Das Weltall

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Pulsare

Der Pulsar im Krebs-Nebel
Der Plusar im Krebsnebel (Pfeil). Er rotiert 30 mal pro Sekunde

Die Entdeckung der Pulsare im Jahre 1967 war ein Zufallstreffer und kam für die meisten Astronomen völlig unerwartet. Das Entdeckerteam in Cambridge, unter der Leitung von Antony Hewish, beschäftigte sich ursprünglich mit der interplanetaren Szintillation von klassischen Radioquellen - einer schnellen Intensitätsschwankung, verursacht durch Wolken ionisierenden Gases, das ständig von der Sonne abströmt und den Sonnenwind bildet. Diese Wolken lassen Radiogalaxien "funkeln", aber der Effekt tritt nur bei Wellenlängen im Meterbereich ausgeprägt in Erscheinung, weil dort die von den Wolken hervorgerufene Strahlungsbrechung stärker ist. Die Szintillation wird verwischt, wenn die Strahlung länger als eine Sekunde gemittelt wird. Dazu waren Radioteleskope mit geringer Zeitkonstante, d.h. geringer Trägheit der Anzeige, erforderlich. Ein passendes Instrument musste groß genug sein, und die Lösung war eine Anordnung von 2048 Linear-Antennen auf einer Fläche von 1,8 Hektar. Die hohe Zeitauflösung erleichterte das Erkennen einiger Punktquellen mit rascher, anscheinend sehr regelmäßig gepulster Strahlung. Die erste solcher Quelle, zunächst CP 1919 genannt, wurde von Jocelyn Bell entdeckt. Die Pulsperiode betrug 1,34 Sekunden. Die kurze Periode von CP 1919 ist seitdem mit sehr großer Genauigkeit bekannt: P = 1.33730131688477. Die Periode ändert sich um P = +0,1165 ns/Tag (Zunahme). Die Bezeichnung dieses Pulsars ist nun PSR 1919+21, sie schließt also eine Angabe über die Deklination mit ein. Wegen der Änderung der Periode hat der obige, mit spektakulärer Genauigkeit bestimmte Wert nur einige Sekunden Gültigkeit.

Heute kennt man über 500 Radiopulsare, in den meisten Fällen mit näherungsweise bestimmter Entfernung von der Sonne. Die Mehrzahl der Pulsare wurde in großen Suchprogrammen entdeckt, die die Radiosternwarten Jordell Bank (England), Arecibo (Puerto Rico, USA) und Molonglo (Australien) durchgeführt hatten. Der langsamste pulsiert ca. im Vier-Sekunden-Takt, der schnellste mit 1,6 Millisekunden, aber die häufigste Periode liegt knapp unter einer Sekunde. Pulsare sind in Entfernungen bis zu 150.000 Lichtjahren nachgewiesen worden. Dabei sind sie gegen die flache Scheibe unserer Galaxis konzentriert, wo Supernovae am häufigsten vorkommen. Nur zwei Pulsare liegen innerhalb von Supernova-Überresten. Einer von ihnen ist der Vela-Pulsar am Südhimmel mit einer Periode von 89 Millisekunden. Man vermutet, dass das Alter der meisten Pulsare eine Millionen Jahre übersteigt.


Lichtkegel enes rotierenden Neutronensterns. Streicht einer der beiden Lichtkegel über die Erde hinweg, so beobachtet man einen kurzen Lichtpuls

Das Pulsare ein sehr starkes Magnetfeld besitzen ist sehr wahrscheinlich, man weiß, dass viele Sterne Magnetfelder aufweisen, und der Zusammenbruch bis auf den Neutronenstern-Durchmesser wird jedes voher existierende Feld etwa um das 10 Milliardenfache verstärken. In Verbindung mit der sehr schnellen Rotation wird es ein Dynamo-Effekt geben, der sehr hohe elektrische Spannungen zwischen verschiedenen Punkten auf dem Stern erzeugt, durch die Elektronen und Ionen von der Oberfläche gerissen werden können. Nachdem sie einmal ausgestoßen worden sind, wird die Bewegung der geladenen Teilchen von elektromagnetischen Kräften bestimmt, und sie werden eine ausgedehnte Magnetosphäre bilden, die in Rotation mit dem Stern gezwungen wird. Jenseits eines bestimmten Abstands, der von der Umdrehungsgeschwindigkeit abhängt wird die Magnetosphäre entweder aufhören oder als stellarer Wind nach außen strömen. Sie kann sich nicht mit dem Stern mitdrehen, weil dies eine Geschwindigkeit über der des Lichts erfordern würde, was nach der Einsteinschen Relativitätstheorie nicht möglich ist.

Der "Uhrwerkmechanismus", der diesem stabilen periodischen Verhalten zugrunde liegt, ist die rasche Rotation dieser kompakten Objekte. Aufgrund der extremen Kürze der Periode kommen nur Neutronensterne in Frage, denn bei Weißen Zwergen wäre die Rotationsstabilität nicht gewährleistet. Neutronensterne haben Radien von 10 bis 15 km und Massen von etwa 1 bis 2 Sonnenmassen; d.h. die entsprechenden Dichten liegen mit 1014 bis 1015 g/cm³ im Bereich der Atomdichte. Diese ungewöhnlichen Objekte haben sehr starke Magnetfelder bis zu 1012 Gauss und besitzen eine ausgedehnte Magnetosphäre mit energiereichen, geladenen Teilchen, die von enormen elektrischen Feldern bis zu 1012 V/m beschleunigt werden. Aus der Wechselwirkung dieser relativistischen Teilchen mit dem Magnetfeld entsteht die beobachtete Radiostrahlung, sogenannte Synchrotronstrahlung, die in der Magnetosphäre eine starke Bündlung erfährt. Die beobachteten Pulse entstehen, wenn dieses Strahlungsbündel, das mit dem Stern mitrotiert, über die Erde hinweg streicht (Leuchtturmeffekt). Aus dem Verhältnis der Pulsbreite zur Periodenlänge, das etwa 1/10 oder weniger beträgt, schließt man auf einen Öffnungswinkel des Strahlungsbündels von ca. 10° bis 25°. Dies bedeutet aber, dass statistisch gesehen vier von fünf Pulsaren unbeobachtet bleiben müssen, da die gebündelte Strahlung die Erde nicht trifft.

