Astro-Lexikon P 8

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Bei den primordialen Schwarzen Löchern (engl. primordial black holes, PHB) handelt es sich um eine besonders leichte Form Schwarzer Löcher, die sich möglicherweise im frühen Universum entwickelt haben. Auf diese frühe Entstehung nimmt auch das Attribut primordial Bezug. Der Begriff stammt aus dem Lateinischen für primordium, dt.: Anfang, Ursprung.

Herkunft primordialer Löcher - nach der Inflation

Primordiale Schwarze Löcher sind nicht durch den Gravitationskollaps eines Sterns entstanden, denn die gab es im frühen Kosmos noch nicht. Darin unterscheiden sich entwicklungsgeschichtlich die PBHs von ihren 'großen Brüdern', den stellaren Schwarzen Löchern und auch von daraus gewachsenen supermassereichen Schwarzen Löchern. Vielmehr nehmen die Kosmologen an, dass hoch komprimierte Gebiete im heißen, dichten 'Urbrei' des frühen Universums in sich zusammenfielen. Das sollte sich kurz nach dem Urknall (engl. big bang) ereignet haben. Denn auch primordiale Schwarze Löcher benötigen überdichte Massenansammlungen, um sich bilden zu können. Der dichte Kosmos kurz nach dem Urknall hat eine Zeit lang dafür gute Bedingungen geliefert. Eine wesentliche Einschränkung kommt dabei von der Inflation: Falls primordiale Löcher vor der Inflationsära entstünden, so würde die danach stattfindende exponentielle Ausdehnung in der Inflationsepoche die PBHs ausgedünnt haben. Wenn also PBHs überhaupt eine Rolle spielen, dann nur diejenigen, die in einer Epoche nach der Inflation entstanden sind. Die Kosmologen nennen das die so genannte post-inflationäre Ära.

Schwups & weg

Seit den 1970er Jahren wird angenommen, dass Schwarze Löcher nicht für alle Zeiten stabil sein können. Mittels Rechnungen, die sowohl die Quantentheorie, als auch die Allgemeine Relativitätstheorie und Thermodynamik berücksichtigen, fand der bekannte Physiker Stephen Hawking 1974, dass von Schwarzen Löchern immer eine diffuse Strahlung ausgeht. Diese Hawking-Strahlung kann als Wärmestrahlung interpretiert werden. Hawkings bisher unbestätigte Hypothese besagt, dass Schwarze Löcher durch diesen ständigen Strahlungsverlust Energie und Masse verlieren. Besonders dramatisch ist dieser Masseverlust bei den leichten Mini-Löchern: Sie verschwinden durch Hawking-Emission nach relativ kurzer Zeit und überdauern deshalb nicht bis ins lokale Universum.

Massen primordialer Löcher

Bereits 1967 konnten Zel'dovich & Novikov eine Gleichung ableiten, die die Lochmasse M in Beziehung setzt zur kosmologischen Epoche, also der kosmischen Zeit t nach dem Urknall, in der sie sich gebildet haben. Sie lautet:

M(t) ~ 10¹⁵ (t/10^-23 s) g.

Nehmen wir an, das PBH habe sich bereits in der Planck-Ära gebildet, so hätte es eine Masse von 10^-5 Gramm, also gerade die Planck-Masse. Diese PBHs sollten jedoch die Inflationsära nicht überlebt haben.
Nehmen wir stattdessen eine Zeit von einer Sekunde nach dem Urknall an, so resultiert bereits eine Masse von 10⁵ Sonnenmassen - an der Schwelle von supermassereichen Schwarzen Löchern!
Nehmen wir an, dass die primordialen Löcher kurz nach der Inflation in der Strahlungsära, also 5 × 10^-24 Sekunden nach dem Urknall, entstanden. Dann ist die Masse der primordialen Löcher aus dieser Epoche vergleichbar mit derjenigen eines irdischen Berges ist, etwa eine Milliarde Tonnen oder 10¹⁵ g. Das ist die kanonische Masse der primordialen Schwarzen Löcher (Bekenstein 2004).

