Rentgenový pulsar je kosmický zdroj proměnlivého rentgenového záření , které přichází na Zemi ve formě periodicky se opakujících pulzů.
K objevu rentgenových pulsarů jako samostatného jevu došlo v roce 1971 pomocí dat získaných první rentgenovou orbitální observatoří Uhuru [1] . První objevený rentgenový pulsar Centaurus X-3 vykazoval nejen pravidelné pulzace jasu s periodou asi 4,8 sekundy, ale také pravidelnou změnu v této periodě [2] . Další studie ukázaly, že změna periody pulsací v tomto systému je spojena s Dopplerovým jevem, když se zdroj pulsací pohybuje po oběžné dráze v binárním systému. Zajímavostí je, že zdroj GX 1+4, objevený při experimentu na stratosférickém balónu provedeném v říjnu 1970 (článek o těchto měřeních [3] byl předložen k publikaci po zveřejnění výsledku na Cen X-3 zdroj skupiny pracující s daty z observatoře Uhuru) a který vykazoval pravidelné změny jasnosti s periodou asi 2,3 minuty, se také ukázal být pulsarem. Omezená data stratosférického experimentu nám však neumožňovala spolehlivě konstatovat přísnou pravidelnost změny jasnosti tohoto zdroje, proto tento zdroj nelze považovat za první objevený rentgenový pulsar.
Formálně bylo poprvé záření zmagnetizované rotující neutronové hvězdy (tj. pulsaru) v Krabí mlhovině objeveno již v roce 1963 [4] , tedy ještě před objevem neutronových hvězd v roce 1967 E. Hewish a J. Bell . Velmi krátká perioda rotace neutronové hvězdy v Krabí mlhovině (asi 33 ms) však zabránila detekci rentgenových pulsací na této frekvenci až do roku 1969 [5] .
Rentgenové pulsary lze rozdělit do dvou velkých tříd podle zdroje energie, který rentgenové záření napájí: akreční rentgenové pulsary a jednotlivé rentgenové pulsary. Prvním je binární systém, jehož jednou ze součástí je neutronová hvězda , druhým je hvězda, která buď vyplňuje svůj Rocheův lalok , v důsledku čehož hmota proudí z obyčejné hvězdy na neutronovou, nebo obří. hvězda se silným hvězdným větrem.
Neutronové hvězdy jsou hvězdy velmi malých rozměrů (20-30 km v průměru) a extrémně vysoké hustoty přesahující hustotu atomového jádra . Předpokládá se, že neutronové hvězdy se objevují v důsledku výbuchů supernov . Během výbuchu supernovy se jádro normální hvězdy rychle zhroutí , které se pak změní v neutronovou hvězdu. Během komprese dochází díky zákonu zachování momentu hybnosti a také zachování magnetického toku k prudkému nárůstu rychlosti rotace a magnetického pole hvězdy. Rychlá rotace neutronové hvězdy a extrémně vysoká magnetická pole (10 12 -10 13 G ) jsou hlavními podmínkami pro vznik jevu rentgenového pulsaru.
Dopadající hmota tvoří kolem neutronové hvězdy akreční disk . Ale v bezprostřední blízkosti neutronové hvězdy je zničena: pohyb plazmatu je značně omezen přes magnetické siločáry. Hmota se již nemůže pohybovat v rovině disku, pohybuje se po siločarách a dopadá na povrch neutronové hvězdy v oblasti pólů. V důsledku toho vzniká tzv. akreční sloupec , jehož velikost je mnohem menší než velikost samotné hvězdy [6] . Hmota, která dopadá na pevný povrch neutronové hvězdy, se silně zahřívá a začíná vyzařovat rentgenové záření . Pulsace záření souvisí s tím, že díky rychlé rotaci hvězdy nyní akreční sloupec mizí z pohledu pozorovatele, poté se znovu objevuje.
Pokud jde o fyzikální obraz, blízkými příbuznými rentgenových pulsarů jsou polární a střední poláry . Rozdíl mezi pulsary a polárními je ten, že pulsar je neutronová hvězda, zatímco polární je bílý trpaslík . V souladu s tím mají nižší magnetická pole a rychlost otáčení.
Jak neutronová hvězda stárne, její pole slábne a rentgenový pulsar se může stát výbuchem .
Jednotlivé rentgenové pulsary jsou neutronové hvězdy, jejichž rentgenová emise vzniká buď emisí urychlených nabitých částic, nebo prostým ochlazením jejich povrchu.