Magnetsterne sind astronomische Exoten. Bisher wurden sie nur in unserer Milchstraße beobachtet. Jetzt haben Wiener Wissenschaftler die ersten extragalaktischen Magnetsterne entdeckt.
Hans Michael Maitzen und Ernst Paunzen vom Institut für Astronomie der Universität Wien haben zusammen mit einer argentinischen Kollegin nun erstmals in einem rund 180.000 Lichtjahre entfernten Sternenhaufen in der Großen Magellanschen Wolke, unserer größten Nachbar-Galaxie, vier dieser Sterne gefunden.
Von der Erforschung der Ursachen ihrer ungewöhnlichen Merkmale erhoffen sich die Wissenschafter auch neue Erkenntnisse über den Aufbau und die Entwicklung der Sterne im Allgemeinen, meint Maitzen.
Neutronensterne
Über Supernovae und Hypernovae, Pulsare und Magnetare
Von der Supernova zum Pulsar
Sterne mit mehr als sechs Sonnenmassen beenden die Phase nuklearer Energieerzeugung mit einer gewaltigen Explosion. Dabei entstehen extreme Temperaturen und Dichten, und der Stern wird zur Supernova. Die Helligkeit kann mit der der ganzen Galaxis konkurrieren, und die Explosionsenergie beträgt gewaltige 1051erg. Bei diesem Prozess wird bis zu 90 Prozent der Sternenmasse abgeblasen, so dass nur der kollabierte Kern im Zentrum einer rasch expandierenden Gaswolke übrig bleibt: ein Neutronenstern ist entstanden.
Die Dichte eines solchen Neutronensterns ist mit der eines Protons oder Neutrons vergleichbar; manche Forscher sehen in ihm gar einen überdimensionalen Atomkern mit rund 1057 Protonen und (vorwiegend) Neutronen. Der einzige Unterschied zum realen Atom besteht darin, dass der Stern durch Gravitation und nicht durch Kernkräfte zusammengehalten wird. Die meisten Elektronen sind beim Gravitationskollaps in Protonen hineingepresst worden und haben sich in Neutronen umgewandelt. Weil die Neutronen dem Paulischen Ausschließungsprinzip gehorchen, erzeugen sie einen Druck, der den totalen Kollaps des Neutronensterns verhindert: das Pauli-Prinzip und die Gravitation bilden einen Gleichgewichtszustand aus.
Die Eigenschaften von Neutronensternen wurden bereits in den Jahren 1938/39 von Oppenheimer, Serber und Volkoff theoretisch vorausgesagt. Doch erst die Beobachtungen von Jocelyn Bell und Antony Hewish im Jahre 1967 lieferten den empirischen Nachweis, dass solche extrem dichten Himmelskörper wirklich existierten: die beiden Astronomen registrierten Radiowellensignale von einer unbekannten Quelle, die sich alle 1,34 Sekunden wiederholten. Da sie nicht an kleine grüne Männchen glaubten, nannten sie das neuartige Objekt "Pulsar" - pulsierender Stern. In den letzten 30 Jahren sind etwa 1000 von schätzungsweise 100.000 in der Milchstraße existierenden Radiopulsaren entdeckt worden; insgesamt vermutet man etwa 100 Millionen Neutronensterne allein in unserer Galaxie.
Ebenfalls im Jahre 1967 hatten militärische Aufklärungssatelliten vom Typ "Vela" noch seltsamere Signale empfangen. Sie sollten eigentlich Röntgen- und Gammastrahlen empfangen, die von oberirdischen Atombombenversuchen stammten; statt dessen registrierten sie kurze, heftige Ausbrüche von Gammastrahlung aus den Tiefen des Weltalls. Die Daten wurden jedoch sechs Jahre lang von den Militärs geheimgehalten.
