mini|Künstlerische Darstellung eines Magnetars mit Feldlinien
Ein Magnetar ist ein Neutronenstern mit einem extrem intensiven Magnetfeld, das mit 1011 bis 1012 Tesla etwa tausendmal stärker ist als sonst bei Neutronensternen üblich. Von aktuell etwa 3000 bekannten Neutronensternen sind 31 Magnetare, von denen wiederum fünf sowohl Magnetare als auch Pulsare sind (Stand 2021).
Sie wurden 1979 durch mehrere Satelliten als die bis dahin stärksten bekannten extrasolaren Gammastrahlenausbrüche entdeckt, bekannt als Soft Gamma Repeater (SGR). Die Magnetar-Theorie für SGRs wurde 1992 von Robert C. Duncan und Christopher ThompsonRobert C. Duncan, Christopher Thompson: Formation of strongly magnetized neutron stars: implications for gamma-ray-bursts. In: Astrophysical Journal Letters. Band 392, 1992, L9-L13.Robert C. Duncan, Christopher Thompson: The soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars - I. Radiative mechanism for outbursts. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. (Monthly Notices Royal Astron. Soc.) Band 275, Nr. 2, Juni 1995, S. 255–300 (abstract). entwickelt. Die Bestätigung besonders hoher Magnetfelder kam 1998 von Chryssa Kouveliotou und Kollegen.C. Kouveliotou, S. Dieters, T. Strohmayer, J. van Paradijs, G. Fishman, C. A. Meegan, K. Hurley, J. Kommerx, I. Smith, D. A. Frail: An X-ray pulsar with a superstrong magnetic field in the soft γ-ray repeater SGR1806 − 20. In: Nature. Band 393, Nr. 6682, 1998, S. 235–237.Chryssa Kouveliotou, Tod Strohmayer, Kevin Hurley u. a.: Discovery of a magnetar associated with the soft gamma repeater SGR 1900+14. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 510, Nr. 2, 10. Januar 1999, L115-118, doi:10.1086/311813 (Volltext als PDF).C. Kouveliotou: Magnetars. In: Proceedings of the National Academy of Sciences. Band 96, Nummer 10, Mai 1999, S. 5351–5352, PMID 10318885, . 2003 erhielten Duncan, Thompson und Kouveliotou dafür den Bruno-Rossi-Preis.
Entstehung Neutronensterne entstehen nach den gängigen Theorien beim Gravitationskollaps von Sternen mit einer Kernmasse von etwa 1,4 bis 3 Sonnenmassen in einer Supernova. Sie haben einen typischen Radius von lediglich etwa 10 bis 15 km und ein extrem starkes Magnetfeld mit einer Flussdichte der Größenordnung 108 Tesla (T). Die hohe Flussdichte ergibt sich auf Grundlage der Gesetze der Elektrodynamik, wonach das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant bleibt.
Unmittelbar nach dem Kollaps rotieren Neutronensterne aufgrund des Pirouetteneffekts (Drehimpulserhaltung) mit Perioden im Millisekundenbereich, einzelne Konvektionszonen mit 10 ms. Liegt die Rotationsperiode des Gesamtsterns unter 10 ms (und besaß bereits der Vorläuferstern ein relativ starkes Magnetfeld), so entsteht ein Magnetar: ein Dynamo-Effekt setzt ein, der die enorme kinetische Energie der Konvektionswirbel innerhalb von etwa 10 s in Magnetfeldenergie umwandelt. Dabei entsteht ein Magnetfeld, das mit 1011 T ca. tausendmal so stark ist wie das eines gewöhnlichen Neutronensterns. Ist die Rotationsperiode des Gesamtsterns dagegen größer als die der Konvektionszonen oder besaß der Vorläuferstern ein schwaches Magnetfeld, so entsteht ein gewöhnlicher Neutronenstern bzw. Pulsar.
Die Massendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß zugeordnet werden kann, liegt im Bereich einiger Dutzend Kilogramm pro Kubikmillimeter (kg/mm3). Ein solches Magnetfeld ist so stark, dass es die Struktur des Quantenvakuums verändert, so dass der materiefreie Raum doppelbrechend wird.
Ist die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt, so wird eine periodische Radiowelle abgestrahlt, deren Leistung typischerweise 108-mal so groß ist wie die gesamte Strahlungsleistung der Sonne. Die dazu erforderliche Energie wird der Rotationsenergie entnommen, die dadurch innerhalb von 10.000 Jahren weitgehend aufgezehrt wird; die Rotationsperiode beträgt dann mehrere Sekunden. Gewöhnliche Pulsare werden erheblich weniger gebremst und rotieren daher deutlich schneller.
