Pulsar

PSR B1509-58 - Röntgenstrahlung von Chandra in Gold; Infrarot von WISE in Rot, Grün und Blau/Max. ⓘ

Animation eines rotierenden Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt den Neutronenstern dar, die Kurven zeigen die Magnetfeldlinien an und die hervorstehenden Kegel stellen die Emissionszonen dar. ⓘ

Illustration des "Leuchtturm"-Effekts, der von einem Pulsar erzeugt wird. ⓘ

Ein Pulsar (von pulsierende Radioquelle) ist ein stark magnetisierter, rotierender Neutronenstern, der von seinen Magnetpolen aus elektromagnetische Strahlung aussendet. Diese Strahlung kann nur dann beobachtet werden, wenn der Strahl auf die Erde gerichtet ist (ähnlich wie ein Leuchtturm nur dann zu sehen ist, wenn das Licht in die Richtung des Beobachters zeigt), und ist für das pulsierende Erscheinungsbild der Emission verantwortlich. Neutronensterne sind sehr dicht und haben kurze, regelmäßige Rotationsperioden. Daraus ergibt sich ein sehr präzises Intervall zwischen den Impulsen, das bei einem einzelnen Pulsar von Millisekunden bis zu Sekunden reicht. Pulsare sind einer der Kandidaten für die Quelle der ultrahochenergetischen kosmischen Strahlung. (Siehe auch Zentrifugalmechanismus der Beschleunigung.) ⓘ

Die Perioden von Pulsaren machen sie zu sehr nützlichen Instrumenten für Astronomen. Die Beobachtung eines Pulsars in einem binären Neutronensternsystem wurde genutzt, um indirekt die Existenz von Gravitationsstrahlung zu bestätigen. Die ersten extrasolaren Planeten wurden 1992 um einen Pulsar, PSR B1257+12, entdeckt. 1983 wurden bestimmte Arten von Pulsaren entdeckt, die damals die Genauigkeit von Atomuhren bei der Zeitmessung übertrafen. ⓘ

Gammastrahlenzyklus des Vela-Pulsars (Zeitlupe, farbcodierte Quantenenergiebereiche). ⓘ

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 der Beobachtung

Jocelyn Bell im Jahr 1967, dem Jahr, in dem sie den ersten Pulsar entdeckte. ⓘ

Entdeckung

Die Signale des ersten entdeckten Pulsars wurden zunächst von Jocelyn Bell beobachtet, als sie am 6. August 1967 Daten analysierte, die von einem neu in Betrieb genommenen Radioteleskop aufgezeichnet wurden, an dessen Bau sie beteiligt war. Ihr Vorgesetzter, Antony Hewish, der Entwickler des Teleskops, hielt die Signale zunächst für Radiostörungen, doch die Tatsache, dass sie immer in derselben Deklination und Rektaszension auftraten, schloss eine irdische Quelle bald aus. Am 28. November 1967 lösten Bell und Hewish mit Hilfe eines Schnellschreibers die Signale als eine Reihe von Impulsen auf, die in gleichmäßigen Abständen alle 1,33 Sekunden auftraten. Ein derartiges astronomisches Objekt war zuvor noch nie beobachtet worden. Am 21. Dezember entdeckte Bell einen zweiten Pulsar und beendete damit die Spekulationen, dass es sich um Signale handeln könnte, die von einer außerirdischen Intelligenz zur Erde gesendet werden. ⓘ

Als Beobachtungen mit einem anderen Teleskop die Emission bestätigten, konnte sie jegliche Art von instrumentellen Effekten ausschließen. Zu diesem Zeitpunkt sagte Bell über sich und Hewish: "Wir haben nicht wirklich geglaubt, dass wir Signale von einer anderen Zivilisation aufgefangen haben, aber offensichtlich ist uns der Gedanke durch den Kopf gegangen, und wir hatten keinen Beweis dafür, dass es sich um eine völlig natürliche Radioemission handelt. Das ist ein interessantes Problem - wenn man glaubt, irgendwo im Universum Leben entdeckt zu haben, wie kann man dann die Ergebnisse verantwortungsvoll bekannt geben?" Trotzdem gaben sie dem Signal den Spitznamen LGM-1, für "kleine grüne Männchen" (eine scherzhafte Bezeichnung für intelligente Wesen außerirdischen Ursprungs). ⓘ

Karte, auf der Jocelyn Bell zum ersten Mal einen Pulsar erkannte, ausgestellt in der Universitätsbibliothek von Cambridge ⓘ

