Künstlerische Konzeption eines Doppelpulsars (Quelle: John Rowe Animations/CSIRO Astronomy and Space Science)
Künstlerische Konzeption eines Doppelpulsars (Quelle: John Rowe Animations/CSIRO Astronomy and Space Science)

Neutronensterne sind bizarre Sternenüberreste von Supernovaexplosionen. Der Kern des Sterns bricht nach dem Erlöschen der Kernfusion, die ihn bis dahin mit ihrem Strahlungsdruck stabilisieren konnte, unter dem Gewicht der darüberliegenden Massen zusammen. Der Druck ist dabei so groß, dass die Elektronen in die Atomkerne gedrückt werden und sich mit Protonen unter Aussendung von Neutrinos zu Neutronen umwandeln, so dass die Kernteilchen schließlich so dicht gepackt sind wie in einem gigantischen Atomkern. Übrig bleibt ein Objekt mit der 1,4 bis ca. 2-fachen Masse der Sonne, komprimiert auf einen Durchmesser um die 20 km. Ein Kubikzentimeter Neutronensternmasse würde ungefähr eine Milliarde Tonnen wiegen, soviel wie ein Kubikkilometer Wasser.

Da der Vorläufstern rotierte, rotiert auch der Neutronenstern, und aufgrund des Pirouetteneffekts tut er das mit rasender Geschwindigkeit, bis mehrere Male pro Sekunde. Es gibt sogar Neutronensterne, deren Drehung durch einfließendes Material von einem Begleitstern noch weiter beschleunigt wird, so dass sie sich bis zu hunderte Male pro Sekunde drehen, man spricht dann von Millisekundenpulsaren. Auch das Magnetfeld des Vorläufersterns wird in einem Neutronenstern konserviert, komprimiert und damit immens verstärkt. Wenn er hinreichend schnell rotiert und seine Magnetfeldachse gegen die Rotationsachse geneigt ist, sendet er Radiowellen aus, er wird zum Pulsar. Überstreicht der Ausstrahlungskegel die Erde, so empfangen wir periodische Radiosignale. So wurden die ersten Neutronensterne entdeckt.

 

Gleich und gleich gesellt sich gern

Als wenn ein Neutronenstern nicht schon bizarr genug wäre, gibt es sie gelegentlich sogar im Doppelpack, und solche Doppelneutronensterne sind aus wissenschaftlicher Sicht besonders spannend, weil der anhand der Radiosignale exakt messbare Tanz der beiden Sterne umeinander ein hervorragender Test für die Allgemeine Relativitätstheorie ist. So vergeht die Zeit im Schwerefeld langsamer und beschleunigte Massen sollten Gravitationswellen abstrahlen. Den ersten Hinweis auf Gravitationswellen lieferte dann auch bereits 1981, lange vor der direkten Messung 2015 durch das LIGO-Gravitationswellen-Interferometer, der nach seinen Entdeckern benannte Hulse-Taylor Pulsar PSR1913+16, bei dem zwei Neutronensterne sich umkreisen, von denen einer ein Pulsar ist.

Beobachtete (rote Punkte) vs. von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagte (blaue Linie) Verschiebung der Periastron-Durchgangszeiten aufgrund der Abstrahlung von Gravitationswellen für den Hulse-Taylor-Pulsar. Bild: Wikimedia.org, gemeinfrei.

Beobachtete (rote Punkte) vs. von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagte (blaue Linie) aufsummierte Verschiebung der Umlaufperiode aufgrund der Abstrahlung von Gravitationswellen für den Hulse-Taylor-Pulsar. Bild: Wikimedia.org, gemeinfrei.

Natürlich gelingt es nicht, so ein Objekt im Teleskop umeinander kreisen zu sehen; die Umlaufzeit der Neutronensterne kann vielmehr durch Messung der Radiofrequenz des Pulsars exakt bestimmt und beobachtet werden, denn wenn er sich uns nähert, wird seine Frequenz durch die Bewegung in unsere Richtung und den Dopplereffekt ein wenig erhöht, bzw. ein wenig abgesenkt, während er sich von uns entfernt; gleichzeitig kann man so die Geschwindigkeit und die Massensumme der beiden Objekte bestimmen. Wenn man den Umlauf viele Perioden lang beobachtet, kann man die Umlaufzeit auf Sekundenbruchteile genau bestimmen. Und beim Hulse-Taylor-Pulsar fand man genau die durch Abstrahlung von Gravitationswellen erwartete Verringerung der Umlaufzeit, denn wenn die Sterne Energie abstrahlen, rücken sie enger zusammen und kreisen schneller umeinander. Im Bild oben ist zu sehen, wie der Start der Umlaufperiode, z.B. der Durchgang auf der Bahn durch die Sichtlinie zum Beobachter, mit den Jahren zunehmend früher eintritt, weil sich die Umlaufzeit verkürzt. Irgendwann werden sie kollidieren – was LIGO im August 2017 zum ersten Mal bei einem Neutronensternpaar in einer fernen Galaxie nachweisen konnte.

