Pulsare und Magnetare

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1 Pulsare und Magnetare Vortrag im Seminar Gekrümmter Raum und gedehnte Zeit Daniel Angerer Betreuer: Prof. Gunnar Bali und Prof. em. Dr. Wolfgang Gebhardt Universität Regensburg WS 2015/16

2 Inhalt 1. Einleitung Pulsare Was sind Pulsare? Entstehung von Pulsaren Periodendauern und was sie uns verraten Unregelmäßigkeiten in den Perioden: Nulling, Riesenpulse und Glitches Das Magnetfeld Ursachen und Auswirkungen Bilder Magnetare Was sind Magnetare? Entstehung des Magnetfelds von Magnetaren Besondere Magnetare: Anomalous X-Ray Pulsars und Soft Gamma Repeaters Literaturverzeichnis

3 1. Einleitung Das Ausbildungsseminar Gekrümmter Raum und gedehnte Zeit im WS 2015/16 ist eine hervorragende Möglichkeit zum einen mit den Grundlagen der Allgemeinen Relativitätstheorie in Berührung zu kommen, zum anderen aber auch einige Himmelsphänomene näher kennenzulernen. In diesem Zusammenhang dürften jedem sofort Begriffe wie Supernova oder Schwarzes Loch in den Kopf schießen. Weniger bekannt ist dagegen die Gruppe der Pulsare, obwohl sie eine bedeutende Rolle in der Geschichte der Astronomie spielen. Auch heute sind sie Gegenstand der Forschung, nicht zuletzt um aus den Beobachtungen Rückschlüsse auf die Gültigkeit der ART zu ziehen. Eine mit den Pulsaren eng verwandte Gruppe stellarer Objekte sind die Magnetare. Diese stellen nach den schwarzen Löchern die wohl extremste Art von Stern dar, auch sie sind aber bei weitem nicht so bekannt wie sie bedeutend sind. Diese Seminararbeit und der vorangegangene Vortrag widmen sich daher den beiden Sternformen der Pulsare und der Magnetare. 2. Pulsare 2.1. Was sind Pulsare? Das Wort Pulsar steht für pulsating star, es handelt sich dabei also um einen Stern, der periodische Signale elektromagnetischer Strahlung aussendet. Diese Objekte sind, wie man erst herausfinden musste, Neutronensterne. Der erste Pulsar wurde nämlich 1967 von Jocelyn Bell und Antony Hewish 1967 [1] entdeckt; ein Jahr später stellte Thomas Gold die Theorie auf, dass sich dahinter ein Neutronenstern (NS) verbirgt. Diese waren bis dato nur theoretisch vorhergesagt, nicht aber beobachtet worden [1]. Die Strahlung hat ihre Ursprünge im Magnetfeld des Sterns. Die Magnetfeldachse ist gegenüber der Rotationsachse geneigt, woraus eine Bewegung des Magnetfelds folgt. Dadurch wird ein elektrisches Feld induziert, das so stark ist, dass geladene Teilchen aus der Sternoberfläche gelöst werden [2]. Die Ladungen im umgebenden Plasma werden im elektrischen Feld beschleunigt. Sie bewegen sich infolge dessen entlang helixförmiger Bahnen um die Magnetfeldlinien und emittieren Synchrotronstrahlung tangential zu ihrem zurückgelegten Weg [1]. Dies resultiert in einem Strahl elektromagnetischer Wellen in Richtung der beiden magnetischen Pole mit einem Öffnungswinkel von etwa 10 (Abb. 2.1) [3]. Liegt die Erde in einem der beiden konischen Strahlungsfelder kann man ein der Rotationsperiode des Pulsars entsprechend regelmäßiges Signal detektieren; der Pulsar wirkt wie ein Leuchtturm auf den Beobachter. 3

