Die Arecibo-Radiopulsarsuche mit Einstein@Home: Thema 1

Was ist ein Radiopulsar?

Radiopulsare können entstehen, wenn massereiche Sterne ihr Leben aushauchen. Hat ein massereicher Stern seinen gesamten für die Energieerzeugung vorhandenen Kernbrennstoff aufgebraucht, stößt er in einer Supernova-Explosion einen großen Anteil seiner Materie in den Raum; der innere Kern aber, der kaum mehr als ca. 1,5 Sonnenmassen enthält, fällt, getrieben von seiner eigenen Schwerkraft, in sich zusammen. Die Materie im Kern wird dabei so sehr verdichtet, dass die Elektronen in die Protonen gedrückt werden und zu Neutronen rekombinieren. Nun ist ein so genannter Neutronenstern entstanden. (Ist ein Neutronenstern schwerer als zwei bis drei Sonnenmassen, kollabiert er weiter und wird zu einem Schwarzen Loch.)

Radiopulsare sind Neutronensterne mit einem extrem starken Magnetfeld. Außerdem rotieren sie, wobei Rotations- und Magnetfeldachse gegeneinander geneigt sind. Freie Elektronen, die sich in der Umgebung (des Neutronensterns) befinden, werden entlang der Magnetfeldlinien auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt und emittieren unter anderem polarisiertes, zu einem engen Kegel gebündeltes Licht im Radiowellenbereich (ähnlich wie Synchrotronstrahlung in einem Teilchenbeschleuniger). Streift dieser Lichtkegel die Sichtlinie in Richtung Erde, sehen wir regelmäßig die Radioemission aufflackern, wie bei einem Leuchtturm. Einige Radiopulsare lassen sich auch im optisch sichtbaren Licht sowie in Röntgen- und Gammastrahlung beobachten.

Bisher konnten Neutronensterne in erster Linie als eben solche Radiopulsare beobachtet werden. Derzeit sind ungefähr 1800 Radiopulsare und zusätzlich ein halbes Dutzend Röntgenpulsare bekannt. Nur ein kleiner Anteil dieser bekannten Pulsare ist in einem Doppelsystem gebunden, wobei die zweite Komponente z. B. auch ein Weißer Zwerg sein kann. Der Vorteil von Doppelsystemen ist, daß dann mithilfe der Keplerschen Gesetze die Masse der einzelnen Komponenten bestimmt werden kann. Allerdings ist die bekannte Stichprobe nicht groß genug, um eine zuverlässige obere Grenze für die Masse von Neutronensternen bestimmen. Diese Obergrenze stellt gleichzeitig den Übergang zu Schwarzen Löchern dar. Das Wissen um diese Größe würde wiederum Aufschluß über die Physik von solch hoch verdichteter Materie geben.

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