Neutronensterne könnten ursprüngliche Schwarze Löcher einfangen

Die Milchstraße hat ein Problem mit einem darin fehlenden Pulsar. Astronomen versuchen seit Jahren, dies zu erklären. Eine der interessantesten Ideen stammt von einem Team europäischer Astronomen und diskutiert dunkle Materie, Neutronensterne und primordiale Schwarze Löcher (PBHs).

Der Astronom Roberto Caiozzo von der International School for Advanced Studies in Triest, Italien, leitete eine Gruppe, die das Problem fehlender Pulsare untersuchte. „Wir beobachten keinerlei Pulsare in dieser inneren Region (außer dem Magnetar PSR J1745-2900)“, schrieb er in einer E-Mail.

„Man nahm an, dass dies auf technische Einschränkungen zurückzuführen sei, aber die Beobachtung des Magnetars scheint etwas anderes zu suggerieren.“ Dieser Magnetar umkreist Sagittarius A*, das Schwarze Loch im Herzen der Milchstraße.

Das Team untersuchte andere mögliche Gründe, warum Pulsare nicht im Kern auftauchen, und untersuchte die Entstehung von Magnetaren sowie Störungen in Neutronensternen genau. Eine interessante Idee, die sie untersuchten, war die Kannibalisierung ursprünglicher Schwarzer Löcher durch Neutronensterne.

Das Team untersuchte das Problem fehlender Pulsare, indem es die Frage stellte: Könnte Kannibalismus von Neutronensternen und ursprünglichen Schwarzen Löchern das Fehlen von Millisekundenpulsaren erklären, die im Herzen der Milchstraße entdeckt wurden? Schauen wir uns die Hauptakteure dieses Rätsels an, um zu verstehen, ob dies passieren könnte.

Neutronensterne, Pulsare und kleine Schwarze Löcher, oh mein Gott

Die Theorie besagt, dass urzeitliche Schwarze Löcher in den ersten Sekunden nach dem Urknall entstanden sind. „Die Existenz von PBHs ist nicht bekannt“, betont Caiozzo, „aber sie scheinen einige wichtige astrophysikalische Phänomene zu erklären.“ Er betonte die Idee, dass supermassereiche Schwarze Löcher offenbar schon sehr früh im Universum existierten, und vermutete, dass sie die Keime dieser Monster gewesen sein könnten.

Wenn PHBs existieren, könnte das kommende Nancy Grace Roman Telescope dabei helfen, sie zu finden. Astronomen sagen voraus, dass sie in unterschiedlichen Massen vorkommen könnten, von der Masse einer Stecknadel bis zur etwa 100.000-fachen Masse der Sonne. In der Mitte könnte es einen Zwischenbereich geben, die sogenannten „Asteroidenmasse“-PBHs. Astronomen vermuten, dass sie Kandidaten für Dunkle Materie sind.

Dunkle Materie macht etwa 27 % des Universums aus, aber abgesehen davon, dass PBH Teil des Inhalts der Dunklen Materie sein könnte, wissen die Astronomen immer noch nicht genau, was es ist. Im Herzen unserer Galaxie scheint es eine große Menge davon zu geben. Da es jedoch nicht direkt beobachtet wurde, wird auf seine Anwesenheit geschlossen. Hängt es mit diesen Mittelklasse-PBHs zusammen? Niemand weiß.

Der dritte Akteur in diesem Rätsel der fehlenden Pulsare sind Neutronensterne. Es handelt sich um riesige, zitternde Neutronenbälle, die nach dem Tod eines Überriesensterns mit 10 bis 25 Sonnenmassen zurückbleiben. Neutronensterne sind anfangs sehr heiß (in der Größenordnung von 10 Millionen K) und kühlen mit der Zeit ab.

Sie beginnen sich sehr schnell zu drehen und erzeugen Magnetfelder. Einige emittieren Strahlungsstrahlen (normalerweise Radiofrequenzen), und wenn sie rotieren, erscheinen diese Strahlen als „Emissionsimpulse“. Dies brachte ihnen den Spitznamen „Pulsar“ ein. Neutronensterne mit extrem starken Magnetfeldern werden „Magnetare“ genannt.

Das Problem des fehlenden Pulsars

Astronomen haben das Herz der Milchstraße ohne großen Erfolg nach Pulsaren abgesucht. Bei einer Untersuchung nach der anderen wurden innerhalb der inneren 25 Parsec des Galaxienkerns keine Radiopulsare entdeckt. Warum das? Caizzo und seine Co-Autoren schlugen in ihrem am veröffentlichten Artikel vor arXiv Preprint-Server, dass die Bildung von Magnetaren und andere Störungen von Neutronensternen, die die Bildung von Pulsaren beeinflussen, das Fehlen dieser Objekte im galaktischen Kern nicht genau erklären.

