FAST-Entdeckung enthüllt seltenes Pulsar-Tripelsystem mit einem noch in Entwicklung befindlichen Stern

Ein dritter Stern erklärt eine ungewöhnliche Pulsar-Uhr

Ein Pulsar, der sich etwa 312-mal pro Sekunde dreht, ein Weißer Zwerg, der ihn alle acht Tage umkreist, und ein etwa so massereicher Stern wie die Sonne auf einer 73,5-jährigen Umlaufbahn bilden ein außergewöhnlich seltenes Sternentrio. Chinesische und europäische Astronomen haben das System um PSR J0435+3233 unabhängig voneinander identifiziert. Dabei zeigte sich, dass eine scheinbar ungewöhnliche Veränderung der Pulsardrehung größtenteils auf die Gravitation eines weit entfernten Begleitsterns zurückzuführen ist.

Die Nationalen Astronomischen Observatorien der Chinesischen Akademie der Wissenschaften gaben die Ergebnisse am 9. Oktober 2026 bekannt. Gleichzeitig erschienen sie in The Astrophysical Journal Letters. In der Mitteilung zur Entdeckung wird das Objekt als das zweite bestätigte Pulsarsystem mit zwei stellaren Begleitern und als erstes bestätigtes ursprüngliches System dieser Art beschrieben, in dem sich ein Begleiter noch in einer normalen Sternentwicklungsphase befindet.

Dieser Unterschied ist wichtig. Das bislang bekannte vergleichbare System, PSR J0337+1715, besteht aus einem Pulsar und zwei Weißen Zwergen. Bei J0435+3233 ist der äußere Begleiter noch kein kompakter Sternenrest. Die Forschenden identifizieren ihn als Unterriesen vom Spektraltyp G. Seine Temperatur ähnelt der der Sonne; zugleich hat er begonnen, die Hauptphase der Wasserstofffusion hinter sich zu lassen.

Die Entdeckung verändert auch die Deutung der Pulsarmessungen. Seine gemessene Rotationsperiode nimmt pro Jahr um etwa eine Nanosekunde zu – ungefähr 100-mal so stark wie bei vergleichbaren Millisekundenpulsaren. Die neue Analyse führt die ungewöhnliche beobachtete Veränderung auf die Bewegung zurück, die der äußere Stern verursacht, statt sie als direkte Messung der Verlangsamung des Neutronensterns selbst zu behandeln.

Von der Entdeckung 2020 zur Lösung mit drei Sternen

Das Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope in China, kurz FAST, entdeckte J0435+3233 erstmals am 8. Juni 2020 im Rahmen seiner Commensal Radio Astronomy FAST Survey. Folgebeobachtungen ergaben, dass der Pulsar einen nahen Begleiter hat und sein zeitliches Verhalten einer umfassenderen Erklärung bedarf.

Die Untersuchung erstreckte sich über mehrere Jahre. Die Teams nutzten Radiobeobachtungen und öffentlich zugängliche astronomische Archive, um den Pulsar mit Objekten in Verbindung zu bringen, die bei anderen Wellenlängen sichtbar sind:

• 8. Juni 2020: FAST entdeckt PSR J0435+3233 erstmals.
• Über etwa fünf Jahre: Bei FAST-Beobachtungen werden in 179 Beobachtungssitzungen 192 Ankunftszeitpunkte der Pulse erfasst.
• April 2026: In Nature Astronomy erscheinen Ergebnisse zur inneren Doppelsternbahn und dem ungewöhnlichen zeitlichen Verhalten.
• 9. Oktober 2026: Die Nationalen Astronomischen Observatorien geben die Ergebnisse zum Tripelsystem bekannt, die in The Astrophysical Journal Letters veröffentlicht wurden.

Dass von 179 Sitzungen, aber 192 Messungen die Rede ist, liegt daran, wie die Forschungsarbeit den Datensatz beschreibt. Es handelt sich nicht um zwei konkurrierende Zählungen derselben Beobachtungen. Die Radiotiming-Analyse umfasst etwa 4,9 Jahre.

