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Die Herkunft der Strahlung: Wenige Quadratkilometer am magnetischen Pol

Movie: Entstehung der Pulsformen (ohne Lichtablenkung), MPEG4 320×240 (95 kB), MPEG4 640×480 (157 kB)	Movie: Entstehung der Pulsformen (mit Lichtablenkung), MPEG4 320×240 (126 kB), MPEG4 640×480 (261 kB)
Abb. 7: Das grundlegende Modell für die Entstehung der Pulsformen der emittierten Röntgenstrahlung geht von zwei kleinen Emissionsgebieten aus, die sich an den beiden magnetischen Polen befinden. Rotiert der Stern, so wandern die Gebiete durch das Sichtfeld, sodass die beobachtete Gesamthelligkeit variiert. Das vom Modell vorhergesagte Pulsprofil ist in jedem Bild rechts oben eingeblendet; der senkrechte Strich markiert die zum Bild gehörige Pulsphase. Links ist ein Modell mit zwei Akkretionssäulen dargestellt, wobei der Neutronenstern etwas mehr als eine Vierteldrehung ausführt. Berücksichtigt man in demselben Modell zusätzlich die Lichtablenkung, so erhält man die rechts gezeigten Bilder und eine ganz andere Pulsform.

Die Röntgenstrahlung entsteht wie oben beschrieben nahe der beiden magnetischen Pole, wo das akkretierende Gas abgebremst wird (Abb. 5). Dort treffen auf eine Fläche von wenigen Quadratkilometern 100 Milliarden Tonnen Materie pro Sekunde mit einer Geschwindigkeit von 200000 Kilometern pro Sekunde auf. Bei den weniger leuchtkräftigen Quellen befindet sich das Gas bis zur Sternoberfläche praktisch im freien Fall. Es entsteht ein so genannter »heißer Fleck« auf der Sternoberfläche, der bei etwa 10 Millionen Grad Röntgenstrahlung emittiert. Ist die Leuchtkraft höher, dann trägt die von unten entweichende Strahlung dazu bei, das herabstürzende Gas bereits abzubremsen, bevor es den Stern ganz erreicht hat. Im untersten Teil des Gasstroms sinkt das Gas dann langsam zu Boden. Es hat sich bei der Abbremsung stark aufgeheizt; die Röntgenstrahlung entweicht seitlich aus diesem heißen, abgebremsten Gasstrom, der so genannten »Akkretionssäule«. Das einfachste Modell für die Entstehung der Pulse besteht also in zwei heißen Flecken beziehungsweise zwei Akkretionssäulen an den beiden magnetischen Polen, die bei der Rotation des Sterns zeitweise sichtbar und zeitweise hinter dem Stern verborgen sind. Abb. 7 (links) zeigt eine Vierteldrehung für ein Modell mit zwei Akkretionssäulen.

Zur Verdeutlichung trägt der schematisch dargestellte Neutronenstern ein Muster aus 30° x 30° großen Karos, die um die Rotationsachse angeordnet sind. Der Pulsar ist in diesem Modell hell, wenn beide Akkretionssäulen von der Seite gesehen werden (1. Bild). Etwas später verschwindet die hintere Akkretionssäule hinter dem Neutronenstern (2. Bild), und bald darauf wird die helle Seitenfläche der vorderen ebenfalls unsichtbar. Von oben gesehen ist die Akkretionssäule dunkel, da die Strahlung gegen das nachströmende Gas nicht entweichen kann. Nach einer Vierteldrehung erscheint der Pulsar dunkel (4. Bild). Dieses einfachste Modell ist noch sehr unvollständig und in einem wichtigen Aspekt sogar völlig falsch.

Relativistische Lichtablenkung

Das bisher betrachtete Modell berücksichtigt nämlich nicht, dass relativistische Effekte bei so kompakten Objekten wie Neutronensternen eine große Rolle spielen. Für die Entstehung der Pulsformen ist insbesondere die Lichtablenkung entscheidend.

Abb. 8: a) Aufgrund der gravitativen Ablenkung der Lichtstrahlen kann ein entfernter Beobachter 84 Prozent der Oberfläche eines Neutronensterns mit 1,4 Sonnenmassen und 10 Kilometern Radius einsehen. b) Auch eine Lichtquelle, die sich von einem Beobachter aus gesehen hinter einem Neutronenstern befindet, kann sichtbar sein; in diesem Fall ist ein Doppelbild möoglich.

Dies illustriert Abb. 8: Ein Beobachter empfängt Strahlung nicht nur von der ihm zugewandten Hälfte des Neutronensterns, sondern kann ein Stück weit »um den Stern herum sehen« (Abb. 8a). Von der Oberfläche einer masselosen Kugel könnte ein sehr weit entfernter Beobachter 50 Prozent einsehen. Hat die Kugel jedoch eine Masse, dann sieht er mehr: Von der Oberfläche der Sonne sind aus grosser Entfernung 50,0002 Prozent sichtbar, von der eines Neutronensterns mit 1,4 Sonnenmassen und 10 Kilometern Radius aber 84 Prozent. Durch die Lichtablenkung kann auch eine Quelle, die sich aus der Perspektive eines Beobachters hinter dem Neutronenstern befindet, sichtbar sein (Abb. 8b); in diesem Fall können Doppelbilder entstehen.

Wie stark die Lichtablenkung die Pulsformen beeinflusst, illustriert die rechte Spalte der Abb. 7: Dargestellt ist dasselbe Modell wie in der linken Spalte, jedoch unter Berücksichtigung der Lichtablenkung. Anhand des Karomusters des Sterns ist zu erkennen, dass mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar ist. Zudem erscheint der Stern größer, als er tatsächlich ist. Die hintere Säule bleibt sichtbar, wenn sie hinter den Stern wandert: Sie wird länglich verzerrt (3. Bild), dann entsteht ein Doppelbild (4. Bild). Befindet sie sich von uns aus gesehen genau hinter dem Stern, sehen wir sie als geschlossenen Ring (5. Bild). Am hellsten erscheint die Akkretionssäule dann, wenn sie sich mitten auf der abgewandten Seite des Neutronensterns befindet! Das erzeugt ein Maximum im Pulsprofil - dort, wo man ohne Lichtablenkung ein Minimum vorhersagen würde. Dass dieses Maximum so ausgeprägt ist, liegt an der speziellen Wahl der Blickrichtung, bei der im 5. Bild die Achse der beiden Akkretionssäulen genau mit der Blickrichtung zusammenfällt. Bereits bei einer kleinen Abweichung von dieser Blickrichtung ist das Maximum deutlich kleiner oder verschwindet ganz. Bemerkenswert ist auch, dass es keinen Zeitpunkt mehr gibt, zu dem der Pulsar dunkel ist. Wenn man von dem schmalen Maximum einmal absieht, ist das Pulsprofil wesentlich weniger stark moduliert, als man es ohne Lichtablenkung vorhergesagt hätte. Dies ist auch anschaulich klar, da man ja »fast immer alles sieht« - hinter einem Neutronenstern kann man eben kaum etwas verstecken!

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