Pulsare sind im Grunde kosmische Leuchttürme. Sie sind schnell rotierende Neutronensterne, die superdichten Leichen massereicher Sterne, die als Supernovae explodierten. Diese Objekte sind umwerfend dicht. Ein einzelner Neutronenstern packt zwischen dem 1,18- und 1,97-fachen der Masse unserer Sonne in eine Kugel von nur 20 Kilometern Durchmesser. Die meisten haben etwa 1,35 Sonnenmassen.
Sie drehen sich. Schnell.
Die ersten dieser Objekte wurden 1967 von Antony Hewish und Jocelyn Bell an der Universität Cambridge gefunden. Sie verwendeten ein Radioteleskop, das darauf ausgelegt war, schnelle Schwankungen von Radioquellen zu erfassen. Was sie sahen, waren äußerst regelmäßige Pulse. Einige Pulsare senden Radiowellen aus. Andere blinken im sichtbaren Licht, Röntgenstrahlen oder Gammastrahlung. Es gibt sogar funkstille Exemplare, die nur im Röntgen- oder Gammawellenlängenbereich kreischen.
Der Mechanismus ist einfach, aber gewalttätig. Wenn ein Stern kollabiert, zerfallen Neutronen an der Oberfläche in Protonen und Elektronen. Diese geladenen Teilchen werden von der Oberfläche abgerissen und treffen auf ein starkes Magnetfeld. Wir sprechen hier von 10^12 Gauss. Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld beträgt schwache 0,5 Gauss.
Die Teilchen beschleunigen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit. Sie emittieren Synchrotronstrahlung. Dies schießt als intensive Strahlen von den Magnetpolen aus. Aber hier ist der Haken: Die Magnetpole stimmen nicht mit den Rotationspolen überein. Wenn sich der Stern dreht, streichen diese Strahlen durch den Weltraum. Befindet sich die Erde zufällig im Weg, spüren wir einen gleichmäßigen, rhythmischen Puls.
Seit dieser ersten Entdeckung haben Astronomen etwa 2.000 Pulsare gefunden. Sie sind nicht zufällig verstreut. Die meisten gruppieren sich um die Ebene der Milchstraße.
Der Geschwindigkeitsrekord
Pulsare variieren stark in der Geschwindigkeit, mit der sie sich drehen. Der langsamste beobachtete Pulsar benötigt etwa 11,8 Sekunden für eine Umdrehung. Das ist träge für einen Star.
Dann haben Sie die Millisekundenpulsare.
Der Rekordhalter war über zwei Jahrzehnte lang PSR J1939+2134. Er wurde 1982 entdeckt und dreht sich 642 Mal pro Sekunde. Seine Periode beträgt nur 1,55 Millisekunden.
Im Jahr 2006 wurde dieser Rekord gebrochen. J1748−2446ad dreht sich mit 716 Mal pro Sekunde. Seine Periode beträgt 1,396 Millisekunden.
Warum gibt es eine Grenze? Zentrifugalkraft. Wenn sich ein Neutronenstern viel schneller dreht, überwindet die Kraft an seinem Äquator die Schwerkraft. Der Stern würde sich selbst zerreißen. Die Fluchtgeschwindigkeit an der Oberfläche eines Neutronensterns beträgt etwa die Hälfte der Lichtgeschwindigkeit. Die Anziehungskraft ist so stark. Doch diese Sterne stoßen direkt an die theoretische Grenze.
Millisekundenpulsare entstehen normalerweise in Doppelsternsystemen. Der Neutronenstern sammelt nach der Supernova Materie von seinem Begleiter. Diese zusätzliche Masse und der zusätzliche Drehimpuls bringen es in Schwung. Es ist wie ein Eiskunstläufer, der seine Arme auszieht, aber in galaktischem Ausmaß.
Störungen und Schwerkraftwellen
Pulsare werden langsamer. Sehr langsam. Typischerweise um eine Millionstel Sekunde pro Jahr.
Diese Verlangsamung ermöglicht es den Astronomen, ein „charakteristisches Alter“ zu berechnen. Sie nehmen den aktuellen Zeitraum und dividieren ihn durch die Verlangsamungsrate. Es handelt sich um eine grobe Schätzung. Manchmal entspricht es dem tatsächlichen Alter. Der Krebspulsar, der 1054 n. Chr. aus einer Supernova entstand, hat ein charakteristisches Alter von 1.240 Jahren. Das ist knapp.
Manchmal ist es aus. Pulsar J0205+6449 wurde 1181 n. Chr. gegründet. Sein charakteristisches Alter beträgt 5.390 Jahre. Das ist weit weg.
Da die Verlangsamung so allmählich erfolgt, handelt es sich bei diesen Objekten um unglaublich genaue Uhren. Und weil sie so starke Gravitationsfelder haben, sind sie perfekte Testobjekte für Gravitationstheorien.
1993 erhielten Joseph Taylor und Russell Hulse den Nobelpreis für Physik. Sie untersuchten den Pulsar PSR 1913+16. Er befindet sich in einer engen Umlaufbahn zu einem anderen Neutronenstern. Die Schwerkraft der beiden Sterne beeinträchtigt die Regelmäßigkeit der Radioimpulse. Durch die zeitliche Abstimmung dieser Variationen konnten Taylor und Hulse beobachten, wie sich die Sterne auf einer immer kleiner werdenden Umlaufbahn immer schneller drehten.
Sie verloren Energie. Die einzige Erklärung waren Gravitationswellen. Dies war der erste experimentelle Beweis von Wellen, die Albert Einstein in seiner Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt hatte.
Dann gibt es die Pannen.