So wurde zunächst einmal die Theorie der Pulsare weiterentwickelt, und es kristallisierte sich heraus, dass die außerordentlich regelmäßigen Signale, die sie im optischen und im Radiobereich abstrahlen, ihre Energie von einem rotierenden Neutronenstern beziehen. In Supernova-Überresten, etwa im Krebsnebel, wurden dann auch Pulsare entdeckt.
Die Signale sind auf die Strahlung eines Neutronensterns zurückzuführen, die infolge seiner schnellen Rotation wie der rotierende Lichtstrahl eines Leuchtturms die Erde überstreicht. Die Strahlung entsteht dadurch, dass Protonen- und Elektronenströme im Innern des Neutronensterns ein Magnetfeld erzeugen. Geladene Teilchen werden in diesem rotierenden Magnetfeld beschleunigt und strahlen Radiowellen aus, die periodisch den umgebenden Raum überstreichen. Der Crab-Pulsar vollführt beispielsweise alle 30 Millisekunden eine komplette Umdrehung. Der Energieausstoß hält auch nach der Entstehung eines Pulsars an. Der rotierende Stern emittiert dann hochenergetische Teilchen, die vom umhüllenden Nebel absorbiert werden und ihn zum Leuchten anregen. Durch die Teilchenemission verliert der Pulsar an Rotationsenergie und wird langsamer. Je langsamer sich ein Pulsar dreht, desto älter ist er.
Radiopulsare durcheilen den Raum mit Geschwindigkeiten zwischen 100 und 1000 Kilometer pro Sekunde, aber ihre Vorläufersterne reisen viel langsamer, mit weniger als 15 km/sec. Etwas muss diesen Pulsaren bei der Geburt einen "Kick" geben, um diese Geschwindigkeiten zu erreichen. Dieser "Kick" scheint mit zwei anderen wichtigen Eigenschaften der Pulsare assoziiert zu sein: ihren starken Magnetfeldern und ihrer schnellen Rotation. Alle diese Prozesse - Magnetismus, Rotation und Geschwindigkeit - scheinen mit dem Kollaps des Vorläufersterns verbunden zu sein.
Der "Kick" könnte durch Asymmetrien im Supernova-Kern verursacht sein. Asymmetrien in der Materieverteilung könnten zu Asymmetrien in der Emission von Neutrinos führen, welche den Hauptteil der Bindungsenergie des Neutronensterns tragen (etwa 3x1053 ergs). Erstaunlicherweise können Asymmetrien in der Neutrinostrahlung dem Rest-Stern einen Rückstoß von 300 km/sec mitgeben. Aber dazu wären Magnetfelder in der Größenordnung von 1014 bis 1016 Gauss erforderlich, im Vergleich zu 1012 Gauss auf der Oberfläche eines normalen Pulsars. Vielleicht können die Konvektionsbewegungen kurz vor der Explosion durch Dynamo-Effekte die erforderlichen Magnetfelder erzeugen.
Magnetfelder und Magnetare
Die Analyse des hochenergetischen Gammastrahlenanteils des elektromagnetischen Spektrums brachte Astronomen und Astrophysikern neue Erkenntnisse über Neutronensterne.
Neutronensterne sind die dichtesten und am schnellsten rotierenden Objekte im Universum. Sie entstehen aus Supernova-Explosionen, wobei deren Explosions-Energie etwa 1051 erg beträgt. Neutronensterne haben die Dichte eines Atomkerns und die Größe einer Stadt, ihre Rotationsperiode beträgt Millisekunden bis Sekunden.
Pulsare - pulsierende Radioquellen - sind die häufigsten Manifestationen eines Neutronensterns. Wenn sie durch Supernova-Explosionen entstehen, rotieren Pulsare extrem schnell, mit Perioden von Zehnteln von Millisekunden. Die Energiequelle für die Emissionen eines Pulsars ist seine Rotation. Zusammen erzeugen die Rotation und das Magnetfeld fast lichtschnelle Teilchen, welche die beobachteten Radiowellen und Hochenergiephotonen emittieren.
