Welche Prozesse durchläuft ein Stern, um ein Pulsar zu werden? Nimmt es einen ganz bestimmten Stern mit einer Reihe von Eigenschaften wie "Genau die richtige Masse, den richtigen Durchmesser und die richtige Zusammensetzung" oder ist es ein ungewöhnlicher Zufall, dass bestimmte Sterne ihr verbleibendes Leben als Pulsar ausleben?
Es wird im Allgemeinen von der Masse des Sterns bestimmt. Denken Sie daran, was ein Pulsar ist, es ist ein sehr schnell rotierender, stark magnetisierter Neutronenstern.
Neutronensterne sind eine Kategorie von Objekten mit Massen zwischen 1,4 und 3,2 Sonnenmassen. Dies ist das Endstadium von Sternen, die nicht massiv genug sind, um schwarze Löcher zu bilden (sie werden vom Druck der Neutronenentartung aufgehalten), aber massiv genug sind, um den Druck der Elektronenentartung zu überwinden (was den weiteren Gravitationskollaps der weißen Zwerge verhindert).
Es wird angenommen, dass der Endpunkt im Leben massereicher Sterne zwischen 10 und 25 Sonnenmassen eine Kernkollaps-Supernova ist, die einen kondensierten Überrest namens Neutronenstern erzeugt.
Die untere Massengrenze für Neutronenstern-Vorläufer ist hinreichend bekannt und beruht auf den Evolutionspfaden von Sternen unterschiedlicher Massen. Unterhalb von 10 Sonnenmassen ist es wahrscheinlich, dass der Kern des Sterns einen elektronendegenerierten Zustand erreicht, bevor er Elemente wie Magnesium und Silizium zu Eisen verschmelzen kann. Ein elektronendegenerierter Kern kann den Stern stützen und der Rest wird für immer als weißer Zwerg abkühlen.
Oberhalb von 10 Sonnenmassen wird die Kernfusion bis zu Eisen-Peak-Elementen voranschreiten, ab denen Fusionsreaktionen endotherm sind. Die Entartung der Elektronen reicht nicht aus, um den Kern des Sterns zu stützen, und er bricht zusammen. Wenn der Kern nicht zu massiv ist oder solange nicht zu viel Material auf den kollabierten Kern fällt, ist es möglich, dass eine Kombination aus Neutronenentartungsdruck und der Abstoßungskraft von kurzreichweitigen starken Kernkräften den Rest unterstützen kann ein Neutronenstern. Die Obergrenze der Vorläufermasse ist ungewiss. Während die Masse des Vorläufers sehr wichtig ist, wird angenommen, dass auch der Rotationszustand und das Magnetfeld des Vorläufers das Ergebnis bestimmen.
Ein Neutronenstern ist eine Kugel mit einem Radius von 10 km, die hauptsächlich aus Neutronen besteht, aber eine Kruste aus exotischem Kernmaterial und ein flüssiges Inneres, das auch einige Protonen und Neutronen enthält.
Die Erhaltung des Drehimpulses gibt vor, dass der Spin, den der Kern des massereichen Sterns vor seinem Zusammenbruch hatte, für einen Neutronenstern vergrößert wird. Daher sollten sie als extrem schnell rotierende Objekte geboren werden (der 1000 Jahre alte Krabbenpulsar dreht sich 33 Mal pro Sekunde).
Die Erhaltung des Magnetflusses verstärkt auch das Magnetfeld, und die schnell rotierenden supraleitenden Protonen verstärken es noch mehr, sodass Neutronensterne mit Oberflächenmagnetfeldern von 100 Millionen bis 100 Billionen Teslas geboren werden.
Die schnelle Rotation erzeugt ein riesiges elektrisches Feld an der Neutronensternoberfläche, das geladene Teilchen abreißen und sie entlang der Magnetfeldlinien schleudern kann. Diese Teilchen verlieren Energie, indem sie Synchrotron- und Krümmungsstrahlung ausstrahlen, die in Vorwärtsrichtung verstärkt und abgestrahlt wird.
Wenn die Magnet- und Rotationspole fehlausgerichtet sind, kann dies in günstigen Ausrichtungen dazu führen, dass ein Strahlungsstrahl wie von einem Leuchtturm über die Erde streicht. Das ist ein Pulsar.
Pulsare sind nicht ewig. Die Energie der Strahlung wird letztendlich aus dem Spin des Pulsars gespeist. Der Pulsar dreht sich nach unten und aus bisher wenig bekannten Gründen schaltet sich das Phänomen ab, wenn die Spinperiode einige bis 10 Sekunden überschreitet.
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