Pulsar
Ein Pulsar (Kunstwort aus engl. pulsating source of radio emission, „pulsierende Radioquelle“) ist ein schnell rotierender Neutronenstern. Die Symmetrieachse seines Magnetfelds weicht von der Rotationsachse ab, weshalb er Synchrotronstrahlung entlang der Dipolachse aussendet. Liegt die Erde im Strahlungsfeld, empfängt sie wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale. Pulsare strahlen hauptsächlich im Radiofrequenzbereich, manchmal bis in den Röntgenbereich oder nur in diesem. Von den mehr als 1700 bekannten Quellen ließen sich nur bei einigen wenigen auch im sichtbaren Bereich Intensitätsschwankungen beobachten.
Geschichte
Jocelyn Bell und ihr Doktorvater Antony Hewish entdeckten den ersten Pulsar bei der Suche nach Radioquellen am 28. November 1967 am Mullard Radio Astronomy Observatory bei Cambridge. 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 J1921+2153 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 J1915+1606, ein System aus zwei einander in weniger als 8 Stunden umkreisenden Neutronensternen, von denen einer ein Pulsar ist. 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 Doppelpulsar (das 2003 entdeckte System PSR J0737-3039).
PSR J0534+2200 im Krebsnebel ist mit einem Alter von etwa 900 Jahren 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 J1939+2134 entdeckt.[4] Die Stabilität seiner Rotationsdauer von 1,5578 Millisekunden – nach Berücksichtigung einer linearen Zunahme – ist besser als 10−14, die Präzision damaliger Atomuhren.[5] Diese Genauigkeit kann für eine präzise Ortsbestimmung der Erde verwendet werden, um dadurch einen weiteren Nachweis für Gravitationswellen zu erbringen.[3][6]
Nomenklatur
Der wichtigste Katalog für Pulsare ist der „Catalog of Pulsars.“ von J. H. Taylor, R. N. Manchester und A. G. Lyne. In ihm werden Pulsare mit der Buchstabenkombination PSR und ihren Himmelskoordinaten bezeichnet, so beispielsweise PSR B0525+21. Die Zahlenkombination 0525 gibt dabei die Rektaszension im Äquatorialsystem an (05 Stunden und 25 Minuten), +21 die Deklination in Grad. Der Buchstabe B besagt, dass sich die Koordinaten auf die Besselsche Epoche B1950.0 beziehen. Heute benutzt man die Julianische Epoche J2000.0, gekennzeichnet durch den Buchstaben J. Da die Himmelskoordinaten je nach Standardepoche unterschiedlich sind, hat derselbe Pulsar unterschiedliche Bezeichnungen. Für den oben genannten Pulsar ergibt sich PSR J0528+2200 (Rektaszension 05 Stunden 28 Minuten, Deklination 22 Grad, 00 Minuten). Beide Bezeichnungen sind weiterhin in Gebrauch.
Entstehung eines Pulsars
Nach einer Supernova eines massereichen Sterns bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück. Der Neutronenstern besteht aus einem Teil der Materie des ursprünglichen Sterns (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 Sterns wird im Neutronenstern komprimiert. Des Weiteren gibt es elektrische Potentialdifferenzen in der Größenordnung von 1011 Volt.
Ein Pulsar bezieht seine Strahlungsenergie
- aus Akkretion, siehe Röntgendoppelstern,
- aus dem Magnetfeld, siehe Magnetar,
- und im Normalfall aus der Rotationsenergie.
Durch die Erhaltung des Drehimpulses und die starke Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung beschleunigt sich die Rotation des Neutronensterns so sehr, dass die Rotationsdauer statt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder Sekundenbruchteile beträgt. Die Folge ist ein sehr kompakter Himmelskörper mit einem starken Magnetfeld (typische Flussdichten von 108 Tesla), der sich innerhalb des ionisierten Gasnebels schnell dreht.
Entstehung der gepulsten Strahlung
Pulsare sind wie alle Neutronensterne unterhalb einer festen Kruste suprafluid sowie supraleitend und haben eine Dichte im Bereich der von Atomkernen, d. h. rund 2·1017 kg/m3 = 2·1014 g/cm3.