Die Abbremsrate eines Pulsars hängt auch von der Magnetfeldstärke an der Sternoberfläche ab. Je stärker es ist, desto mehr Energie strahlt der Pulsar ab, und desto rascher wird er abgebremst. Radiopulsare schalten sich ab, wenn ihr Oberflächenmagnetfeld zu schwach oder ihre Rotationsperiode zu lang wird.
Das Magnetfeld eines typischen Neutronensterns beträgt durchschnittlich etwa eine Billion (1012) Gauss - das ist ungefähr hundert Millionen mal stärker als das Feld eines Hochleistungsmagneten. Nun wurden Beweise gefunden, daß magnetische Felder von Neutronensternen stark genug sein können, um die Struktur des Vakuums zu stören. Aber können Neutronensterne, deren Magnetfelder anfänglich Stärken von 1013 Gauss besitzen, wirklich existieren?
Die Geschichte solcher "Magnetare" (von "magnetic neutron star" hergeleitet, sozusagen "Magnetsterne") begann am 5. März 1979, als ein sehr starker Gammastrahlenausbruch in Richtung des hellen Supernova-Überrestes N49 in der Großen Magellanschen Wolke registriert wurde. Dem Ausbruch folgte eine oszillierende Emission von weicheren Gammastrahlen mit einer Periode nahe 8 Sekunden. In den nächsten wurden schwächere und kürzere Ausbrüche beobachtet.
Nach und nach wurde dieses Himmelsobjekt als ein Beispiel für die Klasse der "Soft Gamma-Ray Repeaters" (SGRs) identifiziert. SGRs verursachen kurze, intensive Ausbrüche von niedrig-energetischen Gammastrahlen. Es wurde klar, dass es sich dabei um junge Neutronensterne handelte, sie noch in ihrem Supernova-Überbleibsel eingebettet waren.
Man nahm an, dass die SGRs Neutronensterne mit Magnetfeldern einer Stärke von über 1014 Gauss sind. Die anfängliche Unterscheidung zwischen einem Pulsar und einem solchen Magnetar resultierte daher, dass die Gammastrahlen- und Teilchenemissionen eines Magnetars nicht durch Rotation, sondern durch zerfallende Magnetfelder ausgelöste werden. Dies bringt Hitze- und seismische Aktivitäten mit sich, die die Magnetosphäre durchrüttelt und Teilchen beschleunigt. Diese graduelle Freisetzung von Energie wird durch intensive Ausbrüche unterbrochen, die durch plötzliche Risse in der Kruste des Neutronensterns ausgelöst werden.
Falls es sich bei der Quelle vom März 1979, die SGR0525-66 genannt wurde, um einen isolierten Neutronenstern handelt, der von der Supernova-Explosion N49 zurückgeblieben ist, und er seit seiner Entstehung vor 10 000 Jahren zu einer Achtsekunden-Periode verlangsamt wurde, hätte sein Magnetfeld eine Stärke von etwa 6 x 1014 Gauss. Felder dieser Stärke lassen vermuten, dass bei dem Ausbruch Energien freigesetzt wurden, die eine Million mal stärker waren als diejenigen des Crab-Pulsars. Die Energiemenge von ungefähr 3 x 1044 erg war während der 200-Sekunden Dauer des Ausbruchs in der Umgebung des Neutronensterns komprimiert.
SGRs sind extrem selten, bislang sind nur drei in unserer Galaxis und eine in der Großen Magellanschen Wolke bekannt. Bei zwei SGRs wurde bislang die Verbindung zu jungen Supernova-Überbleibseln nachgewiesen, beispielsweise ist die Strahlenquelle SGR1806-20 mit dem Supernova-Rest G10.0-0.3 assoziiert.
