Neutronensterne

Die Chandrasekhar- Grenze
Der Zusammenbruch
Photodissoziation
Höhere Elemente
Rotation
Entartung
Aufbau
Geht es noch dichter? Quarksterne!

Chandrasekhar- Grenze

Von einer bestimmten Masse an aufwärts kann ein Stern nicht mehr den relativ "stillen Tod" sterben, wie ihn eines Tages auch unsere Sonne ereilen wird und sie schließlich nach dem Roten Riesen- Stadium zu einem Weißen Zwerg mutiert. Bereits 1931 berechnete der Astronom S. Chandrasekhar, dass ein Stern oberhalb einer Grenze von 1,4 Sonnenmassen nicht mehr als erdgroßer Weißer Zwerg existieren kann. Vielmehr wird der Rest des Sterns, sein Zentralbereich, durch die ungehemmt einwirkende Gravitation zu einem Ball von nur noch 20 [km] Durchmesser zusammen gequetscht. Dieses Gebilde ist ein Neutronenstern. Liegt die Restmasse über 2 Sonnenmassen, geht der Kollaps unweigerlich weiter bis zum Schwarzen Loch.

Der Zusammenbruch

Ein massiver Stern verliert ständig durch emittierte Strahlung und starken Sonnenwind an Masse. Besitzt sein Zentrum nach Ablauf aller Fusionsreaktionen und damit seiner aktiven Lebensspanne noch eine Masse oberhalb der Chandrasekhar- Grenze, so wird sein Ende höchst dramatisch verlaufen. Der Kern besteht nur noch aus Eisen und Nickel, welches nicht weiter fusionieren kann. Zwar werden in verschiedenen, wie bei einer Zwiebel um den Kern zentrierten Schalen noch weitere Fusionen ablaufen, aber die hier noch freigesetzte Energie reicht nun nicht aus, der Gravitation Paroli zu bieten. Immerhin befindet sich jetzt im Sternzentrum eine Eisen/Nickel- Kugel von mehr als Erdgröße. Hier aber fehlt nun völlig der bislang durch die Kernfusionen erzeugte Gas- und Strahlungsdruck, der die nach innen gerichtete Gravitationswirkung ausglich. Die Gravitation wird jetzt übermächtig und presst den Kern zusammen. Selbst auch der zunächst einsetzende Entartungsdruck der Elektronen kann ihr nicht mehr standhalten, der Kollaps des Sterns geht unaufhaltsam weiter.

Photodissoziation

Über der Kernzone werden, wie gesagt, noch in verschiedenen Schalen die Fusionen fortgesetzt, während sich unter dem Druck der Gravitation der Kern immer weiter verdichtet, wobei er eine Temperatur von 5 bis 10 Milliarden [K] erreichen kann. An einem bestimmten Punkt setzt dann ein Vorgang ein, den man Photodissoziation nennt. Das können wir uns so vorstellen, dass durch das Schalenbrennen hochenergetische Photonen entstehen, die in den Kern eindringen und hier als Gamma- Quanten recht aktiv werden. Durch die voranschreitende Kontraktion des Sterns wird auch der Druck in den einzelnen Schalen höher und damit steigt die Temperatur. Die Kernfusionen laufen deshalb immer schneller ab und die freigesetzten Photonen erlangen ständig anwachsende Energieinhalte. Sie sind nun in der Lage, die Eisenkerne im Zentrum zum größten Teil zu zertrümmern (gemeint sind hier nur die "nackten" Atomkerne, sie sind vollständig ionisiert, besitzen keine Elektronen mehr). Übrig bleiben bei dieser Reaktion Alpha-Teilchen, das sind Heliumkerne, bestehend aus 2 Protonen und 2 Neutronen.

In der Corona Australis (Südliche Krone) hat man schon 1992 eine Röntgenquelle in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren entdeckt. Das HST (Hubble-Teleskop) hat diesen Stern nun im sichtbaren Licht ausfindig gemacht. Das Objekt hat eine Oberflächentemperatur von über
650 000 [K] und einen Durchmesser von nur etwa 28 [km], es kann sich dabei also nur um einen Neutronenstern handeln. Kein anderes Objekt mit solchen Eigenschaften könnte existieren. Der Neutronenstern erhielt die Bezeichnung RXJ 185635-3754.

Mit freundlicher Genehmigung von STScI,Fred Walter (State University of New York and Stony Brook) und NASA

Zur Zertrümmerung der Eisen- Atomkerne muss Bindungsenergie aufgewandt werden, wodurch nun der Druck absinkt und der Kollaps endgültig einsetzt. Der Kern des Sterns gerät völlig aus seinem Gleichgewicht und stürzt innerhalb von wenigen Millisekunden in sich zusammen. Dabei steigt die Dichte so ungeheuer an, dass die bislang immer noch ungebundenen Elektronen ( $e^{-}$ ) so nahe an die Protonen ( $p$ ) gedrückt werden, dass sie mit ihnen zu Neutronen ( $N$ ) verschmelzen. Bei diesem Vorgang (ein so genannter inverser β- Zerfall) entstehen gleichzeitig massenhaft Neutrinos ( $n$ ), die fast nie in Wechselwirkung mit anderen Kernteilchen treten:

p + e^{-} \to N + n

Letztere stellen den Großteil der nun freigesetzten Gravitationsenergie dar und enteilen ungehindert mit nahezu Lichtgeschwindigkeit dem Kern (siehe hierzu auch Supernova). Erreicht die Dichte etwa 4 · 10¹¹ [gcm^-3], treten die Neutronen aus den Kernen aus und bilden mit den restlichen Atomrümpfen eine Art Mischphase. Wenn die Dichte diejenige der Kernmaterie, 2,8 x 10¹⁴ [gcm^-3] erreicht, existieren praktisch nur noch Neutronen. Zuvor, bei einer Dichte von 10¹² [gcm^-3], übernimmt aber bereits der jetzt einsetzende Entartungsdruck der Neutronen das Regime.