4 Abb. 2.1: Prinzipielle Darstellung eines Pulsars [4] Typische Wellenlängen liegen im Röntgen- und γ-strahlenbereich, aber auch im Infraroten oder Optischen [2] und decken damit einen großen Teil des elektromagnetischen Spektrums ab. Am häufigsten beobachtbar sind jedoch Radiowellen [3]. Die Periodendauern teilen das Feld der Pulsare in zwei Lager. Einerseits rotieren die sog. Millisekunden-Pulsare innerhalb einiger tausendstel Sekunden um sich selbst, andererseits brauchen die normalen Pulsare dafür einige Sekunden [3]. Die meisten der rund 1500 bekannten Pulsaren [5] befinden sich in der Milchstraße, hierbei kommt aber offensichtlich ein Auswahleffekt zum Tragen. In den anderen Galaxien werden auch eine entsprechende Anzahl an Pulsaren vermutet, diese sind nur zu schwach, um von der Erde aus detektiert werden zu können [3]. Pulsare werden nach ihrer Position am Fixsternhimmel benannt. Beispielsweise heißt der Pulsar im Krebsnebel PSR B , was einer Rektaszension von 5h 31min und einer Deklination von +21 entspricht. B steht für das B Koordinatensystem Entstehung von Pulsaren Pulsare sind NSe und entstehen als solche aus einer Supernova eines Sterns mit einer Kernmasse von 1,4 bis etwa 3 Sonnenmassen. Die hohen Geschwindigkeiten, mit denen einige Pulsare durch die Galaxis fliegen, sind jedoch mit diesem Modell nicht erklärbar. So bewegt sich der Pulsar PSR mit etwa 2300km/s in die gleiche Richtung wie sein Supernovaüberrest [3]. Für Fälle wie diesen ist ein Modell ausgehend von einem Doppelsternsystem ausgearbeitet worden. Der schwerere der beiden Sterne (in Abb. 2.2 mit primary bezeichnet) bilde in einer 4

5 Supernova einen Neutronenstern. Wenn dabei mehr als die Hälfte der zu Beginn insgesamt vorhandenen Masse abgestoßen wird werden die zwei Sterne auseinandergerissen. In diesem Fall bleiben ein isolierter Neutronenstern mit hoher Geschwindigkeit und ein runaway-star zurück (rechts oben in Abb. 2.2). Dies ist das wahrscheinlichste Szenario aller. Abb. 2.2: Bildung verschiedener Systeme von Pulsaren ausgehend von einem Doppelsternsystem [5] Die Entwicklung der wenigen überlebenden Doppelsternsysteme hängt von der Masse des Begleiters (secondary in Abb. 2.2) ab. Da dies Teil des Vortrags NS-Doppelsterne und Tests der ART ist, wird hier darauf nicht tiefgreifend eingegangen. Mögliche Endzustände sind ein junger, leichterer Pulsar und davon getrennt ein Pulsar, der von ebenjenem Begleiter etwas Masse akkreditierte (Mitte rechts in Abb. 2.2) oder ein Doppelneutronensternsystem (rechts unten) oder aber ein Millisekundenpulsar mit einem weißen Zwerg als Begleiter (links unten) [5]. 5

6 2.3. Periodendauern und was sie uns verraten Ein wichtiges Merkmal eines Pulsars ist seine Periodendauer. Wie schon erwähnt gibt es dabei Unterschiede zwischen den Millisekundenpulsaren und den normalen. Einer der am schnellsten rotierenden ist der PSR mit einer Periode von (1, ± 0, )ms. Die Fehler in der letzten Stelle ist auf die Ungenauigkeit unserer Definition der Zeit und nicht auf die Messung an sich zurückzuführen [3]! Aufgrund der extremen Regelmäßigkeit nahm man anfangs an, dass die Signale durch extraterrestrische Intelligenz verursacht werden, was später aber widerlegt werden konnte. Durch die Exaktheit lassen sich schon die kleinsten Abweichungen der Periode messen. Solch eine liegt auch in der Natur der Pulsare: Durch ihre permanente Dipolabstrahlung verlieren sie an Rotationsenergie, das heißt ihre Periode vergrößert sich ständig. Typische Werte für diese Verlangsamung sind (10 19 < T < ) s s [1]. Dieser Effekt gibt einen starken Hinweis darauf, dass die Periodizität der Strahlung tatsächlich durch die Rotation zustande kommt und nicht durch einen Schwingungsvorgang. Dann würde nämlich die Amplitude mit der Zeit abnehmen, nicht die Frequenz [3]. Zwischen der Periodendauer und seiner Änderung besteht der Zusammenhang Ω = KΩ n mit dem Bremsindex n = ΩΩ, n = 3 für magnetische Dipolstrahlung und n = 5 für gravitative Ω 2 Quadrupolstrahlung. Mit Ω 0 als Anfangswert der Winkelgeschwindigkeit ergibt sich daraus: t = 1 (n 1)K ( 1 Ω n 1 1 n 1 Ω ) = 1 0 n 1 Ω Ω (1 ( Ω n 1 ) ). (2.1) Ω 0 Nach hinreichend langer Zeit ist Ω Ω 0, sodass das Alter des Pulsars im Falle reiner magnetischer Dipolstrahlung abgeschätzt werden kann: Gleichung (2.1) kann umgeschrieben werden in τ = 1 Ω = 1 T n 1 Ω n 1 T = T. 2T 1 T n 1 T(t) = (T n (2π) n 1 T τ), wobei die Anfangsperiode gegeben ist durch T 0 = (T(1 (n 1) T 1 τ) n 1 T Wenn also die momentane Periode und ihre Ableitung messbar sind kann für Pulsare mit bekanntem Alter (etwa durch Beobachtung der Supernova, bei der er entsteht) die Anfangsperiodenlänge bestimmt werden. Beim Bestimmen des Bremsindex nach der Gleichung n = ΩΩ Ω 2. [3] fällt jedoch auf, dass der experimentelle Wert oftmals unter 3 liegt. Dies ist auch nicht durch das Abstrahlen von 6

