Pulsar RX J0720.4-3125 von XMM-Newton erfasst. klicken um zu vergrößern
Das umlaufende Röntgenteleskop der ESA, das XMM-Newton-Weltraumobservatorium, hat einen Neutronenstern gefunden, der außer Kontrolle geraten ist. Die Gesamttemperatur des Objekts ändert sich nicht, es taumelt nur und zeigt den Beobachtern hier auf der Erde langsam verschiedene Bereiche an - wie ein wackelndes Oberteil. Diese Beobachtungen werden den Astronomen helfen, einige der internen Prozesse zu verstehen, die diese Art von Objekten steuern.
Unter Verwendung von Daten aus dem XMM-Newton-Röntgenobservatorium der ESA entdeckte eine internationale Gruppe von Astrophysikern, dass ein sich drehender Neutronenstern nicht der stabile Rotator zu sein scheint, den Wissenschaftler erwarten würden. Diese Röntgenbeobachtungen versprechen neue Einblicke in die thermische Entwicklung und schließlich in die innere Struktur von Neutronensternen.
Spinnende Neutronensterne, auch Pulsare genannt, sind allgemein als hochstabile Rotatoren bekannt. Dank ihrer periodischen Signale, die entweder im Radio oder in der Röntgenwellenlänge ausgesendet werden, können sie als sehr genaue astronomische „Uhren“ dienen.
Die Wissenschaftler fanden heraus, dass in den letzten viereinhalb Jahren die Temperatur eines rätselhaften Objekts namens RX J0720.4-3125 weiter anstieg. Jüngste Beobachtungen haben jedoch gezeigt, dass sich dieser Trend umkehrt und die Temperatur jetzt sinkt.
Laut den Wissenschaftlern ist dieser Effekt nicht auf eine reale Temperaturschwankung zurückzuführen, sondern auf eine sich ändernde Betrachtungsgeometrie. RX J0720.4-3125 ist höchstwahrscheinlich ein „Precessing“, dh es fällt langsam um und setzt daher im Laufe der Zeit den Beobachtern verschiedene Bereiche der Oberfläche aus.
Neutronensterne sind einer der Endpunkte der Sternentwicklung. Mit einer Masse, die mit der unserer Sonne vergleichbar ist und auf eine Kugel mit einem Durchmesser von 20 bis 40 km beschränkt ist, ist ihre Dichte sogar etwas höher als die eines Atomkerns - eine Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter. Bald nach ihrer Geburt in einer Supernova-Explosion liegt ihre Temperatur in der Größenordnung von 1 000 000 Grad Celsius und der Großteil ihrer thermischen Emission fällt in das Röntgenband des elektromagnetischen Spektrums. Junge isolierte Neutronensterne kühlen langsam ab und es dauert eine Million Jahre, bis sie zu kalt werden, um im Röntgenbild beobachtet werden zu können.
Es ist bekannt, dass Neutronensterne sehr starke Magnetfelder besitzen, die typischerweise mehrere Billionen Mal stärker sind als die der Erde. Das Magnetfeld kann so stark sein, dass es den Wärmetransport vom Sterninneren durch die Kruste beeinflusst, was zu heißen Stellen um die Magnetpole auf der Sternoberfläche führt.
Es ist die Emission dieser heißeren Polkappen, die das Röntgenspektrum dominiert. Es sind nur wenige isolierte Neutronensterne bekannt, von denen aus wir die Wärmeabgabe von der Oberfläche des Sterns direkt beobachten können. Einer von ihnen ist RX J0720.4-3125, der sich mit einer Zeitspanne von etwa achteinhalb Sekunden dreht. "Angesichts der langen Abkühlzeit war es daher sehr unerwartet, dass sich das Röntgenspektrum über ein paar Jahre änderte", sagte Frank Haberl vom Max-Planck-Institut für außerirdische Physik in Garching (Deutschland), der die Forschung leitete Gruppe.
„Es ist sehr unwahrscheinlich, dass sich die globale Temperatur des Neutronensterns so schnell ändert. Wir sehen eher unterschiedliche Bereiche der Sternoberfläche zu unterschiedlichen Zeiten. Dies wird auch während der Rotationsperiode des Neutronensterns beobachtet, wenn sich die Hot Spots in unsere Sichtlinie hinein und aus dieser heraus bewegen, und somit ändert sich ihr Beitrag zur Gesamtemission “, fuhr Haberl fort.
Ein ähnlicher Effekt auf einer viel längeren Zeitskala kann beobachtet werden, wenn der Neutronenstern vorgeht (ähnlich wie bei einem Kreisel). In diesem Fall bewegt sich die Rotationsachse selbst um einen Kegel, was im Laufe der Jahre zu einer langsamen Änderung der Betrachtungsgeometrie führt. Die freie Präzession kann durch eine leichte Verformung des Sterns aus einer perfekten Kugel verursacht werden, die ihren Ursprung im sehr starken Magnetfeld haben kann.
Während der ersten XMM-Newton-Beobachtung von RX J0720.4-3125 im Mai 2000 war die beobachtete Temperatur minimal und der kühlere, größere Fleck war überwiegend sichtbar. Andererseits brachte die Präzession vier Jahre später (Mai 2004) hauptsächlich den zweiten, heißeren und kleineren Punkt in Sicht, der den beobachteten Temperaturanstieg verursachte. Dies erklärt wahrscheinlich die beobachteten Schwankungen der Temperatur und der Emissionsbereiche sowie deren Antikorrelation.
In ihrer Arbeit entwickelten Haberl und Kollegen ein Modell für RX J0720.4-3125, das viele der besonderen Merkmale erklären kann, deren Erklärung bisher eine Herausforderung darstellte. In diesem Modell wird die langfristige Temperaturänderung durch die unterschiedlichen Anteile der beiden heißen Polkappen erzeugt, die sichtbar werden, wenn der Stern mit einer Zeitspanne von etwa sieben bis acht Jahren voranschreitet.
Damit ein solches Modell funktioniert, müssen die beiden emittierenden Polarregionen unterschiedliche Temperaturen und Größen haben, wie dies kürzlich für ein anderes Mitglied derselben Klasse isolierter Neutronensterne vorgeschlagen wurde.
Laut dem Team ist RX J0720.4-3125 wahrscheinlich der beste Fall, um die Präzession eines Neutronensterns über seine Röntgenemission zu untersuchen, die direkt von der Sternoberfläche aus sichtbar ist. Präzession kann ein leistungsfähiges Werkzeug sein, um das Innere des Neutronensterns zu untersuchen und den Zustand der Materie unter Bedingungen kennenzulernen, die wir im Labor nicht herstellen können.
Weitere XMM-Newton-Beobachtungen sind geplant, um dieses faszinierende Objekt weiter zu überwachen. "Wir setzen die theoretische Modellierung fort, aus der wir mehr über die thermische Entwicklung, die Magnetfeldgeometrie dieses bestimmten Sterns und die innere Struktur von Neutronensternen im Allgemeinen erfahren möchten", schloss Haberl.
Ursprüngliche Quelle: ESA-Portal