An der chinesischen Untersuchung waren Zonglin Yang, Han Jinlin und Kollegen mehrerer Einrichtungen beteiligt. Ein separates europäisches Team mit Wissenschaftlern aus Deutschland, den Niederlanden, Frankreich und dem Vereinigten Königreich kam unabhängig zu derselben grundlegenden Schlussfolgerung über den dritten Stern.

Zwei sehr unterschiedliche Umlaufbahnen

J0435+3233 ist ein hierarchisches Dreifachsystem. Das bedeutet, dass zwei Objekte ein relativ enges Paar bilden, während ein drittes sie in deutlich größerer Entfernung umkreist. Hier besteht das innere Paar aus dem Pulsar, einem Neutronenstern, der nach dem Kollaps eines massereichen Sterns zurückblieb, und einem Helium-Weißen Zwerg, dem kompakten Überrest eines weniger massereichen Sterns.

Der Pulsar dreht sich einmal alle 3,20 Millisekunden. Seine innere Umlaufbahn dauert 8,0 Tage und hat eine Exzentrizität von 0,00016, ist also nahezu kreisförmig. Die Exzentrizität beschreibt, wie stark eine Umlaufbahn gestreckt ist: Null steht für einen Kreis, Werte nahe eins für immer länglichere Bahnen.

Der äußere Stern bewegt sich auf einer ganz anderen Bahn. Seine Umlaufbahn hat eine Exzentrizität von 0,598, in der Mitteilung des Observatoriums auf 0,6 gerundet, und dauert 73,5 Jahre. Aus den beiden angegebenen Perioden ergibt sich, dass der äußere Stern für einen Umlauf ungefähr so lange braucht, wie das innere Paar 3.350 Umläufe absolviert.

Auch die Bahnebenen sind gegeneinander geneigt. Die Analyse lässt zwei Geometrien zu: eine mit einer gegenseitigen Neigung von etwa 85 Grad und eine mit rund 54 Grad. Im ersten Fall stünden die Bahnen beinahe senkrecht zueinander. Nach Einschätzung der Forschenden kann die weit auseinanderliegende Anordnung trotz der anhaltenden Gravitationswechselwirkungen zwischen allen drei Körpern langfristig stabil bleiben.

Warum die scheinbare Verlangsamung in die Irre führte

Pulsare senden Strahlenbündel aus, die bei ihrer Drehung über die Erde hinwegstreichen und regelmäßige Pulse erzeugen. Astronomen messen deren Ankunftszeiten, um sowohl die Rotation als auch die Bewegung des Pulsars nachzuverfolgen. Verändert sich der Abstand zwischen den Pulsen, kann das auf eine tatsächliche Änderung der Sterndrehung hindeuten. Es kann aber auch daran liegen, dass sich der Pulsar auf die Erde zu oder von ihr weg beschleunigt.

In diesem System zieht der weit entfernte Stern am inneren Doppelsternsystem, während sich die Körper um ihren gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Dadurch verändert sich der beobachtete Pulsabstand. Dieselbe Beschleunigung sollte auch die scheinbare Umlaufzeit des inneren Paares beeinflussen.

Die Forschenden stellten fest, dass die relativen Veränderungen der Rotationsfrequenz des Pulsars und der Umlauffrequenz des inneren Doppelsternsystems zu etwa 99 Prozent übereinstimmten. Diese enge Übereinstimmung spricht für eine gemeinsame Ursache durch die Gravitation und nicht für einen ungewöhnlich schnellen intrinsischen Verlust an Rotationsenergie.

Frühere Deutungen der scheinbaren Verlangsamung legten ein starkes Magnetfeld oder einen ungewöhnlichen Entstehungsweg nahe. Die Analyse des Dreifachsystems schränkt ein, was sich aus dieser Beobachtung allein ableiten lässt: Laut der Arbeit kann die intrinsische Verlangsamung des Pulsars nicht direkt gemessen werden, weil sich ihr Effekt mit der Bewegung auf der äußeren Umlaufbahn überlagert. Der gemessene jährliche Anstieg um eine Nanosekunde entspricht daher nicht dem Nachweis einer intrinsischen Verlangsamung dieser Größenordnung.

