Das „GoldeneZeitalter“ derRadioastronomiehat begonnen

Ein Magnetar ist ein besonderer Neutronenstern. Er ist der extrem dichte Überrest eines massereichen Sterns. Was ihn außergewöhnlich macht, ist sein Magnetfeld: Es kann etwa 10¹¹ bis 10¹² Tesla erreichen und ist damit ungefähr tausendmal stärker als das Magnetfeld gewöhnlicher Neutronensterne.

Nicht jeder Neutronenstern wird zu einem Magnetar. Nach heutigen Schätzungen gehört nur ein kleiner Teil dazu. Schätzungen gehen von etwa jedem zehnten Neutronenstern aus.

Entdeckt wurden Magnetare nicht durch ein ruhiges Leuchten am Himmel, sondern durch gewaltige Ausbrüche. Im Jahr 1979 registrierten mehrere Satelliten extrem starke Gammastrahlenausbrüche außerhalb unseres Sonnensystems. Diese Objekte wurden später als Soft Gamma Repeater bezeichnet. Solche Quellen senden wiederholt Ausbrüche energiereicher Strahlung aus.

Vom Sternkern zum Neutronenstern

Neutronensterne entstehen, wenn der Kern eines massereichen Sterns am Ende seines Lebens kollabiert. Nach einer Supernova bleibt ein Objekt zurück, das kaum größer ist als eine Stadt: typischerweise nur etwa 10 bis 15 Kilometer im Radius, aber mit einer Masse, die in der Größenordnung der Sonne liegt.

Schon ein gewöhnlicher Neutronenstern besitzt ein gewaltiges Magnetfeld. Beim Kollaps wird das ursprüngliche Magnetfeld des Vorläufersterns stark zusammengedrückt. Vereinfacht gesagt: Die Materie fällt auf einen winzigen Raum zusammen, und das Magnetfeld wird mitgenommen. Dadurch kann die magnetische Flussdichte enorm anwachsen.

Direkt nach seiner Entstehung rotiert ein Neutronenstern extrem schnell. Das liegt an der Drehimpulserhaltung. Nach demselben Prinzip rotiert eine Eiskunstläuferin schneller, wenn sie die Arme anzieht. Aus einem riesigen Sternkern wird ein winziger kompakter Körper, und die Rotation beschleunigt sich dramatisch. Anfangs können Rotationsperioden im Millisekundenbereich auftreten.

Wann ein Magnetar entsteht

Ob aus einem Neutronenstern ein Magnetar wird, hängt nach einem verbreiteten Modell von mehreren Bedingungen ab. Entscheidend ist unter anderem, wie schnell der junge Neutronenstern rotiert und wie stark das Magnetfeld des Vorläufersterns bereits war. Rotiert der frisch entstandene Neutronenstern schnell genug, können im Inneren starke Konvektionsbewegungen und Dynamo-Prozesse einsetzen. Dabei wird ein Teil der Bewegungsenergie in Magnetfeldenergie umgewandelt.

So kann innerhalb kurzer Zeit ein Magnetfeld entstehen, das etwa 10¹¹ Tesla erreicht. Das ist ungefähr tausendmal stärker als bei einem gewöhnlichen Neutronenstern. In diesem Fall spricht man von einem Magnetar.

Ist die Rotation langsamer oder war das ursprüngliche Magnetfeld des Vorläufersterns schwächer, entsteht eher ein gewöhnlicher Neutronenstern oder Pulsar. Auch diese Objekte sind extrem, aber die Magnetfelder von Magnetaren sind jedoch deutlich stärker.

Folgen des extremen Feldes

Die Magnetfelder von Magnetaren sind so stark, dass sie nicht mehr nur als „großes Magnetfeld“ beschrieben werden können. Ihre Energiedichte ist gewaltig. In der Sprache der Physik lässt sich dieser Energie über E = mc² sogar eine äquivalente Massendichte zuordnen. Bei solchen Feldstärken werden Effekte relevant, die im Alltag völlig unsichtbar bleiben: Selbst das Quantenvakuum kann beeinflusst werden. Materiefreier Raum verhält sich dann nicht mehr ganz wie ein einfaches „Nichts“, sondern kann unter bestimmten Bedingungen doppelbrechend wirken.