Möglicherweise entsteht ein Magnetar durch das Verschmelzen zweier Neutronensterne in einem engen Doppelsternsystem. Der Magnetar bildet sein starkes Magnetfeld danach durch eine schnelle differentielle Rotation als Folge des Verschmelzungsprozesses.
Beispiel CXOU J164710.2-45516 Am Beispiel des 16.000 Lichtjahre entfernten Magnetars CXOU J164710.2-45516 im Sternhaufen Westerlund 1 im Südsternbild Altar wurde deutlich, wie ein Magnetar aus einem Doppelsternsystem entsteht: Der Vorläuferstern besaß etwa die 40-fache Sonnenmasse. Anfangs umkreisten sich zwei schwere Sterne sehr eng. Der schwerere Stern verbrauchte zuerst seinen Brennstoff und blähte sich auf. Seine Außenschichten gingen auf den masseärmeren Stern über, der immer schneller rotierte, was ihn zum Magnetar-Vorläufer machte. Im Sternenhaufen Westerlund 1 fiel am Begleitstern Westerlund 1-5 neben einer relativ geringen Masse und einer hohen Leuchtkraft die hohe Geschwindigkeit auf, die nach dem Rückstoß einer Supernova zu erwarten ist. Seine chemische Zusammensetzung – neben Wasserstoff und Stickstoff sehr viel Kohlenstoff – ist für Sterne unüblich. Ist der Begleitstern groß genug, gibt er Teile seiner Materie an den ersten Stern zurück und explodiert als Supernova. Der Materietransfer vor dem Ende ist die Bedingung für die Magnetar-Bildung. Dadurch verliert der Vorläuferstern die Masse, die ihn sonst zum Schwarzen Loch macht, stattdessen wird er zum Magnetar. Sein Begleiter wird – wie Westerlund 1-5 – durch die Wucht der Explosion weggeschleudert – mit Teilen der Materie des Nachbarsterns. Dies erklärt seine Zusammensetzung.
Eigenschaften Isolierte Neutronensterne, die über keinen Begleiter in einem Doppelsternsystem verfügen, werden zu den Magnetaren gezählt, wenn wenigstens drei der folgenden Eigenschaften beobachtet werden: Die Rotationsperiode liegt im Bereich von 1 bis 12 Sekunden. Die Abbremsrate der Rotation überschreitet 10−12 s·s−1. Eine hohe und veränderliche permanente Röntgenhelligkeit in der Größenordnung von 1025 – 1029 W. Emission kurzer Spitzen mit einer Dauer von 0,1 bis 10 Sekunden im Bereich der Röntgen- und Gammastrahlung mit 1027 – 1040 W. Magnetare strahlen auch in ihren Ruhephasen außerhalb von Strahlungsausbrüchen Röntgenstrahlung mit einer Leuchtkraft von 1027 bis 1029 W ab. Dabei handelt es sich um Wärmestrahlung von der Oberfläche des Neutronensterns unterhalb von 1 keV sowie eine zweite Komponente im Bereich von 10 bis 100 keV, die aber noch nicht bei allen Magnetaren nachgewiesen werden konnte. Die höherenergetische, harte Komponente ist aufgrund der Rotation des Neutronensterns gepulst. Für diese Komponente der Röntgenstrahlung wurden zwei Hypothesen entwickelt: Relativistische Partikel bewegen sich entlang der Magnetfeldlinien und schlagen an den magnetischen Polen des Neutronensterns auf. Die beobachtete Röntgenstrahlung wäre in diesem Fall Bremsstrahlung. Elektron/Positron-Paare streuen in der Magnetosphäre an Photonen und übertragen ihnen ihre Energie. In diesem Fall müsste die meiste Röntgenstrahlung in einem Abstand von einigen Sternradien oberhalb der magnetischen Pole entstehen.
Strahlungsausbrüche Man kennt mehr als ein Dutzend Röntgenquellen in unserer Milchstraße, die als Kandidaten für Magnetare angesehen werden. Diese Objekte zeigen in unregelmäßigen Abständen Gamma- und Röntgen-Ausbrüche mit einer Dauer von wenigen Zehntelsekunden. In dieser kurzen Zeit wird typischerweise soviel hochenergetische Strahlungsenergie freigesetzt, wie die Sonne in etwa 10.000 Jahren im gesamten Spektrum abstrahlt. Diesem kurzen und extremen Strahlungspuls folgt eine mehrminütige Relaxationsphase, in der die Strahlung abnimmt und dabei periodische Schwankungen im Bereich von mehreren Sekunden aufweist, der Rotationsperiode des Magnetars.