Aber es bleibt die Frage, warum die SGRs sich so sehr von "normalen" Radiopulsaren unterscheiden. Im Mai 1998 wurde eine Untersuchung veröffentlicht, wonach Pulsationen im Gammastrahlenfluß von SGR1806-20 mit einer Periode von 7,47 Sekunden gemessen wurden. Das Alter dieses Gammastrahlen-Pulsars wird auf etwa 1500 Jahre geschätzt, und die Magnetfeldstärke auf ungefähr 8 x 1014 Gauss. Daraus schloss man auf die Existenz sogenannter "Magnetare", Neutronensternen mit enormen magnetischen Feldern, die 100mal stärker sind als solche von Radiopulsaren. SGR-Ausbrüche sind verursacht durch Beben in der Kruste von Neutronensternen, die durch superstarke Magnetfelder initiiert werden.
In Zukunft könnte die Beobachtung von Neutronensternen mit langsamer Rotation und heißem Inneren neue Informationen über die Bedingungen unterhalb der Oberfläche bringen. Dass wir keine Radiopulsare mit Magnetfeldstärken größer als 2 x 1013 Gauss finden können, ist dadurch verursacht, daß bei solch enormen Feldstärken quantenelektrodynamische Effekte die Radioemission eindämmen. Durch genauere Beobachtungen von Gammastrahlenspektren wird der Strahlentransport in starken Magnetfeldern untersucht.
Gammastrahlenausbrüche und Hypernovae
Das Niederstürzen von Materie auf ein Zentralobjekt, die Akkretion von Masse, dürfte von allen in der Natur bekannten Energieumwandlungsprozessen der effektivste sein. Wieviel Energie die Akkretion freisetzt, hängt dabei von der Schwerkraft ab, die auf der Oberfläche des zentralen Körpers herrscht.
Stürzt Materie auf einen ultradichten Neutronenstern, so wandelt sich durch Reibungsprozesse die kinetische Energie in Wärme um. Solche Prozesse spielen bei Röntgen-Doppelsternen eine Rolle; das sind Systeme, in denen ein ultradichter Partner wie ein Neutronenstern die Materie seines Begleiters verschlingt. Das Gas wird dabei bis auf 100 Millionen Kelvin aufgeheizt; bei dieser extrem hohen Temperatur werden energiereiche Röntgenstrahlen ausgesandt.
Die Akkretion von Materie auf einem Neutronenstern erfolgt hauptsächlich an den Polkappen, da dort die meisten Magnetfeldlinien beginnen und enden. Dort bauen sich heiße, im Röntgenbereich leuchtende Gassäulen auf. Weil Rotations- und Magnetfeldachse gegeneinander geneigt sind, nimmt ein Beobachter regelmäßig Röntgenimpulse wahr, während die Magnetpole durch sein Blickfeld rotieren.
Neben den Röntgen-Doppelsternen existieren in unserer Galaxis auch etwa 30.000 Neutronendoppelsterne, die sich aus massereichen Doppelstern-Paaren entwickelt haben. Im Jahre 1974 begannen Joseph H. Taylor und Russel A. Hulse mit einer systematischen Suche nach Pulsaren. Während das Intervall zwischen zwei Pulsen normalerweise stets bis auf Bruchteile einer Mikrosekunde gleich ist, entdeckten sie bei einem Pulsar mit der Bezeichnung PSR 1913+16 Schwankungen im Pulszyklus: das Intervall variierte zwischen zwei aufeinanderfolgenden Tagen um bis zu achtzig Mikrosekunden. Die Zeitspanne zwischen den Pulsen schwankte regelmäßig im Rhythmus von sieben Stunden und 45 Minuten.