Einen noch besseren Test für die Relativitätstheorie ermöglichte die Entdeckung des bislang einzigen aufgespürten Doppelpulsars PSR J0737-3039, denn da hier beide Neutronensterne Radiosignale aussenden, konnte man  die einzelnen Massen und die genauen Umlaufbahnen bestimmen. Dies erlaubte die Messung von mehreren, von der Relativitätstheorie vorhergesagten Effekten: Apsidendrehung (siehe unten), gravitative Rotverschiebung, Gravitationswellenabstrahlung und die Shapiro-Verzögerung. Außerdem konnte mit seiner Hilfe die Rate von Neutronenstern-Verschmelzungen in der Milchstraße besser abgeschätzt werden.

Das PALFA-Programm

Seit 2004 sucht ein unter der merkwürdigen Abkürzung PALFA (Arecibo L-band Feed Array 1.4 GHz Survey for radio Pulsars) laufendes Kooperationsprogramm mit dem 305-m-Radioteleskop bei Arecibo auf Puerto Rico nach Pulsaren. Das Arecibo-Observatorium kann aufgrund seines festen Einbaus in einem Talkessel nur einen kleinen Teil der Milchstraße beobachten, zwei Zonen die von Puerto Rico aus gesehen durch den Zenit ziehen, und zwar die Bereiche 32°-77° und 158°-214° galaktischer Länge. Im Bereich von ±5° galaktischer Breite sucht man im sogenannten L-Band von ca. 1,4 GHz (21 cm Wellenlänge) diese Zonen nach den Radiosignaturen von Pulsaren ab. Trotz des beschränkten Suchbereichs wurden von PALFA bisher insgesamt 180 neue Pulsare aufgespürt, darunter 22 Millisekundenpulsare und  3 Doppelneutronensterne.

Das PALFA-Projekt verwendet sowohl vollautomatische Suchpipelines, die auf einem Rechner vor Ort in Arecibo und auf dem Guillimin-Rechner der McGill-Universität in Montreal, Kanada laufen, als auch das Citizen-Science-Projekt Einstein@Home, um nach Pulsar-Signalen zu suchen. Die aufgenommenen Daten liegen auf Rechnern der Cornell University in Ithaca, New York und enthalten mehrere Millionen Kandidatensignale, die noch zu untersuchen sind. Es wird erwartet, dass das Projekt 1000 Terabytes an Daten produzieren wird.

 

PSR J1946+2052

In einer in den Astrophysical Journal Letters vom 20. Februar 2018 veröffentlichten Arbeit berichtet eine internationale Forschergruppe um Kevin Stovall, auch unter Beteiligung von Instituten aus Deutschland, von der Entdeckung eines neuen Doppelneutronensterns. Mit der lokalen Rechnerpipeline in Arecibo, welche die Daten beinahe in Echtzeit analysiert, fand man im Juli 2017 die Signatur eines Pulsars mit einer Periode von 17 ms – also eines Millisekunden-Pulsars – der in nur 260 s Beobachtungszeit merklich seine Periode änderte, d.h. er beschleunigte offenbar, was darauf hindeutete, dass er ein anderes Objekt eng umkreiste. Im August und September wurde der Pulsar noch einmal von Arecibo sowie in Green Bank aus mit alternativer Empfänger-Hardware und Software zur Bereinigung des Signals von Ausbreitungseffekten beobachtet. Man suchte dabei auch nach Pulsarsignalen des Begleiters, fand jedoch keine.

Die Auflösung selbst des großen Arecibo-Radioteleskops beträgt nur 3,35 Winkelminuten, was zu ungenau ist, um die Quelle mit anderen möglicherweise optisch bereits katalogisierten Objekten zu identifizieren. Daher wurde das Very Large Array in New Mexico eingesetzt, welches dank Radiointerferometrie eine viel bessere Auflösung und damit Positionsmessung auf 0,09 Bogensekunden genau ermöglichte. Das Objekt befand sich demnach bei Rektaszension α=19h46m14,13s und Deklination δ=+20°52’24,64″, und daraus leitet sich der Name des Pulsars ab. Man suchte in verschiedenen Katalogen von Infrarot- und optischen Objekten nach einer Quelle an der betreffenden Position, fand jedoch nur jeweils den Vermerk über ein ausgedehntes Objekt dicht bei der Position, also eine Galaxie.

Darin konnte die Quelle jedoch nicht liegen: Man kann die Entfernung eines Pulsar im Radiobereich anhand der Dispersion des Radiosignals abschätzen: wie Licht in einem Medium werden Radiowellen an Elektronen im Gas der Milchstraße verlangsamt, und diese Verlangsamung ist wellenlängenabhängig, was zu einer Frequenzverbreiterung des Signals führt. Aus dieser Verbreiterung und der ungefähr bekannten Elektronendichte in der Milchstraße kann man auf die Entfernung rückschließen. Diese wurde mit 3,5-4,2 kpc (Kiloparsec) abgeschätzt, das entspricht 11,4 bis 13,7 tausend Lichtjahren und ist damit deutlich innerhalb der Milchstraße.

