Quelltext der Seite Röntgenschwache isolierte Neutronensterne

'''Röntgenschwache isolierte Neutronensterne''' ({{enS|X-ray Dim Isolated Neutron Stars}}, ''XDINS'') sind [[Neutronenstern]]e mit einer rein thermischen [[Röntgenstrahlung]] und einer Leuchtkraft zwischen 10<sup>30</sup> und 10<sup>32</sup> [[Erg (Einheit)|Erg]]<sup>−1</sup>. Es handelt sich bei den XDINS wahrscheinlich um Neutronensterne mit einem Alter von 100.000 bis 1.000.000 Jahren, die langsam abkühlen<ref>{{Literatur |Autor=V.I. Kondratiev et al. |Titel=X-ray Dim Isolated Neutron Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2009 |arXiv=0907.0054}}</ref>. Eine alternative Bezeichnung ist {{lang|en|''X-ray Thermal Neutron Stars''}}, kurz XTINS.

== Eigenschaften ==
Das Röntgenspektrum entspricht dem einer [[Schwarzer Körper|Schwarzkörperstrahlung]] mit einer Temperatur zwischen 40 und 100 [[Elektronenvolt]]. Die Röntgenstrahlung ist sehr stabil über längere Zeiträume mit einer oberen Grenze von zwei Prozent, während sehr schwache Pulse mit Perioden zwischen 2 und 12 Sekunden gefunden wurden. Dies wird als die Rotationsperiode der Neutronensterne interpretiert. Aus der Verlangsamung der Rotationsperiode von 10<sup>−14</sup> s/s<!-- dimensionslos?--> ist auf eine [[magnetische Flussdichte]] von um die 10<sup>13</sup> [[Gauß (Einheit)|Gauß]] geschlossen und ein statistisches [[Spin-Down-Alter]] von einer Million Jahren berechnet worden<ref>{{Literatur |Autor=Ramandeep Gill and Jeremy S. Heyl |Titel=Statistical ages and the cooling rate of X-ray dim isolated neutron stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1305.0930v1}}</ref>. Die Leuchtkraft im optischen Spektralbereich ist wenigstens um den Faktor 10.000 schwächer als im Röntgenbereich<ref>{{Literatur |Autor=S.B. Popov |Titel=The Zoo of Neutron Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2006 |arXiv=astro-ph/0610.593}}</ref>. XDINS werden laut Definition nicht mit einem [[Supernovaüberrest]] in Verbindung gebracht, da diese Neutronensterne als {{lang|en|[[Central Compact Objects in Supernova Remnants]]}} bezeichnet werden<ref>{{Literatur |Autor=Adriana Mancini Pires |Titel=Peculiar isolated neutron stars and the source in the Carina Nebula |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.3494}}</ref>. Die XDINS sind auch keine [[Rotating radio transient]], da auch lange integrierende Radiobeobachtungen keine Anzeichen für eine Radiostrahlung zeigen. Alle bekannten XDINS zeigen eine hohe Eigenbewegung, die eine relativ geringe Entfernung von weniger als 500 [[Parsec]] vermuten lässt. Im Gegensatz zu den rotationsangetriebenen Pulsaren strahlen die XDINS mehr elektromagnetische Strahlung ab als sie aus der Rotationsverlangsamung gewinnen<ref>{{Literatur |Autor=Alice K. Harding |Titel=The Neutron Star Zoo |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1302.0869v1}}</ref>.

Aus der [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] und der [[Stoßwelle]] im [[Interstellare Materie|interstellaren Medium]] kann der Ursprungsort der XDINS berechnet werden. Sie entstehen in nahen [[Sternassoziation|OB-Assoziationen]] und ihre hohe Raumgeschwindigkeit ist vermutlich die Folge einer Supernovaexplosion, bei der diese Neutronensternen entstanden sind. Die zurückgelegte Distanz bestätigt das typische Alter von 500.000 Jahren für diese Klasse der {{lang|en|Isolated Neutron Stars}}. Es wird vermutet, dass es sich bei XDINS um die Nachfolger der [[Magnetar]]e handeln könnte, deren Magnetfeld soweit zerfallen ist, dass sie keine Eruptionen in Form von {{lang|en|[[Soft Gamma Repeater]]}} und ungewöhnlichen Röntgenpulsaren mehr generieren können<ref>{{Literatur |Autor=R. P. Mignani et al. |Titel=The birthplace and age of RX J1856.5−3754 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1212.3141}}</ref>.