Solche periodischen Veränderungen sind den Astronomen von Doppelsternsystemen her bekannt, bei denen die einzelnen Komponenten einander umkreisen. Die Auswertung der Messdaten von PSR1913+16 ergab, dass der Pulsar und sein Begleiter nur 1,8 Millionen Kilometer entfernt sind - der Begleiter des Pulsar konnte aus Gravitationsgründen nur ebenfalls ein Neutronenstern sein, dessen Durchmesser etwa 30 Kilometer betrug. Dieser Neutronendoppelstern erwies sich als ein ideales natürliches Labor zur Erforschung starker Gravitationsfelder und damit zur Überprüfung der Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein. Von Einstein wurde auch die Existenz von Gravitationswellen vorausgesagt, die auftreten sollten, sobald die Geschwindigkeit eines sehr massereichen Körpers zeitlich variiert. Gravitationswellen von verschmelzenden Neutronensternen sollten ein spezielles Muster aufweisen, wobei die Frequenz der emittierten Gravitationsstrahlung mit der immer kleiner werdenden Umlaufperiode ansteigt. Mit hochempfindlichen Laser-Interferometern sollen Gravitationswellen registriert werden.
Kollidierende Neutronensterne könnten auch die Ursache für Gammastrahlenausbrüche sein. Wenn die kurz vor der Kollision der beiden Neutronensterne ausgestoßene Materie sich spiralförmig um das nun vereinigte Zentralobjekt windet, zieht sie Magnetfeldlinien mit. Dadurch verstärkt sich das Gesamtmagnetfeld so weit, dass geladene Teilchen auf derart hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden, dass sie hochenergetische Gammastrahlung aussenden.
Gammastrahlenausbrüche (Gamma-Ray-Bursts - GRBs), von denen bislang 2500 registriert wurden, gehören zu den energiereichsten Phänomen am Himmel. Bereits im Jahre 1991 war das Compton Gamma Ray Observatory (GRO) in eine Erdumlaufbahn geschossen worden, welches hochenergetische kosmische Prozesse nachweisen sollte. Eines seiner Instrumente, der BATSE-Detektor (Burst and Transient Source Experiment) zeichnete Gammastrahlenausbrüche am Firmament auf und wies nach, dass die Strahlungsblitze in jeder Richtung mit derselben Wahrscheinlichkeiten auftreten und keine Häufung längs der Milchstraße aufweisen. Dies war ein deutlicher Hinweis darauf, dass die Ausbrüche sich in großer Entfernung und mithin in der Frühzeit des Universums ereignet haben.
Die Energiekonzentrationen bei solchen Strahlungsausbrüchen sind enorm. Die Photonen haben meist Energien zwischen 100 000 und einer Million Elektronenvolt, was auf eine sehr heiße Quelle hinweist; und die freigesetzte Energiemenge liegt um das 10-Milliardenfache dessen, was die Sonne an Energie in einem Jahr abgibt. Der Durchmesser des emittierenden Gebietes liegt wahrscheinlich nur bei einigen hundert Kilometern. Welche physikalischen Prozesse können solche Energiekonzentrationen hervorbringen?
Bislang gibt es fünf Beobachtungskomponenten für GRBs: Beppo-SAX, BATSE und der militärische Satellit DMSP in Erdnähe sowie die Sonden Ulysses und Wind, welche die Sonne auf senkrecht zueinander stehenden Bahnen umkreisen. Notwendig wären Messwerte bei höheren und niedrigeren Photonenenergien, als bisher vorliegen. Das Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET) auf dem Compton-Satelliten hat bei einigen Bursts Strahlung mit bis zu 10 Milliarden Elektronenvolt registriert. Weitere Befunde sind vom noch zu entwickelnden Gamma Ray Large Area Space Telescope (GLAST) zu erwarten. Spezielle Teleskope am Erdboden könnten Photonen von einer Billion Elektronenvolt nachweisen. Mit Spektren im Bereich weicher Röntgenstrahlung mit Photonenenergien zwischen 100 und 10.000 Elektronenvolt könnte man Emissions- oder Absorptionslinien finden, aus denen sich Informationen über die Bedingungen in dem Feuerball und seinem Magnetfeld ableiten lassen; auch wären direkte Messungen der Rotverschiebung und damit der Entfernung der Quellen möglich.