7 Gravitationswellen erklärbar, da dies mit n = 5 den beobachteten Wert erhöhen würde [3]. Hier ist also ein weiteres Rätsel gegeben, das noch gelöst werden will. Ein anderes Problem stellt die Verbreiterung der gepulsten Signale dar. Sie resultiert daraus, dass sich Wellen kleinerer Frequenz aufgrund ihrer verstärkten Wechselwirkung mit interstellaren Elektronen langsamer ausbreiten als solche mit höheren Frequenzen. Offensichtlich ist diese Dispersion von größerer Bedeutung je kleiner die Periodenlänge ist [3]. Für die Periodenlänge kann eine allgemeine untere Grenze gefunden werden. Um den Stern stabil zu erhalten muss die Gravitationskraft immer stärker als die Zentrifugalkraft sein: GM R 2 RΩ2 = R ( 2π T ) 2 T 0,55 ( M 1 sol M ) 2 R ( 10km ) 3 2 ms Für R = 11km und M = 1,4M sol folgt eine minimale Periodenlänge von T min = 0,61ms. Für einen weißen Zwerg beispielsweise würde sie 25s betragen und somit über vielen der beobachteten Werte liegen [1]. Dies war mit ein Indikator für die Theorie, dass Pulsare Neutronensterne sind Unregelmäßigkeiten in den Perioden: Nulling, Riesenpulse und Glitches Die oben beschriebene Exaktheit der Periodendauer entspricht nur der halben Wahrheit. Tatsächlich gibt es einige unterschiedliche Mechanismen, nach denen die Rotation von ihrem gewohnten Gang abweicht. Ein solches Phänomen ist der Nulling. Hierbei setzt das regelmäßige Signal für die Zeit einiger Perioden aus, um danach unverändert wieder zu erscheinen. Die meisten Pulsare weisen eine Nulling fraction (NF) von etwa 10% auf, das heißt ein Zehntel ihrer periodischen Signale bleibt aus. Es gibt aber auch Sterne mit NFs von bis zu 95%. Nullinge treten für einen Pulsar teilweise regelmäßig auf, meist aber völlig zufällig. Ebenso ist die Intensität der Emission kurz vor und nach dem Nulling von Pulsar zu Pulsar anders, für das gleiche Objekt aber immer ähnlich [6]. Über die Ursachen für diese verschiedenen Ausprägungen des gleichen Effekts ist bisher wenig bekannt. Möglicherweise sind elektromagnetische Ereignisse an der Oberfläche und in der Magnetosphäre ausschlaggebend [3]. Genauso wie die Intensität der Strahlung plötzlich aussetzen kann, kann sie auch schlagartig zunehmen. Eine derartige Anomalie wird Riesenpuls genannt. Vergrößerungen um das Zehnfache der normalen Intensität wurden bislang nur für den Krebs-Pulsar und einige weitere nachgewiesen. Allgemeine Hypothese ist, dass sie gleicher Natur wie das Nulling sind, aber auch hier besteht noch Drang zu Forschungsarbeit [7]. Im Gegensatz dazu gibt es für die Periodensprünge, englisch glitches eine fundierte Erklärung. Mit Periodensprüngen ist ein abruptes Ansteigen ΔΩ 0 der Rotationsfrequenz Ω 0 gemeint (Abb. 2.3). Es tritt vermehrt bei den jüngeren Pulsaren auf; ein Drittel aller beobachteten Fälle betrafen den Krebs-Pulsar oder den ebenfalls häufig zu Rate gezogenen Vela-Pulsar. Für diese beiden Sterne waren sie etwa einmal alle paar Jahre messbar [2]. Die Beschleunigung liegt typischerweise in dem Intervall 10 9 < ΔΩ Ω < 10 6 [1]. 7

