Pulsar


Pulsar
Schematische Darstellung eines Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt einen Neutronenstern dar, die Kurven die magnetischen Feldlinien und die seitlich abstehenden Lichtkegel die Richtung der ausgehenden Strahlung.

Ein Pulsar (Kunstwort aus Pulsating source of radio emission) ist ein schnell rotierender Neutronenstern. Die Symmetrieachse seines Magnetfeldes weicht von der Rotationsachse ab, weshalb er Synchrotronstrahlung entlang der Dipolachse aussendet. Liegt die Erde im Strahlungsfeld, empfängt man wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis bzw. nur in den Röntgenbereich. Von den mehr als 1700 bekannten Quellen ließen sich nur bei einigen wenigen auch im sichtbaren Bereich Intensitätsschwankungen beobachten. Die Rotationsdauer eines Pulsars ohne Begleiter liegt zwischen 0,01 und 8 Sekunden. Die Rotationsperiode erhöht sich pro Sekunde um etwa 10−15 s und begrenzt die Lebensdauer auf etwa zehn Millionen Jahre.

Daneben gibt es sogenannte Millisekunden-Pulsare (etwa fünf Prozent der Pulsare) mit Umlaufzeiten von einer bis zehn Millisekunden und höherer Lebensdauer.

Inhaltsverzeichnis

Bezeichnung

Pulsare tragen die Abkürzung PSR (Pulsating Source of radio emission) und eine Koordinatenangabe. Die Buchstaben B und J unterscheiden zwischen dem B1950.0- und dem J2000.0-Koordinatensystem. So befindet sich der Pulsar PSR B1919+21 am Himmel ungefähr bei der Rektaszension 19h19 und der Deklination von +21°.

Geschichte

Aus Aufnahmen in den Bereichen des sichtbaren Lichts (rot) und der Röntgenstrahlen (blau) zusammengefügte Aufnahme des Pulsars im Krebsnebel (M 1). Es zeigt Nebelgase in der Umgebung, die durch das Magnetfeld des rotierenden Pulsars mitgenommen, und damit „umgerührt“ und zur Strahlung angeregt werden.

Jocelyn Bell und ihr Doktorvater Antony Hewish entdeckten den ersten Pulsar bei der Suche nach Radioquellen am 28. November 1967. Für diese Untersuchung wurden in einem breiten Feld sämtliche Quellen erfasst, die binnen kurzer Zeit starke Schwankungen in ihrer Strahlungsintensität aufwiesen. Die Signale des später als PSR B1919+21 bezeichneten Pulsars zeichneten sich durch ungewöhnliche Regelmäßigkeit der abgestrahlten Wellen aus, so dass Bell und Hewish sie zunächst für ein künstliches Signal – eventuell einer extraterrestrischen Zivilisation – hielten (Little Green Man 1).[1] Antony Hewish wurde 1974 für die Entdeckung der Pulsare mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Der erste Physiker, der gleich nach ihrer Entdeckung hinter Pulsaren rotierende Neutronensterne vermutete, war Thomas Gold 1968/69. Eine Fachkonferenz lehnte jedoch zunächst seinen entsprechenden Vortrag als zu absurd ab und erachtete dies noch nicht einmal als diskussionswürdig.[2] Später wurde seine Meinung aber bestätigt.

Russell Hulse und Joseph H. Taylor Jr. entdeckten 1974 den Pulsar PSR 1913+16, ein System aus zwei einander in weniger als acht Stunden umkreisenden Pulsaren. Ihre Bahnperiode verkürzt sich ständig in einer Weise, die nur durch die Abstrahlung von Gravitationswellen gemäß der allgemeinen Relativitätstheorie erklärt werden kann.[3] Hulse und Taylor erhielten dafür 1993 ebenfalls den Nobelpreis für Physik. Bis zum Mai 2006 waren ungefähr 1700 Pulsare bekannt, darunter auch ein Doppelpulsarsystem (das 2003 entdeckte System PSR J0737-3039).