Erst als eine zweite pulsierende Quelle in einem anderen Teil des Himmels entdeckt wurde, wurde die "LGM-Hypothese" völlig verworfen. Dieser Pulsar wurde später als CP 1919 bezeichnet und ist heute unter verschiedenen Bezeichnungen bekannt, darunter PSR B1919+21 und PSR J1921+2153. Obwohl CP 1919 in Radiowellenlängen emittiert, hat man später festgestellt, dass Pulsare auch in sichtbarem Licht, Röntgenstrahlen und Gammastrahlen emittieren. ⓘ

Der Begriff "Pulsar" wurde erstmals 1968 in der Literatur verwendet:

Am 6. August letzten Jahres wurde eine völlig neue Art von Stern entdeckt, die von den Astronomen als LGM (Little Green Men) bezeichnet wurde. Jetzt geht man davon aus, dass es sich um einen neuartigen Typ zwischen einem Weißen Zwerg und einem Neutronenstern handelt. Man wird ihm wahrscheinlich den Namen Pulsar geben. Dr. A. Hewish sagte mir gestern: '... Ich bin mir sicher, dass heute jedes Radioteleskop auf die Pulsare schaut.' ⓘ

Zusammengesetztes optisches/röntgentechnisches Bild des Krebsnebels, das die Synchrotronemission im umgebenden Pulsarwindnebel zeigt, die durch die Injektion von Magnetfeldern und Teilchen des zentralen Pulsars verursacht wird. ⓘ

Die Existenz von Neutronensternen wurde erstmals 1934 von Walter Baade und Fritz Zwicky vorgeschlagen, als sie argumentierten, dass ein kleiner, dichter Stern, der hauptsächlich aus Neutronen besteht, aus einer Supernova entstehen würde. Ausgehend von der Idee der Erhaltung des magnetischen Flusses von magnetischen Hauptreihensternen schlug Lodewijk Woltjer 1964 vor, dass solche Neutronensterne Magnetfelder von 10¹⁴ bis 10¹⁶ Gauß (=10¹⁰ bis 10¹² Tesla) enthalten könnten. Im Jahr 1967, kurz vor der Entdeckung von Pulsaren, schlug Franco Pacini vor, dass ein rotierender Neutronenstern mit einem Magnetfeld Strahlung aussenden würde, und stellte sogar fest, dass diese Energie in einen Supernova-Überrest um einen Neutronenstern, wie den Krebsnebel, gepumpt werden könnte. Nach der Entdeckung des ersten Pulsars schlug Thomas Gold unabhängig davon ein rotierendes Neutronensternmodell vor, das dem von Pacini ähnelt, und argumentierte ausdrücklich, dass dieses Modell die von Bell Burnell und Hewish beobachtete gepulste Strahlung erklären könnte. 1968 entdeckten Richard V. E. Lovelace und seine Mitarbeiter die Periode $P\!\approx 33$ ms des Krebsnebel-Pulsars mit Hilfe des Arecibo-Observatoriums. Die Entdeckung des Krabbenpulsars bestätigte das Modell des rotierenden Neutronensterns für Pulsare. Die 33-Millisekunden-Pulsdauer des Krebs-Pulsars war zu kurz, um mit anderen vorgeschlagenen Modellen für die Pulsaremission übereinzustimmen. Außerdem ist der Krebs-Pulsar so benannt, weil er sich im Zentrum des Krebsnebels befindet, was mit der Vorhersage von Baade und Zwicky aus dem Jahr 1933 übereinstimmt. 1974 erhielten Antony Hewish und Martin Ryle, die revolutionäre Radioteleskope entwickelt hatten, als erste Astronomen den Nobelpreis für Physik. Die Königlich Schwedische Akademie der Wissenschaften stellte fest, dass Hewish eine "entscheidende Rolle bei der Entdeckung von Pulsaren" spielte. Die Tatsache, dass Hewish den Preis erhielt, während Bell, der die erste Entdeckung während seiner Doktorandenzeit machte, nicht ausgezeichnet wurde, ist sehr umstritten. Bell zeigt sich in diesem Punkt nicht verbittert und unterstützt die Entscheidung des Nobelpreiskomitees. ⓘ