Teilchenspektrum primordialer Löcher

Ein Schwarzes Loch, das eine Milliarde Tonnen wiegt, hätte einen Schwarzschild-Radius von nur 10^-13 Zentimetern oder einem Femtometer (Kernphysikerjargon: 'ein Fermi'). Eine so winzige Länge ist typisch für den subatomaren Bereich und unterhalb der klassischen Größen von Neutron oder Proton! Aufgrund der kleinen Massen ist die Hawking-Temperatur der PBHs relativ hoch, etwa 100 Milliarden Kelvin! Das entspricht einer thermischen Energie von nur 10 MeV, so dass ein primordiales Loch nur Photonen und Neutrinos, aber keine Nukleonen, die mit etwa 1000 MeV Masse viel schwerer sind, im Spektrum der Hawking-Strahlung emittieren könnte.

Lebensdauer primordialer Löcher

Die Lebensdauer der PBHs lässt sich somit abschätzen, indem man annimmt, dass das Loch gegebener Masse beständig Energie und Masse durch die Emission leichter Teilchen verliert. Mathematisch folgt die Lebensdauer aus der Strahlungsleistung eines Wärmestrahlers, wenn man als Oberfläche des Strahlers die Horizontfläche des Loches (siehe dazu Eintrag Bekenstein-Hawking-Entropie) und als Temperatur des Strahlers die Hawking-Temperatur annimmt. Die Lebensdauer als Funktion der Lochmasse ist dann gegeben durch:

τ(M) ~ 10⁶⁴ (M/M_sol)³ Jahre,

wobei M_sol die Sonnenmasse von 1.99 × 10³⁰ kg ist.
Das führt auf eine Lebenszeit von etwa 1.3 Mrd. Jahren für die eine Milliarde Tonne wiegenden PBHs. Die Lebensdauer steigt allerdings mit der dritten Potenz der Lochmasse. Ein deutlich leichteres Loch wäre damit schon früher zerstrahlt. An diesen Rechnungen sieht man, dass PBHs von maximal der Masse eines Bergs schon innerhalb des Alters unseres Universums vollständig zerstrahlt wären.

Nachweis primordialer Löcher schwierig

Das Verdampfen vollzieht sich in der letzten Phase explosionsartig, so dass primordiale Schwarze Löcher Signaturen im Muster der kosmischen Hintergrundstrahlung und kosmischen Strahlung hinterlassen haben sollten. Primordiale Schwarze Löcher, die gerade in unserer gegenwärtigen Epoche zerstrahlen, sollten zum Hintergrund der Gammastrahlung beitragen. Es wurde auch diskutiert, dass vielleicht einige Gammastrahlenausbrüche auf explodierende, primordiale Löcher zurückgingen (Cline et al. 1997, Belyanin et al. 1997). Für all diese Szenarien gibt es bislang keine Bestätigungen aus astronomischen Beobachtungen, sondern weitaus bessere, konventionelle Erklärungen. In der scientific community gelten primordiale Schwarze Löcher als sehr hypothetisch.

kosmologische Rolle primordialer Löcher?

Ihre Rolle in der Entwicklung des Kosmos im Rahmen der Kosmologie ist nach wie vor nicht klar. Sie könnten eine Rolle bei der Strukturbildung, also der Entstehung von Sternen und Galaxien gespielt haben. Es ist zumindest denkbar, dass die primordialen Schwarzen Löcher die 'Saatkörner' von Sternen und Galaxien waren. Freilich wären die Details zu klären, wie aus subatomaren Löchern makroskopische Objekte wie die Sterne werden. Die kosmologische Rolle Schwarzer Löcher wäre in diesem Szenario allerdings gewichtig, sorgten sie doch für die Entstehung der Welteninseln, in denen sich schließlich Planeten und das Leben bildete. Aber die Kosmologen wissen bislang nicht, ob es sich so abgespielt hat.

Das Potenzial theoretischer Forschung

Nach der Lektüre dieses Eintrags könnte man stutzig werden und sich fragen, was es überhaupt bringt, sich mit so etwas Spekulativem wie primordialen Schwarzen Löchern zu beschäftigen. Immerhin könnte sich irgendwann herausstellen, dass primordiale Schwarze Löcher definitiv nie existiert haben!
Dieser berechtigen Kritik kann man etwas entgegenstellen, dass für alle Theorien Gültigkeit hat: fundamentale Erkenntnis. Der theoretische Astrophysiker Bernard Carr von der Universität London nennt die 1974 entdeckte Hawking-Strahlung als eine der wichtigsten Entdeckungen in der Physik des 20. Jahrhunderts. Er begründet dies damit, dass es Hawking gelang drei bis dato getrennte Bereiche der Physik - Quantentheorie, Allgemeine Relativitätstheorie und Thermodynamik - zu verknüpfen, was mit profunden, neuen Erkenntnissen über die Natur verbunden war. Carr rechtfertigt deshalb Grundlagenforschung und formuliert in u.g. Papier pointiert:

Thus the discovery illustrates that studying something may be useful even it does not exist!