Die Energie dieser Strahlung kommt aus der kinetischen Energie der sich ständig verlangsamenden Rotation des Neutronensterns: die Perioden nehmen ohne Ausnahme zu. Nach einigen Millionen Jahren werden die Neutronensterne so langsam rotieren, dass sie keine messbare Radiostrahlung mehr aussenden. Eine Ausnahme bilden die sogenannten "Millisekunden-Pulsare". Der erste Millisekunden-Pulsar wurde 1987 im Kugelsternhaufen M82 gefunden, seine Periode beträgt 3,054 ms. Sie sind trotz der extremen Kürze der Periode nicht notwendigerweise sehr jung sind. Entweder zeigen sie praktisch keine Periodenzunahme, oder sie sind Komponenten von Doppelsternsystemen und erfuhren eine Rotationsbeschleunigung durch Massenaustausch. Es können sich leicht einige 109 solcher "stillen" Neutronensterne in der Galaxis aufhalten, da die Entstehungsrate ganz grob auf einen Pulsar pro zehn Jahre geschätzt werden kann.

Neutronensterne repräsentieren eine der Endphasen der Sternentwicklung, weshalb Pulsare und Supernovae eng miteinander gekoppelt sein sollten. Es gibt junge Supernova-Überreste z.B. die Quelle Cas A, sie scheinbar keinen Radiopulsar enthalten. Anderseits gibt es nur wenige junge Pulsare, die eindeutig mit Supernova-Überresten in Verbindung zu bringen sind: die bekanntesten unter ihnen sind der Krebs- und der Vela-Pulsar.

Kurz nach der Entdeckung der Pulsare erkannte man, dass sie eigentlich astronomische Uhren von hoher Ganggenauigkeit darstellen, die von großem Wert für den Test physikalischer Theorien sein könnten. Es stellte sich aber heraus, dass viele Pulsare keine perfekten Chronometer waren. Abgesehen von der ständigen Verlangsamung, die berücksichtigt werden kann, zeigten einige von ihnen kleine, unregelmäige Schwankungen. Dies war besonders offensichtlich beim Vela-Pulsar, der gelegentlich seine Umdrehungsgeschwindigkeit plötzlich um ein Millionstel erhöhte. Die Effekte, Glitches genannt, können durch kleine Veränderungen in der inneren Struktur der Neutronensterne erklärt werden, die eine Drehimpuls-Übertragung durch den suprafluiden Teil und der starren Schale verursachen. 1975 jedoch wurde ein Pulsar entdeckt, der keinerlei nachweisbare Irregularitäten in seiner Rotation aufwies. Darüber hinaus, befand er sich in einer Bahn um einen anderen Neutronenstern mit einer gegenseitigen Umlaufperiode von 7 Stunden 45 Minuten. Eine sehr genaue Bestimmung des Doppler-Effekts und unter Benutzung des Pulsars als Uhr hat gezeigt, dass die beiden Neutronensterne ihre Bahnbewegung Energie entziehen und langsam näher zusammenrücken. Die einzig befriedigende Erklärung ist, dass Energie in Form von Gravitationswellen abgeführt wird. Dies war die erste Verifizierung der von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorausgesagten Gravitationswellen, und sie war eine starke Anregung für weitere Experimente, die darauf abzielen, die von kosmischen Objekten ausgehenden Gravitationswellen direkt nachzuweisen, die die Erde erreichen.

Eine Überraschung war 1982 die Entdeckung eines Pulsars mit einer Periode von 1,6 Millisekunden. Dieser Stern ist so massereich wie die Sonne und dreht sich mit über 600 Umdrehungen pro Sekunde um die eigene Achse! Hier ist selbst die ungeheuer starke Gravitationsanziehung eines Neutronensterns bis an die Grenze gefordert, und dieser Stern dürfte dicht davor stehen, zerrissen zu werden. Da man beobachtet, dass alle Pulsare langsamer werden, würde man eine sehr hohe Umdrehungsgeschwindigkeit für einen kürzlich entstandenen Neutronenstern, wie den Crab-Pulsar, erwarten. Es gibt jedoch keine Spur eines mit den Millisekunden-Pulsar assozierten Supernova-Überrest, und die Stärke der Strahlung ist gering, was vermuten lässt, dass der Neutronenstern alt genug ist, um ein auf einen niedrigen Wert abgesunkenes Magnetfeld zu besitzen. Eine Möglichkeit ist, dass sich der Pulsar ursprünglich auf einer Umlaufbahn mit einen Begleitstern befunden hat und dadurch viel Drehimpuls erwarb, dass er gravitativ Material vom Begleiter abzog. Wenn dem so ist, muss der Begleiter vor langer Zeit als Supernova explodiert sein, denn heute kann keine Spur mehr von ihn beobachtet werden.


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Letzte Änderung: 01.01.2003