Meilensteine

Der Vela-Pulsar und der ihn umgebende Pulsarwindnebel. ⓘ

1974 entdeckten Joseph Hooton Taylor, Jr. und Russell Hulse zum ersten Mal einen Pulsar in einem Doppelsternsystem, PSR B1913+16. Dieser Pulsar umkreist einen anderen Neutronenstern mit einer Umlaufzeit von nur acht Stunden. Nach Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie müsste dieses System eine starke Gravitationsstrahlung aussenden, die dazu führt, dass sich die Umlaufbahn ständig zusammenzieht, da sie an Energie verliert. Die Beobachtung des Pulsars bestätigte diese Vorhersage bald und lieferte den ersten Nachweis für die Existenz von Gravitationswellen. Seit 2010 stimmen die Beobachtungen dieses Pulsars weiterhin mit der allgemeinen Relativitätstheorie überein. Für die Entdeckung dieses Pulsars wurde Taylor und Hulse 1993 der Nobelpreis für Physik verliehen. ⓘ

1982 entdeckte die von Don Backer geleitete Gruppe PSR B1937+21, einen Pulsar mit einer Rotationsperiode von nur 1,6 Millisekunden (38.500 Umdrehungen pro Minute). Beobachtungen zeigten bald, dass sein Magnetfeld viel schwächer war als das gewöhnlicher Pulsare, während weitere Entdeckungen die Idee festigten, dass eine neue Klasse von Objekten, die "Millisekunden-Pulsare" (MSPs), gefunden worden war. Es wird angenommen, dass MSPs das Endprodukt von Röntgendoppelsternen sind. Aufgrund ihrer außergewöhnlich schnellen und stabilen Rotation können MSPs von Astronomen als Uhren verwendet werden, die mit der Stabilität der besten Atomuhren auf der Erde konkurrieren. Faktoren, die die Ankunftszeit der Pulse auf der Erde um mehr als ein paar hundert Nanosekunden beeinflussen, lassen sich leicht erkennen und für präzise Messungen nutzen. Zu den physikalischen Parametern, die über die Pulsarzeitmessung zugänglich sind, gehören die 3D-Position des Pulsars, seine Eigenbewegung, der Elektronengehalt des interstellaren Mediums entlang der Ausbreitungsbahn, die Bahnparameter eines eventuellen binären Begleiters, die Rotationsperiode des Pulsars und ihre zeitliche Entwicklung. (Diese werden aus den rohen Zeitdaten mit Tempo, einem speziellen Computerprogramm, berechnet). Nachdem diese Faktoren berücksichtigt wurden, können Abweichungen zwischen den beobachteten Ankunftszeiten und den Vorhersagen, die mit Hilfe dieser Parameter gemacht wurden, gefunden und auf eine von drei Möglichkeiten zurückgeführt werden: intrinsische Variationen in der Rotationsperiode des Pulsars, Fehler in der Realisierung der irdischen Zeit, gegen die die Ankunftszeiten gemessen wurden, oder das Vorhandensein von Hintergrund-Gravitationswellen. Die Wissenschaftler versuchen derzeit, diese Möglichkeiten zu klären, indem sie die Abweichungen zwischen verschiedenen Pulsaren vergleichen und so ein so genanntes Pulsar-Timing-Array bilden. Ziel dieser Bemühungen ist es, einen Zeitstandard auf Pulsarbasis zu entwickeln, der genau genug ist, um den ersten direkten Nachweis von Gravitationswellen zu erbringen. Im Juni 2006 gaben der Astronom John Middleditch und sein Team am LANL die erste Vorhersage von Pulsarstörungen anhand von Beobachtungsdaten des Rossi X-ray Timing Explorer bekannt. Sie nutzten Beobachtungen des Pulsars PSR J0537-6910. ⓘ

Künstlerische Darstellung der Planeten, die um PSR B1257+12 kreisen. Der Planet im Vordergrund ist der Planet "C". ⓘ

Im Jahr 1992 entdeckte Aleksander Wolszczan die ersten extrasolaren Planeten um PSR B1257+12. Diese Entdeckung war ein wichtiger Beweis für die weit verbreitete Existenz von Planeten außerhalb des Sonnensystems, obwohl es sehr unwahrscheinlich ist, dass irgendeine Lebensform in der Umgebung intensiver Strahlung in der Nähe eines Pulsars überleben könnte. ⓘ

Im Jahr 2016 wurde AR Scorpii als der erste Pulsar identifiziert, bei dem das kompakte Objekt ein Weißer Zwerg und kein Neutronenstern ist. Da sein Trägheitsmoment viel größer ist als das eines Neutronensterns, rotiert der Weiße Zwerg in diesem System einmal alle 1,97 Minuten, also viel langsamer als Neutronenstern-Pulsare. Das System zeigt starke Pulsationen von ultravioletten bis zu Radiowellenlängen, die durch den Spin-down des stark magnetisierten Weißen Zwerges angetrieben werden. ⓘ