8 Abb. 2.3: Rotationsfrequenz während eines glitches [2] Mathematisch kann das Verhalten der Rotationsfrequenz nach einem glitch durch folgende Gleichung beschrieben werden: Ω(t) = Ω 0 (t) + ΔΩ 0 [Qe t τ c + 1 Q], wobei der Parameter Q definiert, in welchem Maße die Frequenz wieder ihr ursprüngliches Verhalten erreicht [2]. Ω 0 (t) = Ω 0 αt I Beobachtungen ergaben, dass sich die Pulse an sich vor und nach den glitches nicht änderten, lediglich deren Frequenz. Das schließt einen elektromagnetischen Einfluss auf die Strahlungsemission aus [1]. Die Ursache muss daher im Inneren des Neutronensterns zu finden sein. Eine dementsprechende Theorie geht von dem Zwei-Komponenten-Modell aus: Der Stern besteht aus einem suprafluiden Teil im Inneren und einer Kruste. Die Wechselwirkung zwischen den beiden Bestandteilen werde durch die Kopplungskonstante τ c beschrieben. Die äußere Schicht nimmt einen Gleichgewichtszustand zwischen Gravitations-, Zentrifugal- und inneren Kräften an. Durch das Abbremsen des Sterns aufgrund der Dipolstrahlung nimmt die Zentrifugalkraft auf die Kruste ab, während die beiden anderen Kraftanteile zunächst gleich bleiben. Irgendwann führen jedoch die inneren Kräfte zu einem Sternbeben, in dem die Kruste eine andere Form annimmt, sodass ihr Trägheitsmoment verringert wird und sie sich wieder in einem Kräftegleichgewicht befindet. Das wiederum führt zu einer Beschleunigung der äußeren Schicht, was als glitch beobachtbar ist. Wegen der geringen Kopplung der äußeren Komponente an das superfluide Innere wird letzteres über die Zeit τ c hinweg beschleunigt, was eine stetige Verlangsamung der Kruste inklusive Magnetfeld und Dipolstrahlung zur Folge hat. τ c ist also auch die Relaxationskonstante des Systems. Beim Krebs-Pulsar liegt sie in der Größenordnung von Wochen, für den Vela-Pulsar sogar von Monaten. Derart große Zeiträume legen nahe, dass der superfluide Zustand den größeren Anteil an der Gesamtmasse einnimmt [2]. 8

