Pulsare

Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne mit einer gegenüber der Rotationsachse geneigten magnetischen Achse. Ein Neutronenstern ist das sehr kompakte (Radius 10 km) Überbleibsel des Kerns eines massiven Sterns (10 bis 100 Sonnenmassen), wenn dieser Stern am Ende seines Lebens als Supernova explodiert. Zur Zeit der Explosion ist aller Brennstoff für die Fusionsprozesse aufgebraucht, der Sternkern besteht aus Eisen, dem stabilsten Element. Da die Energieproduktion durch Fusion nachläßt, tut es auch der Druck, der sich bisher gegen der Last der äußeren Schichten die Waage hielt. Daher kollabiert der Stern rasch auf sein Zentrum hin, aber die zusammenstoßenden Gasmassen werden zurückgeworfen, Kernfusionsprozesse können gezündet werden, und der Stern wird so hell wie eine Galaxie: eine Supernova.

Was von einer solchen Katastrophe übrigbleibt, ist ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern, gebildet aus der Materie des Kerngebietes. In einem Neutronenstern werden die Atomkerne des Eisens zusammengequetscht, so dass der Stern im Wesentlichen ein Plasma aus Neutronen ist. Wie ein(e) Eiskunstläufer(in) während einer Pirouette sich immer schneller dreht, wenn er/sie die Arme zum Körper zusammenzieht, wegen der Erhaltung des Drehimpulses, so führt der Kollaps des langsam rotierenden Vorgängersterns zu einem Neutronenstern mit einer Rotationsdauer von 1 Sekunde oder weniger.

Während des entgültigen Zusammenfalls werden auch die magnetischen Felder des Sterns in ein kleines Volumen konzentriert, so dass die Feldstärken auf der Oberfläche des Neutronensterns extrem hoch sind: etwa 1010 Tesla, während unsere Sonne ein Feld von etwa 10-4 Tesla besitzt! Auf Grund der schnellen Rotation induziert das sich rasch ändernde magnetische Feld ein ungeheures elektrisches Feld, von etwa 1011 V/m. Dies kann bei geladenen Teilchen leicht die Schwerkaft überwinden, so dass Elektronen und Positronen von der Oberfläche des Neutronensterns weggerissen werden. Weil geladene Teilchen sich nur in einer spiralförmigen Bahn und entlang der gekrümmten magnetischen Feldlinien betwgen können, werden sie in höhere Schichten mit geringerer Dichte geleitet. Ihre gekrümmte Bahn läßt sie elektromagnetische Stahlung abgeben, die in einem schmalen Kegel entlang der Feldlinien gebündelt sind. Daher ist die Strahlung auf die Richtung der magnetischen Achse konzentriert.

Ist nun die magnetische Achse des Sterns gegenüber der Rotationachse geneigt, so sendet der Neutronenstern von seinen beiden magnetischen Polen aus enge Bündel an Strahlung aus. Die Rotation des Sterns läßt die Bündel zwei große Kreise im Raum beschreiben, genauso wie das Lichtbündel eines Leuchtturms durch die Umgebung streift.

Schema eines Neutronensterns, der um die Achse Ω rotiert, dessen magnetische Achse aber dagegen geneigt ist, wie es die Feldlinien B in der Nähe der Pole zeigen. Elektronen und Positronen werden entlang der Feldlinien beschleunigt und erzeugen Bündel elektromagnetischer Strahlung entlang der magnetischen Achse. Die Rotation führt diese Bündel herum (nach Ruderman und Sutherland, 1975).

Wenn die geladenen Partikel in größere Höhen gelangen, wo die Dichte geringer ist, verlagert sich der Schwerpunkt der abgegebenen Strahlung nach tieferen Frequenzen. So wird beim Durchlaufen durch die Magnetosphäre ein breites Spektrum erzeugt, was von γ und Röntgenstrahlen bis zu Radiowellen reicht.

Die Frequenz der Strahlung die in einer Zone entsteht, nimmt mit zunehmender Höhe über der Oberfläche des Neutronensterns ab: γ und Röntgenstrahlen entstehen nahe der Oberfläche, Radiowellen weiter oben, wo die Dichte geringer ist (nach Ruderman und Sutherland, 1975). Der Radiofluss des Pulsars B0329+54 nimmt mit steigender Frequenz ab (nach Backer und Fisher, 1974; 1 f.u. (flux unit) = 1 Jy).