Mit einem Alter von etwa 900 Jahren ist PSR B0531+21 im Krebsnebel der jüngste bekannte Pulsar.

Ein in der Entstehung besonderer Pulsar ist der sich auf einer stark elliptischen Umlaufbahn um einen sonnengroßen Stern bewegende PSR J1903+0327, welcher mit 465 Umdrehungen pro Sekunde rotiert.

1982 wurde der erste Millisekundenpulsar mit der Bezeichnung PSR 1937+21 entdeckt. Die Stabilität seiner Rotationsdauer von 1,5578 ms beträgt mindestens 3·10−16 und übertrifft die Ganggenauigkeit von Atomuhren.[4] Diese Genauigkeit kann für eine präzise Ortsbestimmung der Erde verwendet werden, um dadurch einen weiteren Nachweis für Gravitationswellen zu erbringen.[3]

Entstehung eines Pulsars

Der Vela Pulsar, ein Neutronenstern, der nach einer Supernova-Explosion übriggeblieben ist, fliegt auf einem seiner Jets heißen Plasmas durch den Weltraum. Foto: NASA.

Nach einer Supernova eines massereichen Sternes bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück. Der Neutronenstern besteht aus einem Teil der Materie des ursprünglichen Sternes (1,44 bis 3 Sonnenmassen) auf kleinstem Raum (Durchmesser um 20 Kilometer). Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei, und das Magnetfeld des ursprünglichen Sternes wird im Neutronenstern komprimiert. Des Weiteren gibt es elektrische Potentialdifferenzen in der Größenordnung von 1011 Volt.

Ein Pulsar bezieht seine Strahlungsenergie

Aufgrund der Erhaltung des Drehimpulses und der starken Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung beschleunigt sich die Rotation des Neutronensternes sehr stark, so dass die Rotationsdauer anstatt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder Sekundenbruchteile beträgt. Die Folge ist ein sehr kompakter Himmelskörper mit einem starken Magnetfeld (typische Flussdichten von 108 Tesla), das sich innerhalb des ionisierten Gasnebels schnell dreht.

Aufbau eines Pulsars und Entstehung der gepulsten Strahlung

Pulsare besitzen wie alle Neutronensterne eine rund zehnmal höhere Dichte als Atomkerne und sind suprafluid sowie supraleitend.

Die Magnetfeldrichtung des Neutronensterns schließt mit der Drehachse einen bestimmten Winkel ein. Wenn die Magnetfeldrichtung von der Drehachse abweicht, bewegen sich die Magnetfeldlinien schnell durch den ionisierten Gasnebel und verursachen dabei das Abstrahlen elektromagnetischer Wellen in Richtung des Magnetfeldes. Infolge der Rotation streichen die Magnetfeldlinien und mit ihnen die elektromagnetischen Wellen wie das Licht eines Leuchtturms über die Umgebung. Liegt die Erde oder das Sonnensystem innerhalb des Doppelkegels, der von der Richtung der elektromagnetischen Strahlung überstrichen wird, kann die gepulste Strahlung gemessen werden.

Ein Pulsar strahlt die elektromagnetischen Wellen über einen weiten Wellenbereich ab, die vorwiegenden Anteile können im Frequenzbereich von Radiowellen (Radiopulsar), sichtbarem Licht oder gar im Bereich der Röntgenstrahlung (Röntgenpulsar) liegen. Jüngere Pulsare neigen eher dazu, höherenergetische Strahlung abzugeben.

Abschätzungen

Unter vereinfachten Annahmen lassen sich die Rotationsgeschwindigkeit und Rotationsenergie eines Pulsars abschätzen. Der Ausgangskörper sei sonnenähnlich und habe eine konstante Dichte, genauso wie der kontrahierte Neutronenstern.