Nomenklatur

Ursprünglich wurden Pulsare mit den Buchstaben der entdeckenden Sternwarte, gefolgt von ihrer Rektaszension, benannt (z. B. CP 1919). Als immer mehr Pulsare entdeckt wurden, wurde der Buchstabencode unhandlich, und so kam die Konvention auf, die Buchstaben PSR (Pulsating Source of Radio) zu verwenden, gefolgt von der Rektaszension und den Deklinationsgraden des Pulsars (z. B. PSR 0531+21) und manchmal der Deklination auf ein Zehntelgrad genau (z. B. PSR 1913+16,7). Bei Pulsaren, die sehr nahe beieinander liegen, werden manchmal Buchstaben angehängt (z. B. PSR 0021-72C und PSR 0021-72D). ⓘ

In der modernen Konvention wird den älteren Nummern ein B vorangestellt (z. B. PSR B1919+21), wobei das B bedeutet, dass die Koordinaten für die Epoche 1950.0 gelten. Alle neuen Pulsare haben ein J, das die Koordinaten von 2000.0 angibt und auch die Deklination einschließlich der Minuten enthält (z. B. PSR J1921+2153). Pulsare, die vor 1993 entdeckt wurden, behalten in der Regel ihren B-Namen und verwenden nicht ihren J-Namen (z. B. PSR J1921+2153 ist eher als PSR B1919+21 bekannt). Neu entdeckte Pulsare haben nur einen J-Namen (z. B. PSR J0437-4715). Alle Pulsare haben einen J-Namen, der genauere Koordinaten für ihren Standort am Himmel angibt. ⓘ

Entstehung, Mechanismus, Ausschalten

Schematische Darstellung eines Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt den Neutronenstern dar, die Kurven zeigen die Magnetfeldlinien, die hervorstehenden Kegel die Emissionsstrahlen und die grüne Linie die Achse, um die der Stern rotiert. ⓘ

Die Ereignisse, die zur Bildung eines Pulsars führen, beginnen, wenn der Kern eines massereichen Sterns während einer Supernova komprimiert wird und zu einem Neutronenstern kollabiert. Der Neutronenstern behält den größten Teil seines Drehimpulses bei, und da er nur einen winzigen Bruchteil des Radius seines Vorläufers hat (und daher sein Trägheitsmoment stark reduziert ist), entsteht er mit sehr hoher Rotationsgeschwindigkeit. Ein Strahlenbündel wird entlang der magnetischen Achse des Pulsars ausgesandt, die sich mit der Rotation des Neutronensterns mitdreht. Die magnetische Achse des Pulsars bestimmt die Richtung des elektromagnetischen Strahls, wobei die magnetische Achse nicht unbedingt mit seiner Rotationsachse übereinstimmt. Diese Fehlausrichtung führt dazu, dass der Strahl bei jeder Rotation des Neutronensterns einmal zu sehen ist, was zu dem "gepulsten" Charakter seines Erscheinens führt. ⓘ

Bei rotationsgetriebenen Pulsaren ist der Strahl das Ergebnis der Rotationsenergie des Neutronensterns, die durch die Bewegung des sehr starken Magnetfelds ein elektrisches Feld erzeugt, was zur Beschleunigung von Protonen und Elektronen auf der Sternoberfläche und zur Entstehung eines elektromagnetischen Strahls führt, der von den Polen des Magnetfelds ausgeht. Die Beobachtungen des NICER an J0030-0451 deuten darauf hin, dass beide Strahlen von Hotspots am Südpol ausgehen und dass es möglicherweise mehr als zwei solcher Hotspots auf diesem Stern gibt. Diese Rotation verlangsamt sich mit der Zeit, wenn elektromagnetische Energie ausgestrahlt wird. Wenn sich die Rotationsperiode eines Pulsars ausreichend verlangsamt, schaltet sich der Mechanismus des Radiopulsars vermutlich ab (die so genannte "Todeslinie"). Diese Abschaltung scheint nach etwa 10-100 Millionen Jahren zu erfolgen, was bedeutet, dass von allen Neutronensternen, die in den 13,6 Milliarden Jahren, die das Universum alt ist, geboren wurden, etwa 99 % nicht mehr pulsieren. ⓘ

Obwohl das allgemeine Bild von Pulsaren als schnell rotierenden Neutronensternen weithin akzeptiert wird, sagte Werner Becker vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik 2006: "Die Theorie darüber, wie Pulsare ihre Strahlung aussenden, steckt selbst nach fast vierzig Jahren Arbeit noch in den Kinderschuhen." ⓘ

