Ein verrücktes Paar

Etwa alle drei einhalb Jahre spielt sich am Südhimmel dasselbe Schauspiel ab und wurde doch erst jüngst eingehender untersucht. In einem Abstand, der im Sonnensystem dem zwischen Venus und Sonne entsprechen würde, begegnen sich ein schnell rotierender Neutronenstern (ein Pulsar; ein Kunstwort aus Pulsating source of radio emission) sowie ein blauer Riesenstern.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: George Mason University, Va, USA. Vertont von Peter Rittinger.

George Mason University
Ein verrücktes Paar aus Pulsar und Blauem Riesen
(Bild: George Mason University)

Ein verrücktes Paar ist in diesem Fall keine deutsche Fernsehserie der späten 1970er Jahre, sondern eine astronomische Besonderheit. Warum aber ist eine enge Begegnung zwischen einem heißen, massiven Stern und einem schnell rotierenden Pulsar für Astronomen so interessant? Ganz einfach darum, weil sie in der Form noch nie beobachtet wurde.

So ein Blauer Riese besitzt im Gegensatz zu den womöglich bekannteren Roten Riesen, die sich erst in der letzten Phase ihres Lebens zu Riesensternen aufblähen, in jeder Lebensepoche eine enorme Ausdehnung. Die hohe Masse der Blauen Riesen hat in ihrem Inneren eine extreme Dichte sowie hohen Druck und folglich eine immense Temperatur zur Folge. Daraus resultiert eine im Vergleich zu masseärmeren Sternen hohe Reaktionsrate, was allerdings auch die Lebenserwartung der Sternriesen merklich verkürzt. Die aufgrund seiner großen Oberfläche und der hohen Umsatzrate gesteigerte Energiefreisetzung ermöglicht eine Oberflächentemperatur, die mit bis zu 35.000°C deutlich über der der Sonne mit etwa 5200 °C liegt.

Die verkürzte Lebenserwartung solcher Monstersterne wird im direkten Vergleich zu unserer Sonne deutlich. Während sie und andere ihr ähnlicher Sterne ca.10 Milliarden Jahre leuchten, durchlaufen Blaue Riesen ihre Wasserstoffbrennphase in nur einigen zehn Millionen Jahren. Zuletzt blähen sie sich zum Roten Überriesen auf und enden in einer sogenannten Typ-II Supernova.

Nach so einer Supernova bleibt in einem heißen Gasnebel ein Neutronenstern zurück, der aus einem Teil der Ursprungsmaterie des Sternes (wohl l,44 bis 3 Sonnenmassen) verteilt auf kleinstem Raum (Durchmesser um 20 Kilometer) besteht. Darüber hinaus behält der gesamte Supernova-Überrest aus Neutronenstern und Gasnebel seinen Drehimpuls bei. Vor dem Hintergrund der Erhaltung des Drehimpulses und der starken Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung des Reststerns, beschleunigt sich die Rotation des Neutronensternes, so dass die Rotationsdauer anstatt mehrerer Tage nur noch Sekunden oder gar Sekundenbruchteile betragen kann.

Nur wenige Paarkombinationen in der Astronomie sind so eigentümlich, wie massereiche Binärsysteme. Dabei kann es vorkommen, dass der massive Stern von einem Weißen Zwerg, oder wie in diesem Fall von einem kompakten Begleiter, nicht viel größer als eine durchschnittliche Großstadt, aber mit der Masse dreier Sonnen, verfolgt wird.

Lediglich vier aller bekannter massereicher Binärsysteme sind in der Lage, durch Aussenden von Gammastrahlen auf ihre engen Begegnungen aufmerksam zu machen. Und nur bei einem einzigen dieser vier Paare ist die Natur des kompakten Begleitobjektes bekannt. Darum wird dem 8.000 LJ entfernten Binärsystem PSR B1259-63 / LS 2883 auch eine entsprechend große Bedeutung zugemessen. Im weiteren Sinne wird mit Gammastrahlung jede elektromagnetische Strahlung mit Quantenenergien über etwa 200 keV (Kiloelektronenvolt, 200.000 eV) bezeichnet, unabhängig von der Art ihrer Entstehung. Im allgemeinen astronomischen Sinn aber wird die Bezeichnung insbesondere auch dann verwendet, wenn der Entstehungsprozess der Strahlung nicht bekannt ist, jedoch ausgedrückt werden soll, dass höhere Energien als bei Röntgenstrahlung (ca. 100 eV bis ca. 250 keV) vorliegen. Wenn man so will, stellt die Gammastrahlung also die extremste Form des Lichtes, bzw. der elektromagnetischen Wellen dar.

Entlang seiner Polachse sendet ein Pulsar Strahlung aus. Aufgrund seiner konstanten Drehung empfängt die Erde wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale, wenn sie im Strahlungsfeld dieser Signale liegt. Der Neutronenstern ist den Astronomen schon seit 1989 bekannt und nun beginnt das Paar, mehr und mehr seiner Geheimnisse preiszugeben.

Der Pulsar besitzt die doppelte Sonnenmasse und vollzieht 21 Umdrehungen in der Sekunde. Dabei umrundet er seinen 24 Sonnenmassen schweren und im Vergleich zur Sonne neun mal größeren Blauen Riesen in einem exzentrischen Orbit. Eingebettet ist der Blaue Riese in einer gewaltigen Scheibe aus Gas, das er rund um seine Äquatorregion verliert.

Seine dichteste Begegnung hat das Paar bei annähernd 100.0000 km Abstand voneinander. Dabei durchstößt der Neutronenstern die Gasscheibe des Blauen Riesen auf der Innenseite seines Orbits. Seine Bahn führt ihn weiter um den Riesenstern herum, bis er auf der Außenseite seines Orbits ein weiteres mal die Gasscheibe durchschlägt.

Während dieser Passage interagieren geladene Teilchen, die der Pulsar aussendet, mit der Gasscheibe. Die Teilchen werden weiter beschleunigt und die beobachtete Hochenergiestrahlung entsteht. Überraschenderweise brachte die erste Passage des Neutronensterns durch die Gasscheibe von Mitte November bis Mitte Dezeber letzten Jahres schwächere Strahlenwerte, als die zweite Passage von Mitte Januar bis Mitte Februar diesen Jahres. Die Werte der Radio- und Röntgenstrahlung blieben bei beiden Passagen gleich.

Bis dato sind noch nicht alle Daten ausgewertet und viele Antworten stehen noch aus. Eines ist allerdings schon jetzt sicher: Ab Mai 2014 ist es wieder so weit und in 8.000 Lichtjahren Entfernung durchbricht ein 20 km kleines exotisches Objekt einen blauen Riesenstern und sorgt so für ein kosmisches Schauspiel dem so leicht nichts gleich kommt.

Raumcon:

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