Ein sichtbarer Begleiter und spärliche Gammastrahlendaten

Das Team kombinierte FAST-Beobachtungen mit optischen und infraroten Daten von Gaia, Pan-STARRS und 2MASS sowie Beobachtungen des Fermi Gamma-ray Space Telescope. So konnten die Forschenden eine unsichtbare Radio-Uhr mit einem sichtbaren Sternbegleiter und einer Gammastrahlenquelle in Verbindung bringen.

Das optische Gegenstück trägt die Bezeichnung Gaia DR3 171833395176138240. Seine Position und Bewegung am Himmel stimmen mit der gemessenen Position und Bewegung des Pulsars überein. Die Parallaxenmessung von Gaia verortet das System in etwa 2,1 Kiloparsec Entfernung, mit einer Unsicherheit von 0,4 Kiloparsec. Das entspricht etwa 6.850 Lichtjahren.

Die geschätzte Temperatur des Sterns beträgt 5.854 Kelvin, seine Leuchtkraft etwa das 2,1-Fache der Sonne. Aus seinen Eigenschaften ergibt sich eine geschätzte Masse von 0,98 Sonnenmassen, mit einer Unsicherheit von 0,12. Diese Messungen stützen die Identifizierung eines Begleiters, dessen Masse und Temperatur denen der Sonne ähneln, der sich aber in einer späteren Entwicklungsphase befindet.

Die Fermi-Katalogquelle 4FGL J0435.5+3232 liegt nur 0,8 Bogenminuten vom Pulsar entfernt. Die Forschenden bestätigten Gammastrahlenpulse, indem sie den Photonen mithilfe des FAST-Timingmodells eine Rotationsphase zuordneten. Praktisch prüften sie, ob die spärlichen hochenergetischen Nachweise mit der wiederkehrenden Rotation des Pulsars übereinstimmten.

Laut der Mitteilung des Observatoriums enthalten 18 Jahre Archivbeobachtungen von Fermi 160 verwertbare Photonen, im Schnitt also etwa ein nachgewiesenes Photon pro Monat. Die Arbeit gibt für die Gammastrahlen-Timinganalyse einen Zeitraum von 16,7 Jahren an. Die beiden Zahlen beziehen sich auf den Umfang der Archivdaten beziehungsweise das für die gemeinsame Analyse angepasste Zeitintervall. Selbst so spärliche Nachweise können den zeitlichen Beobachtungsrahmen deutlich über die Radiobeobachtungen hinaus verlängern, wenn das Rotationsmodell hinreichend genau ist.

Präzise Messungen lassen weiterhin zwei Geometrien zu

Die Arbeit des chinesischen Teams zum Dreifachsystem kombiniert Radio- und Gammastrahlen-Timing, Veränderungen der inneren Umlaufbahn, Gaia-Messungen und Einschränkungen für den äußeren Stern. Sie berücksichtigt außerdem die Shapiro-Verzögerung: die zusätzliche Laufzeit, die Licht beim Durchqueren des Gravitationsfelds eines Begleiters erfährt.

Die Nationalen Astronomischen Observatorien erklären, dass die chinesische Analyse die Bahndaten mit etwa zehnmal höherer Präzision als die unabhängige europäische Untersuchung bestimmte. Sie führen diese Verbesserung auf die Modellierung der Gravitationswechselwirkungen zwischen allen drei Sternen und mehrerer relativistischer Effekte zurück. Die Übereinstimmung der Teams stützt die Identifizierung des Systems. Die weiterhin möglichen geometrischen Alternativen zeigen jedoch, dass seine vollständige Konfiguration noch nicht eindeutig bestimmt ist.