Kategorien

Derzeit sind den Astronomen drei verschiedene Klassen von Pulsaren bekannt, die sich nach der Quelle der elektromagnetischen Strahlung richten:

• rotationsgetriebene Pulsare, bei denen der Verlust der Rotationsenergie des Sterns die Energie liefert,
• Akkretionspulsare (die die meisten, aber nicht alle Röntgenpulsare ausmachen), bei denen die potenzielle Gravitationsenergie der akkretierten Materie die Energiequelle ist (die Röntgenstrahlung erzeugt, die von der Erde aus beobachtet werden kann),
• Magnetare, bei denen der Zerfall eines extrem starken Magnetfelds die elektromagnetische Energie liefert. ⓘ

Obwohl es sich bei allen drei Klassen von Objekten um Neutronensterne handelt, sind ihr beobachtbares Verhalten und die zugrunde liegende Physik recht unterschiedlich. Es gibt jedoch einige Zusammenhänge. So handelt es sich bei den Röntgenpulsaren wahrscheinlich um alte, rotationsgetriebene Pulsare, die bereits einen Großteil ihrer Energie verloren haben und erst wieder sichtbar wurden, nachdem ihre binären Begleiter expandiert waren und begonnen hatten, Materie auf den Neutronenstern zu übertragen. ⓘ

Der Prozess der Akkretion kann wiederum genug Drehimpuls auf den Neutronenstern übertragen, um ihn als rotationsgetriebenen Millisekundenpulsar zu "recyceln". Wenn diese Materie auf dem Neutronenstern landet, wird sie vermutlich das Magnetfeld des Neutronensterns "begraben" (obwohl die Einzelheiten unklar sind), so dass Millisekundenpulsare mit einem Magnetfeld zurückbleiben, das 1000-10.000 Mal schwächer ist als das eines durchschnittlichen Pulsars. Dieses schwache Magnetfeld ist weniger wirksam bei der Verlangsamung der Pulsarrotation, so dass Millisekundenpulsare Milliarden von Jahren leben, was sie zu den ältesten bekannten Pulsaren macht. Millisekundenpulsare sind in Kugelsternhaufen zu finden, die vor Milliarden von Jahren aufgehört haben, Neutronensterne zu bilden. ⓘ

Von Interesse für die Untersuchung des Zustands der Materie in einem Neutronenstern sind die Sterns sind die Störungen in der Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns. Diese Geschwindigkeit nimmt langsam, aber stetig ab, abgesehen von einer gelegentlichen plötzlichen Veränderung - einer "Störung". Ein Modell, das diese Störungen erklären soll, besagt, dass sie das Ergebnis von "Sternbeben" sind, die die Kruste des Neutronensterns verändern. Auch Modelle, bei denen die Störung auf eine Entkopplung des möglicherweise supraleitenden Inneren des Sterns zurückzuführen ist, wurden vorgeschlagen. In beiden Fällen ändert sich das Trägheitsmoment des Sterns, nicht aber sein Drehimpuls, was zu einer Änderung der Rotationsrate führt. ⓘ

Neutronenstern-Typen (24 Juni 2020) ⓘ

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. Dieses Modell kann allerdings nur schwer Anti-Glitches erklären, bei denen sich die Rotationsperiode der Neutronensterne sprunghaft verlängert. 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. ⓘ

Gestörter recycelter Pulsar

Wenn zwei massereiche Sterne nahe beieinander aus derselben Gaswolke entstehen, können sie ein Doppelsternsystem bilden und sich von Geburt an gegenseitig umkreisen. Wenn diese beiden Sterne mindestens ein paar Mal so massiv sind wie unsere Sonne, endet ihr Leben in einer Supernova-Explosion. Der massereichere Stern explodiert zuerst und hinterlässt einen Neutronenstern. Wenn die Explosion den zweiten Stern nicht wegschleudert, überlebt das Doppelsternsystem. Der Neutronenstern kann nun als Radiopulsar sichtbar werden, verliert langsam an Energie und dreht sich herunter. Später kann der zweite Stern aufblähen, so dass der Neutronenstern seine Materie aufsaugen kann. Die Materie, die auf den Neutronenstern fällt, bringt ihn in Schwung und verringert sein Magnetfeld. ⓘ