Literaturtipps

• Publikation: Jacob D. Bekenstein, Black Holes: Physics and Astrophysics - Stellar-mass, supermassive and primordial black holes, 2004
• Publikation: Bernard J. Carr, Primordial Black Holes as a Probe of Cosmology and High Energy Physics, 2003
• Web-Essays von Andreas Müller: Alles graue Theorie? sowie Brauchen wir Grundlagenforschung?

Das ist eines der wesentlichen Prinzipien, das Albert Einstein zu seiner Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) inspirierte. Daneben sind das Äquivalenzprinzip, das Kovarianzprinzip, das Korrespondenzprinzip und das Machsche Prinzip zu nennen.

Warum schwer machen, wenn's einfach geht?

Das Prinzip minimaler, gravitativer Kopplung dürfte dasjenige unter den fünf sein, das am wenigsten bekannt ist. Letztendlich ist es ein Leitprinzip, das in allgemeiner Form fast alle Physiker und Mathematiker verfolgen: ein Prinzip der Einfachheit. Die meisten physikalischen (aber auch andere wissenschaftliche) Modelle sind dadurch geprägt, das zunächst der simpelste Zugang zu einer Problemstellung gewählt wird. Das gilt besonders dann, wenn es sich um die 'ersten Schritte' auf wissenschaftlichem Neuland handelt. Es geht darum, ein prinzipielles Verhalten eines Systems unter einfachsten Bedingungen zu erforschen. Erst danach wird das Modell komplexer, kompliziertere Wechselwirkungen werden miteinbezogen oder höhere Ordnungen werden betrachtet. Im Kern ist es wohl gerade das, was man mit analytischem Denken in der Naturwissenschaft meint. Eine naturwissenschaftliches Problem wird analysiert, also in Bestandteile zerlegt. Die Komponenten werden in einem logischen Zusammenhang zueinander gebracht und deren Wechselwirkung erörtert. In der Regel beschreibt eine mathematische Gleichung oder ein System gekoppelter Gleichungen (häufig Differentialgleichungen) die Dynamik des Systems. Diese Gleichungen werden mit wohl bekannten (in der Regel numerischen, nicht analytischen) Techniken gelöst. D.h. das Problem ist in dem Sinne gelöst, dass der Naturwissenschaftler ein Verhalten in Vergangenheit oder Zukunft vorhersagen kann bzw. ein in der Natur beobachtetes Phänomen erklären kann. Erklären heißt wiederum, dass er die komplexe, wechselseitige Beeinflussung der Systemteile logisch und plausibel verknüpfen kann.

Was bringt's Einstein?

Der simplifizierende Ansatz in der Modellbildung lässt auf die Relativitätstheorie folgendermaßen anwenden: angenommen die Gleichungen der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) seien bereits bekannt. So folgen die Gleichungen der ART - die dann erst eine Gravitationstheorie darstellt - unter anderem dann, wenn unnötig komplizierte Terme beim Übergang von SRT nach ART weggelassen werden. Diese vage Formulierung wird konkret, wenn also beispielsweise partielle Ableitungen lediglich in kovariante Ableitungen verwandelt werden, ohne zusätzliche Terme, die beispielsweise den Krümmungstensor enthalten. Minimale gravitative Kopplung ist so zu verstehen, dass so wenig neue Terme mit dem Krümmungstensor wie möglich auftreten, wenn man den Übergang von SRT nach ART vollzieht.

Beispiel: der Einstein-Tensor

Der Einstein-Tensor G_μν stellt gerade die linke Seite der Einsteinschen Feldgleichungen dar. Es ist die 'geometrische Seite', die den Riemannschen Krümmungstensor in verschiedenen Verjüngungen (als Ricci-Tensor und Ricci-Skalar) enthält. Er ist rechts als Gleichung dargestellt. Aber wie kommt man gerade darauf, dass der Einstein-Tensor so aussehen muss? Das ist nicht-trivial! Der Tensor wurde nicht umsonst nach Einstein benannt: Es hat ihn und seinen Freund Marcel Grossmann mehrere Jahre gekostet, um diese Gestalt abzuleiten! Das Prinzip minimaler gravitativer Kopplung hat bei der Bestimmung dieser Gleichung sicher eine Rolle gespielt, denn es sind auch kompliziertere Enstein-Tensoren denkbar.