9 Eine etwas andere Erklärung, auch zurückgehend auf das Zwei-Komponenten-Modell, setzt bei unterschiedlichen Abbremsverhalten an. Demnach verlangsamt sich die Rotation des superfluiden Inneren nicht so drastisch wie die der äußeren Schicht. Es kann also immer wieder zu einer Umverteilung des Drehimpulses von Innen nach Außen, also einer Beschleunigung der Rotation kommen. Das wird als Periodensprung wahrgenommen [1] Das Magnetfeld Ursachen und Auswirkungen Wie eingangs erwähnt ist das Magnetfeld die Hauptursachen für die Emission elektromagnetischer Wellen. Daher ist es für das weitere Verständnis der Gruppe der Pulsare von besonderem Interesse. Eine typische Größenordnung ist Gauß, normale Sterne (sowie handelsübliche Haushaltsmagnete) weisen Flussdichten von etwa 100 Gauß auf. Die Maxwell- Gleichungen ergeben, dass das Magnetfeld eines Körpers um den Faktor vier steigt, wenn sein Volumen um den Faktor zwei schrumpft, die Masse aber gleich bleibt [8]. Wenn also ein gewöhnlicher Stern von einem Radius von 10 6 km auf etwa 10km in sich zusammenfällt, nimmt gemäß der Erhaltung von magnetischem Fluss das magnetische Feld um eine Größenordnung von zu [3]. Die Bestimmung der Magnetfeldstärke erweist sich bei Vereinfachung zu einem magnetischen Dipol als relativ einfach. Ausgehend von der Rotationsenergie E = 1 2 IΩ2 ergibt sich für die erste Zeitableitung de dt = d dt (1 2 IΩ2 ) = IΩΩ = 4π 2 I T T 3 [1]. Für magnetische Dipolstrahlung ist eine allgemeine Formel mit der Zeitableitung der Rotationsenergie bekannt: de dt = 2 3 R6 B 2 Ω 4 sin 2 α = 2 3 R6 B 2 ( 2π T )4 sin 2 α [3], α ist der Winkel zwischen Rotations- und Magnetfeldachse. Gleichsetzen und Umstellen ergibt 3I B = TT [3], 8π 2 R 6 sin 2 α das heißt mit Abschätzen des Trägheitsmoments und Messen von Periode sowie Zunahme der selbigen lässt sich eine Größenabschätzung des Magnetfelds vornehmen. Für T~ 1 30 s, T ~ s s, R~10km und sin α = 1 erhält man B~ Gauß [3]. Es schließt sich also der Kreis mit dem anfänglichen groben Wert von Gauß. Eine weitere Bestätigung, dass Pulsare NSe sind. Die Stärke des Magnetfelds kann mit einiger Exaktheit bestimmt werden. Über die tatsächliche Form ist dagegen weniger bekannt. Trotz alledem sind einige Aussagen diesbezüglich möglich. Grundsätzlich kommen zwei voneinander unabhängige Ausprägungen vor, das toroidale (Abb. 2.5) und das poloidale Feld (Abb. 2.4). 9

10 Abb. 2.5: rein toroidales Feld eines NS mit Masse M = 1, 68M sol [9] Abb. 2.4: rein poloidales Feld eines NS mit Masse M = 1, 68M sol. Auf der rechten Seite ist die Magnetfeldstärke dargestellt, links die Stärke des dadurch induzierten Stroms [9] Abb. 2.6: NSe mit verzerrten Magnetfeldern. Links ist jeweils die Stärke der toroidalen Komponente farblich dargestellt, rechts die der poloidalen Komponente. Der Grad der Verdrillung ist rechts höher als links [9] In der Realität überlagern sich die beiden Felder zu einem verdrilltem Feld (Abb. 2.6). Der toroidale Anteil am Gesamtmagnetfeld unterliegt dabei dem poloidalen; er trägt zu etwa 25% bei. Abhängig von der Gestalt des Feldes treten Verformungen der Sternoberfläche auf, die im Zusammenspiel mit den extrem hohen Feldstärken zur Emission von Gravitationswellen führen [9]. Wie zuvor erwähnt werden geladene Teilchen entlang der Magnetfeldlinien beschleunigt. Sie entfernen sich folglich immer mehr vom Pulsar, bis sie schließlich mit Lichtgeschwindigkeit um ihn rotieren. Die geschieht in einem Abstand von r c = c zur Rotationsachse, dem corotation radius. Er Ω definiert den light cylinder in Abb. 2.7, innerhalb dessen Feldlinien geschlossen sind. Die daran 10

11 gebundenen Teilchen rotieren mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit wie der NS und werden wieder zu ihm zurückgeführt. θ p Abb. 2.7: Skizze der Magnetosphäre eines Pulsars mit light cylinder. Zur Vereinfachung sind hier Rotations- und Magnetfeldachse identisch [2] Feldlinien, die über den light cylinder hinausgehen sind offen. Teilchen, die von den magnetischen Polen aus an ihnen entlang fliegen, werden in die Unendlichkeit des weiten Raums abgestrahlt. Der Bereich der Sternoberfläche, aus dem offene Feldlinien entspringen ist die Polarkappe. Sie wird durch den Winkel θ p = R r c = ΩR c bestimmt [2]. 11

