Röntgenpulsari on kosminen muuttuvan röntgensäteilyn lähde , joka tulee Maahan ajoittain toistuvien pulssien muodossa.
Röntgenpulsarit löydettiin erillisenä ilmiönä vuonna 1971 ensimmäisen röntgenkiertoobservatorion Uhurun [1] tietojen perusteella . Ensimmäinen löydetty röntgenpulsari Centaurus X-3 ei osoittanut vain säännöllisiä kirkkauspulsaatioita noin 4,8 sekunnin ajanjaksolla, vaan myös säännöllistä muutosta tällä ajanjaksolla [2] . Lisätutkimukset ovat osoittaneet, että muutos pulsaatiojaksossa tässä järjestelmässä liittyy Doppler-ilmiöön, kun pulsaatioiden lähde liikkuu kiertoradalla binäärijärjestelmässä. On mielenkiintoista huomata, että lokakuussa 1970 stratosfääripallolla tehdyssä kokeessa löydetty GX 1+4 -lähde (artikkeli näistä mittauksista [3] toimitettiin julkaistavaksi sen jälkeen, kun tulos oli julkaistu Cen X-3:ssa Uhurun observatorion tietojen parissa työskentelevän ryhmän lähde) ja joka osoitti säännöllisiä kirkkauden muutoksia noin 2,3 minuutin ajanjaksolla, osoittautui myös pulsariksi. Stratosfäärikokeen rajalliset tiedot eivät kuitenkaan antaneet luotettavia lausuntoja tämän lähteen kirkkauden muutoksen tiukasta säännöllisyydestä, joten tätä lähdettä ei voida pitää ensimmäisenä löydettynä röntgenpulsarina.
Muodollisesti ensimmäistä kertaa magnetisoidun pyörivän neutronitähden (eli pulsarin) säteily rapu-sumusta löydettiin jo vuonna 1963 [4] , toisin sanoen jo ennen kuin E. löysi neutronitähtiä vuonna 1967. Hewish ja J. Bell . Rapusumussa olevan neutronitähden hyvin lyhyt pyörimisjakso (noin 33 ms) esti kuitenkin röntgensäteiden pulsaatioiden havaitsemisen tällä taajuudella vuoteen 1969 asti [5] .
Röntgenpulsarit voidaan jakaa kahteen suureen luokkaan röntgensäteitä syöttävän energianlähteen mukaan: kertyviin röntgenpulsareihin ja yksittäisiin röntgenpulsareihin. Ensimmäinen on binäärijärjestelmä, jonka yksi komponenteista on neutronitähti ja toinen tähti, joka joko täyttää sen Roche-keilan , jonka seurauksena aine virtaa tavallisesta tähdestä neutronitähteeseen tai jättiläiseen. tähti voimakkaalla tähtituulilla.
Neutronitähdet ovat tähtiä, jotka ovat kooltaan hyvin pieniä (halkaisijaltaan 20-30 km) ja joiden tiheys ylittää atomiytimen tiheyden . Uskotaan, että neutronitähdet ilmaantuvat supernovaräjähdyksen seurauksena . Supernovaräjähdyksen aikana normaalin tähden ydin romahtaa nopeasti ja muuttuu sitten neutronitähdeksi. Puristuksen aikana kulmamomentin säilymislain sekä magneettivuon säilymisen vuoksi pyörimisnopeus ja tähden magneettikenttä kasvavat jyrkästi . Neutronitähden nopea pyöriminen ja erittäin suuret magneettikentät (10 12 -10 13 G ) ovat tärkeimmät olosuhteet röntgenpulsariilmiön ilmaantumiselle.
Sisään putoava aine muodostaa akkretion kiekon neutronitähden ympärille. Mutta neutronitähden välittömässä läheisyydessä se tuhoutuu: plasman liike estyy suuresti magneettikenttälinjojen yli. Aine ei voi enää liikkua kiekon tasossa, se liikkuu kenttäviivoja pitkin ja putoaa neutronitähden pinnalle napojen alueelle. Tuloksena muodostuu niin sanottu akkretiopilari , jonka koko on paljon pienempi kuin itse tähden [6] . Neutronitähden kiinteään pintaan osuva aine kuumenee voimakkaasti ja alkaa säteillä röntgensäteinä . Säteilyn pulsaatiot liittyvät siihen, että tähden nopean pyörimisen vuoksi akkretion sarake katoaa nyt tarkkailijan näkyvistä ja tulee sitten uudelleen esiin.
Fyysisen kuvan kannalta röntgenpulsarien lähisukulaiset ovat polaarisia ja keskipolaarisia . Ero pulsarien ja polaaristen välillä on se, että pulsari on neutronitähti, kun taas napa on valkoinen kääpiö . Vastaavasti niillä on alhaisemmat magneettikentät ja pyörimisnopeus.
Neutronitähden ikääntyessä sen kenttä heikkenee ja röntgenpulsarista voi muodostua purkaus .
Yksittäiset röntgenpulsarit ovat neutronitähtiä, joiden röntgensäteily johtuu joko kiihtyvistä varautuneista hiukkasista tai niiden pintojen yksinkertaisesta jäähtymisestä.