Für die Geometrie mit einer gegenseitigen Neigung von etwa 85 Grad ergeben sich folgende angepasste Massen:

• Pulsar: 1,16 Sonnenmassen, mit einer Unsicherheit von 0,05.
• Innerer Weißer Zwerg: 0,273 Sonnenmassen, mit einer Unsicherheit von 0,008.
• Äußerer Stern: 0,91 Sonnenmassen, mit einer Unsicherheit von 0,05.

Für die alternative Geometrie mit einer Neigung von etwa 54 Grad lauten die entsprechenden Schätzungen 1,34 Sonnenmassen für den Pulsar, 0,305 für den Weißen Zwerg und 1,13 für den äußeren Stern. Die Unsicherheiten betragen 0,15, 0,023 beziehungsweise 0,07. Es handelt sich um alternative Modelllösungen, nicht um Hinweise darauf, dass sich die Masse eines Sterns verändert hat.

Gemeinsamer Ursprung und schwieriges Überleben

Die Forschenden halten es für wahrscheinlich, dass alle drei Sterne gemeinsam aus derselben Wolke entstanden sind. Das System liegt im galaktischen Feld und nicht in einem dichten Sternhaufen, weshalb eine Entstehung durch spätere enge Begegnungen weniger naheliegt. Der ursprüngliche Ursprung ist eine Schlussfolgerung aus der Entwicklungsgeschichte, kein direkt beobachtetes Ereignis.

Nach dem vorgeschlagenen Entstehungsweg hatte der ursprünglich massereichste Stern etwa die 20-fache Masse der Sonne. Er verbrauchte seinen Brennstoff rasch und explodierte. Zurück blieb der Neutronenstern, der heute als Pulsar beobachtet wird. Der Vorläufer des inneren Weißen Zwergs hatte ursprünglich mehrere Sonnenmassen. Der äußere Stern, anfangs etwa eine Sonnenmasse schwer, entwickelte sich langsamer.

Dass das System die Geburt des Neutronensterns überstand, war keineswegs sicher. Eine Supernova schleudert Masse aus einem System heraus und kann dem neu entstandenen Neutronenstern einen Geschwindigkeitsschub verleihen. Beide Effekte können ein Mehrfachsystem auseinanderreißen. Die Entwicklungsanalyse schätzt die Wahrscheinlichkeit, dass das System gravitativ gebunden bleibt, selbst in einem Szenario ohne solchen Schub auf nur etwa 35 Prozent. Das zeigt, wie anspruchsvoll die Bedingungen für sein Überleben waren.

Die größere Entfernung des äußeren Sterns half, ihn von der Entwicklung des engen Paares abzugrenzen. Doch allein die Entfernung garantiert nicht, dass er überlebt, wenn eine Supernova das Gravitationsgleichgewicht verändert. Die heutige Konfiguration zeugt daher sowohl von einem möglichen gemeinsamen Ursprung als auch davon, dass das System den zerstörerischen Tod eines Sterns überstanden hat.

Der vorhergesagte Endzustand ist weniger dramatisch. Yang und seine Mitautoren beschreiben das Ergebnis in ihrem Abstract:

Letztlich wird daraus ein System aus einem Neutronenstern und zwei Weißen Zwergen entstehen.

Für diesen Übergang wird kein Zeitpunkt genannt. Es handelt sich um eine Prognose über astronomische Entwicklungszeiträume, nicht um ein Ereignis, das während der laufenden Beobachtungskampagne zu erwarten ist.

Was das System über die Gravitation verraten kann

Ein Pulsar mit zwei stellaren Begleitern ermöglicht es, zu untersuchen, wie die Gravitation auf Objekte mit sehr unterschiedlichen inneren Strukturen wirkt. Ein Neutronenstern vereint eine große Masse auf kleinstem Raum, während ein Weißer Zwerg und ein Unterriese deutlich weniger kompakt sind.

