Pulsar

mini|300px|Gammastrahlenzyklus des Vela-Pulsars (Zeitlupe, farbcodierte Quantenenergiebereiche). mini|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 (englisches Kunstwort aus pulsating star) https://www.collinsdictionary.com/de/worterbuch/englisch/pulsar ist ein schnell rotierender, stark magnetisierter Neutronenstern, der Kegel elektromagnetischer Strahlung aus den Polen seines Magnetfeldes emittiert. Pulsare bestehen zu annähernd 90 % aus Neutronen und besitzen eine etwa dem Eineinhalbfachen der Sonnenmasse entsprechende, aber auf einen Radius von nur wenigen Kilometern komprimierte Masse.

Das starke, mit dem Pulsar rotierende Magnetfeld führt zu starken elektromagnetischen Feldern, die wiederum geladene Teilchen entlang der Magnetfelder beschleunigen. Da die Magnetfelder gekrümmt sind und geladene Teilchen, die sich auf gekrümmten Bahnen bewegen, eine beschleunigte Bewegung ausführen, strahlen die Teilchen intensive Krümmungsstrahlung (Synchrotronstrahlung) ab. Zur gepulsten Strahlung, die diesen Sternen den Namen gegeben hat kommt es dabei, wenn die Rotationsachse und Magnetfeldachse des Neutronensterns in ihrer Ausrichtung voneinander abweichen. Liegt die Erde in dem engen Strahlungskegel der von Neutronensternen abgegebenen Strahlung, kann man dabei periodisch wiederkehrende Signale ähnlich des Lichts eines Leuchtturms beobachten.

Pulsare emittieren Strahlung bei allen Wellenlängen über das gesamte elektromagnetische Spektrum. Je nach galaktischer Absorption und Empfindlichkeit des Beobachtungsinstrumentes ist diese breitbandige elektromagnetische Strahlung jedoch nicht von allen Pulsaren gleichermaßen beobachtbar. Von den heute mehr als 3300 bekannten Radiopulsaren ließen sich bisher nur etwa 2 % im sichtbaren Bereich beobachten, im Röntgen- und Gammastrahlenbereich sind es etwa 10 %.

Geschichte mini|hochkant|Aufzeichnungen, auf denen Jocelyn Bell erstmals den Nachweis eines Pulsars erkannte mini|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 Burnell 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). 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.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. Später wurde seine Meinung aber bestätigt.

Russell Hulse und Joseph Hooton 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. 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.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. Die Stabilität seiner Rotationsdauer von 1,5578 Millisekunden – nach Berücksichtigung einer linearen Zunahme – ist besser als 10−14, die Präzision damaliger Atomuhren. Diese Genauigkeit kann für eine präzise Ortsbestimmung der Erde verwendet werden, um dadurch einen weiteren Nachweis für Gravitationswellen zu erbringen.

Innerhalb der Milchstraße weist nach derzeitigem Kenntnisstand der 2017 erstmals beobachtete Pulsar PSR J0952-0607 die höchste Rotationsgeschwindigkeit auf. Er dreht sich 707 mal pro Sekunde um seine eigene Achse. Mit rund 2,35 Sonnenmassen () ist er auch der schwerste bekannte Neutronenstern und liegt damit nur knapp unterhalb der absoluten Massenobergrenze für Neutronensterne. Lediglich seine schnelle Rotation bewahrt ihn davor, zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren. Nach theoretischen Modellen liegt die Massenobergrenze für einen nicht rotierenden Neutronenstern bei 2,16 , schnell rotierende Pulsare können bis zu 20 % mehr Masse erreichen.Scinexx vom 12. Januar 2018: Wie schwer kann ein Neutronenstern werden? Vermutlich war PSR J0952-0607 nicht immer so schwer, sondern hat im Lauf der Zeit zwischen 0,5 und 1 von einem ihn umkreisenden Begleitstern abgezogen.Nadja Podbregar in Scinexx vom 28. Februar 2022: Der schwerste Neutronenstern der Milchstraße Dieser Begleiter wird heute auf nur noch rund 20 Jupitermassen geschätzt. Er umkreist den Pulsar in rund 6,4 Stunden.Scinexx vom 7. September 2017: Schnellster Pulsar der Milchstraße entdeckt

Namenskonvention Pulsare werden heutzutage mit der Buchstabenkombination PSR und ihren Himmelskoordinaten bezeichnet, z. B. PSR J0337+1715. Die Zahlenkombination 0337 gibt dabei die Rektaszension an (3 Stunden, 37 Minuten) und +1715 die Deklination in Grad und Bogenminuten. Der Buchstabe J besagt, dass sich die Koordinaten auf die Julianische Epoche J2000.0 beziehen.

Ursprünglich wurden Pulsare mit einem Kürzel für das Observatorium, von dem aus die Entdeckung gemacht wurde sowie einer Zahl für die Rektaszension bezeichnet.Geoff McNamara (2008): Clocks in the Sky: The Story of Pulsars, Berlin: Springer, S. 65. Die heutige Konvention zur Benennung von Pulsaren geht auf Alan Vaughan und Tony Turtle zurück, welche 1968 die ersten beiden Pulsare am Südhimmel entdeckten und dabei das Kürzel PSR (für Pulsating Source of Radio) vorschlugen. Ursprünglich wurde diese Kürzel ausschließlich mit der vierstelligen Rektaszension und der zweistelligen Deklination ergänzt (z. B. PSR 0531+21), wobei teilweise auch noch Zehntelgrade bei der Deklination oder zusätzliche Buchstaben eingesetzt wurden. Später wurde zusätzlich ein Präfix 'B' vor die Zahlenkombination gesetzt, um anzuzeigen, dass die Koordinaten auf der Besselschen Epoche B1950.0 beruhen (z. B. PSR B0531+21). Die auf der Besselschen Epoche beruhende Bezeichnung, die bis ungefähr 1993 in Gebrauch war, wird teilweise weiterhin verwendet, insbesondere bei sehr prominenten Objekten wie beispielsweise PSR B1919+21.Andrew G. Lyne & Francis Graham-Smith (2005): Pulsar Astronomy, Cambridge: Cambridge University Press, S. 272.

Entstehung eines Pulsars mini|Künstlerische Interpretation der Entstehung eines Pulsars mini|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 Sterns, einer sehr komplexen Explosion, bleibt in einem heißen, ionisierten Gasnebel ein Neutronenstern zurück, dieser 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.

Während es sich bei der von anderen Neutronensternen abgegebenen Radiostrahlung um kohärente Strahlung handelt, bei der sich 10²⁷ Elektronen gleichphasig entlang der Magnetfeldlinien bewegen, handelt es sich bei der von Pulsaren im optischen, Röntgen- und Gammastrahlenbereich detektierten Strahlung um Einteilchenprozesse.

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: 7,25 × 10−8 s−1 Endgrößen: Radius des Neutronensterns: 1,6 × 104 m (16 km) Masse: unverändert 2 × 1030 kg