Protosterne (wörtlich übersetzt Vorläufer eines Sterns) sind junge Sterne, die gerade im Begriff sind zu entstehen. Eine detaillierte Darstellung gibt es auch im Eintrag Sternentstehung.

Wir beginnen im Kühlschrank...

Objekte der Sternbildungsphase sind meistens eingebettet in eine dichte Wolke aus interstellarem Material, wie kalten Riesenmolekülwolken (engl. giant molecular clouds, GMCs) mit etwa 10⁴ bis 10⁶ Sonnenmassen oder Dunkelwolken. Dieses Material kollabiert durch gravitative Instabilitäten zu lokalen Verdichtungen (Überdichten), wenn genügend Materie vorhanden ist und die so genannte Jeans-Masse erreicht ist. Allerdings kann Rotation der GMC und Magnetfelder (MHD-Turbulenz) dem Gravitationskollaps entgegenwirken. Doch elektrisch neutralen Teilchen (in großer Zahl) kann es gelingen, durch so genannte ambipolare Diffusion trotzdem gravitativ zu kollabieren, weil sie nicht magnetisch gekoppelt sind wie geladene Teilchen. Die Zeitskalen dieses Prozesses sind jedoch sehr hoch.

...dann bröckelt es...

Fragmentation produziert ultradichte Subkerne der GMC von Massen typischerweise zwischen 1000 Sonnenmassen und einer Sonnenmasse bei ambipolarer Diffusion. Aus den kollabierten Massen können Sterncluster und Einzelsterne entstehen. Der dichte Staub schluckt sehr viel Strahlung - besonders im optischen Spektralbereich. Die Fachwelt nennt die Abschwächung der Helligkeit eines kosmischen Strahlers durch Staub Extinktion. Die Strahlung geht allerdings nicht verloren, sondern verliert Energie durch mehrmalige Streuprozesse an den winzigen, etwa einen Mikrometer durchmessenden Staubteilchen. Die Strahlung wird also gerötet - ein Effekt der durchaus mit der Rötung des Sonnenlichts bei Sonnenauf- und -untergang verglichen werden darf (da sind es allerdings die Gasteilchen und Aerosolpartikel der Erdatmosphäre, die die Rötung hervorrufen: Rayleigh-Jeans Streuung, Mie-Streuung).

...noch bleibt es verborgen...

Die Extinktionen von Dunkelwolken sind besonders hoch. Die Dunkelwolken wie der Kohlensack oder der Pferdekopfnebel (Foto unter Extinktion) in der Milchstraße verschieben damit die Strahlung optischer Wellenlängen ins Infrarote und schwächen die scheinbare Helligkeit um einige 20 Magnituden! Die Protosterne, die typischerweise in Dunkelwolken eingebettet sind, sind deshalb naturgemäß im Optischen schwierig zu beobachten. Die Astronomen weichen aus diesem Grund auf Infrarotteleskope aus, wie das Very Large Telescope, die Keck-Teleskope (die beide noch im Nahinfrarot beobachten können) oder das weltraumgestützte Spitzer-Teleskop.

...und endlich zündet der Stern!

Sobald jedoch die thermonuklearen Kernfusionprozesse im Innern eines Protosterns ausreichender Masse zünden, bläst der kräftige Strahlungsdruck der Photonen und der Sternenwind aus verschiedenen Teilchenspezies die dichte Wolke nach und nach weg: Der junge Stern bahnt sich den Weg durch dichten Staub und erscheint schließlich auch optisch als hell leuchtender Stern. Diese Verhältnisse belegen eindrucksvolle, farbenprächtige Aufnahmen des Hubble Weltraumteleskops, wie das rechte optische Foto des Adlernebels (Credit: NASA/ESA/STScI/AURA 2005; große Version). Urteilen Sie selbst: Es gehört sicherlich zu den schönsten Bildern, die Astronomen jemals von der Natur gemacht haben. Man erkennt darauf Wolken aus kaltem Staub, atomaren und molekularen Wasserstoff, in die bizarre Strukturen durch die hydrodynamische Wechselwirkung unterschiedlicher Gase und vom UV-Licht junger Sterne geschliffen werden. Die Natur zeigt sich hier von ihrer kreativen Seite: Als Bildhauer einer etwa zehn Lichtjahre hohen, farbenprächtigen Skulptur, deren Haupt ein Lichtschein krönt. Der aufmerksame Betrachter entdeckt längliche Strukturen, die sich am Kopf in das interstellare Medium bohren. Vermutlich handelt es sich dabei um protostellare Jets. Der Adlernebel ist eine Sternentstehungsregion - eine von vielen Wiegen der Sterne in der Milchstraße. Viele andere Sterne verbergen sich noch in der Dunkelwolke.