Dies wird als "Recycling" bezeichnet, weil der Neutronenstern dadurch wieder in einen schnell drehenden Zustand versetzt wird. Schließlich explodiert auch der zweite Stern in einer Supernova, wobei ein weiterer Neutronenstern entsteht. Gelingt es auch dieser zweiten Explosion nicht, den Doppelstern zu zerstören, entsteht ein doppelter Neutronenstern. Andernfalls bleibt der aufgewirbelte Neutronenstern ohne Begleiter zurück und wird zu einem "gestörten, recycelten Pulsar", der sich zwischen einigen wenigen und 50 Mal pro Sekunde dreht. ⓘ

Anwendungen

Die Entdeckung der Pulsare ermöglichte es den Astronomen, ein zuvor noch nie beobachtetes Objekt zu untersuchen: den Neutronenstern. Diese Art von Objekt ist der einzige Ort, an dem das Verhalten von Materie bei nuklearer Dichte beobachtet werden kann (wenn auch nicht direkt). Außerdem haben Millisekunden-Pulsare einen Test der allgemeinen Relativitätstheorie unter den Bedingungen eines starken Gravitationsfeldes ermöglicht. ⓘ

Karten

Relative Position der Sonne zum Zentrum der Galaxis und 14 Pulsare mit ihren Perioden, dargestellt auf einer Pioneer-Tafel ⓘ

Pulsarkarten sind auf den beiden Pioneer-Tafeln sowie auf der Goldenen Schallplatte der Voyager zu finden. Sie zeigen die Position der Sonne im Verhältnis zu 14 Pulsaren, die durch das einzigartige Timing ihrer elektromagnetischen Impulse gekennzeichnet sind, so dass unsere Position sowohl im Raum als auch in der Zeit von potenziellen außerirdischen Intelligenzen berechnet werden kann. Da Pulsare sehr regelmäßige Pulse von Radiowellen aussenden, müssen ihre Funkübertragungen nicht täglich korrigiert werden. Darüber hinaus könnte die Pulsarortung ein eigenständiges Navigationssystem für Raumfahrzeuge bilden oder in Verbindung mit der Satellitennavigation verwendet werden. ⓘ

Pulsar-Navigation

Röntgenpulsarbasierte Navigation und Zeitmessung (XNAV) oder einfach Pulsarnavigation ist eine Navigationstechnik, bei der die von Pulsaren ausgesandten periodischen Röntgensignale verwendet werden, um die Position eines Fahrzeugs, z. B. eines Raumfahrzeugs, im tiefen Weltraum zu bestimmen. Ein Fahrzeug, das XNAV nutzt, würde die empfangenen Röntgensignale mit einer Datenbank bekannter Pulsarfrequenzen und -positionen vergleichen. Ähnlich wie bei GPS würde dieser Vergleich es dem Fahrzeug ermöglichen, seine Position genau zu berechnen (±5 km). Der Vorteil der Verwendung von Röntgensignalen gegenüber Radiowellen ist, dass Röntgenteleskope kleiner und leichter gebaut werden können. Über experimentelle Demonstrationen wurde 2018 berichtet. ⓘ

Präzise Uhren

Im Allgemeinen reicht die Regelmäßigkeit der Pulsaremission nicht an die Stabilität von Atomuhren heran. Dennoch können sie als externe Referenz verwendet werden. J0437-4715 zum Beispiel hat eine Periode von 0,005757451936712637 s mit einem Fehler von 1,7×10-17 s. Dank dieser Stabilität können Millisekunden-Pulsare für die Bestimmung der Ephemeridenzeit oder für den Bau von Pulsaruhren. ⓘ

Zeitrauschen ist die Bezeichnung für Unregelmäßigkeiten in der Rotation, die bei allen Pulsaren beobachtet werden. Dieses Zeitrauschen ist als zufällige Schwankungen in der Pulsfrequenz oder -phase zu beobachten. Es ist unbekannt, ob das Zeitrauschen mit Pulsarstörungen zusammenhängt. ⓘ

Sonden für das interstellare Medium

Die Strahlung von Pulsaren durchläuft das interstellare Medium (ISM), bevor sie die Erde erreicht. Freie Elektronen in der warmen (8000 K), ionisierten Komponente des ISM und der H II-Regionen beeinflussen die Strahlung auf zwei Arten. Die sich daraus ergebenden Veränderungen in der Strahlung des Pulsars sind ein wichtiger Indikator für das ISM selbst. ⓘ

Aufgrund des dispersiven Charakters des interstellaren Plasmas bewegen sich niederfrequente Radiowellen langsamer durch das Medium als hochfrequente Radiowellen. Die sich daraus ergebende Verzögerung bei der Ankunft von Impulsen in einem bestimmten Frequenzbereich ist direkt als Dispersionsmaß des Pulsars messbar. Das Dispersionsmaß ist die Gesamtsäulendichte der freien Elektronen zwischen dem Beobachter und dem Pulsar, ⓘ