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. Da elektrisch geladene Teilchen sich nur längs der Feldlinien frei bewegen können, werden sie von dem rotierenden Magnetfeld mitgenommen und strahlen dabei elektromagnetische Wellen ab. Infolge der Rotation streichen die elektromagnetischen Wellen wie das Licht eines Leuchtturms über die Umgebung. Nur wenn die Erde innerhalb des Doppelkegels liegt, der von der Richtung der elektromagnetischen Strahlung überstrichen wird, kann die gepulste Strahlung beobachtet werden.
Ein Pulsar strahlt die elektromagnetischen Wellen über einen weiten Wellenbereich ab, die vorwiegenden Anteile können im Frequenzbereich von Radiowellen (Radiopulsar), sichtbarem Licht oder 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 (16 km)
- Masse: unverändert 2 × 1030 kg
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).
Daraus 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 20 Millisekunden werden Millisekundenpulsare genannt. Der Rekordhalter ist mit einer Rotationsfrequenz von 716 Hertz (1,4 Millisekunden Rotationsdauer) PSR J1748-2446ad im Kugelsternhaufen Terzan 5. Millisekundenpulsare unterscheiden sich von normalen Pulsaren neben der schnelleren Rotation auch durch ihr schwaches Magnetfeld von weniger als 104 Tesla, ihre langsame Rotationsabnahme, ihr hohes charakteristisches Alter sowie mit 75 Prozent ihr bevorzugtes Vorkommen in Doppelsternsystemen im Vergleich zu anderen Pulsaren mit weniger als 1 Prozent. Die maximale Rotationsfrequenz für Neutronensterne dürfte bei ca. 1500 Hertz liegen, da bei höheren Rotationsgeschwindigkeiten eine starke Abstrahlung von Gravitationswellen einsetzt.
Für das Entstehen von Millisekundenpulsare sind zwei Szenarien bekannt:[7][8]
- Beim Recycling alter Pulsare in Doppelsternsystemen wird über die Akkretion von Materie, die vom Begleiter auf den Neutronenstern fließt, Drehimpuls auf den erlöschenden Pulsar übertragen und damit die schnelle Rotation erreicht. Als unmittelbare Vorgänger der Millisekundenpulsare gelten die Röntgendoppelsterne geringer und mittlerer Masse. Da die Rotationsachse des Pulsars aufgrund der Akkretion senkrecht auf der Bahnebene steht, trifft die Strahlung den Begleiter und heizt ihn soweit auf, dass der Stern Masse verliert. Diese Millisekundenpulsare werden als Schwarze-Witwen-Pulsare bezeichnet, weil sie langfristig den Begleitstern vollständig auflösen.[9]
- Ein direkter Kanal ist der akkretions-induzierte Kollaps eines ONeMg-Weißen Zwerges. Überschreitet der Weiße Zwerg durch das Aufsammeln von Materie die Chandrasekhar-Grenze von 1,4 M☉, so kommt es nicht zu einer Supernova vom Typ Ia, sondern es entsteht direkt ein schnell rotierender Neutronenstern.