 

Entstehung des Systems

Aus der Rate, mit der sich die Pulsationsperiode verringert, ließ sich das Alter des Pulsars auf 290 Millionen Jahre abschätzen, und er hat, wie eingangs schon angesprochen, einen unsichtbaren Begleiter, mit dem er um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreist. Darauf deutet auch hin, dass sich seine Pulsationsperiode nur langsam verringert, was typisch für sogenannte “recycelte Pulsare” ist. Das sind Pulsare, deren Rotation sich mit dem Alter durch die Abstrahlung von Radiowellen verlangsamt hat, die aber dann durch einsetzenden anhaltenden Zufluss von Gas eines engen Begleitsterns wieder an Drehmoment gewinnen und so zu Millisekundenpulsaren werden.

Leider lässt sich die Masse der beiden Objekte bisher nur in Summe messen, sie beträgt 2,5 Sonnenmassen. Für den unsichtbaren Begleiter potenziell in Frage käme damit ein Weißer Zwerg oder ein Neutronenstern – ein schwarzes Loch wäre zu massiv, ein gewöhnlicher Stern zu groß und nicht unsichtbar. Ein Weißer Zwerg würde aber eher dazu neigen, die Bahn des Pulsars zu zirkularisieren, also kreisförmig zu machen; beobachtet wurde hingegen, dass die Bahn eine vergleichsweise hohe Exzentrizität hat (also eher elliptisch ist), was für eine frühere Supernova des Begleitsterns spricht, denn die explodieren normalerweise asymmetrisch und geben dem verbleibenden Sternenrest dann einen “Kick” wie ein Raketenantrieb. Damit muss der Begleiter ein Neutronenstern sein: es handelt sich um einen Doppelneutronenstern.

Die beiden Sterne umkreisen sich in einem mittleren Abstand von 346000 km, was nicht ganz der Strecke von der Erde zum Mond entspricht. Die Umlaufzeit beträgt dabei aber nur 1h53min ! Dies ist damit das engste Paar unter den bisher 16 bekannten Doppelneutronensternen.

Die Autoren konnten zurückrechnen, dass das System bei der Entstehung des Pulsars bereits recht eng mit einer Umlaufzeit von rund 4h und die Bahn relativ kreisförmig war. Die Autoren sehen in dem Doppelneutronenstern eine weiter fortentwickelte Kopie des Doppelpulsars J0737-3039. Bei diesem schließt man aus der geringen Eigenbewegung, mit der sich das System durch den Raum fortbewegt, aus der kreisförmigen Bahn und der geringen Diskrepanz zwischen Achsen- und Bahnneigung, dass der “Kick” des zuletzt explodierten Sterns nur gering gewesen sein kann (immerhin 70 km/s). Dies ist wiederum dann zu erwarten, wenn der ältere Neutronensternpartner der angehenden Supernova viel Material abgezogen hat und diese dann bei der Explosion nur einen geringen “Kick” entwickeln konnte. Außerdem entsteht so ein Neutronenstern mit untypisch kleiner Masse von nur 1,25 Sonnenmassen. Bei normalen Supernovae sind die Reste stets schwerer als 1,4 Sonnenmassen, der Chandrasekhar-Grenze zu den Weißen Zwergen. Für PSR  J1946+2052 erwarten die Autoren ebenfalls eine kleine Masse des Begleiters, eine geringe Eigenbewegung des Systems und keine Veränderung des Profils der Pulse aufgrund einer Präzession der Pulsarachse, die bei stärkerer Achsneigung zu erwarten wäre. Dies wollen die Autoren anhand weiterer Beobachtungen überprüfen.

 

Relativistische Effekte

Wie eingangs erwähnt sind Doppelneutronensterne hervorragende natürliche Labore zur Überprüfung der Allgemeinen Relativitätstheorie. Aus dieser folgen für enge Systeme mit großen Massen sogenannte “Postkeplersche Bahnelemente”, die zusätzlich zu den Keplerelementen gelten, die auf Newtons Gravitationsgesetz beruhen. Eines dieser postkeplerschen Elemente ist die Rate der Apsidendrehung (weitere wurden eingangs beim Doppelpulsar genannt). Einstein hatte einst die Drehung des Merkur-Perihels erfolgreich mit der Allgemeinen Relativitätstheorie erklären können.

Drehung der Apsidenlinie. Bild: Wikimedia Commons, gemeinfrei.

Drehung der Apsidenlinie. Bild: Wikimedia Commons, gemeinfrei.

Ein Teil der Periheldrehung des Merkur, die 571,91 Bogensekunden pro Jahrhundert beträgt,  geht auf Störungen der Bahn durch die anderen Planeten zurück, aber ein kleiner Teil von nur 43,11″/Jahrhundert ist auf die Relativitätstheorie zurückzuführen.