Typen junger Sterne

Protosterne werden in der Astronomie auch etwas verallgemeinernd Junge stellare Objekte genannt (engl. Young Stellar Objects, YSOs). Dabei unterscheidet man folgende Typen:

• Die Braunen Zwerge sind 'verhinderte Sterne', die eher riesigen Gasplaneten ähneln ('Jupiters'). Sie haben zuwenig Masse (kleiner als 0.08 Sonnenmassen), als dass sie das thermonukleare Feuer im Innern zünden könnten. Sie gewinnen ihre Strahlungsenergie eher aus der Kontraktion und strahlen im Infraroten und Radiobereich. Deshalb suchen die Astronomen sie mit Infrarotteleskopen. Das ist schwierig, weil die Braunen Zwerge einerseits sehr leuchtschwach und andererseits sehr klein sind.
• Herbig-Haro-Objekte sind kompakte, helle Nebel in der Nähe von Dunkelwolken, die im Lichte des atomaren Wasserstoffs HI und einiger Molekülspezies (H₂, CO, CS etc.) leuchten. Sie zeigen außerdem auffällige, knotige Strukturen. Dies wird mit Schockanregungen erklärt, und es sind gerade die protostellaren Jets der jungen Sterne, in denen Gas, das kurz zuvor auf einen entstehenden Stern akkretiert wurde, wieder gerichtet ausfließt. Dabei bilden sich im Jetplasma innere Schocks und der prominente Bugschock am Kopfende aus. Diese Jets sind atomar und molekular strahlungsgekühlt. Der Massenverlust ist verglichen mit den extragalaktischen Makro-Jets sehr gering: nur im Bereich von 10^-7 Sonnenmassen pro Jahr. Die Ausflüsse sind beidseitig (bipolar) und senkrecht zur akkretierenden Staubscheibe. Je nach Orientierung zum Beobachter treten sie ein- oder zweiseitig auf. Im Zentrum zwischen den bipolaren Ausflüssen befindet sich ein junger Stern, meist vom T Tauri-Typus.
• T Tauri-Sterne sind mit einem Alter von nur 10⁵ bis 10⁷ Jahren sehr junge Sterne, die sich im weiteren Verlauf zu 'normalen Sternen' auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms entwickeln. Sie bewegen sich noch senkrecht zur Hauptreihe, d.h. variieren in der Leuchtkraft bzw. Helligkeit, was durch den Akkretionsprozess verursacht wird. Durch Akkretion können sie einen protostellaren Jet speisen, so dass die Umgebung des T Tauri-Sterns als Herbig-Haro-Objekt (s.o.) in Erscheinung tritt. T Tauri-Sterne beginnen gerade durch hohe Sternwindaktivität Gas und Staub ihrer unmittelbaren Umgebung 'wegzublasen'.
• rho Ophiuchi-Sterne sind nach dem Prototyp in einer anderen prominenten Sternentstehungsregion benannt, dem Ophiuchus-Nebel IC 4604 im Sternbild Ophiuchus (dt. Schlangenträger, dem bekannten Äskulap der Medizin). In dieser riesigen Dunkelwolke sind wie im Adlernebel auch viele junge Sterne eingebettet, die von der Erde nur etwa 500 Lj entfernt sind. Damit ist rho Ophiuchi die uns nächste Sternentstehungsregion.
• FU Orionis-Sterne sind eine Unterklasse der T Tauri-Sterne, die mit dem 100 bis 1000fachen typischer Massenverlustraten viel größere Verlustraten durch Sternenwinde aufweisen. Die Akkretionsrate scheint entsprechend größer zu sein.
  Die akkretierenden Staubscheiben der Protosterne sind die Vorläufer der planetaren Scheiben, aus denen also Planeten fragmentieren können. Man nennt sie daher auch protoplanetare Scheiben (engl. protoplanetary disks, kurz Proplyds).
• ZAMS-Sterne sind Sterne die gerade die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm erreichen. Das Akronym ZAMS steht für Zero-Age Main Sequence Stars, also Alter-Null-Hauptreihensterne, die nur ein Alter von etwa 10 bis 100 Millionen Jahre haben. Unsere Sonne war im Alter von 40 Millionen Jahren ein ZAMS. Der Strahlungsfluss hat sich - verglichen mit dem der T Tauri-Veränderlichen - stabilisiert und hat nur noch eine moderate Variabilität. Zeitlich schließen sich die ZAMS an entwickelte T Tauri-Sterne an und haben ein vollständig ausgebildetes Planetensystem, wie wir es vom Sonnensystem her kennen. Die Staubscheibe ist nahezu verschwunden, als Relikt bleibt wenig interplanetares Gas übrig. Im Sonnensystem macht sich dieser Gasrest als Zodiakallicht bemerkbar macht. Typische ZAMS findet man gleich als Sternhaufen in den Plejaden (M45).