Durch intensive Radio-Beobachtungen von Kugelsternhaufen ist in den letzten Jahren eine große Anzahl Millisekundenpulsare 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 großen Anzahl an Millisekundenpulsaren auch normale junge Pulsare mit einer Rotationsdauer von einigen hundert Millisekunden und Magnetfeldern um die 107 Tesla 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 weisen meist eine hohe Eigenbewegung auf, die durch asymmetrische Supernovaexplosionen oder durch die Zerstörung eines Doppelsternsystems in der Supernovaphase verursacht wurde.[10] Die Idee des Einfangs eines Begleiters und dem nachfolgenden Recycling des Pulsars durch die Akkretion der Materie des Begleiters wird durch die teilweise beobachtete große Bahnexzentrizität von Pulsaren in Kugelsternhaufen bestätigt. Die Bahnen in engen Doppelsternsystemen sollten nach wenigen 10 Millionen Jahren aufgrund von Gezeiteneffekten zirkularisiert sein und daher müssen diese Pulsare vor kurzer Zeit wiederbelebt worden sein.[11]
Im Gegensatz zu den normalen Pulsaren zeigen die Millisekundenpulsare eine sehr geringe Fluktuation der Pulsankunftszeiten, da diese schnell rotierenden Neutronensterne keine Instabilitäten durch eine differentielle Rotation zeigen. Daher sind die Millisekundenpulsare gute Kandidaten, um über den Lichtlaufzeiteffekt nach Begleitern zu suchen, die über eine Ortänderung aufgrund der Keplerschen Gesetze zu einer Variation der Pulsankunftszeiten führen. Dadurch sind Neutronensterne, Weiße Zwerge, Braune Zwerge, Exoplaneten und eventuell Asteroidengürtel um Millisekundenpulsare entdeckt worden. Exoplaneten und Asteroidengürtel dürften sich aus den Akkretionsscheiben gebildet haben, welche die Millisekundenpulsare wieder beschleunigt haben.[12]
Eigenbewegung
Junge Pulsare zeigen im Mittel eine Eigenbewegung von typischerweise um die 400 km/s mit Spitzenwerten von mehr als 1000 km/s. Diese Geschwindigkeiten sind zu hoch, um als ein Ergebnis eines Aufbrechens eines Doppelsterns während einer Supernovaexplosion interpretiert zu werden. Für die hohen Eigenbewegungen sind die folgenden Hypothesen aufgestellt worden, die alle auf eine Asymmetrie in der Supernova zurückgeführt werden:[13]
- Eine unipolare Asymmetrie im Aufbau des Vorläufersterns der Supernova und des Pulsars. Diese Hypothese wird aber nicht durch aktuelle Sternmodelle unterstützt.
- Eine asymmetrische Abstrahlung der Neutrinoemission während der Supernova. Bereits eine Abweichung von 1 Prozent kann zu einer Eigenbewegung von 300 km/s führen.
- Die Gravitationskräfte einer ungleichmäßig ausgestoßenen Hülle können dem frisch geborenen Neutronenstern in den ersten Sekunden seiner Entstehung einen Kick von einigen 100 km/s geben.
Unregelmäßige Pulsprofile
Periodensprünge
Pulsare zeigen neben einer kontinuierlichen Zunahme der Rotationsdauer auch Periodensprünge (engl. glitch), bei denen sich die Rotation des Neutronensterns innerhalb eines sehr kurzen Zeitraums beschleunigt. Anschließend erhöht sich die Rotationsdauer schneller 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 500 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.[14] Dieses Modell kann allerdings nur schwer Anti-Glitches erklären, bei denen sich die Rotationsperiode der Neutronensterne sprunghaft verlängert.[15] Die Periodensprünge sind auch bei ungewöhnlichen Röntgenpulsaren nachgewiesen. Die Sprungaktivität, die kumulierte Periodenänderung pro Jahr, nimmt kontinuierlich mit dem Alter der Pulsare ab. Sie bietet eine Möglichkeit, das Innere des Neutronensterns zu studieren.[16]
Nulling
Als Nulling wird das temporäre komplette Verschwinden von Pulsen bei einigen Pulsaren bezeichnet. Innerhalb eines Zeitraums von zwei Pulsen kann der Übergang von einem normalen Puls zu dem Auszustand erfolgen und ebenso schnell kann das Einschalten geschehen. Die meisten von Nulling betroffenen Pulsare nehmen eine Auszeit von 5 Prozent, wobei diese zufällig verteilt erscheinen. Der Rekordhalter dürfte J1502−5653 sein, bei dem in 93 Prozent der Beobachtungszeit kein Puls nachweisbar ist. Die Ursache des Nullings sowie des schnellen Umschaltens zwischen den beiden Zuständen ist Gegenstand wissenschaftlicher Diskussionen.[17] Während einer Aus-Phase nimmt die Verlangsamung der Rotation des Pulsars ab. Daher dürfte der Emissionsmechanismus wirklich ausgeschaltet und das Nulling daher nicht die Folge einer Abstrahlung in eine andere Raumrichtung sein.[18]
