Position von Neutronensternen in HR-Diagrammen

Das HR-Diagramm ist ein Beobachtungsdiagramm . Während Neutronensterne genauso wie Weiße Zwerge im HR-Diagramm platziert werden könnten, erweist sich dies als unpraktisch, da die photosphärische Leuchtkraft und die photosphärische Temperatur von Neutronensternen nahezu unmöglich zu bestimmen sind. Dafür gibt es zwei Gründe: (i) Neutronensterne beginnen sehr heiß (Innentemperaturen von$\sim 10^{10}$K und photosphärische Temperaturen von$\sim 10^{7}$K, aber sie kühlen sehr schnell ab. Innerhalb$10^4 - 10^5$Jahre nach der entstehenden Supernova werden sie unter eine Million Grad abgekühlt sein, dann übernimmt die Photonenkühlung die Neutrinoverluste und sie können innerhalb von 10 Millionen Jahren auf einige tausend Grad abkühlen (z . B. Yakovlev & Pethick 2004 ). Es gibt viele Ungewissheiten und Unbekannte in diesen Prozessen – siehe unten. (ii) Die photosphärische Emission wird normalerweise durch Emission aus der Magnetosphäre oder Leuchtkraft aufgrund von Akkretion von einem Begleiter oder dem interstellaren Medium in den Schatten gestellt.

Man kann theoretisch ausrechnen, wo Neutronensterne sein sollten, indem man annimmt, dass die Emission wie die eines schwarzen Körpers ist und dass der Radius$R \sim 10$km.

In diesem Fall liegen Neutronensterne auf einem durch definierten Ort

Im Gegensatz zu dem, was Sie in Ihrer Frage sagen, könnten die meisten Neutronensterne kühl und sehr, sehr schwach sein und den größten Teil ihres (Kühl-)Lebens unten oder sogar unten rechts im HR-Diagramm verbringen. Es besteht tatsächlich eine große Unsicherheit darüber, wo Neutronensterne auf diesem Ort erscheinen würden. Die einzigen Neutronensterne mit gemessenen Helligkeiten und Temperaturen sind extrem jung ($<10^{5}$Jahren) und diese sind immer noch extrem heiß$10^{6}K$und ziemlich hell$\sim 0.1 L_{\odot}$. Alte Neutronensterne sind praktisch unsichtbar, aber ihre sehr geringe Wärmekapazität bedeutet, dass jegliche „Wiedererhitzungsprozesse“ ihre Temperaturen sehr effektiv erhöhen könnten. Zu solchen Prozessen gehören ohmsche Dissipation des Magnetfelds, eine Art Thermalisierung ihrer Rotationsenergie oder Akkretion aus dem interstellaren Medium. Für letztere sind Leuchtstärken von$10^{20}-10^{21}$W möglich sein, was effektive Temperaturen von Zehntausenden von Kelvin impliziert.

Ein Neutronenstern mit der gleichen Temperatur wie Sirius hätte eine um etwa 22 Größenordnungen schwächere absolute visuelle Helligkeit.$M_V \sim 23$. Eine andere Möglichkeit, dies zu visualisieren, besteht darin, dass die Abkühlungssequenz der Neutronensterne ungefähr parallel zur Abkühlungssequenz der Weißen Zwerge verläuft, aber etwa 13 Größenordnungen schwächer ist.

Sie sehen diesen Ort nie in einem HR-Diagramm, da er normalerweise weit vom unteren Rand des Diagramms entfernt ist und es keine beobachteten Objekte gibt, die ihn bevölkern könnten.

Das klassische HR-Diagramm hat den Temperaturanstieg nach rechts (niedrigere Temperaturen sind also rechts und höhere links), wie im Bild unten zu sehen ist:

( Quelle )

Der Neutronenstern hat eine Oberflächentemperatur von etwa einer Million Grad, was ihn weit von der Karte nach links verschieben würde , nicht nach unten rechts.