Die Erforschung dieser Blitze wurde revolutioniert, nachdem 1997 erstmals ein optisches Nachglühen beobachtet wurde. Am 28. Februar 1997 registrierte der Gammastrahlungs-Detektor des Satelliten Beppo-SAX einen derartigen Gamma-Ray-Burst , dessen Position sich recht genau ermitteln ließ. Der nach dem Beobachtungsdatum so genannte GRB 970228 wurde im Sternbild Orion lokalisiert. Dadurch war es möglich, mit optischen Teleskopen auf der Erde das Nachglühen des Ausbruchs im sichtbaren Licht aufzuzeichnen. Das optische Spektrum von GRB 970228 wies eine Rotverschiebung von 0,835 auf, was auf eine Entfernung schließen ließ, die die Hälfte des Weges bis zum Rande des beobachtbaren Universums betrug. Die Explosion musste demnach unglaublich energiereich sein.
Am 8. Mai 1997 registrierte Beppo-SAX einen 15 Sekunden dauernden GRB. Zwei Tage später wurde das Maximum eines optischen Nachleuchtens aufgezeichnet. Und am 11. Mai zeigte ein optisches Spektrum, das mit dem Keck-II-Teleskop auf Hawaii gewonnen wurde, einige Absorptionslinien, die von Eisen- und Magnesiumatomen herrühren, die sich im interstellaren Raum auf der Sichtlinie befinden. Man stellte eine Rotverschiebung fest, die einer Entfernung von mehr als sieben Milliarden Lichtjahren entspricht.
Ein am 14. Dezember 1997 registrierter Ausbruch erbrachte noch mehr Informationen. GRB 971214 ereignete sich bei einer enormen Rotverschiebung von 3,42 (das Universum war nur ein Siebtel so alt wie heute) in einer gerade aktiv sternenbildenden Galaxie. Der Ausbruch hatte seinen Ursprung in einer Region voller Sternenstaub, was die Theorie bekräftigt, dass Gammastrahlenblitze das Resultat von kollabierenden Sternenkernen, also von sterbenden Sternen sind.
Weitere Ausbrüche wurden am 26.März 1998 und am 29. März 1998 registriert.
Welche Quelle könnte für solche gewaltigen Energieausbrüche verantwortlich sein? Das strahlende Material muss sich mit einer Geschwindigkeit nahe der des Lichts ausbreiten. Die Nachglühphase hatte eine Energie von mindestes 1051erg, neuere Berechnungen aufgrund des GRB 971214 gehen von 3x1053erg aus, falls die Emission isotrop ist. Dies ist etwa 20 Prozent der Restmassenenergie unserer Sonne, oder 50mal mehr, als die Sonne in ihrer gesamten Lebenszeit ausstrahlt.
Diese gewaltige Energie hat ihren Ursprung in einer sehr kleinen Volumen. Mögliche Ursache wäre der Gravitationskollaps etwa einer Sonnenmasse von Materie in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.
Am häufigsten diskutiert wird die Verschmelzung zweier Neutronensterne. Dieses passiert einige wenige Male in einer Million Jahren in unserer Galaxis.
Treten solche Neutronensterne als Paare auf, umkreisen sie sich und strahlen dabei Gravitationswellen ab. Hierdurch verlieren sie Energie, und die einander umkreisenden Komponenten nähern sich langsam an. Bei der finalen Kollision verschmelzen sie in kürzester Zeit zu einem Schwarzen Loch, wobei gewaltige Energiemengen frei werden. Auf diese Weise werden jedoch nicht mehr als 1051erg erzeugt.