12 2.6. Bilder Abb. 2.8: Der Krebs Pulsar im gleichnamigen Nebel. Aufgenommen mit dem Einstein X-ray observatory satellite. Links ist ein Impuls zu sehen, rechts befindet sich der Pulsar zwischen zwei Strahlungspulsen [15] Abb. 2.9: Künstlerische Darstellung eines Pulsars mit einem weißen Zwerg als Begleitstern. Erstellt von der NASA [10] 12

13 Abb. 2.10: Der Krebs-Nebel. Zusammengesetzes Bild aus Röntgen- (blau) und optischen (rot) Aufnahmen [11] Abb. 2.11: großes Bild: zeichnerische Darstellung eines Millisekundenpulsars mit einem roten Riesen als Begleitstern. Es stellt das erste beobachtete System dieser Art dar; normalerweise akkreditiert der Pulsar so viel Masse seines Begleiters, dass dieser als weißer Zwerg zurückbleibt. Erklärungsansätze sind zum einen ein System am Anfang seiner Entwicklung, d.h. der NS konnte bisher nur wenig Masse akkreditieren, oder aber er hat den ursprünglichen weißen Zwerg abgestoßen und den roten Riesen eingefangen. Kleines Bild: Orientierung anhand einer Aufnahme des Hubblespace Teleskops [12] 13

14 3. Magnetare 3.1. Was sind Magnetare? Im März 1979 detektierten die Messapparate diverser Sonden im Sonnensystem einen Impuls sehr intensiver Gammastrahlung. Für zwei Zehntelsekunden wurden Werte dieser Wellenlänge festgestellt, die bis zu 100-mal so hoch waren wie alles zuvor Gemessene. Daran schloss sich ein mit einer 8s-Periode oszillierendes, schwächeres Signal etwas energieärmerer Gammastrahlung, sog. soft gamma rays, an. Weitere Strahlungsausbrüche derselben Quelle folgten in den nächsten vier Jahren. Die hohe Intensität verleitete Wissenschaftler zu der Annahme, dass sich das verantwortliche Objekt in der näheren Umgebung in der Milchstraße befindet. Durch Triangulation anhand der im gesamten Sonnensystem verteilten Teleskope konnte man den Entstehungsort jedoch auf einen Supernovaüberrest in der Großen Magellanschen Wolke, etwa ly entfernt, zurückführen. Das bedeutete im Umkehrschluss, dass die bei dem allerersten Ausbruch emittierte Energie wesentlich höher war als bisher geschätzt. Solche Energiemengen konnten nicht von durchschnittlichen Sternen aufgebracht werden, es kamen also nur Schwarze Löcher oder Neutronensterne in Frage. Erstere sind allerdings nicht fähig, regelmäßige Impulse elektromagnetischer Strahlung auszusenden; Es muss sich demzufolge um NSe handeln. Aber das registrierte Strahlungsprofil unterschied sich grundlegend von dem der bisher bekannten NSe, insbesondere der Pulsare. Auch war die kontinuierlich abgegebene Strahlung energiereicher als durch gängige Modelle prognostiziert. Es galt, die Frage zu klären, wo diese Energie herkommt. Rotation schied aus, da die Periode mit acht Sekunden viel zu lang war. Bleibt noch ein Magnetfeld wie es nie zuvor nachgewiesen wurde. Es ist bei üblichen Pulsaren schon extrem groß, die neue Sternklasse sollte also einen Namen erhalten, der dessen würdig ist: Magnetare. Sie weisen Flussdichten von bis zu Gauß auf [8]. Außerdem rotieren sie mit einer Periode von T~1 12 s, die etwa um T s s zunehmen [13] Entstehung des Magnetfelds von Magnetaren Derart starke Felder bedürfen eines besonderen Entstehungsprozesses. Ein entscheidender Faktor ist die Konvektion im Stern. Ionisiertes Gas als guter elektrischer Leiter kann Magnetfeldlinien mitziehen, wenn es sich bewegt. Daher wird das Magnetfeld ständig umsortiert und teilweise verstärkt [8]. In welchem Maße es dazu kommt hängt von der Rossby-Zahl Ro = T τ kon ab. Die Konvektions-Zirkulationszahl τ kon steigt mit dem Grad der Umwälzung des Sternmaterials. Wenn Ro 1, so überwiegt die schraubenförmigen Bewegung gegenüber der durch Rotation erzeugten Streuung, und ein Dynamoprozess setzt ein. Er steigert die Magnetfeldstärke. Damit er einsetzen kann muss die Periode des neugeborenen NSs hinreichend klein sein, abhängig von den Vorgängen im Inneren in der Größenordnung einer Millisekunde [14]. 14