Wenn die Magnetfeldachse nicht genau mit der Rotationsachse übereinstimmt, kann der Neutronenstern Strahlung wie ein kosmischer Leuchtturm aussenden. Bei Pulsaren sehen wir diese Strahlung als regelmäßige Pulse. Die Energie dafür stammt aus der Rotation des Sterns. Magnetare verlieren ihre Rotationsenergie besonders schnell und werden deshalb stark abgebremst. Nach relativ kurzer kosmischer Zeit können ihre Rotationsperioden bereits mehrere Sekunden betragen.

Weitere Entstehungswege

Es gibt außerdem weitere mögliche Entstehungswege. Ein Magnetar könnte auch bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne entstehen. In einem solchen Ereignis wird Materie extrem schnell durchmischt, und starke differentielle Rotation kann ebenfalls ein gewaltiges Magnetfeld aufbauen. Auch hier gilt: Magnetare sind keine ruhige Variante eines Neutronensterns, sondern das Ergebnis von Extrembedingungen.

Rotation und Strahlung

Magnetare fallen nicht nur durch ihr extremes Magnetfeld auf. Sie verraten sich auch durch ihr Verhalten: Sie rotieren vergleichsweise langsam, verlieren schnell Rotationsenergie und senden ungewöhnlich starke Röntgen- und Gammastrahlung aus.

Bei isolierten Neutronensternen ohne Begleitstern in einem Doppelsternsystem sprechen mehrere Beobachtungsmerkmale für einen Magnetar. Typisch sind Rotationsperioden von etwa 1 bis 12 Sekunden. Außerdem bremst ihre Rotation besonders stark ab; die Abbremsrate kann größer als 10⁻¹² Sekunden pro Sekunde sein. Das klingt klein, ist für einen Neutronenstern aber ein deutliches Signal: Hier wirkt ein extrem starkes Magnetfeld.

Auch ihre Strahlung ist auffällig. Magnetare können dauerhaft im Röntgenbereich leuchten, oft mit Leistungen von etwa 10²⁵ bis 10²⁹ Watt. Dazu kommen kurze, heftige Ausbrüche im Röntgen- und Gammastrahlenbereich. Diese dauern meist nur Bruchteile einer Sekunde bis wenige Sekunden, können aber Leistungen von etwa 10²⁷ bis 10⁴⁰ Watt erreichen.

Röntgenstrahlung in ruhigen Phasen

Selbst in ruhigen Phasen sind Magnetare nicht wirklich „ruhig“. Auch außerhalb großer Ausbrüche senden sie Röntgenstrahlung aus. Ein Teil davon stammt wahrscheinlich von der heißen Oberfläche des Neutronensterns und liegt im Energiebereich unterhalb von etwa 1 Kiloelektronenvolt. Zusätzlich kann es eine härtere, energiereichere Komponente im Bereich von etwa 10 bis 100 Kiloelektronenvolt geben. Diese wurde jedoch nicht bei allen Magnetaren eindeutig nachgewiesen.

Diese harte Röntgenkomponente ist oft gepulst. Das bedeutet: Während der Neutronenstern rotiert, verändert sich die beobachtete Strahlung regelmäßig. Das ähnelt einem Leuchtturm, dessen Lichtkegel immer wieder in unsere Richtung zeigt.

Mögliche Entstehungsorte

Für diese energiereiche Röntgenstrahlung gibt es mehrere Erklärungsansätze. Eine Möglichkeit ist, dass relativistische Teilchen entlang der Magnetfeldlinien beschleunigt werden und nahe der magnetischen Pole auf den Neutronenstern treffen. Dabei könnte Bremsstrahlung entstehen.