$\mathrm {DM} =\int _{0}^{D}n_{e}(s)ds,$ ⓘ

wobei $D$ die Entfernung des Pulsars zum Beobachter und $n_{e}$ die Elektronendichte des ISM ist. Das Dispersionsmaß wird verwendet, um Modelle für die Verteilung freier Elektronen in der Milchstraße zu erstellen. ⓘ

Zusätzlich verursachen Dichte-Inhomogenitäten im ISM eine Streuung der Radiowellen des Pulsars. Die daraus resultierende Szintillation der Radiowellen - derselbe Effekt wie das Blinken eines Sterns im sichtbaren Licht aufgrund von Dichtevariationen in der Erdatmosphäre - kann zur Rekonstruktion von Informationen über die kleinräumigen Variationen im ISM verwendet werden. Aufgrund der hohen Geschwindigkeit (bis zu mehreren hundert km/s) vieler Pulsare tastet ein einzelner Pulsar das ISM schnell ab, was zu wechselnden Szintillationsmustern auf Zeitskalen von wenigen Minuten führt. Die genaue Ursache dieser Dichte-Inhomogenitäten bleibt eine offene Frage, wobei mögliche Erklärungen von Turbulenzen bis hin zu Strömungsbahnen reichen. ⓘ

Sonden für die Raumzeit

Pulsare, die in der gekrümmten Raumzeit um Sgr A*, das supermassive Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße, kreisen, könnten als Sonden für die Gravitation im Starkfeldbereich dienen. Die Ankunftszeiten der Pulse würden durch spezial- und allgemein-relativistische Dopplerverschiebungen und durch die komplizierten Wege, die die Radiowellen durch die stark gekrümmte Raumzeit um das Schwarze Loch zurücklegen würden, beeinflusst werden. Damit die Auswirkungen der allgemeinen Relativitätstheorie mit den heutigen Instrumenten gemessen werden können, müssten Pulsare mit Umlaufzeiten von weniger als 10 Jahren entdeckt werden; solche Pulsare würden in Entfernungen von weniger als 0,01 km von Sgr A* umlaufen. Die Suche läuft derzeit; derzeit sind fünf Pulsare bekannt, die sich in einem Abstand von weniger als 100 km von Sgr A* befinden. ⓘ

Detektoren für Gravitationswellen

Weltweit gibt es 3 Konsortien, die Pulsare zur Suche nach Gravitationswellen nutzen. In Europa gibt es das European Pulsar Timing Array (EPTA), in Australien das Parkes Pulsar Timing Array (PPTA) und in Kanada und den USA das North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves (NANOGrav). Zusammen bilden die Konsortien das International Pulsar Timing Array (IPTA). Die Pulse von Millisekunden-Pulsaren (MSPs) werden als galaktisches Uhrensystem verwendet. Störungen der Uhren werden auf der Erde messbar sein. Eine Störung durch eine vorbeiziehende Gravitationswelle wird eine bestimmte Signatur in der Gesamtheit der Pulsare aufweisen und somit nachgewiesen werden können. ⓘ

Signifikante Pulsare

Pulsare im Umkreis von 300 km

PSR	Entfernung (pc)	Alter (Myr) ⓘ
J0030+0451	244	7,580
J0108-1431	238	166
J0437-4715	156	1,590
J0633+1746	156	0.342
J0659+1414	290	0.111
J0835-4510	290	0.0113
J0453+0755	260	17.5
J1045-4509	300	6,710
J1741-2054	250	0.387
J1856-3754	161	3.76
J2144-3933	165	272

Gammastrahlenpulsare, die mit dem Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop entdeckt wurden. ⓘ

Die hier aufgelisteten Pulsare waren entweder die ersten ihrer Art, die entdeckt wurden, oder sie stellen einen Extremfall innerhalb der bekannten Pulsarpopulation dar, z. B. die kürzeste gemessene Periode.