J1946+2052 ist das Doppelneutronenstern-System mit der bisher kleinsten bekannten Umlaufzeit, und es zeigt entsprechend die größte Rate der Apsidendrehung. Sie beträgt 25,6° pro Jahr. Aus dieser Rate kann man im Rahmen der Relativitätstheorie darauf schließen, dass der Pulsar höchstens 1,31 Sonnenmassen und der Begleit-Neutronenstern mindestens 1,18 Sonnenmassen haben muss.

Wie sich die 2,5 Sonnenmassen genau auf die beiden Neutronensterne verteilen, kann man erst durch Bestimmung der Shapiro-Laufzeitverzögerung der Pulse im Schwerefeld des Begleiters schließen. Bei exakt gleichen Massen von 1,25 Sonnenmassen würde man eine Verzögerung von 0,262 ms erwarten, bei geringerer Masse des Begleiters demnach etwas weniger. Den Wert wollen die Autoren mit 10% Genauigkeit bis Mitte 2019 und mit 1% Genauigkeit bis Mitte 2025 bestimmt haben. Ebenso soll der Verfall des Orbits durch die Abstrahlung von Gravitationswellen auf 7,5% Genauigkeit bis Mitte 2019 und auf 0,2% bis Mitte 2025 gemessen werden. Die Bestimmung der Verfallsrate der Umlaufzeit soll eine Überprüfung der Vorhersage der Allgemeinen Relativitätstheorie mit einer Genauigkeit von 0,015%  ermöglichen – eine Größenordnung genauer als beim Hulse-Taylor-Pulsar, der bisher genauesten Messung (s.o.).

Aufgrund der geschätzten Verfallsrate der Umlaufzeit sagen die Autoren voraus, dass die beiden Neutronensterne in 46 Millionen Jahren verschmelzen werden, was deutlich kleiner als der für den Doppelpulsar bestimmte Zeitrahmen von 85 Millionen Jahren ist. Bereits jetzt strahlen die Neutronensterne eine Gravitationswellen-Leuchtkraft von 13% der Sonnenleuchtkraft (in elektromagnetischer Strahlung) ab. Beim Doppelpulsar sind es nur 6,2% und der bisherige Rekordhalter PSR J1757-1854 bringt es auf 10,8%.

Angesichts des kleinen Blickfelds des Arecibo-Radioteleskops rechnet man damit, dass es tausende solcher Systeme in der Milchstraße gibt. Durch das Aufspüren und Untersuchen weiterer Exemplare werden wir zukünftig besser verstehen, wie sie entstehen und schließlich miteinander verschmelzen, was wiederum unser Verständnis für die entsprechenden Gravitationswellenereignisse, die wir künftig häufiger beobachten werden, vertiefen wird.

 

Referenzen:

Originalartikel: K. Stovall et. al., “PALFA Discovery of a Highly Relativistic Double Neutron Star Binary“, The Astrophysical Journal Letters, 854:L22, 20. Februar 2018.

Artikel auf AAS Nova: Susanna Kohler, “PALFA Discovers Neutron Stars on a Collision Course“, 26. Februar 2018.

Über PALFA: ALFA Pulsar Studies, The PALFA Survey: Going to great depths to find radio pulsars, PALFA Survey

Kommentare (27)

  1. #1 stone1
    10. März 2018

    Wieder ein beeindruckender Artikel, gute Samstagvormittagsreiselektüre.
    Danke auch für das Erwähnen von Einstein@home, erinnert mich daran dass ich BOINC nach dem frischen Aufsetzen des Hauptrechner-OS im Rahmen des digitalen Frühjahrsputzes noch nicht installiert habe.

    Erst kürzlich bin ich von einem Neffen auf den Begriff “Magnetar” hingewiesen worden, eine bestimmte Art von Pulsaren, von der ich beschämenderweise noch gar nicht gehört hatte.
    Habs natürlich inzwischen nachgeschlagen, ein Grundlagenartikel zu den verschiedenen Erscheinungsformen von Neutronensternen, von Alderamin formuliert, wäre jedenfalls willkommen.

  2. #2 Alderamin
    10. März 2018

    @stone1

    Danke! Einstein@Home hat in der Tat in den PALFA-Daten vor ein paar Jahren (hab’s gerade nicht mehr präsent, wann genau) einen Doppelneutronenstern gefunden.

    Magentare kommen auf jeden Fall auch mal dran, aber bei den Grundlagen arbeite ich mich allmählich hoch, das wird noch ein bisschen dauern. Es sei denn, es gibt etwas Aktuelles zu einem Magnetar zu berichten (wie hier bei dem Doppelneutronenstern).

  3. #3 Das liebenswürdige Scheusal
    11. März 2018

    Alderamin

    So sehr ich deine texte mag. Sie sind einfach zu lang. Mach Serien draus. Erleichtert dir das veröffentlichen und Leuten wie mir, mit kürzerer Aufmerksamkeitsspanne, das Lesen.