Ausgangsgrößen:

  • Sonnenradius: 7 × 108 m
  • Sonnenmasse: 2 × 1030 kg
  • Rotationsdauer: 25,4 Tage; Winkelgeschwindigkeit: 3 × 10−6 s−1

Endgrößen:

  • Radius des Neutronensterns: 1,6 × 104 m
  • Masse: unverändert 2 × 1030kg

Das Trägheitsmoment Θ (Θ=2/5 · M · R²) verringert sich quadratisch, wenn der Radius R sich verkleinert, bei konstanter Masse M. Da der Drehimpuls L (L = Θ · ω) erhalten bleibt, muss sich die Umdrehungsgeschwindigkeit ω um das Verhältnis der Trägheitsmomente von Sonne und Neutronenstern vergrößern. Um den gleichen Faktor erhöht sich die Rotationsenergie E (Erot=1/2 · ω · L).

Eingesetzt, ergeben sich folgende Werte:

  • Verhältnis der Trägheitsmomente von Sonne und Neutronenstern: 2 × 109
  • Rotationsenergie der Sonne: 1,5 × 1036 J
  • Rotationsenergie des Neutronensterns: 3 × 1045 J
  • Rotationsdauer: 0,001 s = 1 ms

In der einfachen Abschätzung würde die Umlaufgeschwindigkeit am Äquator der Oberfläche ein Mehrfaches der Lichtgeschwindigkeit betragen. Da dies unmöglich ist, kann ein Stern nur kontrahieren, wenn er Masse abstößt und seinen Drehimpuls verringert. Die Rotationsenergie liegt im Bereich um 1040 J.

Millisekundenpulsare

Pulsare mit einer Rotationsdauer unterhalb von circa 20 Millisekunden werden Millisekundenpulsare genannt. Der Rekordhalter ist PSR J1748-2446ad im Kugelsternhaufen Terzan 5 mit einer Rotationsfrequenz von 716 Hertz. Die Millisekundepulsare unterscheiden sich neben der schnelleren Rotation von normalen Pulsaren auch durch ihr schwaches Magnetfeld von 108 bis 108 G, ihre langsame Rotationsabnahme, ihr hohes charakteristisches Alter sowie ihr bevorzugtes Vorkommen in Doppelsternsystemen von 75 % im Vergleich zu anderen Pulsaren mit weniger als 1 %. Die maximale Rotationsfrequenz für Neutronensterne sollte bei circa 1500 Hertz liegen, da bei höheren Rotationsgeschwindigkeiten eine starke Abstrahlung von Gravitationswellen einsetzt.

Für die Entstehung von Millisekundenpulsare sind zwei Szenarien bekannt[5],[6]:

  • Beim Recycling alter Pulsare in Doppelsternsystemen wird über die Akkretion von Materie, die vom Begleiter auf den Neutronenstern fließt, Drehimpuls auf den erloschenden Pulsar übertragen und damit die schnelle Rotation erreicht. Als unmittelbare Vorgänger der Milliskeundenpulsare gelten die Röntgendoppelsterne geringer und mittlerer Masse.
  • Ein direkter Kanal ist der akkretion-induzierte Kollaps eines ONeMg-Weißen Zwerges. Überschreitet der Weiße Zwerg durch das Aufsammeln von Materie die Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen, so kommt es nicht zu einer Supernova vom Typ Ia, sondern es entsteht direkt ein schnell rotierender Neutronenstern.