YSO-Klassen

Bei den Protosternen bzw. YSOs unterscheiden die Astronomen in chronologischer Entwicklung eines Sterns folgende Klassen:

• Klasse 0 YSOs sind die frühsten Formen. Da dieser Zustand kurzlebig (Maximalalter 100 000 Jahre) ist, entdeckt man sie auch sehr selten. Die Beobachtbarkeit ist nur unterhalb 10 Mikrometer möglich, was thermischen Spektren eines etwa 30 Kelvin kalten Gases entspricht. Auch hier kann man schon die Propagation von Ausflüssen und Schocks beobachten. Eine mögliche Quelle ist: IRAS 03282+3035
• Klasse 1 YSOs sind schon einige 100 000 Jahre alt und können bereits bei Mittelinfrarot (MIR) und Ferninfrarot (FIR) beobachtet werden. Sie zeigen manchmal Variabilitäten wie FU Orionis-Sterne. Erstaunlicherweise sieht man nicht nur Emission im langwelligen Bereich, sondern auch in der Röntgenstrahlung! So konnte mit dem Röntgensatelliten Chandra im Objekt HH2 Röntgenstrahlung detektiert werden, die wohl eine Signatur für sehr heißes Gas (10⁶ Kelvin) ist. Es ist also thermische Röntgenstrahlung. Das heiße Gas entsteht, wenn der schnelle, protostellare Jet auf langsameres Material trifft.
  In den Proplyds beobachtet man Jupiter-artige Kerne und kleinere Planetesimale. Klasse 1 - Quellen sind besonders zahlreich in der Serpens-Wolke (Sternbild Schlange). Eine Klasse 1 - Quelle ist: HH 30.
• Klasse 2 YSOs sind die klassischen T Tauri-Sterne. Sie zeigen prominente Wasserstoff- und Kalziumlinien und sind optisch variabel. Die 'Proto-Jupiters' sammeln das Wasserstoff- und Heliumgas des Proplyds auf, um einen Gasplaneten zu bilden. Auch erdähnliche Planeten können entstehen.
• Klasse 3 YSOs sind ebenfalls T Tauri-Sterne, allerdings mit schwach ausgeprägten Emissionslinien (Fachbegriff: weak-lined T Tauri stars). Durch die nachhaltige Aktivität des Sternenwinds und weiterlaufende Planetenbildung ist die Staubscheibe stark ausgedünnt und kaum nachweisbar. Die großen Gasplaneten sind fertig, während erdähnliche Planeten weiterhin akkretieren.

Eine approximatives Gravitationsmodell, in dem versucht wird, einige Effekte der Einsteinschen Allgemeinen Relativitätstheorie nachzuahmen, die jedoch viele Züge der mathematisch einfacheren Newtonschen Gravitation trägt. Das Herzstück der Pseudo-Newtonschen Gravitation ist ein neues Potential, das nach den Erfindern des Konzepts benannt wurde: das Paczynski-Wiita-Potential (1980) - siehe dazu auch Gravitation für weitere Erläuterungen.