Eine andere Erklärung setzt in der Magnetosphäre an: Dort könnten Elektron-Positron-Paare mit Photonen wechselwirken und ihnen Energie übertragen. In diesem Modell würde ein großer Teil der harten Röntgenstrahlung nicht direkt an der Oberfläche entstehen, sondern einige Sternradien oberhalb der magnetischen Pole.

Kurze Ausbrüche, lange Folgen

Magnetare gehören zu den unruhigsten Objekten, die man kennt. In unserer Milchstraße gibt es mehrere Röntgenquellen, die als Magnetar-Kandidaten gelten. Sie können scheinbar plötzlich kurze Ausbrüche im Röntgen- und Gammastrahlenbereich zeigen. Sie dauern oft nur wenige Zehntelsekunden.

Diese kurze Dauer täuscht. In einem einzigen solchen Ausbruch kann ein Magnetar so viel hochenergetische Strahlung freisetzen, wie die Sonne über Tausende von Jahren hinweg abstrahlt. Die Aktivität endet danach nicht sofort. Auf den ersten Strahlungspuls folgt häufig eine mehrminötige Phase, in der die Helligkeit langsam abnimmt. In diesem Nachleuchten zeigen sich oft regelmäßige Schwankungen, an denen sich die Rotationsperiode des Magnetars ablesen lässt.

Nach großen Ausbrüchen bleibt das Objekt meist weiter aktiv. Stunden, Tage oder sogar Jahre später können kleinere Ausbrüche folgen. Deshalb nennt man solche Quellen auch Soft Gamma Repeater: Sie senden wiederholt Ausbrüche energiereicher Strahlung aus.

Sternbeben und Kruste

Auffällig ist, dass die Verteilung dieser Ausbrüche an Erdbeben erinnert. Das ist kein zufälliger Vergleich. Bei Magnetaren geht man davon aus, dass ihre feste äußere Kruste unter gewaltigen magnetischen Spannungen steht. Wird diese Spannung zu groß, kann die Kruste brechen oder sich plötzlich verschieben. Dieser Vorgang wird als Sternbeben bezeichnet.

Diese Kruste besteht nicht aus gewöhnlichem Gestein, sondern aus extrem dichter Materie: Elektronen und Atomkerne, unter anderem Eisenkerne, sind dort in einem kristallartigen Zustand angeordnet. Das Magnetfeld des Magnetars übt Kräfte auf diese Kruste aus. Wenn sie nachgibt, wird Energie frei.

Magnetische Umordnung und Feuerball

Die größten Ausbrüche entstehen vermutlich nicht nur durch lokale Krustenbrüche, sondern durch großräumige Umordnungen des Magnetfeldes. Qualitativ erinnert das an Sonnenflares: Auch dort wird magnetische Energie plötzlich freigesetzt. Bei Magnetaren geschieht das jedoch unter viel extremeren Bedingungen.

Eine mögliche Erklärung ist ein heißer Plasma-Feuerball nahe der Oberfläche. Dieser Feuerball wird für kurze Zeit vom enorm starken Magnetfeld festgehalten. Dafür sind Feldstärken von über 10¹⁰ Tesla nötig. Während dieser kurzen Phase sendet das heiße Plasma intensive Röntgen- und Gammastrahlung aus.

Besonders ungewöhnlich ist, dass die Strahlung aus diesem Plasma relativ gut entkommen kann. Das extreme Magnetfeld schränkt die Bewegung freier Elektronen stark ein. Dadurch können sie der elektromagnetischen Welle nicht so folgen wie unter normalen Bedingungen. Der Feuerball wird für die Strahlung durchlässiger. Dadurch kann der Ausbruch mit hoher Intensität sichtbar werden.

Zwei historische Beobachtungsklassen

Magnetare wurden nicht sofort als eigene Objektklasse verstanden. Zuerst fielen sie durch zwei scheinbar unterschiedliche Erscheinungsformen auf: als Soft Gamma Repeater und als anomale Röntgenpulsare.