Eine extreme Form des Nullings könnten die Rotating radio transients darstellen. Bei diesen Pulsaren sind bei Rotationsdauern von 0,4 bis 7 Sekunden nur noch einzelne Pulse im Abstand von 101 bis 104 Sekunden nachweisbar. Es handelt sich dabei um Pulsare, da einzelne Neutronensterne zwischen den beiden Formen Pulsar und rotating radio transient hin und her wechseln.[19] Die geringe Entdeckungswahrscheinlichkeit von rotating radio transient lässt vermuten, dass es in der Milchstraße fünf- bis sechsmal so viele Neutronensterne wie bisher vermutet gibt. Daher müssten auch die Kernkollapssupernovae entsprechend häufiger vorkommen oder alternative Entstehungskanäle existieren.[20]
Riesenpulse
Im Bereich der Radiowellen treten einzelne Pulse mit hoher Intensität auf. Eine geringe Anzahl von Pulsaren, darunter der Pulsar im Krebsnebel, zeigen besonders hohe Pulsspitzen. Die Pulsdauern betragen wenige Nanosekunden bis Mikrosekunden[21]. Das Phänomen der Riesenpulse scheint nur bei sehr jungen und daher schnell rotierenden Pulsaren aufzutreten. Im Vergleich zur Radiostrahlung bleibt die Intensität der Gamma- und Röntgenstrahlung während der Riesenpulse unverändert. Es wird vermutet, dass die Riesenpulse die gleiche Ursache haben wie das Nulling.[22]
Literatur
- Werner Becker: Neutron Stars and Pulsars (= Astrophysics and Space Science Library, Band 357). Springer, Berlin u. a. 2009, ISBN 978-3-540-76964-4.
- Thorsten Dambeck: Die Leuchttürme der Radioastronomen. In: Astronomie heute. Juni 2004, S. 18–23.
- Andrew G. Lyne u. a.: 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
- "Catalog of Pulsars" bei VizieR
- Was ist ein Pulsar? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 12. Sep. 1999.
- The Sounds of Pulsars (Audiodateien) (ges. 19. September 2011)
- ATNF Pulsar Catalogue The Australia Telescope National Facility
- scinexx.de: Astronomen entdecken „stummen“ Pulsar 2. März 2018
Einzelnachweise
- A. Hewish: Pulsars. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Band 8, 1970, S. 265–296, doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405.
- 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. In: Journal of Scientific Exploration. 1989, Band 3, Nr. 2, S. 103–112.
- Georg Wolschin: Pulsare als Gravitationswellen-Detektor. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 05, 2010, ISSN 0170-2971, S. 16–18.
- Donald C. Backer, Shrinivas R. Kulkarni, Carl E. Heiles, Michael M. Davis, W. Miller Goss: A millisecond pulsar. In: Nature. Band 300, 1982, S. 615–618, doi:10.1038/300615a0.
- David W. Allan: Millisecond Pulsar Rivals Best Atomic Clock Stability. 41st Annual Symposium on Frequency Control. 1987, doi:10.1109/FREQ.1987.200994 (PDF beim NIST).
- R. N. Manchester et al.: The Parkes Pulsar Timing Array Project. Publications of the Astronomical Society of Australia 30, 2013, doi:10.1017/pasa.2012.017 (Open access).
- 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.
- Thomas M. Tauris: Five and a half roads to form a millisecond pulsar. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1106.0897v1.
- R. H. H. Huang, A. K. H. Kong, J. Takata, C. Y. Hui, L. C. C. Lin, K. S. Cheng: X-ray studies of the Black Widow Pulsar PSR B1957+20. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1209.5871.
- 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.
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- S. Burke-Spolaor: Rotating Radio Transients and Their Place Among Pulsars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1212.1716.
- N. E. Lewandowska: A Correlation Study of Radio Giant Pulses and Very High Energy Photons from the Crab Pulsar. Dissertation, Julius-Maximilians-Universität Würzburg 2015, S. 59, abgerufen am 5. Januar 2020.
- Ashok K. Singal and Hari Om Vats: Giant pulse emission from PSR B0950+08. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1209.5093.