Die Nationalen Astronomischen Observatorien bezeichnen das System als mögliches Labor zur Prüfung des starken Äquivalenzprinzips. Vereinfacht gefragt geht es dabei darum, ob Körper in einem äußeren Gravitationsfeld gleich fallen, auch wenn ihre eigene gravitative Bindungsenergie sehr unterschiedlich ist. Der äußere Begleiter erzeugt ein solches Feld für das innere Paar.

Wiederholte Pulsmessungen könnten Forschenden helfen, nach kleinsten Abweichungen zwischen der vorhergesagten und der beobachteten Bewegung zu suchen. Die aktuelle Entdeckung ist jedoch weder ein angekündigtes neues Testergebnis noch ein Beleg gegen die allgemeine Relativitätstheorie. Sie weist ein System nach, in dem messbare Wechselwirkungen künftige Tests ermöglichen könnten.

Auch die Aussage zur Seltenheit braucht eine klare Abgrenzung. J0435+3233 gilt als zweites bestätigtes Pulsar-Tripelsystem mit zwei stellaren Begleitern. Pulsarsysteme mit Planeten oder einem äußeren Objekt mit sehr geringer Masse gehören zu einer anderen Kategorie. Das frühere Beispiel mit Sternbegleitern, J0337+1715, wurde bereits für Gravitationstests genutzt. Der noch in Entwicklung befindliche Unterriese macht J0435+3233 zu einem andersartigen Vergleichsfall.

Was noch offen ist

Die Forschenden haben erst einen Teil der 73,5-jährigen äußeren Umlaufbahn beobachtet. Der Gammastrahlen-Timingzeitraum umfasst etwa 23 Prozent dieser Periode, der Radiozeitraum etwa 7 Prozent. Das zeigt, warum eine lange Archivreihe wertvoll ist und weitere Beobachtungen wichtig bleiben.

Gaia-Daten und Pulsartiming ergeben einen projizierten Abstand von etwa 11.000 Lichtsekunden, mit einer Unsicherheit von 2.000 Lichtsekunden. Ihre Relativbewegung deutet darauf hin, dass dieser Abstand am Himmel abnimmt. Es handelt sich um eine projizierte Messung, nicht um den vollständigen Abstand zwischen dem Stern und dem inneren Paar.

Die Arbeit weist außerdem darauf hin, dass die Bewegung auf der Umlaufbahn einen systematischen Fehler in Gaias Parallaxenmessung verursachen könnte. Längere Beobachtungen, die die äußere Umlaufbahn ausdrücklich berücksichtigen, könnten die Entfernungsschätzung verbessern und dabei helfen, zwischen den beiden möglichen Geometrien zu unterscheiden.

Es gibt weder einen angekündigten Termin, bis zu dem diese Alternativen geklärt sein sollen, noch einen Zeitplan für einen neuen Gravitationstest. Fest steht bislang die seltene Konfiguration: ein schnell rotierender Neutronenstern, ein naher Helium-Weißer-Zwerg und ein weit entfernter Unterriese, dessen Gravitation die rätselhaften Veränderungen im Timing erklärt.

Die wichtigsten Punkte

• FAST entdeckte PSR J0435+3233 am 8. Juni 2020; die Ergebnisse zum Dreifachsystem wurden am 9. Oktober 2026 bekannt gegeben.
• Der Pulsar rotiert alle 3,2 Millisekunden und bewegt sich mit einem Weißen Zwerg auf einer nahezu kreisförmigen, acht Tage dauernden Umlaufbahn.
• Ein Unterriese mit ungefähr der Masse der Sonne bewegt sich auf einer lang gestreckten äußeren Umlaufbahn von 73,5 Jahren.
• Der äußere Begleiter erklärt die ungewöhnlich starke beobachtete Veränderung des Pulsabstands; die intrinsische Verlangsamung ist nicht direkt bestimmt.
• Chinesische und europäische Teams bestätigten unabhängig voneinander das Sternentrio, doch zwei Bahngeometrien bleiben möglich.
• Das System eignet sich möglicherweise für künftige Gravitationstests. Langfristig soll daraus ein System mit einem Neutronenstern und zwei Weißen Zwergen werden.