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. Der Schlüssel ist, wie bei Immobilien, Standort, Standort, Standort – in diesem Fall die überfüllten Grenzen des Kugelsternhaufens 47 Tucanae, wo die Sterne weniger als ein Zehntel Lichtjahr voneinander entfernt sind. Dort befinden sich fast zwei Dutzend Millisekundenpulsare. Diese große Stichprobe ist eine Goldgrube für Astronomen, die Theorien über den Ursprung von Millisekundenpulsaren testen möchten, und erhöht die Chancen, dass sie ein kritisches Übergangsobjekt wie 47 Tuc W finden.
47 Tuc W hebt sich von der Masse ab, weil es mehr hochenergetische Röntgenstrahlen produziert als die anderen. Diese Anomalie weist auf einen anderen Ursprung der Röntgenstrahlung hin, nämlich auf eine Stoßwelle aufgrund einer Kollision zwischen Materie, die von einem Begleitstern fließt, und Teilchen, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit vom Pulsar wegrasen. Regelmäßige Variationen des optischen und Röntgenlichts entsprechend der Umlaufzeit der Sterne unterstützen diese Interpretation.
Ein Team von Astronomen des Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, MA, wies darauf hin, dass die Röntgensignatur und die Variabilität des Lichts von 47 Tuc W fast identisch mit denen sind, die von einer Röntgen-Binärquelle namens J1808 beobachtet werden. Sie legen nahe, dass diese Ähnlichkeiten zwischen einem bekannten Millisekundenpulsar und einem bekannten Röntgen-Binärsystem die lang gesuchte Verbindung zwischen diesen Objekttypen darstellen.
Theoretisch ist der erste Schritt zur Erzeugung eines Millisekundenpulsars die Bildung eines Neutronensterns, wenn ein massereicher Stern zur Supernova wird. Wenn sich der Neutronenstern in einem Kugelsternhaufen befindet, führt er einen unregelmäßigen Tanz um das Zentrum des Haufens auf und nimmt einen Begleitstern auf, den er später gegen einen anderen austauschen kann.
Wie auf einer überfüllten Tanzfläche kann die Stauung in einem Kugelsternhaufen dazu führen, dass sich der Neutronenstern seinem Begleiter nähert oder Partner zu einem noch engeren Paar tauscht. Wenn die Paarung nah genug wird, beginnt der Neutronenstern, Materie von seinem Partner wegzuziehen. Wenn Materie auf den Neutronenstern fällt, gibt er Röntgenstrahlen ab. Ein Röntgen-Doppelsystem ist entstanden, und der Neutronenstern hat den entscheidenden zweiten Schritt zum Millisekundenpulsar gemacht.
Die Materie, die auf den Neutronenstern fällt, dreht ihn langsam in die Höhe, so wie ein Kinderkarussell durch jedes Mal, wenn es herumgeschubst wird, aufgedreht werden kann. Nach 10 bis 100 Millionen Jahren Schub dreht sich der Neutronenstern alle paar Millisekunden einmal. Schließlich stoppt aufgrund der schnellen Rotation des Neutronensterns oder der Evolution des Begleiters der Einfall von Materie, die Röntgenemission nimmt ab und der Neutronenstern tritt als radioemittierendes Millisekundenpulsar auf.
Es ist wahrscheinlich, dass der Begleitstern in 47 Tuc W – ein normaler Stern mit einer Masse von mehr als etwa einem Achtel der Sonnenmasse – ein neuer Partner ist, und nicht der Begleiter, der den Pulsar hochgedreht hat. Der neue Partner, der erst vor kurzem in einem Austausch erworben wurde, bei dem der vorherige Begleiter ausgestoßen wurde, versucht, sich auf den bereits gedrehten Pulsar zu stürzen und die beobachtete Stoßwelle zu erzeugen. Im Gegensatz dazu befindet sich der Röntgen-Binärstern J1808 nicht in einem Kugelsternhaufen und kommt sehr wahrscheinlich mit seinem ursprünglichen Begleiter aus, der auf die Größe eines Braunen Zwergs mit einer Masse von weniger als 5 % der Sonnenmasse verarmt wurde.
Die meisten Astronomen akzeptieren das binäre Spin-up-Szenario für die Erzeugung von Millisekundenpulsaren, weil sie beobachtet haben, dass sich Neutronensterne in Röntgendoppelsystemen beschleunigen, und fast alle Radio-Millisekundenpulsare befinden sich in Doppelsystemen. Ein endgültiger Beweis fehlt bisher, da über Übergangsobjekte zwischen dem zweiten und dem letzten Schritt nur sehr wenig bekannt ist.
Deshalb ist 47 Tuc W heiß. Es verbindet einen Millisekunden-Pulsar mit vielen Eigenschaften eines Röntgen-Binärsignals mit J1808, einem Röntgen-Binärsignal, das sich in vielerlei Hinsicht wie ein Millisekunden-Pulsar verhält, und liefert damit eine starke Beweiskette zur Stützung der Theorie.
Originalquelle: Chandra Röntgenobservatorium