Wissenschaftliche Ziele

Pulsare

Abb. 1: Pulsformen des Pulsars PSR B1133+16 bei verschiedenen Frequenzen (42 MHz: Effelsberger LOFAR-Station mit 36 MHz Bandbreite, 140 MHz: Zentrale LOFAR-Stationen mit 48 MHz Bandbreite,<br />1400 MHz: Jodrell Bank/Großbritannien mit 512 MHz Bandbreite, 8300 MHz: Effelsberg 100m mit 1 GHz Bandbreite). Die Messung bei 42 MHz stammt aus der Anfangsphase von LOFAR und weist ein erhöhtes Rauschen auf.  <br />Quelle: Stappers, B.W. und 93 weitere Autoren: Observing pulsars and fast transients with LOFAR. Astronomy and Astrophysics 530, A80 (2011). Bild vergrößern
Abb. 1: Pulsformen des Pulsars PSR B1133+16 bei verschiedenen Frequenzen (42 MHz: Effelsberger LOFAR-Station mit 36 MHz Bandbreite, 140 MHz: Zentrale LOFAR-Stationen mit 48 MHz Bandbreite,
1400 MHz: Jodrell Bank/Großbritannien mit 512 MHz Bandbreite, 8300 MHz: Effelsberg 100m mit 1 GHz Bandbreite). Die Messung bei 42 MHz stammt aus der Anfangsphase von LOFAR und weist ein erhöhtes Rauschen auf.  
Quelle: Stappers, B.W. und 93 weitere Autoren: Observing pulsars and fast transients with LOFAR. Astronomy and Astrophysics 530, A80 (2011). [weniger]

Die ersten mit der Effelsberger LOFAR-Station beobachteten Radioquellen waren Pulsare. Diese sind das Endprodukt von Explosionen massereicher Sterne als Supernovae. Dabei wird der größte Teil des stellaren Materials in das Weltall hinausgeschleudert, während der Kern implodiert und extrem kompakt wird. Falls die Kerndichte einen kritischen Wert erreicht, so dass sogar Licht nicht entweichen kann, entsteht ein Schwarzes Loch. In den weniger extremen Fällen bleibt ein Neutronenstern (Pulsar) übrig. Als Konsequenz ihrer Entstehungsgeschichte haben Pulsare sehr starke Magnetfelder und hohe Rotationsraten zwischen einer Millisekunde (also Tausend Umdrehungen pro Sekunde) und etwa 10 Sekunden. Schnelle Rotation und Erzeugung von Strahlung in einem nur kleinen Gebiet der Pulsar-Magnetosphäre führen zu einem gebündelten Strahl, der wie bei einem Leuchtturm durch den Raum fegt und den Pulsaren ihren Namen gab.


Trotz intensiver Erforschung seit ihrer Entdeckung im Jahr 1967 ist der Emissionsmechanismus der Pulsare bisher weitgehend unverstanden. Pulsare sind eines der wissenschaftlichen Schlüsselprojekte für LOFAR; hier werden mit LOFAR wesentliche Fortschritte erwartet. Zum einen erweitert LOFAR den Bereich der beobachtbaren Wellenlängen enorm (Abb. 1). Pulsar-Strahlung ist stark wellenlängenabhängig und bei langen Wellenlängen besonders intensiv. Schon die ersten Ergebnisse der mit LOFAR gemessenen Pulsprofile passen nicht zu den Vorhersagen der allgemein akzeptierten Theorien, so dass Revisionen dieser Theorien unumgänglich sind.

Abb. 2: Simulation der Pulsare in unserer Milchstra&szlig;e, die mit LOFAR entdeckt werden k&ouml;nnen. Die X-Achse verl&auml;uft entlang der Ebene, die Y-Achse senkrecht zur Ebene. Die Einheit ist Kiloparsec (ca. 3260 Lichtjahre). Das Zentrum der Milchstra&szlig;e liegt bei (0, 0), die Sonne bei (8,5, 0).<br />&nbsp;<br />Quelle: van Leeuwen, J.; Stappers, B.W.: Finding pulsars with LOFAR. Astronomy and Astrophysics 509, A7 (2010). Bild vergrößern
Abb. 2: Simulation der Pulsare in unserer Milchstraße, die mit LOFAR entdeckt werden können. Die X-Achse verläuft entlang der Ebene, die Y-Achse senkrecht zur Ebene. Die Einheit ist Kiloparsec (ca. 3260 Lichtjahre). Das Zentrum der Milchstraße liegt bei (0, 0), die Sonne bei (8,5, 0).
 
Quelle: van Leeuwen, J.; Stappers, B.W.: Finding pulsars with LOFAR. Astronomy and Astrophysics 509, A7 (2010). [weniger]

Zum anderen können dank der großen Empfindlichkeit und des riesigen Gesichtsfeldes von LOFAR erstmals alle Pulsare in der Scheibe der Milchstraße in Entfernungen von bis zu einigen Hundert Lichtjahren von der Sonne (außerhalb der Scheibe sogar bis zu Tausenden von Lichtjahren) gefunden werden (Abb. 2). Dazu muss der gesamte Himmel abgesucht werden, denn Pulsare können bei der Supernova-Explosion aus ihrem Entstehungsort herausgeschossen werden und sich weit von der Milchstraßenebene entfernen. Mit den winzigen Gesichtsfeldern klassischer Radioteleskope wäre das völlig unmöglich.


Nahe der Milchstraßenebene ist die Entdeckung von Pulsaren schwierig. Pulsar-Strahlung wird im ionisierten interstellaren Gas gestreut und der Puls dadurch zeitlich verschmiert. Außerdem führt das gleiche Gas zu „Dispersion”, d.h. die Pulse kommen bei langen Wellenlängen später beim Beobachter an als bei kurzen Wellenlängen. Beide Effekte nehmen stark mit der Wellenlänge zu, so dass die Strahlung von Pulsaren hinter dichten Gaswolken nicht mehr als pulsierend erkennbar ist. Bei weniger verzerrten Pulsaren erlaubt die hohe Frequenzauflösung von LOFAR eine außerordentlich genaue Messung dieser Effekte und damit die Bestimmung der mittleren Elektronendichte im interstellaren Medium entlang der Sichtlinie zum Pulsar. Die Korrektur der Effekte steigert die Präzision von Messungen der Puls-Ankunftszeiten für Messungen bei allen Wellenlängen.


Eine weitere, sehr nützliche Eigenschaft der Pulsare ist ihr hoher Grad an linearer Polarisation. Die Polarisationsebene wird im Magnetfeld des ionisierten interstellaren Gases gedreht. Diese „Faraday-Rotation”  ist bei langen Wellenlängen besonders hoch und kann daher mit LOFAR präzise gemessen werden, um daraus die mittlere Stärke und Richtung des Magnetfeldes zwischen dem Pulsar und der Erde zu bestimmen. Mit einer ausreichend großen Zahl von Pulsaren in verschiedenen Entfernungen lässt sich eine genaue dreidimensionale Karte des Magnetfeldes der Milchstraße erstellen. Erstmals kann auch die Feldkomponente senkrecht zur Milchstraßenebene gemessen werden, die für die Bildung des Halos aus Kosmischer Strahlung und für den Weg der extragalaktischen ultra-hochenergetischen Kosmischen Strahlung in der Milchstraße wichtig ist.

 
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