15 3.3. Besondere Magnetare: Anomalous X-Ray Pulsars und Soft Gamma Repeaters Der erste beobachtete Magnetar wies sich durch sein seltsames Strahlungsprofil wiederholender niederenergetischer Gammastrahlen aus. Bei einem einzigen Strahlungsausbruch emittierte er eine Energie, die die Sonne in Jahren aussendet. Auf eine derart gewaltige Eruption folgt ein periodisches Signal und einige Monate bis Jahre darauf ein erneuter deutlicher Ausschlag, allerdings nicht so gewaltig wie beim ersten Mal. Man nannte solche Objekte daher soft gamma repeaters (SGR) [8]. Sie sind eng verwandt mit den anomalous X-ray pulsars (AXP), die sehr ähnliche Eigenschaften aufweisen. Einziger wesentlicher Unterschied ist die Wellenlänge; AXPs strahlen wie der Name sagt im Röntgenbereich. Die anfängliche alternative Theorie, AXPs wären gewöhnliche von Materiescheiben umgebene NSe, wurde verworfen. Dann würde mehr infrarote und sichtbare Strahlung abgegeben als beobachtet [8]. Insgesamt besteht in diesem doch recht mysteriösen Bereich der Astronomie noch sehr viel Forschungsbedarf. 15

16 Literaturverzeichnis [1] W. Gebhardt, Black Holes, Neutron Stars and other Exotica, [2] M. S. Longair, High Energy Astrophysics, Cambridge, Cambridge Univ. Press, 2011, pp [3] N. K. Glendenning, Compact Stars, New York, Springer, 1997, pp [4] Nobel Media AB, [Online]. Available: [Zugriff am 28 Dezember 2015]. [5] D. R. Lorimer, Binary and Millisecond Pulsars, Living Rev. Relativity, Bd. 11, Nr. 8, 4 November [6] J. Li, A. Esamdin, R. N. Manchester, M. F. Qian und H. B. Niu, Radiation properties of extreme nulling pulsar J , 28 Juni [Online]. Available: [Zugriff am 13 Dezember 2016]. [7] A. K. Singal und H. O. Vats, Giant pulse emission from PSR B , 23 September [Online]. Available: [Zugriff am 13 Januar 2016]. [8] C. Kouveliotou, R. C. Duncan und C. Thompson, Magnetars, Scientific American, pp , February [9] N. Bucciantini, A. G. Pili und L. Del Zanna, Modeling the stucture of magnetic fields in Neutron Stars: from the interior to the magnetosphere, 9 November [Online]. Available: [Zugriff am 29 Dezember 2015]. [10] National Aeronautics and Space Administration. [Online]. Available: HI1.jpg. [Zugriff am 28 Dezember 2015]. [11] S. T. S. I. (STScI), Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar, 19 September [Online]. Available: [Zugriff am 29 Dezember 2015]. [12] ESA/Hubble, First view of a newborn millisecond pulsar?, 13 Februar [Online]. Available: [Zugriff am 28 Dezember 2015]. [13] R. Turolla und P. Esposito, Low-magnetic-field magnetars, International Journal of Modern Physics, 4 Oktober [14] R. C. Duncan und C. Thompson, Formation of very strongly magnetized neutron stars: implicationd for gamma-ray bursts, The Astrophysical Journal, Bd. 392, Nr. 1, pp. L9-L13, 10 June [15] National Aeronautics and Space Administration, Neutron Stars and Pulsars, Dezember [Online]. Available: [Zugriff am 28 Dezember 2015]. 16