Wenn unsere Erde sich in einer Richtung befindet, in die ein Strahlungsbündel fällt, können wir eine periodisches Aufblitzen beobachten: ein Pulsar. Ein bekanntes Objekt findet sich im Zentrum des Krebsnebels:
Der Krebsnebel, ein gasförmiger Überrest einer Supernovaexplosion. Dies ist einerseits Materie welche der sterbende Stern auswarf, andererseits Gasfilamente die beim Zusammenprall mit dem umliegenden interstellaren Gas entstanden. Das Bild setzt sich zusammen aus der Synchrotronstrahlung im Röntgenbereich (blau) und der Linienemission im Visuellen (grün) und Infrarot (rot). Das Zentrum des Krebsnebels bildet der Crab Pulsar, der Strahlung von γ und Röntgen bis in den Radiobereich in Form von Pulsen mit einer Periode von 0.0333 Sekunden abgibt.

Hier mehr über Technische Details der Pulsarbeobachtung bei DL0SHF.

Jodrell Bank Observatory hat eine sehr hörbare Sammlung von Sounds of Pulsars.

Beobachtung: B0329+54

Dies ist der hellste Pulsar des Nordhimmels mit einer (wahren) Periode von 0.714 518 663 98 s und einem Radiofluss von 200 mJy bei 1.4 GHz.
Phasendiagramm (oder gefaltete Lichtkurve) der letzten 8 Minuten der Beobachtung vom 2 nov 2014 mit einer Abtastrate von 1 kHz. Die 'alte' Instrumentkonfiguration mit dem HP437B Leistungsmesser hat eine Zeitkonstante von 50 ms, wodurch der Puls etwas verbreitert wird. Phasendiagramm von 6.5 Minuten Beobachtungszeit, wobei über 10 Messungen gemittelt wird, die mit 30 kHz Abtastrate erhalten wurden. Dies geschah am 30 sep 2015, mit der 'neuen' Instrumentierung (EP441 Leistungsmesser). Durch die kürzere Zeitkonstante ist der Hauptpuls schärfer, und die Nebenpulse davor und danach werden erkennbar.
Wasserfall Diagramm der Daten vom 2 nov 2014. Wasserfall Diagramm der Daten vom 30 sep 2015.
In einem 2 stündigen Ausschnitt mit hohem Signal zu Rausch Verhältnis vom 26 oct 2015, ergibt sich die Periode von B0239+54 als 0.714492 s. Die Daten wurden mit 40 kHz Abtastrate gewonnen, wobei Mittelwerte mit einer Rate von 500 Hz aufgezeichnet wurden. Das Phasendiagramm zeigt die schwächeren Vor- und Nachpulse.

Beobachtung: B0950+08

Der zweithellste Pulsar ist B0950+08 mit der (wahren) Periode 0.253 065 068 19 s und dem Radiofluss 85 mJy bei 1.4 GHz. Das beste Ergebnis wurde am 30 sep 2015 in einer 40 min langen Messung erreicht. Bei den Daten wurde über 10 Einzelwerte gemittelt, die mit 30 kHz Abtastrate erhalten wurden. Dies gibt etwa 7.2 Millionen Datenpunkte.
Die Suche nach der Periode von B0950+08: Das schwache Signal erfordert viele Daten. Die Suche muss auf eine enge Stelle begrenzt werden, da nur der genaue Wert ein brauchbares Phasendiagramm erzeugt. Das beste Ergebnis findet sich mit der Periode 0.25305 s. Phasendiagramm von B0950+08 für die Periode von 0.25305 s.
Im Wasserfalldiagramm dieser Daten erscheint der Puls nur dann deutlich, wenn ein Zeitfenster von 300 s für die Erstellung der Phasendiagramme gewählt wird. Wenn die Pulse eine vertikale Linie bilden, wenn also alle Pulse bei derselben Phase erscheinen, ergibt sich die Periode als 0.253049 s

Beobachtung: B1933+16

Der dritthellste Pulsar ist B1933+16 mit der (wahren) Periode 0.358 736 248 270 s und Radiofluss 40 mJy bei 1.4 GHz. Am 25 sep 2015 ergibt eine 30 min lange Messung (Mittelung über 10 Werte, mit 50 kHz Abtastrate):
Suche nach der Periode von B1933+16: Wiederum muss die Suche in einem sehr feinen Gitter erfolgen. Das ziemlich scharfe Maximum bei 0.358388 s ist nicht der Pulsar, welcher bei 0.35877 s liegt. Phasendiagramm von B1933+16 mit Periode 0.35877 s.
Im Wasserfalldiagramm erscheint der Pulsar auch nur, wenn für die Berechnung der Phasendiagramme ein Zeitfenster von 300 s genommen wird. Bringt man die Pulse in eine vertikale Linie, so bekommt man die Periode 0.35877 s.