Ein Pulsar ist ein rotierender Neutronenstern, dessen Rotationsachse nicht mit der Magnetfeldachse übereinstimmt, so dass ein Doppelkegel (Bikonus) emittierter Strahlung wie bei einem Leuchtturm mit der Rotationsperiode des Sterns mitrotiert. In besonderen Fällen kann diese Strahlung die Erde treffen, was beim Beobachter den Eindruck gepulster Strahlung vermittelt. In der Abbildung oben ist die Rotationsachse des Pulsars schwarz, während die Magnetfeldachse rot dargestellt ist. Die roten Linien illustrieren die Pulsarmagnetosphäre in Form von Isokonturlinien des Magnetfeldes: Man erkennt eine dominant toroidale (schlauchartige) Magnetfeldstruktur, die aus der hohen Rotation und den gravitomagnetischen Kräften resultiert (gravitomagnetischer Dynamo). Die grünen Gebilde veranschaulichen die Strahlungskeulen, die immer wieder infolge der Rotation einen geeignet orientierten Beobachter treffen.

Ursprung des Pulsarlichts

Die Strahlung ist Synchrotronstrahlung, die von relativistisch schnellen Elementarteilchen (Elektronen und Positronen, auch Protonen und Ionen) in den hohen Magnetfeldern der Pulsarmagnetosphäre entsteht.

schnelle Rotation...

Da der Drehimpuls auch im Gravitationskollaps nahezu erhalten bleibt, übernimmt der Neutronenstern den Drehimpuls des Vorläufersterns (engl. progenitor). Dabei muss berücksichtigt werden, dass der Sternkern typischerweise entkoppelt von äußeren Sternhüllen rotiert und sich 'unter der Sternoberfläche weg dreht'. Demnach überträgt sich nur der Drehimpuls des Sternkerns auf den entstehenden Neutronenstern. Der Neutronenstern als ein Vertreter der Klasse kompakter Objekte ist jedoch viel kompakter, so dass die Rotationsgeschwindigkeit um ein Vielfaches höher ist, als beim Vorläuferstern ('Pirouetteneffekt'). Die schnellsten Pulsare drehen sich daher in der Größenordnung von Millisekunden (ms) einmal um sich selbst! Sie heißen Millisekundenpulsare.

...wird abgebremst

Die Rotationsenergie des sich schnell drehenden Pulsars wird aber mit der Zeit abgebaut. Sie speist die Magnetfelder und die elektromagnetische Strahlung, die der Pulsar abgibt. Die Magnetfelder werden durch den gravitomagnetischen Dynamo verstärkt, was auf Kosten der Rotation geht. Aus diesem Grund gibt die gemessene Rotationsperiode bzw. die Abbremsrate des Pulsars eine Information über die Stärke des Magnetfelds und das Pulsaralter. Millisekundenpulsare sind also junge Pulsare.

Entdeckung, Häufigkeit, Magnetfeld

Der erste Pulsar wurde 1967 entdeckt und war ein Radiopulsar. Die Astronomen kennen derzeit mehr als 1700 Pulsare. Davon sind etwa 170 Millisekundenpulsare, ca. 130 befinden sich in Doppelsternsystemen. Hat der Pulsar ein besonders hohes Magnetfeld ab etwa 10¹⁴ Gauß, so nennt man ihn Magnetar.

Crab - ein optischer Pulsar

Der Crab-Pulsar befindet sich im Krebsnebel im Sternbild Stier (siehe Beobachtungsfoto oben; große Version; Credit: NASA/ESA/HST, Hester & Loll 2005). Es handelt sich um einen Supernovaüberrest (Supernovaremnant, SNR) in ca. 6500 Lichtjahren Entfernung. Das Bild zeigt einen einzigartigen Strukturreichtum des Explosionsgebietes. Im Zentrum leuchten blau und diffus die relativistischen Elektronen, die im Crab-Nebel beschleunigt wurden. Die Supernova (Typ II), die zu diesem Neutronenstern führte, wurde 1054 von chinesischen Astronomen beobachtet. Damals war die Lichtkurve der Supernova mehrere Wochen oder sogar Monate mit bloßem Auge sichtbar! Der Nebel bildete sich durch ausgestoßenes Gas, das von der Supernovaexplosion nach außen getragen wurde. Heute beobachten die Astronomen immer noch eine Gasexpansion mit einer Geschwindigkeit von etwa 1000 km/s. Im Zentrum des Crab-Nebels wurde ein optischer Millisekundenpulsar entdeckt! Die Rotationszeit beträgt nur 33 ms, weshalb der assoziierte Neutronenstern mit der Bezeichnung NP 0532 zu den schnellsten Pulsaren gehört, die entdeckt wurden.