  4. #4 stone1
    12. März 2018

    @Das liebenswürdige Scheusal

    Erleichtert dir das veröffentlichen

    Hab zwar selbst nur ein Quäntchen Erfahrung im Bloggen, aber das muss ich doch vehement verneinen. Ein Aufsplitten eines Beitrags erhöht den Aufwand sogar erheblich, die nötigen Mausklicks nimmt dir die Autorensoftware nicht ab. Bloggen besteht nicht nur aus dem Schreiben alleine.
    Von der entstehenden Aufsplitterung der Kommentare zum jeweiligen Thema will ich gar nicht anfangen.

    Ich halte auch das Veröffentlichen eines Beitrags auf mehreren Seiten, die man unter dem Artikel einzeln anklicken kann oder “Auf einer Seite lesen” auswählt, für nicht notwendig. Immerhin wäre das ein weder für den Blogger noch für die Leser besonders aufwändiger Mittelweg.

    Wenn ich längere Artikel nicht in einem Rutsch lesen kann oder will, lass ich einfach die Seite im Browser geöffnet und lese weiter, wenn ich dazu komme.

    Das wäre doch mal eine Frage, worüber man in diesem noch taufrischen Blog eine Leserbefragung durchführen könnte. Nur so als eventuell überlegenswerte Anregung @Alderamin.

  5. #5 Nestiiii
    Linz
    12. März 2018

    @stone1, @Das liebenswürdige Scheusal

    Leserbefragung:
    Was ich mir von einem Wissenschaftsblog erwarte: Details, Tiefe -> Länge.
    Wenn ich Kurzinfos will, kann ich die üblichen “News” lesen…
    Sehr gut gemacht also für mich Alderamin – höchstens an der Formatierung kann man immer noch etwas feilen.

  6. #6 Alderamin
    12. März 2018

    Also, die ersten Artikel über die Ariane, das CCD-Paper und vor allem die Koordinatensysteme sind zugegebenermaßen etwas lang geworden, vor allem letzterer blähte sich beim Schreiben auf wie das Universum. Den hätte ich besser teilen sollen und das wäre auch problemlos möglich gewesen. Aber einen Artikel über ein einzelnes Paper möchte ich eigentlich nicht aufteilen, ich kann dann höchstens Details weglassen oder tabellarisch werden.

    Wenn man mal den AAS Nova Artikel zum Vergleich nimmt, der ist zwar kürzer, der haut den Lesern aber auch die Pulsationskurve unerklärt um die Ohren und zählt nur die wichtigsten Messdaten in kurzer Schlagfolge auf, aber nicht, wie sie gewonnen wurden, warum man nur die Gesamtmasse kennt, wie sich die nichtkeplerschen Effekte zeigen, wie das System entstanden ist usw., was alles im Paper drin stand. Den Nova-Text einfach übersetzen wollte ich nicht, ich wollte das Paper wiedergeben, so komplett ich das den Lesern und mir zumuten konnte (den Teil über die Statistik der Häufigkeit von Pulsaren hatte ich selbst nicht so richtig verstanden und lieber weggelassen).

    Mit dem obigen war ich längenmäßíg eigentlich ganz zufrieden. Da ich noch nichts über Pulsare geschrieben hatte auf das ich hätte verweisen können, habe ich anfangs ein bisschen ausgeholt (gut, hätte einen Artikel von Florian verlinken können). Aber diese Länge ist ungefähr das, was Ihr von mir erwarten könnt (dafür sind es bei mir dann auch weniger Artikel als bei Florian; die Schlagzahl wird sicher noch etwas abnehmen, im Moment sprudelt es noch aus mir heraus). Wer meine Kommentare kennt weiß, dass ich gerne ausführlich bin, das ist mein Stil. Dafür mache ich öfters mal ein Unterkapitel.

    Den Artikel auf mehrere Seiten verteilen möchte ich ungern, ich find’s selbst immer schöner bei anderen Artikeln auf Scienceblogs, wenn man runterscrollen und die Länge auf einen Schlag sehen kann, dann kann man entscheiden, ob man sich gerade dann die Zeit nimmt, ihn zu lesen, oder später.

    Jeder Jeck Blogger ist halt anders. Aber ich versuche künftig mehr darauf zu achten, nicht allzu lang zu werden.

  7. #7 tomW
    12. März 2018

    Hallo Alderamin,

    weiß man eigentlich, wie so ein Neutronenstern aus der Nähe aussehen würde? Würde er leuchten oder eher dunkel sein, haben die Dinger so etwas wie eine Farbe?

  8. #8 Captain E.
    12. März 2018

    @tomW:

    Wenn ich mich nicht sehr irre, müsste ein Neutronenstern ziemlich heiß sein, und somit ein sehr helles Licht abgeben. Für das menschliche Auge müsste das daher weiß aussehen. Die höherfrequentere Strahlung des Neutronensterns dürfte allerdings eine mögliche Beobachterposition zu einem ziemlichen ungemütlichen Ort machen.