== Bedeutung für die Astrophysik ==
Da im Gegensatz zu [[Pulsar]]en, Röntgenpulsaren und [[Magnetar]]en bei den XDINS der nackte Neutronenstern ohne eine Wechselwirkung mit einem Magnetfeld oder einem Begleiter in einem [[Doppelsternsystem]] beobachtet werden kann, besteht bei ihnen besser die Möglichkeit die [[Zustandsgleichung]] der Materie bei Dichten um die 10<sup>12</sup> kg/cm<sup>3</sup> zu analysieren. Aus der Zustandsgleichung kann auch die noch nicht genau bekannte obere Massengrenze von Neutronensternen, die [[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze]], besser eingegrenzt werden. Daneben kann die Raumdichte der Neutronensterne besser abgeleitet werden, da im Gegensatz zu den anderen beobachtbaren Arten von Neutronensternen die XDINS [[Isotropstrahler|isotrope Strahler]] sind und ihre Entdeckungswahrscheinlichkeit nicht abhängig von der [[Magnetische Flussdichte|magnetischen Flussdichte]] ist<ref>{{Literatur |Autor=Sandro Mereghetti |Titel=X-ray emission from isolated neutron stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1008.2891}}</ref>.

== Beispiele ==
Im Englischen auch genannt {{lang|en|''The Magnificent Seven''|de=Die glorreichen Sieben}} sind:<ref>{{cite journal |last1=Walter |first1=Frederick M. |last2=Wolk |first2=Scott J. |last3=Neuhäuser |first3=Ralph |bibcode=1996Natur.379..233W |doi=10.1038/379233a0 |title=Discovery of a nearby isolated neutron star |journal=Nature |volume=379 |issue=6562 |pages=233–235 |year=1996 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Treves |first1=A. |last2=Popov |first2=S. B. |last3=Colpi |first3=M. |last4=Prokhorov |first4=M. E. |last5=Turolla |first5=R. <!--|display-authors=1--> |year=2001 |arxiv=astro-ph/0011564 |bibcode=2001ASPC..234..225T |title=The Magnificent Seven: Close-by Cooling Neutron Stars? |journal=X-Ray Astronomy 2000 |volume=234 |pages=225 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Zampieri |first1=L. |last2=Campana |first2=S. |last3=Turolla |first3=R. |last4=Chieregato |first4=M. |last5=Falomo |first5=R. |last6=Fugazza |first6=D. |last7=Moretti |first7=A. |last8=Treves |first8=A. <!--|display-authors=1 -->|year=2001 |doi=10.1051/0004-6361:20011151 |arxiv=astro-ph/0108456 |bibcode=2001A&A...378L...5Z |title=1RXS J214303.7+065419/RBS 1774: A new Isolated Neutron Star candidate |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=378 |pages=L5–L9 }}</ref>
* [[RX J1856-3754]]
* [[RBS1556]]
* [[RBS1223]]
* [[RX J0806.4-4132]]
* [[RX J0720.4-3125]]
* [[RX J0420.0-5022]]
* [[1RXS J214303.7+065419/RBS 1774]]
Ursprünglich wurde [[ MS 0317.7-6647]] dazu gerechnet, bis man feststellte, dass es sich bei diesem Objekt nicht um einen Neutronenstern handelt. An seine Stelle trat später {{nowrap|1RXS J214303.7+065419/RBS 1774}}. Seit 2001 wurden keine weiteren guten Kandidaten gefunden (Stand: Anfang 2020), so dass es bei den obigen sieben Objekten blieb und sich der genannte Spitzname etablierte.

== Einzelnachweise ==
<references />

== Weblinks ==
* [https://scitechdaily.com/physicists-may-have-found-dark-matter-x-rays-surrounding-magnificent-7-may-be-traces-of-theorized-particle/ Physicists May Have Found Dark Matter: X-rays Surrounding “Magnificent 7” May Be Traces of Theorized Particle], auf: SciTechDaily vom 15. Januar 2021

[[Kategorie:Sternklasse der Neutronensterne]]