Pulsare im Doppelpack

Besonders erwähnenswert ist die Existenz von Doppel-Pulsaren: Das Objekt PSR1913+16 ist ein solcher Bipulsar, der sehr berühmt wurde. Die Forscher Joseph H. Taylor Jr. und Russel A. Hulse bekamen 1993 den Nobelpreis für den indirekten Beweis der Emission von Gravitationswellen, die dieses Objekt aussendet. Sie konnten anhand langfristiger Messungen (seit 1974) der Umlaufperioden beider Neutronensterne über die Beobachtung der gepulsten Strahlung nachweisen, dass sie sich infolge des Verlustes an Gesamtenergie des Systems durch Emission von Gravitationswellen sukzessive annähern! Irgendwann werden die beiden Neutronensterne verschmelzen und zu einem stellaren Schwarzen Loch kollabieren. Dieses Ereignis wird mit einem kurzzeitigen Gammastrahlenausbruch (Gamma Ray Burst, GRB) einhergehen. Einige Daten zum Hulse-Taylor-Pulsar: Die Pulsarperiode beträgt 59 ms, beide Neutronensterne haben etwa 1.4 Sonnenmassen, das System ist zum Beobachter um 14° geneigt, im Periastron beträgt ihr Abstand nur 1.1 Sonnenradien und im Apastron 4.8 Sonnenradien.
In Simulationen konnte gezeigt werden, dass beim Verschmelzen von Neutronensternen (engl. NS merging) sehr schwere Elemente wie Gold (chem. Symbol Au) und Platin (Pt) gebildet werden können. Dies ist also eine Alternative zu den s-Prozessen in AGB-Sternen und r-Prozessen sowie p-Prozessen in Supernovae, die zur Bildung von Elementen schwerer als Eisen beitragen.

RRATs - eine neue Pulsar-Klasse

Bei Beobachtungen von transienten Radioquellen wurde eine neue Population von Neutronensternen entdeckt, die Radiobursts abgeben. Sie wurden als rotierende Radiotransienten bezeichnet (engl. Rotating RAdio Transients, RRATs) bezeichnet. Sie unterscheiden sich von normalen Radiopulsaren und geben Radiostrahlung nur für etwa eine Sekunde pro Tag ab. Der Pulsar PSR B1931+24 ist ein Vertreter dieser neuen Klasse. Es wurde in diesem Fall vorgeschlagen, dass die Radiostrahlung von der Wechselwirkung einer präzedierenden Materiescheibe und der Magnetosphäre des Pulsars kommt.

Pulsare im Gamma- und TeV-Bereich

Im höchsten Energiebereich der elekromagnetischen Strahlung konnten nur wenige Pulsare nachgewiesen werden. Im hochenergetischen Gammabereich wurden vor allem die Pulsarwindnebel (engl. pulsar wind nebulae, PWN) beobachtet. In diesen magnetohydrodynamisch beschleunigten Strukturen wurden die höchsten Lorentz-Faktoren im ganzen Universum gemessen! PWNs strahlen Synchrotronstrahlung vom Radio- bis in den TeV-Bereich ab. Dieses leuchtende Plasma besteht vornehmlich aus relativistischen Elektronen und Positronen. Die zur Beschleunigung nötige Energie stammt von zusammenbrechenden Magnetfeldern (Rekonnexion). Die Feldenergie wird wiederum gespeist von der schnellen Rotation des Neutronensterns bzw. seiner Raumzeit (siehe auch Frame-Dragging).
Die Wechselwirkung zwischen dem relativistischen Wind und dem interstellaren Medium, beschleunigt Teilchen in der Schockregion durch Fermi-Prozesse erster Ordnung und produziert Röntgenstrahlung, wie sie z.B. im Fall von PSR B1957+20 beobachtet wird.
Als Teil des Pulsarwinds treten auch stellare Jets auf, z.B. beim Crab-Pulsar.

Übersichtspapiere

• Becker et al.: On the Present and Future of Pulsar Astronomy, IAU General Assembly, Prag, 2006; Preprint: astro-ph/0702254
• Kirk et al.: The theory of pulsar winds and nebulae, Heraeus Seminar, Bad Honnef, 2006; Preprint: astro-ph/0703116

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© Andreas Müller, August 2007

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