Ein Glitch ist ein plötzlicher Sprung in der Pulsarperiode. Es dreht sich schneller und verlangsamt sich dann allmählich wieder auf den Wert vor dem Störimpuls. Dies geschieht aufgrund von „Sternenbeben“. Die starre Eisenkruste des Sterns bricht. Oder die Kopplung zwischen der Kruste und dem flüssigen Inneren verschiebt sich. Normalerweise dreht sich das Innere schneller als die Kruste. Manchmal holt die Kruste auf. Oder Ausrutscher. Der Zeitpunkt ändert sich.
Wir nutzen diese Störungen, um die innere Struktur von Sternen zu untersuchen, die wir nicht sehen können. Wir kartieren das Unsichtbare, indem wir das Blinken des Lichts beobachten.
„Diese Spinraten liegen nahe an der theoretischen Grenze für einen Pulsar, weil ein nur etwa viermal schneller rotierender Neutronenstern auseinanderfliegen würde.“
Es ist seltsam zu glauben, dass der Tod eines Sterns zu einem Werkzeug zur Messung der Zeit selbst werden kann. Oder Einstein zu beweisen, dass er Recht hatte, Jahrzehnte bevor wir die Wellen in der Raumzeit entdecken konnten. Der Krebsnebel leuchtet. Die Millisekundenpulsare ticken. Und wir hören einfach zu.
Es gibt immer noch funkstille Pulsare. Wir wissen nicht, wo sie alle sind. Die Milchstraße ist groß. Das Universum ist größer. Und die Leuchttürme drehen sich weiter.
Die Crab- und Vela-Pulsare sind nicht nur Kreisel. Es handelt sich um Energie-Vampir-Motoren, deren Drehzahl so schnell abnimmt, dass sich der Energieverlust im gesamten elektromagnetischen Spektrum bemerkbar macht. Das ist nicht nur Theorie. Es ist eine beobachtbare Realität, die jede Millisekunde in unseren Detektoren aufblitzt.
Nimm den Krabbenpulsar. Auf optischen Fotos sieht es aus wie ein bescheidener Stern der Stärke 16, der mitten im Herzen des Krebsnebels sitzt. Aber wenn man genauer hinschaut, leuchtet das Licht nicht nur. Es pulsiert. Astronomen am Steward Observatory in Arizona beobachteten genau dieses Verhalten im Jahr 1968, kurz nach der ersten Radioentdeckung. Das sichtbare Licht blinkt genau im gleichen Tempo wie die Radiowellen. Außerdem sendet es regelmäßige Impulse von Röntgen- und Gammastrahlen aus. Es handelt sich um ein Multiwellenlängen-Beacon.
Dann ist da noch der Vela Pulsar. Im sichtbaren Licht ist es viel schwächer und liegt bei etwa der Stärke 24. Man braucht ernsthafte Ausrüstung, um es zu sehen. Bei einer sorgfältigen Suche im Jahr 1977 mit dem großen Anglo-Australian Telescope in Parkes gelang es, es zu entdecken. Auch im Röntgenbereich pulsiert Vela. Seinen Ruhm verdankt es jedoch den Gammastrahlen. Es ist die intensivste Strahlungsquelle dieser Art am gesamten Himmel. Regelmäßige, vorhersehbare Gammastrahlenimpulse.
Die Mechanismen von Akkretion und Anomalien
Nicht alle Röntgenpulsare folgen den gleichen Regeln. Einige sind „akkretierende“ Pulsare. Sie leben in binären Systemen. Der Neutronenstern entzieht seinem Begleitstern Material. Diese Materie fällt entlang magnetischer Feldlinien und prallt gegen die magnetischen Polkappen. Der Aufprall setzt Röntgenstrahlen frei. Es ist ein kosmischer Kollisionskurs.
Dann haben Sie die Klasse „anomal“. Das ist seltsam. Ihre Perioden dauern mehr als fünf Sekunden. Sie platzen unvorhersehbar vor Röntgenaktivität. Sie werden oft mit Supernova-Überresten in Verbindung gebracht. Diese Objekte entstehen aus hochmagnetisierten Neutronensternen, sogenannten Magnetaren. Ihre Magnetfelder liegen zwischen 10^14 und 10^15 Gauss. Das ist unvorstellbar stark.
Diese Magnetare überschneiden sich auch mit einer anderen Gruppe: weichen Gammastrahlen-Repeatern. Sie pulsieren nicht nur. Sie platzen. Wiederholte Ausbrüche von Gammastrahlen, die den Kosmos in chaotischen Blitzen erhellen.
Das reine Gamma-Rätsel
Einige Pulsare senden überhaupt keine Radiowellen aus. Sie leuchten nur in Gammastrahlen. Das Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop hat hier alles verändert. Im Jahr 2008 fand es den ersten Pulsar dieser Art im Supernova-Überrest CTA 1. Seitdem wurden der Liste elf weitere hinzugefügt.
Der Emissionsmechanismus widerspricht hier Standardmodellen. Radiopulsare erhalten ihr Signal von Teilchenstrahlen, die aus den Magnetpolen schießen. Reine Gammastrahlenpulsare funktionieren auf diese Weise nicht. Die Emission erfolgt weit entfernt von der Oberfläche des Neutronensterns. Die Physik hinter dieser Lückenemission bleibt eine Black Box.
Wir wissen, dass es sie gibt. Wir können sie zählen. Der genaue physikalische Prozess, der diese Gammastrahlenimpulse erzeugt, ist jedoch noch unbekannt. Der Motor läuft, das Licht blinkt, aber über die Mechanik rätseln wir noch.