• Der erste Radiopulsar "CP 1919" (jetzt bekannt als PSR B1919+21) mit einer Pulsdauer von 1,337 Sekunden und einer Pulsbreite von 0,04 Sekunden wurde 1967 entdeckt.
• Der erste binäre Pulsar, PSR 1913+16, dessen Umlaufbahn mit genau der Geschwindigkeit zerfällt, die die allgemeine Relativitätstheorie aufgrund der Emission von Gravitationsstrahlung vorhersagt
• Der hellste Radiopulsar, der Vela-Pulsar.
• Der erste Millisekundenpulsar, PSR B1937+21
• Der hellste Millisekundenpulsar, PSR J0437-4715
• Der erste Röntgenpulsar, Cen X-3
• Der erste akkretierende Millisekunden-Röntgenpulsar, SAX J1808.4-3658
• Der erste Pulsar mit Planeten, PSR B1257+12
• Der erste beobachtete Pulsar, der von Asteroiden beeinflusst wurde: PSR J0738-4042
• Das erste Doppelpulsar-Binärsystem, PSR J0737-3039
• Der Pulsar mit der kürzesten Periode, PSR J1748-2446ad, mit einer Periode von ~0,0014 Sekunden oder ~1,4 Millisekunden (716 Mal pro Sekunde).
• Der Neutronensternpulsar mit der längsten Periode, PSR J0901-4046, mit einer Periode von 75,9 Sekunden
• Der Pulsar mit der längsten Periode, 118,2 Sekunden, sowie das einzige bekannte Beispiel eines Weißen Zwergpulsars, AR Scorpii.
• Der Pulsar mit der stabilsten Periode, PSR J0437-4715
• Der erste Millisekunden-Pulsar mit 2 Begleitern von stellarer Masse, PSR J0337+1715
• PSR J1841-0500, hörte für 580 Tage auf zu pulsieren. Er ist einer von nur zwei Pulsaren, von denen bekannt ist, dass sie für mehr als ein paar Minuten aufgehört haben zu pulsieren.
• PSR B1931+24, hat einen Zyklus. Er pulsiert etwa eine Woche lang und hört etwa einen Monat lang auf zu pulsieren. Einer von nur zwei Pulsaren, von denen bekannt ist, dass sie für mehr als ein paar Minuten aufgehört haben zu pulsieren.
• PSR J1903+0327, ein ~2,15 ms langer Pulsar, der in einem stark exzentrischen Doppelsternsystem mit einem sonnenähnlichen Stern entdeckt wurde.
• PSR J2007+2722, ein isolierter Pulsar mit einer Frequenz von 40,8 Hertz, war der erste Pulsar, der von Freiwilligen anhand von Daten gefunden wurde, die im Februar 2007 aufgenommen und vom verteilten Computerprojekt Einstein@Home analysiert wurden.
• PSR J1311-3430, der erste Millisekundenpulsar, der durch Gammastrahlenpulsationen entdeckt wurde und Teil eines Doppelsternsystems mit der kürzesten Umlaufzeit ist. ⓘ

Galerie

• 

  Video - Krabbenpulsar - heller Puls und Zwischenpuls.

• Video - Vela-Pulsar - Röntgenlicht.

• Video - Künstlerischer Eindruck von AR Scorpii. ⓘ

Siehe auch

• Anomaler Röntgenpulsar
• Schwarzes Loch
• Doppelpulsar
• Magnetar
• Neutronenstern
• Optischer Pulsar
• Pulsar-Uhr
• Pulsar-Planet
• Pulsar-Windnebel
• Radioastronomie
• Radiostern
• Rotierender Radiotransient
• Weicher Gamma-Repeater
• Supernova-Überrest
• Röntgenpulsar ⓘ

Referenzen und weiterführende Literatur

• Lorimer, Duncan R.; Kramer, Michael (2004). Handbuch der Pulsarastronomie. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82823-9.
• Lorimer, Duncan R. (2008). "Binäre und Millisekunden-Pulsare". Living Reviews in Relativity. 11 (1): 8. arXiv:0811.0762. Bibcode:2008LRR....11....8L. doi:10.12942/lrr-2008-8. PMC 5256074. PMID 28179824. Archiviert vom Original am 2012-03-15. Abgerufen am 2011-12-14.
• Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Pulsarastronomie. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59413-4.
• Manchester, Richard N.; Taylor, Joseph H. (1977). Pulsare. W. H. Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0358-7.
• Stairs, Ingrid H. (2003). "Testen der Allgemeinen Relativitätstheorie mit Pulsarzeitmessung". Living Reviews in Relativity. 6 (1): 5. arXiv:astro-ph/0307536. Bibcode:2003LRR.....6....5S. doi:10.12942/lrr-2003-5. PMC 5253800. PMID 28163640. ⓘ

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 (E_rot=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. ⓘ

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:

• 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

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. 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. ⓘ

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. 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. ⓘ

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. 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. ⓘ