Wie sich Millisekundenpulsare so schnell drehen

Röntgen-Vollfeldansicht des Kugelsternhaufens 47 Tucanae. Bildnachweis: NASA / CXC / Northwestern U./C.Heinke et al. klicken um zu vergrößern
Neue Chandra-Beobachtungen liefern die bisher besten Informationen darüber, warum sich solche Neutronensterne, sogenannte Millisekundenpulsare, so schnell drehen. Wie bei Immobilien ist der Schlüssel Standort, Standort, Standort – in diesem Fall die überfüllten Grenzen des Kugelsternhaufens 47 Tucanae, in dem die Sterne weniger als ein Zehntel eines Lichtjahres voneinander entfernt sind. Dort befinden sich fast zwei Dutzend Millisekundenpulsare. Diese große Stichprobe ist eine Goldgrube für Astronomen, die Theorien auf den Ursprung von Millisekundenpulsaren testen möchten, und erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass sie ein kritisches Übergangsobjekt wie 47 Tuc W finden.

47 Tuc W hebt sich von der Masse ab, weil es energiereichere Röntgenstrahlen erzeugt als die anderen. Diese Anomalie deutet auf einen anderen Ursprung der Röntgenstrahlen hin, nämlich eine Stoßwelle aufgrund einer Kollision zwischen Materie, die von einem Begleitstern fließt, und Partikeln, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit vom Pulsar wegrennen. Regelmäßige Variationen des optischen Lichts und des Röntgenlichts, die der Umlaufzeit der Sterne entsprechen, unterstützen diese Interpretation.

Ein Team von Astronomen des Harvard-Smithsonian-Zentrums für Astrophysik in Cambridge, MA, wies darauf hin, dass die Röntgensignatur und die Variabilität des Lichts von 47 Tuc W nahezu identisch mit denen sind, die von einer als J1808 bekannten binären Röntgenquelle beobachtet wurden. Sie legen nahe, dass diese Ähnlichkeiten zwischen einem bekannten Millisekundenpulsar und einer bekannten Röntgenbinärdatei die lang ersehnte Verbindung zwischen diesen Objekttypen herstellen.

Theoretisch ist der erste Schritt zur Erzeugung eines Millisekundenpulsars die Bildung eines Neutronensterns, wenn ein massereicher Stern zur Supernova wird. Befindet sich der Neutronenstern in einem Kugelsternhaufen, führt er einen unregelmäßigen Tanz um die Mitte des Sternhaufens aus und nimmt einen Begleitstern auf, den er später gegen einen anderen austauschen kann.

Wie auf einer überfüllten Tanzfläche kann die Überlastung in einem Kugelsternhaufen dazu führen, dass sich der Neutronenstern seinem Begleiter nähert oder die Partner austauscht, um ein noch engeres Paar zu bilden. Wenn die Paarung nahe genug kommt, beginnt der Neutronenstern, Materie von seinem Partner wegzuziehen. Wenn Materie auf den Neutronenstern fällt, gibt sie Röntgenstrahlen ab. Es wurde ein Röntgenbinärsystem gebildet, und der Neutronenstern hat den entscheidenden zweiten Schritt in Richtung eines Millisekundenpulsars gemacht.

Die Materie, die auf den Neutronenstern fällt, dreht ihn langsam auf die gleiche Weise, wie das Karussell eines Kindes durch Drücken jedes Mal, wenn es herumkommt, gedreht werden kann. Nach 10 bis 100 Millionen Jahren des Drückens dreht sich der Neutronenstern alle paar Millisekunden. Schließlich stoppt aufgrund der schnellen Rotation des Neutronensterns oder der Entwicklung des Begleiters der Infall der Materie, die Röntgenemission nimmt ab und der Neutronenstern tritt als radioemittierender Millisekundenpulsar auf.

Es ist wahrscheinlich, dass der Begleitstern in 47 Tuc W – ein normaler Stern mit einer Masse von mehr als einem Achtel der Sonne – ein neuer Partner ist und nicht der Begleiter, der den Pulsar gedreht hat. Der neue Partner, der vor kurzem in einem Austausch erworben wurde, bei dem der vorherige Begleiter ausgeworfen wurde, versucht, auf den bereits gesponnenen Pulsar zu werfen, wodurch die beobachtete Schockwelle erzeugt wird. Im Gegensatz dazu befindet sich die Röntgenbinärdatei J1808 nicht in einem Kugelsternhaufen und kommt sehr wahrscheinlich mit ihrem ursprünglichen Begleiter aus, der zu einer Braunen Zwerggröße mit einer Masse von weniger als 5% der der Sonne abgereichert wurde.

Die meisten Astronomen akzeptieren das binäre Spin-up-Szenario zur Erzeugung von Millisekundenpulsaren, da sie beobachtet haben, wie Neutronensterne in binären Röntgensystemen schneller werden, und fast alle Funkmillisekundenpulsare befinden sich in binären Systemen. Bisher fehlte ein endgültiger Beweis, da nur sehr wenig über Übergangsobjekte zwischen dem zweiten und dem letzten Schritt bekannt ist.

Deshalb ist 47 Tuc W heiß. Es verbindet einen Millisekundenpulsar mit vielen Eigenschaften einer Röntgenbinärdatei mit J1808, einer Röntgenbinärdatei, die sich in vielerlei Hinsicht wie ein Millisekundenpulsar verhält und somit eine starke Beweiskette zur Unterstützung der Theorie liefert.

Originalquelle: Chandra-Röntgenobservatorium </ a

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