  9. #9 Alderamin
    12. März 2018

    @tomW

    Er würde normalerweise leuchten, weil Neutronensterne extrem heiß sind (wenn sie nicht uralt und abgekühlt sind; müsste jetzt recherchieren, wie lange das dauert). Wegen der hohen Temperatur müsste sein Licht blau-weiß sein, etwa wie Rigel im Orion, aber beim Crab-Pulsar finde ich zwei Farbangaben, die nicht so recht zu einem Temperaturstrahler passen, der ist im Visuellen eher gelblich, im Bereich Blau bis UV eher zu kurzen Wellenlängen hin heller, ich nehme an, dass der Lichtkegel des Hot Spots eine andere Farbe als der Rest des Objekts hat (über die Farbinidizes U-B und B-V schreibe ich demnächst mal etwas).

    Da ein Pulsar ziemlich klein ist, hat er aber nicht viel leuchtende Fläche, deswegen ist er im Vergleich zu echten Sternen nicht sehr hell. Der Vela-Pulsar hat 23,6 Größenklassen scheinbare Helligkeit in 250 LJ Entfernung, das wären dann 16,6 Größenklassen in 10 pc = 32 LJ Entfernung; da wäre die Sonne mit 4,8 absoluten Größenklassen ca. 50000mal heller, und die ist eigentlich keine so große Leuchte.

    Das Bild oben über dem Artikel ist jedenfalls keine besonders gute Repräsentation, weder farblich, noch vom Maßstab her. Der Doppelneutronenstern hat einen Abstand von fast dem des Mondes von der Erde, und die beiden Sterne sind nur ein paar km groß. Da würde man aus der Nähe nur zwei extrem helle, blauweiße Punkte sehen, die sich aber recht zügig bewegen würden.

  10. #10 Captain E.
    12. März 2018

    @tomW:

    Apropos “weiß”: Unsere Sonne sieht ja auch ziemlich weiß aus, obwohl sie astronomisch gesehen ein Gelber Zwerg ist, und selbst die viel kleineren Roten Zwerge kämen einem menschlichen Beobachter recht weiß vor. Das hat insgesamt aber mehr mit der Wirkungsweise des menschlichen Auges zu tun als mit dem abgestrahlten Spektrum.

    Die spektakulären astronomischen Fotos sind leider nichts, was man als Mensch mit seinen eigenen Augen sehen könnte, selbst wenn man mit einem überlichtschnellen Science Fiction-Raumschiff näher heranfliegen könnte.

  11. #11 tomW
    12. März 2018

    Alderamin und Captain E.

    Vielen Dank, wieder etwas gelernt.
    Das bringt mich gleich zu einer neuen Frage: Dieses exotische Material, aus dem Neutronensterne bestehen: kann man so etwas auch künstlich herstellen bzw. ist so etwas stabil?

  12. #12 Alderamin
    12. März 2018

    @tomW

    Nein und nein. Die Neutronen werden nur durch die gewaltige Schwerkraft zusammengehalten, kleinere Stücke davon würden nicht stabil sein. Selbst die Oberfläche des Neutronensterns ist noch von normalen Atomen bedeckt, nur unter dem Druck im Inneren bleiben die Neutronen gebunden, sonst würden sie sofort ausbrechen.

    Einzelne Neutronen zerfallen mit einer Halbwertszeit von 10 Minuten wieder zu Protonen. Deswegen entstehen bei Neutronensternverschmelzungen aus den Überresten schwere Elemente wie Gold und Uran, die große Mengen an Neutronen enthalten, wie wir im vergangenen Jahr gelernt haben. (Nachweis von Gravitationswellen eines verschmelzenden Doppelneutronensterns und Beobachtung der Überreste).

  13. #13 Captain E.
    12. März 2018

    @tomW:

    Tja, es ist zugleich völlig normal und zugleich sehr exotisch. Man bezeichnet es auch als “entartete Materie”, und das ist sicherlich nicht politisch zu verstehen. Die Neutronen sind in einem Neutronenstern ähnlich dicht gepackt wie in einem Atomkern, nur sind sie da mit Protonen gemischt und kein dermaßen reines Neutronium (einige Protonen und Elektronen gibt es natürlich immer noch). Und von der Menge her kommen Atomkerne logischerweise auch bei weitem nicht einen Neutronenstern heran. Die Ionen und Elektronen an der Oberfläche kann man aber natürlich herstellen – das nennt sich Plasma. Aber schon etwas tiefer sind die (Eisen-) Ionen dermaßen neutronenreich, dass sie unter irdischen Bedingungen schnell zerfielen. Im Kern könnte es freie Pionen und Kaonen geben, die sonst nur bei bestimmten Zerfallsprozessen auftreten und sehr kurzlebig sind, möglicherweise als “Bose-Einstein-Kondensat”. So etwas lässt sich bis zu einem gewissen Grad sogar im Labor herstellen, aber wohl nicht aus diesen Teilchen. Ganz tief im Innern könnte es sogar ein Quarks-Gluon-Plasma geben, und das bekommt man im Labor meines Wissens gar nicht hin.

