekunde um ihre Achse. Es wird in Gammastrahlung in der Nähe von Röntgenstrahlen beobachtet und sendet keine Radioemission aus. Der Lebenszyklus eines Magnetars ist recht kurz. Ihre starken Magnetfelder verschwinden nach etwa 10.000 Jahren, danach hören ihre Aktivität und die Emission von Röntgenstrahlen auf. Einer Annahme zufolge könnten sich in unserer Galaxie während ihrer gesamten Existenz bis zu 30 Millionen Magnetare gebildet haben. Magnetare entstehen aus massereichen Sternen mit einer Anfangsmasse von etwa 40 M☉.

Die auf der Oberfläche des Magnetars erzeugten Stöße verursachen enorme Vibrationen im Stern; Die damit einhergehenden Schwankungen des Magnetfelds führen oft zu riesigen Gammastrahlungsausbrüchen, die 1979, 1998 und 2004 auf der Erde registriert wurden.

Im Mai 2007 waren zwölf Magnetare bekannt, drei weitere Kandidaten warteten auf ihre Bestätigung. Beispiele bekannter Magnetare:

SGR 1806-20 liegt 50.000 Lichtjahre von der Erde entfernt auf der gegenüberliegenden Seite unserer Milchstraße im Sternbild Schütze.
SGR 1900+14, 20.000 Lichtjahre entfernt, im Sternbild Aquila gelegen. Nach einem langen Zeitraum mit geringen Emissionen (erhebliche Explosionen nur in den Jahren 1979 und 1993) wurde es im Mai-August 1998 aktiv, und die am 27. August 1998 festgestellte Explosion war stark genug, um die Abschaltung der Raumsonde NEAR Shoemaker zu erzwingen Schäden zu vermeiden. Am 29. Mai 2008 entdeckte das Spitzer-Teleskop der NASA Materieringe um diesen Magnetar. Es wird angenommen, dass dieser Ring durch eine 1998 beobachtete Explosion entstanden ist.
1E 1048.1-5937 ist ein anomaler Röntgenpulsar, der 9000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Carina liegt. Der Stern, aus dem sich der Magnetar bildete, hatte eine 30- bis 40-mal größere Masse als die Sonne.
Eine vollständige Liste finden Sie im Magnetarkatalog.

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