Soft Gamma Repeater verraten sich durch wiederholte Ausbrüche im Gamma- und Röntgenbereich. Diese Ausbrüche können nur Bruchteile einer Sekunde dauern, manchmal aber auch länger anhalten. Dabei werden ungefähr 10³¹ bis 10⁴⁰ Joule freigesetzt.

Anomale Röntgenpulsare wirken zunächst ruhiger. Sie senden dauerhaft Röntgenstrahlung aus und rotieren typischerweise mit Perioden von etwa 2 bis 12 Sekunden. Ihre Röntgenleuchtkraft liegt ungefähr bei 10²⁶ bis 10²⁹ Watt. „Anomal“ nannte man sie, weil ihre Strahlung nicht gut durch gewöhnliche Rotationsenergie erklärt werden konnte. Es musste also eine andere Energiequelle beteiligt sein.

Gemeinsame Magnetar-Merkmale

Heute gelten beide Gruppen als eng mit Magnetaren verbunden. Der entscheidende Hinweis ist ihr Verhalten: langsame Rotation, starke Abbremsung und eine Röntgenhelligkeit, die oft höher ist, als man bei normalen Pulsaren erwarten würde. Die Abbremsrate kann etwa im Bereich von 10⁻¹³ bis 10⁻¹⁰ liegen.

Nachwirkung und Entwicklung

Nach einem Ausbruch fällt die Röntgenhelligkeit nicht immer sofort auf das alte Ruheniveau zurück. Oft bleibt sie über längere Zeit erhöht, manchmal über Jahre. Das zeigt, dass ein Ausbruch nicht nur ein kurzer Lichtblitz ist, sondern den Magnetar länger verändert oder aufheizt.

Man nimmt an, dass Magnetare vor allem in ihrer frühen Lebensphase besonders aktiv sind. In den ersten etwa 10.000 Jahren nach ihrer Entstehung können starke Ausbrüche auftreten. Danach stabilisiert sich das Magnetfeld zunehmend. Der Neutronenstern bleibt aber noch heiß genug, um für einige tausend Jahre als anomaler Röntgenpulsar weiter sichtbar zu sein.

Wo das Standardmodell an Grenzen stößt

Das Magnetar-Modell ist heute die wichtigste Erklärung für Soft Gamma Repeater und anomale Röntgenpulsare. Es beschreibt diese Objekte als Neutronensterne, deren Energie nicht hauptsächlich aus Rotation stammt, sondern aus dem Zerfall und der Umordnung extrem starker Magnetfelder.

Trotzdem ist dieses Modell nicht frei von offenen Fragen. Einige Beobachtungen passen nicht ganz einfach in das klassische Bild.

Beobachtungen ohne einfache Zuordnung

Ein Beispiel ist die Radiostrahlung. Wenn Soft Gamma Repeater und anomale Röntgenpulsare tatsächlich Magnetare sind, könnte man erwarten, dass sie dauerhaft Radiostrahlung aussenden. Beobachtet werden aber oft nur zeitweise Radioausbrüche. Das bedeutet nicht automatisch, dass das Magnetar-Modell falsch ist. Die Beobachtung zeigt jedoch, dass die Magnetosphäre dieser Objekte komplizierter ist als ein einfaches Standardmodell.

Auch die Magnetfeldstärke allein erlaubt keine eindeutige Einordnung. Es gibt Objekte mit vergleichsweise schwächerem Magnetfeld, die magnetarähnliche Ausbrüche zeigen. Umgekehrt kennt man Pulsare mit sehr starken Magnetfeldern, die keine typischen Magnetar-Ausbrüche zeigen. Ein starkes Magnetfeld allein reicht also offenbar nicht aus. Entscheidend scheint auch zu sein, wie das Magnetfeld aufgebaut ist, wie es sich im Inneren des Sterns verhält und wie es mit Kruste und Magnetosphäre wechselwirkt.