Als Ursache möglich wäre auch der Sturz eines normalen Sterns, eines Weißen Zwergs oder eines Neutronensterns in ein Black Hole. Bei diesen Verschmelzungsprozessen werden verschiedenartige Partikel frei; so könnten Neutrinos und Antineutrinos entstehen, die sich durch wechselseitige Reaktionen in Elektronen und Positronen umwandeln und diese wiederum paarweise in hochenergetische Photonen (Gammaquanten) zerstrahlen. Würden schnelle Protonen frei und auf das umgebende Gas treffen, entstünde eine Stoßwelle, und die damit assoziierten elektromagnetischen Felder würden Elektronen abrupt beschleunigen, wobei diese wiederum Gammaquanten aussenden. Andere Forscher gehen von einem Feuerball aus, der reich an schweren Atomkernen ist. Hochionisierte Eisen- und Nickelatome könnten mit der Strahlung benachbarter Sterne wechselwirken und Gammastrahlung freisetzen.
Ein anderer Mechanismus setzt starke Magnetfelder voraus, wie sie in den Kernen aktiver Galaxien vorkommen. Wenn beim Kollaps eines Doppelsternsystems kein Feuerball entstünde, sondern ein Wirbel aus Sternentrümmern, der das neugebildete Black Hole umkreist, würde er ein enormes Magnetfeld mit sich ziehen. Wie ein Dynamo entzöge das Feld dem System Rotationsenergie, dadurch würden zwei Materiestrahlen, sogenannte Jets, entlang der Rotationsachse in entgegengesetzten Richtungen ausgestoßen. Längs der Achse wären diese Jets frei von Protonen, und nahezu lichtschnelle Elektronen in ihnen könnten einen starken, gerichteten Impuls von Gammastrahlung erzeugen.
Ein anderes Modell beschreibt den Kollaps eines Kerns eines sehr massiven Sterns zu einem Black Hole. Er hinterlässt einen dichten Ring aus Sternenmaterial, der das entstandene rotierende Schwarze Loch umkreist. Eine solche "fehlgeschlagene" Supernova oder "Hypernova" erzeugt sehr viel Energie, die von der Zusammenballung des Rings und von der Spin-Energie des Black Holes stammt.
Viele Fragen bleiben noch offen. Wie weit entfernen sich die Zentren der Gammastrahlenausbrüche vom Ort ihrer Geburt? Diese Entfernung ist ein Indikator für die Lebensdauer solcher Ereignisse, und aus ihnen lassen sich Rückschlüsse auf die physikalischen Eigenschaften der Strahlenquelle ziehen. Und berücksichtigt man Energieverluste zwischen der ursprünglich entstandenen Strahlungsquelle und der ausgesandten Gammastrahlungsquote, dann muss das Energiereservoir der Quelle weit mehr als 1052 beinhalten. Wieviel Energie wird wirklich freigelassen, wie sieht die Geometrie der emittierenden Oberfläche aus, und wie hoch ist die Dichte des umgebenden Mediums?
Ungeachtet von Einzelheiten ihrer Entstehung, sind GRBs die hellsten Objekte im Universum. So scheint der Begriff "Hypernova", als Steigerung von "Nova" und "Supernova", zur Beschreibung dieser kolossalen Ereignisse geeignet zu sein. Die Forscher erwarten Beobachtungen mit noch größeren Rotverschiebungen. Die Helligkeit der Gammastrahlenausbrüche und ihre optischen Entsprechungen geben uns neue Einblicke in die Frühzeit des Universums. Aber da das sichtbare Licht von sehr weit entfernten Ausbrüchen durch das interstellare Gas entlang der Sichtlinie zur Erde absorbiert wird, benötigen die Astrophysiker auch Informationen aus dem infraroten Wellenlängenbereich. Die entfernten Echos von der Entstehung der ersten Sternengeneration werden von neuartigen Infrarot-Kameras aufgenommen werden.
