Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

158 KAPITEL 2. GRAVITATION
Der Begleiter hat ein Spektrum vom Typ F3 bis F6, die Masse erlaubt die Abschätzung M < 1.5M⊙.
Als Minimum für die Masse des Schwarz-Loch-Kandidaten folgt dann M > 5.4M⊙. Die beste Bestimmung
des Spektraltyps im Ruhezustand ist F6 III bis F7 IV.
Röntgenpulsare
Wir beginnen mit der Massenbestimmung von Röntgenpulsaren und betrachten diejenigen Pulsare, die
Bedeckungsveränderliche (eclipsing binaries) sind. Dann ist sini = 1 und die Masse des Neutronensterns
kann bestimmt werden, falls die Masse des optischen Begleitsterns ermittelt werden kann.
Die Liste enthält die derzeit besten Massenbestimmungen von Röntgenpulsaren, da es sich bei ihnen
um Bedeckungsveränderliche handelt.
Hier ist P die Periode in Sekunden und Lx/Lo
das Verhältnis von Röntgen zu optischer Leuchtkraft.
M ist die Masse der beiden Komponenten,
in Einheiten von M⊙, mit dem Index o für den optischen
Begleiter und x für Pulsar, τ3 ist die Spinup
Zeit, Einheit: 1000 Jahre.
Schwierigkeiten bei der Bestimmung der Masse
macht die Lokalisierung der Quelle der optischen
Strahlung. Diese kann von der Akkretionsscheibe
oder vom Begleitstern stammen.
Radiopulsare
Massen von Röntgenpulsaren
Name P Lx/Lo Mx Mo τ3
SMC X−1 0.717 0.6 1.4 ± 0.3 17 1.3
Her X−1 1.24 20 1.3 ± 0.7 2.2 300
Cen X−3 4.84 0.013 1.4 ± 0.4 18 3
Vela X−1 283 0.00067 1.6 ± 0.4 24 10
1538−52 529 0.0022 2.0 ± 1.0 20 1
Tab. 2.4: Pulsar-Massen I
Bei drei Radio Binärpulsaren kann man ebenfalls den Inklinationswinkel i bestimmen.
Aufgrund allgemein relativistischer Effekte kann man in den beiden Binärpulsaren PSR 1534+12 und
PSR 1913+16 zusätzlich zu v� = vx sin i noch v2 messen. Das System ist damit gewogen.
Bei PSR 0655+64 dient dazu die Szintillation,
allerdings ist die Bestimmung
nicht eindeutig.
Die Liste von Radio Pulsaren enthält folgende
Einträge:
P ist Periode in Millisekunden, die Orbitalperiode,
T , ist in Tagen; e ist die Bahnexzentrizität
in Lichtsekunden (1 lt sec
= 3 · 10 10 Massen von Radio Pulsaren
Name P T e a Mc M∗ i
PSR ms d sec M⊙ M⊙ deg
1534+12 38 0.40 0.27 37.31 1.36 1.32 74
1913+16 59 0.32 0.617 2.34 1.44 1.38 47
0655+64 196 1.03 7.5E-6 4.12 0.75 1.4 62 (84)
cm). Die Masse, M, der Ko-
Tab. 2.5: Pulsar-Massen I
mopnenten ist in Einheiten von M⊙ und der Inklinationswinkel, i, ist in Grad.
Die Originalarbeiten sind:
1) PSR 1534+12: Taylor, Wolszczan, Damour, Weisberg (1992) Nature 355, 132
2) PSR 1913+16: Wolszczan (1991) Nature 350, 688
3) PSR 0655+64: Lyne A.G. (1984) Nature 310, 300
Schwarz-Loch-Kandidaten
Während die Zahl der identifizierten Neutronensterne ständig wächst, etwa 2000 Röntgen Quellen und
Radio Pulsare sind mittlerweile als solche entdeckt worden, ist die Liste an Schwarz-Loch-Kandidaten
stets übersichtlich klein geblieben. Viele solcher Kandidaten sind wieder ausgeschieden, da bei ihnen
Phänomene beobachtet wurden, die nur für Neutronensterne in Frage kommen, z. B. Ausbrüche
(bursts) aufgrund von Kernfusion an der Oberfläche des Sterns oder QPOs (Quasi-periodische Oszillationenbei
Röntgen Quellen).