„Die effiziente Bildung von Magnetaren könnte dies erklären (aufgrund ihrer kürzeren Lebensdauer)“, sagte er. „Aber es gibt keinen theoretischen Grund, dies zu erwarten. Eine andere Möglichkeit besteht darin, dass die Pulsare auf irgendeine Weise gestört werden.“

Normalerweise kommt es in Doppelsternsystemen zu einer Störung, bei der ein Stern massereicher ist als der andere und wie eine Supernova explodiert. Der andere Stern kann explodieren oder auch nicht. Etwas könnte es vollständig aus dem System ausschließen. Der überlebende Neutronenstern wird zu einem „gestörten“ Pulsar. Sie sind nicht so leicht zu beobachten, was den Mangel an Funkerkennung erklären könnte.

Wenn der Begleiter nicht ausgestoßen wird und sich dann ausdehnt, wird sein Material in den Neutronenstern gesaugt. Dadurch rotiert der Neutronenstern und beeinflusst das Magnetfeld. Bleibt der zweite Stern im System, explodiert er später und wird zu einem Neutronenstern. Das Ergebnis ist ein binärer Neutronenstern. Diese Störung könnte helfen zu erklären, warum der galaktische Kern frei von Pulsaren zu sein scheint.

Verwendung des Einfangens ursprünglicher Schwarzer Löcher zur Erklärung fehlender Pulsare

Caizzos Team beschloss, zweidimensionale Modelle von Millisekundenpulsaren, also extrem schnell rotierenden Pulsaren, zu verwenden, um die Möglichkeit zu untersuchen, ein urzeitliches Schwarzes Loch im galaktischen Kern einzufangen.

Der Prozess funktioniert folgendermaßen: Ein Millisekundenpulsar interagiert irgendwie mit einem ursprünglichen Schwarzen Loch, das weniger als eine Sternmasse hat. Schließlich fängt der Neutronenstern (dessen Anziehungskraft stark genug ist, um das PBH anzuziehen) das Schwarze Loch ein. Sobald dies geschieht, sinkt das PBH in den Kern des Neutronensterns. Im Inneren des Kerns beginnt das Schwarze Loch, Material vom Neutronenstern anzusammeln.

Irgendwann bleibt nur noch ein Schwarzes Loch übrig, das ungefähr die gleiche Masse wie der ursprüngliche Neutronenstern hat. Wenn dies geschieht, könnte es helfen, den Mangel an Pulsaren in den inneren Parsecs der Milchstraße zu erklären.

Könnte das passieren? Das Team untersuchte die möglichen Einfangraten von PBHs durch Neutronensterne. Sie berechneten auch die Wahrscheinlichkeit, dass ein bestimmter Neutronenstern kollabieren würde, und schätzten die Geschwindigkeit der Zerstörung von Pulsaren im galaktischen Kern ein. Wenn nicht alle gestörten Pulsare Teil binärer Systeme sind oder waren, bleibt das Einfangen von Neutronensternen aus PBHs eine weitere Möglichkeit, das Fehlen von Pulsaren im Kern zu erklären. Aber passiert das in der Realität?

Fehlende Pulsarspannung bleibt bestehen

Es stellt sich heraus, dass ein solcher Kannibalismus laut Caizzo das Problem des fehlenden Pulsars nicht erklären kann. „Wir haben festgestellt, dass PBHs in unserem aktuellen Modell nicht in der Lage sind, diese Objekte zu zerstören, aber dies berücksichtigt nur unser vereinfachtes Modell der Zwei-Körper-Wechselwirkungen“, sagte er. Dies schließt die Existenz von PHB nicht aus, sondern lediglich, dass in bestimmten Fällen eine solche Erfassung nicht erfolgt.

Was gibt es also noch zu untersuchen? Wenn es PHBs in den Herzen gibt und diese verschmelzen, hat sie noch niemand gesehen. Aber im Zentrum der Galaxie herrscht reges Treiben. Viele Körper dringen in die zentralen Parsecs ein. Sie müssen die Auswirkungen all dieser Objekte berechnen, die auf so kleinem Raum interagieren. Dieses Problem der „N-Körper-Dynamik“ muss andere Wechselwirkungen sowie die Dynamik und das Einfangen von PBHs berücksichtigen.

Astronomen, die PBH-Neutronensternverschmelzungen nutzen wollen, um den Mangel an Pulsarbeobachtungen im Kern der Galaxie zu erklären, müssen sowohl die vorgeschlagenen Beobachtungen als auch die größeren Pulsarpopulationen besser verstehen.

Das Team vermutet, dass zukünftige Beobachtungen alter Neutronensterne in der Nähe von Sgr A* sehr nützlich sein könnten. Sie würden dazu beitragen, strengere Grenzen für die Anzahl der PBHs im Kern festzulegen. Darüber hinaus wäre es nützlich, eine Vorstellung von der Masse dieser PBHs zu haben, da diejenigen am unteren Ende (Asteroidenmassentypen) möglicherweise sehr unterschiedlich interagieren.