    Für alles gilt aber, dass die Gravitation der große Stabilisator ist. Von daher tippe ich darauf, dass die gesamte entartete Materie sich schlagartig verändern würde, könnte man sie extrahieren. Freie Neutronen zerfielen in Protonen, Elektronen und Antineutrinos, Quarks verbänden sich zu Neutronen und Protonen, exotische Eisenisotope würden per Betazerfall zu höheren Ordnungszahlen trasnmutieren, bis stabile Isotope erreicht wären.

  14. #14 Captain E.
    12. März 2018

    @Alderamin:

    Wie muss man sich das vorstellen? In etwa so? Durch den Einfluss der Gravitation des anderen Neutronensterns, vor allem in der Form des Gezeiteneffekts und natürlich auch der Wucht des eigentlichen Zusammenpralls werden schwere Atomkerne aus der Hülle (z.B. Eisen und Nickel) und die freien Neutronen losgeschlagen. Die Atomkerne, soweit sie “zu” neutronenreich sind, mutieren per Betazerfall das Periodensystem hinauf und stehen gleichzeitig unter dem Einfluss eines massiven Neutronenflusses. Die Neutronen lagern sich an die (teils immer noch instabilen) Kerne an und die Betazerfälle gehen weiter und weiter. Nur mal ein par Zahlen: Eisen hat 26 Protonen im Kern, Nickel 28, Gold 79, Uran 92 und Plutonium 94. Da müssen sich also etliche Neutronen umwandeln, um die Ordnungszahl so weit zu erhöhen, und es müssen auch viele von schwereren Kernen eingefangen werden. Freie Neutronen zerfallen ja “nur” zu Wasserstoffkernen (= Protonen).

    Und wenn man es genau bedenkt, hatte die Schwerkraft der Neutronensterne einen Großteil der zuvor im Vorgängerstern erbrüteten Atome wieder zerschlagen und in Neutronen (oder womöglich sogar Quarks-Gluon-Plasma) verwandelt nur kraft der eigenen Gravitation. Die Menge der freigesetzten Gold- oder Uranatome dürfte trotzdem nur eine fast homöopathische Menge der Masse der Neutronensterne ausmachen, oder?

  15. #15 Alderamin
    12. März 2018

    @Captain E.

    Da bin ich kein Experte. Auf Wikipedia steht etwas über den R-Prozess, der da stattfinden soll. Oder frag’ mal bei Hans Zekl nach, der kennt sich damit anscheinend gut aus und hat das Thema in einem Blogartikel angeschnitten.

    Freie Neutronen zerfallen ja “nur” zu Wasserstoffkernen (= Protonen).

    Auch in Kernen mit vielen Neutronen gebundene Neutronen zerfallen zu Protonen (Beta-Minus-Zerfall). Ein Neutronenhaufen wird schnell zu irgendwelchen schweren Elementen mit vielen Protonen zerfallen. Die Kilonova der GW170817 leuchtet noch immer, garantiert wegen der Kernprozesse in der Explosionswolke.

    Die Menge der freigesetzten Gold- oder Uranatome dürfte trotzdem nur eine fast homöopathische Menge der Masse der Neutronensterne ausmachen, oder?

    Ja, aber trotzdem ist sie die vermutlich und überraschenderweise die Hauptquelle aller schweren Elemente.

  16. #16 tomW
    12. März 2018

    Fragestunde:

    Um wieviel langsamer würde eigentlich eine Uhr auf der Oberfläche eines solchen Objektes gehen?

    Und wenn zwei Neutronensterne kollabieren, bilden diese dann ab einer bestimmten Gesamtmasse ein schwarzes Loch?

    Danke für eure überaus verständlichen Antworten!

  17. #17 Captain E.
    12. März 2018

    @Alderamin:

    Da bin ich kein Experte. Auf Wikipedia steht etwas über den R-Prozess, der da stattfinden soll. Oder frag’ mal bei Hans Zekl nach, der kennt sich damit anscheinend gut aus und hat das Thema in einem Blogartikel angeschnitten.

    Wikipedia ist allerdings noch auf dem Stand, dass Supernovae die Hauptakteure seien. Ja, den r-Prozess meinte ich, aber dazu müssen die Neutronen ja erst einmal in ausreichender Dosierung freigesetzt werden. Das Ganze ist ja eine endotherme Reaktion, schluckt also ganz gewaltig Energie.

    Die Entstehung protonenreicher Isotope erklärt so etwas leider noch nicht. Daran arbeitet man wohl noch. Es gibt natürlich die “Photodesintegration”, die eine Erklärung wäre.

    Auch in Kernen mit vielen Neutronen gebundene Neutronen zerfallen zu Protonen (Beta-Minus-Zerfall). Ein Neutronenhaufen wird schnell zu irgendwelchen schweren Elementen mit vielen Protonen zerfallen. Die Kilonova der GW170817 leuchtet noch immer, garantiert wegen der Kernprozesse in der Explosionswolke.