Besonders interessant ist der junge Radiopulsar PSR J1846-0258. Er ist erst etwa 880 Jahre alt und zeigte starke Röntgenausbrüche, die an das Verhalten anomaler Röntgenpulsare erinnern. Gleichzeitig kann seine beobachtete Strahlung teilweise durch den Verlust seiner Rotationsenergie erklärt werden. Solche Grenzfälle verwischen die klare Trennung zwischen gewöhnlichem Pulsar und Magnetar.

Alternative Erklärungsmodelle

Deshalb wurden auch alternative Modelle vorgeschlagen. Manche Hypothesen erklären die Ausbrüche nicht durch den Zerfall eines ultrastarken Magnetfeldes, sondern durch andere kompakte Objekte oder zusätzliche Materie in der Umgebung. Dazu gehören Modelle mit Quarksternen und Akkretionsscheiben.

Ein weiterer Ansatz ist das sogenannte Drift-Modell. In solchen Vorstellungen entsteht die gepulste Strahlung weiter außen in der Magnetosphäre, nahe dem Lichtzylinder. Dort könnte Plasma in Magnetfeldschlingen eingeschlossen sein und die beobachtete Strahlung erzeugen. In diesem Fall wäre kein klassischer Magnetar nötig, sondern ein schnell rotierender Neutronenstern mit einem deutlich schwächeren Magnetfeld.

Auch sehr massereiche Weiße Zwerge mit starken Magnetfeldern wurden als mögliche Alternative diskutiert. Solche Modelle versuchen, magnetarähnliche Ausbrüche ohne einen extrem magnetisierten Neutronenstern zu erklären.

Anti-Glitches und offene Dynamik

Eine weitere Besonderheit sind sogenannte Anti-Glitches. Während viele Neutronensterne gelegentlich kleine Sprünge zu schnellerer Rotation zeigen, wurden bei Magnetaren auch sprunghafte Verlängerungen der Rotationsperiode beobachtet. Der Stern rotiert danach also plötzlich etwas langsamer. Solche Ereignisse könnten in der Magnetosphäre entstehen oder durch eine Art magnetisch getriebenen Teilchenwind verursacht werden.

Was trotz der Kritik trägt

Die Kritik am Magnetar-Modell bedeutet nicht, dass Magnetare eine schlechte Erklärung wären. Im Gegenteil: Das Modell erklärt viele Beobachtungen sehr gut. Aber die Natur dieser Objekte ist offenbar komplexer als die einfache Formel „starkes Magnetfeld gleich Magnetar“. Wahrscheinlich entscheidet nicht nur die Stärke des Feldes, sondern auch seine innere Struktur, seine Entwicklung und seine Kopplung an Kruste und Magnetosphäre.

Eines der bekanntesten Ereignisse in der Magnetar-Forschung wurde am 27. Dezember 2004 beobachtet. An diesem Abend registrierten Satelliten einen gewaltigen Strahlungsausbruch des Soft Gamma Repeaters SGR 1806−20. Das Objekt liegt in Richtung des galaktischen Zentrums, viele zehntausend Lichtjahre von der Erde entfernt.

Für einen winzigen Moment wurde dieser Magnetar zu einer der auffälligsten Strahlungsquellen am Himmel. Die harte Gammastrahlung, die die Erde erreichte, war für etwa eine Zehntelsekunde außergewöhnlich intensiv. Das Ereignis war deshalb selbst aus enormer Entfernung deutlich messbar.

In nur etwa einer Zehntelsekunde gab SGR 1806−20 eine Energiemenge ab, die mit der Sonnenleistung über sehr lange Zeiträume verglichen werden kann. Solche Superflares zeigen, warum Magnetare nicht einfach nur „starke Neutronensterne“ sind. Sie können ihr Magnetfeld in plötzlichen, extremen Ereignissen entladen.

Ein weiteres interessantes Objekt ist SGR J1550−5418. Mit einer Rotationsperiode von etwa 2,07 Sekunden gehört es zu den besonders schnell rotierenden bekannten Magnetaren. Solche Objekte sind wichtig, weil sie zeigen, wie unterschiedlich Magnetare auftreten können. Manche fallen durch gewaltige Ausbrüche auf. Andere zeigen Besonderheiten bei ihrer Rotation, ihrer Röntgenhelligkeit oder nach einem Ausbruch.