Diesen großen Ausbrüchen folgen in den Stunden bis Jahren danach meist weitere kleinere. Man nennt diese Strahlungsquellen daher auch Soft Gamma Repeater (SGR). Eine statistische Analyse dieser Ausbrüche zeigt eine auffällige Verwandtschaft mit der von Erdbeben. In der Tat nimmt man an, dass es sich dabei um Brüche in der äußeren Kruste des Magnetars handelt, die wie bei allen Neutronensternen aus einem Plasma von Elektronen und kristallin angeordneten Eisen- und anderen Atomkernen besteht. Als Ursache dafür werden Kräfte des Magnetfeldes angesehen, die auf diese feste Kruste einwirken.
Die größeren Ausbrüche führt man auf großräumige Umordnungsprozesse eines instabil gewordenen Magnetfeldes zurück, wie sie sich qualitativ ähnlich auch auf der Sonnenoberfläche ereignen und dort die so genannten Flares erzeugen. Danach würde die beobachtete hochenergetische Strahlung von einem Feuerball aus heißem Plasma auf der Oberfläche des Magnetars ausgesandt, der für einige Zehntelsekunden durch das starke Magnetfeld lokal gebunden ist, was Feldstärken über 1010 T erfordert. Die Intensität der ausgesandten Strahlung wird auch damit in Verbindung gebracht, dass die Strahlung diesen Feuerball ungehindert durchdringen kann, da das starke Magnetfeld die freien Elektronen daran hindert, mit der elektromagnetischen Welle zu schwingen.
und anomale Röntgenpulsare (engl. , AXP) zeigen eine konstante Röntgenstrahlung von 1026 bis 1029 W bei einer Rotationsperiode von 2 bis 12 s. Ihre Rotation verlangsamt sich mit einer Rate von 10−13 bis 10−10. Sporadisch zeigen sie Ausbrüche von Bruchteilen von Sekunden bis zu Minuten mit Energien von 1031 bis 1040 J. Nach den Ausbrüchen bleibt die konstante Röntgenhelligkeit meist für Jahre über dem Ruheniveau.
Man geht davon aus, dass Magnetare nur in den ersten 10.000 Jahren nach ihrer Entstehung solche Ausbrüche zeigen und danach ihre Magnetfelder stabilisiert haben. Der immer noch heiße Neutronenstern strahlt noch einige tausend Jahre als anomaler Röntgenpulsar weiter, bis seine Temperatur dafür nicht mehr ausreicht. Möglicherweise beherbergt die Milchstraße mehrere Millionen solcher unauffälliger Magnetare.
Mögliche Magnetare als Quelle mini|Künstlerische Darstellung von SGR 1806-20 Am 27. Dezember 2004 um 22:30:26 MEZ wurde ein spektakulärer Strahlungsausbruch des SGR 1806-20 beobachtet, der sich in Richtung des galaktischen Zentrums der Milchstraße in 50.000 Lichtjahren Abstand befindet. Die auf der Erde eintreffende Leistung von harter Gammastrahlung übertraf für etwa eine Zehntelsekunde die des Vollmondes im sichtbaren Spektralbereich. Damit handelte es sich hinsichtlich der Strahlungsleistung um das hellste Objekt außerhalb des Sonnensystems, das jemals beobachtet wurde. Innerhalb von einer Zehntelsekunde wurde soviel Energie abgestrahlt, wie die Sonne in 100.000 Jahren umsetzt. Diese Energie war etwa hundertmal stärker als die aller Magnetarausbrüche zusammen, die in der Milchstraße jemals beobachtet wurden. Nach etwa zwei Zehntelsekunden ging der Gamma-Blitz in weiche Gamma- und Röntgenstrahlung über. Hätte sich dieser Ausbruch in einem Abstand von 10 Lichtjahren ereignet, hätte er auf der Erde ein Massensterben oder Massenaussterben auslösen können.Robert Roy Britt: Brightest Galactic Flash Ever Detected Hits Earth space.com vom 18. Februar 2005; abgerufen am 8. Juli 2020.
Bei den großen Eruptionen werden auch quasi-periodische Oszillationen im Bereich der Röntgen- und Gammastrahlung mit Frequenzen im Bereich von 10 bis 1000 Hz beobachtet. Diese Oszillationen werden als seismische Schwingungen der Kruste des Neutronensterns interpretiert und können mit Hilfe der Asteroseismologie analysiert werden, um den Aufbau von Neutronensternen zu untersuchen. Damit kann die Zustandsgleichung von Materie unter den hohen Drücken im Inneren der entarteten Sterne bestimmt werden und eine verlässliche Obergrenze für die Masse der Neutronensterne abgeleitet werden.