    Richtig, nur tragen einsame Neutronen nichts dazu bei, die ganz schweren Brocken zu synthetisieren. Die bilden einfach nur wieder (in kleinen Mengen) Wasserstoff. Als Teil eines schweren Atoms führt ihr Zerfall halt zur Transmutation: Neutron raus, Proton rein, Ordnungszahl eins hoch und fertig ist ein neues Element.

    Ja, aber trotzdem ist sie die vermutlich und überraschenderweise die Hauptquelle aller schweren Elemente.

    Und das mehr als die üblichen Verdächtigen, die Supernovae. Aber es gilt, was ich oben geschrieben habe: Die Synthetisierung ist endotherm, schluckt also viel Energie. Na ja, nicht so viel wie die Fusion von Wasserstoff oder Helium freisetzt. Die Bindungsenergiekurve verläuft bei diesen Elementen wesentlich flacher. Aber da wird trotzdem einiges an Energie in all den Elementen jenseits von Eisen und Nickel deponiert.

  18. #18 tomW
    12. März 2018

    kollidieren

    sorry

  19. #19 UMa
    12. März 2018

    @Captain E.:
    Nach den Quellen hier werden wohl bei so einer Neutronensternverschmelzung etwa 0,04 Sonnenmassen Materie freigesetzt, davon vielleicht 0,01 Sonnenmassen r-Prozess Elemente.

    https://en.wikipedia.org/wiki/R-process
    https://arxiv.org/abs/1610.09381
    https://arxiv.org/abs/1710.05858
    http://physicstoday.scitation.org/doi/pdf/10.1063/PT.3.3815

  20. #20 Blake
    12. März 2018

    Bitte Artikel nicht aufteilen.
    Ich mag es lang. 😀

  21. #21 Blake
    12. März 2018

    Und unbeschnitten.

  22. #22 Captain E.
    13. März 2018

    @UMa:

    Nach den Quellen hier werden wohl bei so einer Neutronensternverschmelzung etwa 0,04 Sonnenmassen Materie freigesetzt, davon vielleicht 0,01 Sonnenmassen r-Prozess Elemente.

    Und die übrigen 0,03 Sonnenmassen? Wie bei der Verschmelzung von Schwarzen Löchern die Rotationsenergie?

  23. #23 UMa
    13. März 2018

    Andere normale baryonische Materie. Die 0,01 Sonnenmassen sind eine grobe Schätzung von mir.
    Mehr als in den Links steht, weiß ich auch nicht.

  24. #24 Alderamin
    13. März 2018

    @tomW

    Und wenn zwei Neutronensterne kollabieren, bilden diese dann ab einer bestimmten Gesamtmasse ein schwarzes Loch?

    Kommt auf die Massen der Neutronensterne an. Die exakte Grenze zwischen Neutronenstern und schwarzem Loch ist nicht genau bekannt, sie liegt wohl irgendwo zwischen 2,2 und 2,8 Sonnenmassen, und es gibt Neutronensterne mit abnormal geringer Masse unter 1,4 Sonnenmassen, es kann also gerade noch reichen (s.o., Massensumme 2,5 Sonnenmassen), dass ein Neutronenstern entsteht, insbesondere wenn er schnell rotiert, was ihn stabilisiert. Für zwei normal schwere Neutronensterne sollte aber eigentlich ein schwarzes Loch herauskommen.

    Um wieviel langsamer würde eigentlich eine Uhr auf der Oberfläche eines solchen Objektes gehen?

    Die Formel zur Berechnung der Zeitdilatation auf einer nicht-rotierenden Kugel (was ein Neutronenstern gerade nicht ist, aber sonst wird’s vermutlich kompliziert; die Formel dürfte dann aber zumindest an den Rotationspolen gelten) findet sich hier.

    Da ich rechenfaul bin, aber weiß, dass der Schwarzschildradius der Sonne rund 3 km ist und er proportional zur Masse ist, setze ich in die hintere Formel rs = 1,4 Sonnenmassen * 3 km / Sonnenmasse ein und komme bei einem Radius von ca. 10 km auf eine Dilatation von 0,76 für einen Neutronenstern von 1,4 Sonnenmassen. Die Zeit läuft also rund 25% langsamer. Wenn die Masse gegen die eines Schwarzen Lochs geht, muss sie natürlich noch langsamer gehen, beim Schwarzen Loch steht sie von außen besehen still am Schwarzschildradius.

  25. #25 scilo
    14. März 2018

    Ich mag deine Texte und sie sind mir nicht zu lang.
    Und wenn doch dann lese ich sie einfach auf Raten :-)

  26. #26 Jakalu
    15. März 2018

    Toller Artikel, toller Block. Freue mich echt das du dich entschlossen hast den Block zu starten. Vielleicht kommen ja auch mal größere Artikel zu ART oder sonstigen vielleicht eher populären Astronomie Themen?

  27. #27 Alderamin
    15. März 2018

    Danke. Kosmologie, SRT, ART kommen irgendwann auf jeden Fall mal dran, an Themen mangelt es aber noch nicht, bitte um Geduld. Zuerst mal die Grundlagen.