Nicht alle Quellen passen jedoch sauber in das klassische Magnetar-Bild. Objekte wie SGR 0418+5729 oder SWIFT J1822.3−1606 gelten als besonders interessante Grenzfälle, weil sie magnetarähnliche Aktivität zeigen, obwohl bestimmte Eigenschaften nicht vollständig zu den einfachen Erwartungen passen. Diese Fälle zeigen, dass Magnetare keine klar abgegrenzte Objektklasse sind, sondern ein Forschungsfeld mit Übergängen, Ausnahmen und offenen Fragen.

Magnetare werden nicht nur mit Röntgen- und Gammastrahlenausbrüchen in unserer Milchstraße in Verbindung gebracht. Sie gelten auch als mögliche Energiequelle für viel größere kosmische Ereignisse: überleuchtkräftige Supernovae und Gammablitze langer Dauer.

Bei solchen Explosionen reicht die normale Energie einer Supernova manchmal nicht aus, um die beobachtete Helligkeit vollständig zu erklären. Hier kommt das Magnetar-Modell ins Spiel. Die Grundidee: Im Zentrum der Explosion entsteht ein junger, energiereicher Magnetar. Dabei handelt es sich um einen extrem schnell rotierenden Neutronenstern mit sehr starkem Magnetfeld.

Wenn dieser frisch entstandene Magnetar anfangs mit einer Rotationsperiode von nur etwa einer Millisekunde rotiert, steckt in seiner Rotation eine enorme Energiemenge. Sein starkes Magnetfeld wirkt dann wie eine Art kosmische Bremse: Es entzieht dem Stern Rotationsenergie und kann diese Energie in die expandierende Supernova-Hülle einspeisen.

Dieses sogenannte Millisekundenmagnetar-Modell kann erklären, warum manche Supernovae außergewöhnlich hell werden. Es passt außerdem zu Lichtkurven, die nahe dem Maximum asymmetrisch verlaufen, und zu der großen Bandbreite beobachteter Maximalhelligkeiten.

In diesem Modell besitzt der junge Proto-Neutronenstern ein Magnetfeld von mehr als 10¹¹ Tesla. Innerhalb von etwa 100 Sekunden kann eine Energie von ungefähr 10⁴⁵ Joule aus seiner Rotation ausgekoppelt werden. Das ist genug, um eine Explosion deutlich heller erscheinen zu lassen, als man es von einer gewöhnlichen Supernova erwarten würde.

Auch bei Gammablitzen langer Dauer könnte ein solcher Motor eine Rolle spielen. Der Magnetar wäre dann nicht nur ein Überrest der Explosion, sondern für kurze Zeit ihr zentraler Antrieb.

Magnetare könnten nicht nur aus einzelnen massereichen Sternen entstehen. Eine Möglichkeit ist, dass sie die späte Folge einer Verschmelzung zweier massereicher Sterne sind. Bei einem solchen Zusammenstoß wird Materie heftig durchmischt, Rotation kann stark beschleunigt werden, und Magnetfelder können auf ungewöhnliche Weise verstärkt oder neu geordnet werden.

Ein interessanter Kandidat für einen solchen Vorläufer ist Tau Scorpii. Dieser massereiche Stern besitzt auffällige magnetische Eigenschaften, die nicht leicht mit einem einfachen Sternentwicklungsmodell zu erklären sind.

Eine Forschungsgruppe zeigte 2019 mithilfe von Simulationen, dass Tau Scorpii tatsächlich aus der Verschmelzung zweier Sterne hervorgegangen sein könnte. In diesem Szenario wären seine besonderen magnetischen Eigenschaften eine Folge dieses früheren Zusammenstoßes.

Falls solche Sterne später als Supernova enden, könnten sie unter bestimmten Bedingungen einen stark magnetisierten Neutronenstern und möglicherweise einen Magnetar hinterlassen.