Neutronensternen sind so natürliche Laboratorien zur Untersuchung extremer physikalischer Bedingungen. Es handelt sich um ultradichte kompakte Objekte mit gigantischen Magnetfeldern, welche bei Wechselwirkungen mit Materie oder bei der gegenseitigen Verschmelzung enorme Energiemengen abgeben, die als Gammastrahlung registriert werden. Bei Neutronensternen handelt es sich um Kernmaterie - übergroße Atomkerne, die das Ende eines Lebenszyklus eines massereichen Sterns darstellen. Wieder offenbart sich hier ein Kreislauf der Natur: Am Anfang eines solchen Sterne steht die Fusion von Wasserstoffkernen zu Heliumkernen; später werden bei einer Supernova-Explosion Elemente höherer Ordnungszahl, die durch Nukleosynthese im Sonnenkern erzeugt wurden, ins All geschleudert; und am Ende steht wieder ein Atomkern, auch wenn in gigantischer Größe.
Supernovae und Hypernovae, Pulsare und Magnetare sind Facetten eines phantastischen kosmischen Phänomens namens Neutronenstern.
Magnetsterne
Magnetsterne sind sehr heiße Sterne mit einer Oberflächen-Temperatur von rund 10.000 Grad Celsius (unsere Sonne hat rund 5.000 Grad). Sie sind alle jünger als eine Milliarde Jahre (Sonne: 4,6 Mrd. Jahre) und machen sich durch ein äußerst starkes, von der Erde aus messbares globales Magnetfeld bemerkbar( 1.000 bis 30.000 Mal stärker als jenes der Erde)
Mehr Information über Magnetsterne
Starke Magnetfelder, außergewöhnliche Oberfläche
"Unsere Sonne hat solch starke magnetische Feldstärken nur in sehr kleinen Gebieten, den Sonnenflecken, und das nur zu den Zeiten solarer Aktivitätsmaxima", erklärt Maitzen. Ähnlich dem Magnetfeld der Erde haben Magnetsterne eine mehr oder minder große Missweisung, d.h. die Magnetpole stimmen nicht mit ihren geographischen Polen überein.
Neben dem starken Magnetfeld zeichnen sich diese Sterne durch eine "absonderliche Häufigkeit" chemischer Elemente an ihrer Oberfläche aus: hier vor allem seltene Elemente wie Thorium und Europium, aber auch andere Metalle wie Nickel, Chrom und Strontium.
Rätsel Magnetstern
Seit ihrer Entdeckung vor 100 Jahren versuchen Astronomen die Geheimnisse der Magnetsterne zu lösen. Bis heute sind der Ursprung der starken Magnetfelder und die offensichtlich damit zusammen hängenden anderen Erscheinungen allerdings ungeklärt.
Forschungsschwerpunkt am Wiener Astronomieinstitut
Die Entdeckung der ersten derartigen Himmelskörper außerhalb der Milchstraße ist den beiden Wiener Wissenschaftlern in Kooperation mit Olga Ontado von der Universidad Tucuman (Argentinien) mit einem 2,15-Meter-Teleskop in den argentinischen Anden gelungen. Sie haben dazu einen sternenreichen kugelförmigen Sternenhaufen (NGC 1866) in der Großen Magellanschen Wolke nach dem Auftreten der Exoten durchforstet.
Institut für Astronomie der Universität Wien
Verräterisches Defizit in der Strahlung
Die Entdeckung der vier Magnetstern-Kandidaten in dem Sternenhaufen und vier weitere in dessen Umgebung gelang mit Hilfe eines Filterfotometrie-Systems. Diese von Maitzen entwickelte Technik erlaubt es, ein charakteristisches Defizit in der Strahlung dieser Sterne aufzuspüren.
Ihre Bestätigung durch genaue Spektroskopie würde laut Maitzen Teleskope erfordern, die derzeit außerhalb der Reichweite österreichischer Astronomen sind. Die Teleskope der Europäischen Südsternwarte (ESO) wären zwar geeignet, allerdings ist Österreich - zum Leidwesen der heimischen Sternenforscher - kein Mitglied der ESO.