Beobachtung: Szintillation von B0329+54

Auf ihrem Weg vom Pulsar zur Erde durchlaufen die Radiowellen das interstellare Medium, was neben Gas und Staub auch Wolken mit warmen und heißem Plasma enthält, das Radiowellen stark beeinflusst. Durch Refraktion werden die Wellen in ihrer Ausbreitungsrichtung verändert. Der gemessene Radiofluss ist das Ergebnis der Überlagerung dieser Wellen, die unterschiedlich beeinflusst wurden. Daher hängt er von den Bedingungen im interstellaren Medium entlang der Sichtlinie ab. Die Bewegungen des Pulsars und der Wolken lassen das Radiosignal schwanken, so wie die turbulenten Bewegungen der Luftmassen in unserer Atmosphäre das Funkeln der Sterne hervorruft.

Dadurch kann das Signal des normalerweise starken Pulsars B0329+54 zeitweise sehr schwach werden, was das Testen und Optimieren der Empfangsgeräte zu einer Herausforderung macht. Dieses Wasserfalldiagramm zeigt, was innerhalb von 10 Stunden (am 26 oct 2015) geschah: um UT 15:00 war der Pulsar B0329+54 eine Stunde lang außerordentlich stark. Sonst wechselten sich Zeiten ab in denen er einigermaßen gut zu messen war mit solchen, in denen der Puls im Rauschen versank. Obwohl das Diagramm mit einer zu kurzen Periode erstellt wurde, und dadurch die Linie der Pulse stark nach rechts zieht, läßt sich das Kommen und Gehen des Signals leicht verfolgen:

B0329+54 kann dazu benutzt werden, die Szintillation näher zu untersuchen, indem das Signal durchgehend gemessen wird, und die zeitliche Veränderung der Pulsstärke im Verhältnis zum Rauschpegel ermittelt wird. Dies wird im Herbst 2015 mehrere Tage lang durchgeführt, wobei alle Einstellungen des Empfangssystems unverändert gelassen werden. Das Signal wird mit 40 kHz abgetastet, aber zur Aufzeichnung über 80 Einzelwerte gemittelt, um die Länge der Dateien erträglich zu lassen. Aus 1 Minuten langen Abschnitten werden Phasendiagramme berechnet und darin das Verhältnis von Pulshöhe (oder des höchsten Maximums) zur Standardabweichung des Rauschens im übrigen Teil des Phasendiagramms berechnet. Dies wird als Signal zu Rausch Verhältnis betrachtet.
In den Gesamtdaten ist eine starke Variation des Signal/Rausch Verhältnisses zu erkennen. Es kann zwischen 20 und 1 fluktuieren.

Während einer Zeitspanne von 12 Stunden können die Pulse für wenige Minuten und bis zu einer Stunde stark sein, um dann plötzlich völlig im Rauschen zu verschwinden.

Die Autokorrelationsfunktion der gesamten Daten. Die Breite des Maximums bei Null Zeitverschiebung (time offset) zeigt, dass die mittlere Dauer eines Intervalls mit hohem Signal/Rausch Verhältnis weniger als 30 min beträgt. Auch weisen die schwachen Maxima bei 5 und 7.5 Stunden Zeitverzögerung darauf hin, dass es eine wenn auch kleine Chance gibt, nach einer solchen Pause wieder auf starke Pulse zu hoffen. Da aber diese Maxima nur sehr schwach sind, gibt es keine wirkliche Periodizität für den Empfang starker Pulse. Die kumulative Verteilungsfunktion des Signal/Rausch Verhältnisses für die gesamten Daten. Sie zeigt, dass ein hohes S/R nur sehr selten auftritt ... Dieses Diagramm könnte eine Deutung der Fluktuationen der Signalstärke und deren Ursprung erlauben (viel Arbeit in Aussicht!)