Unter allen Objekten im Universum zählen Magnetare zweifellos zu den gewalttätigsten. Es sind Neutronensterne mit einem so intensiven Magnetfeld, dass es das jeder anderen Sterns um mehrere Größenordnungen übertrifft. Ein Magnetar kann \(10^{11}\) Tesla erreichen, das sind etwa 1,5 Billiarden Mal stärker als das Erdmagnetfeld (25 bis 65 Mikrotesla, bzw. 0,25 bis 0,65 Gauss).
Bei solchen extremen Intensitäten ist das Magnetfeld nicht mehr nur eine einfache physikalische Eigenschaft. Es verändert die Struktur der Atomorbitalen, polarisiert das Quantenvakuum und kann, laut den Vorhersagen der Quantenelektrodynamik, dem Vakuum Doppelbrechung verleihen, sodass es Licht je nach Polarisation ablenken kann. Bei solchen Energieniveaus wird sogar die Stabilität der Materie in Frage gestellt: Atome dehnen sich zu dünnen Zylindern entlang der Feldlinien aus und verlieren jede Ähnlichkeit mit ihrer üblichen Konfiguration.
Die Entstehung eines Magnetars ist eng mit der von Neutronensternen verbunden. Wenn ein massereicher Stern, dessen Anfangsmasse etwa acht bis zwanzig Sonnenmassen beträgt, seine nuklearen Reserven aufbraucht, kollabiert sein Kern in einem Bruchteil einer Sekunde. Die Materie wird auf extreme Dichten komprimiert: Ein einziger Teelöffel dieser Materie könnte fast eine Milliarde Tonnen wiegen. Aus diesem Kollaps entsteht ein Neutronenstern, ein Objekt mit einem Durchmesser von etwa 20 Kilometern, das jedoch mehr Masse als die Sonne enthält.
Dennoch werden nicht alle Neutronensterne zu Magnetaren. Eine Frage bleibt: Warum entwickeln manche ein so intensives Magnetfeld? Zwei Hauptmechanismen werden derzeit von Astrophysikern vorgeschlagen.
Der erste Mechanismus basiert auf dem Dynamoeffekt. Zum Zeitpunkt des Kollapses, wenn der Kern des Vorläufersterns schnell genug rotiert, tritt die verschmelzende Materie in ein Regime intensiver turbulenter Konvektion ein. Diese Bewegungen der leitfähigen Materie, kombiniert mit einer schnellen Rotation, verstärken das anfängliche Magnetfeld exponentiell innerhalb von einigen Dutzend Millisekunden. Simulationen, die von Robert Duncan und Christopher Thompson seit 1992 durchgeführt wurden, haben gezeigt, dass dieser Prozess unter bestimmten Anfangsrotationsbedingungen Magnetfelder in der Größenordnung von \(10^{11}\) Tesla erzeugen kann, was mit den Beobachtungen übereinstimmt.
Der zweite, neuere Mechanismus legt nahe, dass das außergewöhnliche Magnetfeld des Magnetars teilweise vom Vorläuferstern stammen könnte. Einige massereiche Sterne, sogenannte magnetische Ap-Sterne, besitzen bereits ungewöhnlich starke Magnetfelder. Die Erhaltung des magnetischen Flusses während des Kollapses des Kerns, kombiniert mit der drastischen Verringerung des Radius des Objekts (von mehreren hunderttausend Kilometern auf etwa zwanzig), würde ausreichen, um dieses anfängliche Feld um einen Faktor in der Größenordnung von \((R_{\text{Stern}}/R_{\text{Neutron}})^2\), also etwa \(10^{10}\), zu verstärken.
Durch ihre energetischen Manifestationen machen sich Magnetare in unseren Instrumenten bemerkbar. Es werden mehrere Arten von Ereignissen unterschieden.
Weiche Gammastrahlenausbrüche (SGR) sind kurze, wiederkehrende Emissionen von Röntgen- und Gammastrahlen mit relativ geringer Intensität. Sie deuten auf anhaltende magnetische Aktivität hin, die mit Anpassungen der Kruste oder Verformungen der Feldlinien in der Magnetosphäre verbunden ist.
Riesenausbrüche sind die spektakulärsten Ereignisse. Bisher wurden drei in unserer Galaxie oder in ihrer unmittelbaren Nachbarschaft entdeckt. Der berühmteste, der am 27. Dezember 2004 von SGR 1806-20 ausging, war so mächtig, dass er die obere Erdatmosphäre aus einer Entfernung von etwa 50.000 Lichtjahren teilweise ionisierte. Bryan Gaensler (1973-) und seine Kollegen schätzten, dass dieser Ausbruch in 0,2 Sekunden eine Energie freisetzte, die der der Sonne über 250.000 Jahre entspricht.
Schließlich wurden einige Magnetare mit schnellen Radioausbrüchen in Verbindung gebracht. Im Jahr 2020 lieferte die Entdeckung von FRB 200428 vom Magnetar SGR 1935+2154, der sich in unserer eigenen Galaxie befindet, erstmals einen direkten Beweis dafür, dass Magnetare solche Ausbrüche erzeugen können.
Neutronensterne treten in verschiedenen Formen auf, abhängig von ihrem Magnetfeld und ihrer Rotationsaktivität. Die folgende Tabelle vergleicht ihre wichtigsten Eigenschaften.
| Typ | Magnetfeld (T) | Rotationsperiode | Aktive Lebensdauer | Beispiel | Besonderheit |
|---|---|---|---|---|---|
| Radio-Pulsar | \(10^7 - 10^9\) | 1,4 ms bis mehrere Sekunden | 10 bis 100 Millionen Jahre | PSR B1919+21 | Erster entdeckter Pulsar (1967), von Jocelyn Bell Burnell (1943-). |
| Millisekunden-Pulsar | \(10^5 - 10^8\) | 1,4 ms bis 30 ms | Mehrere Milliarden Jahre | PSR J0437-4715 | Durch Akkretion eines Begleitsterns recycelt. |
| SGR (Soft Gamma Repeater) | \(10^{10} - 10^{11}\) | 2 bis 12 Sekunden | 10.000 bis 100.000 Jahre | SGR 1806-20 | Riesenausbruch von 2004, der energiereichste, der jemals in unserer Galaxie entdeckt wurde. |
| AXP (Anomalous X-ray Pulsar) | \(10^{10} - 10^{11}\) | 5 bis 12 Sekunden | 10.000 bis 100.000 Jahre | 1E 2259+586 | Emitiert anhaltende Röntgenstrahlen, ohne dass Akkretion eines Begleiters erforderlich ist. |
| INS (Isolierter Neutronenstern) | \(10^9 - 10^{10}\) | 3 bis 11 Sekunden | Mehrere Millionen Jahre | RX J1856.5-3754 | Nur in thermischen Röntgenstrahlen nachweisbar, ohne Radio- oder Gammaemission. |
N.B.: SGRs und AXPs gelten heute als zwei Beobachtungsmanifestationen derselben Objektkategorie: Magnetare. Die historische Unterscheidung spiegelt die anfängliche Nachweismethode wider, nicht einen grundlegenden physikalischen Unterschied. Die aktiven Lebensdauern sind auf kosmischer Skala sehr kurz, da sich das Magnetfeld schnell zerstreut und den Stern bis zum Erlöschen seiner Aktivität verlangsamt.
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