Durch intensive Radio-Surveys in Kugelsternhaufen sind in den letzten Jahren eine große Anzahl an Millisekundenpulsaren gefunden worden. Die große Häufigkeit wird mit der hohen Sterndichte in diesen Sternaggregaten in Verbindung gebracht, wobei Neutronensterne sich einen Begleiter einfangen können und von diesem Materie akkretieren. In dieser Phase als Röntgendoppelstern geringer Masse (LMXB) wird die Rotation des Neutronensterns auf die für Millisekundenpulsare typische Werte beschleunigt. Überraschenderweise sind in den Kugelsternhaufen neben einer großer Anzahl an Millisekundenpulsaren auch normale junge Pulsare mit einer Rotationsdauer von einigen Zehntel Sekunden und Magnetfeldern um die 1011 Gauß entdeckt worden. Dies war unerwartet, da in den alten Kugelsternhaufen keine massereichen Sterne mehr existieren, die über eine Supernova zu der Geburt eines normalen Pulsars führen können. Eine Hypothese ist, dass die Kugelsternhaufen diese Pulsare gravitativ eingefangen und gebunden haben. Pulsare verfügen meist über eine hohe Eigenbewegung, die durch asymmetrische Supernovaexplosionen oder durch die Zerstörung eines Doppelsternsystems in der Supernovaphase verursacht sind[7].

Periodensprünge

Pulsare zeigen neben einer kontinuierlichen Abnahme der Rotationsdauer auch Periodensprünge, bei denen sich die Rotation des Neutronensterns innerhalb eines sehr kurzen Zeitraums beschleunigt. Anschließend fällt die Rotationsdauer schneller ab als zuvor, bis der Ursprungswert vor dem Sprung erreicht ist. Die diskontinuierliche Veränderung der Rotationsdauer tritt außer bei Millisekundenpulsaren und jungen Neutronensternen mit einem Alter von weniger als 5000 Jahren bei fast allen Pulsaren auf. Die Periodensprünge werden als eine Übertragung von Drehimpuls von dem superflüssigen Inneren des Neutronensterns auf die langsamer rotierende Kruste interpretiert.[8]

Siehe auch

Literatur

  • Werner Becker: "Neutron Stars and Pulsars", Astrophysics and Space Science Library, Vol.357, Springer 2009, ISBN 978-3-540-76964-4.
  • Thorsten Dambeck: Die Leuchttürme der Radioastronomen. In: Astronomie heute. Juni 2004, S. 18–23.
  • Andrew G. Lyne et al.: Pulsare. Barth, Leipzig 1993, ISBN 3-335-00336-5.
  • Cees Bassa: 40 years of pulsars – millisecond pulsars, magnetars and more. American Institut of Physics, Melville 2008, ISBN 978-0-7354-0502-8.

Weblinks

Wiktionary Wiktionary: Pulsar – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Pulsars – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. A. Hewish: Pulsars. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 8, 1970, S. 265–296. doi:10.1146/annurev.aa. August 090170.001405.
  2. „Shortly after the discovery of pulsars I wished to present an interpretation of what pulsars were, at this first pulsar conference: namely that they were rotating neutron stars. The chief organiser of this conference said to me, "Tommy, if I allow for that crazy an interpretation, there is no limit to what I would have to allow". I was not allowed five minutes floor time, although I in fact spoke from the floor. A few months later, this same organiser started a paper with the sentence, "It is now generally considered that pulsars are rotating neutron stars.“ Thomas Gold: „New Ideas in Science“, Journal of Scientific Exploration, 1989, Vol. 3, No. 2, 103 - 112.
  3. a b Georg Wolschin: Pulsare als Gravitationswellen-Detektor. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 05, 2010, ISSN 0170-2971, S. 16-18.
  4. Mike Davis, David W. Allan, Lloyd Rawley, Dan Stinebring, Joe Taylor: Millisecond Pulsar Rivals Best Atomic Clock Stability. Dezember 1986, abgerufen am 29. Mai 2010 (HTML, englisch, Inhaltsangabe für einen Artikel in einem Konferenzbericht).
  5. Wei-Min Liu, Wen-Cong Chen: On the progenitors of millisecond pulsars by the recycling evolutionary channel. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1106.1567v1.
  6. Thomas M. Tauris: Five and a half roads to form a millisecond pulsar. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.0897v1.
  7. Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.4402v1.
  8. Cristobal M. Espinoza, Andrew G. Lyne, Ben W. Stappers, Michael Kramer: A study of 315 glitches in the rotation of 102 pulsars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.1743.

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