Ist nämlich dieser Punkt erreicht, wird schlagartig die Kompressibilität des Remnant's (= Überbleibsel) aufgehoben, die Neutronen lassen sich nicht weiter verdichten. Erst jetzt "bemerkt" die äußere Hülle des Sterns die Verkleinerung des Kerns und stürzt mit großer Geschwindigkeit nach innen. Sie wird brutal gestoppt wenn sie auf den Kern trifft, der allerdings aufgrund der Massenträgheit viel weiter zusammengequetscht wurde als sein Endstadium eigentlich zulässt. Infolgedessen schwingt er zurück, wobei die herabstürzende Sternmaterie schlagartig umgelenkt und nach außen beschleunigt wird. Mit Überschallgeschwindigkeit wird die Hülle des Sterns abgestoßen.

Höhere Elemente

Das löst eine Schockwelle aus, welche nun den gesamten Reststern in Gegenrichtung durchläuft. Hierdurch wird die Temperatur der Hülle soweit erhöht (möglicherweise durch die zwar seltenen, aber doch stattfindenden Reaktionen von Neutrinos mit anderen Kernteilchen), dass weitere Kernfusionen ausgelöst werden. In dieser kurzen, dem Stern noch verbleibenden Zeit werden in den verschiedenen Schalen, überwiegend durch Neutroneneinfang, höhere Elemente bis hin zum Uran erzeugt. Die Verteilung entspricht weitgehend der mengenmäßigen Verteilung der Elemente, wie wir sie im gesamten Kosmos wiederfinden.

Im südlichen Sternbild Puppis (Schiff Argo) hat das Rosat- Observatorium eine der stärksten Röntgenquellen des Himmels entdeckt. Es handelt sich um eine Supernovaexplosion, die geschockten, heißen Reste der ehemaligen Sternhülle leuchten intensiv im Röntgenlicht. Man sieht noch einen kleinen hellen Punkt: Das ist der junge Neutronenstern, der seitlich mit weit über 1000 [km/s] dem Zentrum der asymmetrischen Explosion entflieht.

Mit freundlicher Genehmigung von S. Snowden, R. Petre (LHEA/GSFC), C. Becker (MIT) et al., ROSAT Project, NASA

Rotation

Die durch den Kollaps ausgelöste Schockwelle sprengt dann (nach mehreren Stunden) die äußere Hülle mit 10 000 [km/s] oder mehr ab, wobei auch die schweren Elemente als heißes Gas ins All geschleudert werden - es entsteht eine Supernova. Dieser Auswurf dient später als interstellares Material wieder dem Aufbau neuer Sterngenerationen, der Bildung von Planeten und sogar der Entstehung von Leben. Wir alle bestehen aus diesem Material - nichts anderem als Sternenasche!

Während der Kontraktion behält der Restkern das Drehmoment des ursprünglichen Sterns, wodurch sich seine Rotation enorm erhöht. Aufgrund dieser Erhaltung des Drehimpulses kann ein Neutronenstern bis zu mehr als Tausend mal pro Sekunde rotieren. Besitzt er dabei noch ein Magnetfeld, wird er zum Pulsar.

Bei einem Durchmesser von etwa 20 [km] kommt der Zusammensturz zum Stillstand. Dieser entstandene Körper, welcher nun immer noch mehr als die Masse unserer Sonne besitzt, weist jetzt eine um eine Billiarde (10¹⁵) höhere Dichte als Wasser auf; ein Kubikzentimeter Materie auf seiner Oberfläche "wiegt" die Kleinigkeit von einer Milliarde Tonnen. Ein Mensch auf dieser Oberfläche würde demzufolge
70 000 000 000 000 Tonnen wiegen!

Auf einem Neutronenstern herrschen wahrhaft exotische Verhältnisse. Die Gravitation ist 10¹² mal so groß wie auf der Erde, ein Mensch hätte hier ein unvorstellbares Gewicht. Durch die starke Krümmung des Lichts könnte man den halben Stern übersehen, ein entfernter Beobachter sieht sogar bis hinter den Horizont. Unser armer Besucher müsste fast die halbe Lichtgeschwindigkeit erreichen um dem Stern wieder zu entfliehen. Wollte er sich jedoch im "Bergsteigen" üben, müsste er zur Bezwingung des allerhöchstens 1 mm hohen Gipfels mehr Energie aufwenden, als er zum Verlassen des Erdgravitationsfeldes benötigen würde. Auch das im Vergleich zur Erde über 10 Milliarden mal stärkere Magnetfeld und die bis zu 1000 mal in der Sekunde stattfindende Rotation des Sterns wären dem Besucher nicht sehr zuträglich...sollten ihn einige Hunderttausend [K] bis dahin noch nichts angetan haben.

Entartung

Weshalb kollabiert der Kern nicht weiter, werden wir uns nun fragen? Die obere Massegrenze für einen Neutronenstern liegt etwa zwischen 1,8 und 2 Sonnenmassen. Überschreitet er diese Grenze, wird er unweigerlich zum Schwarzen Loch. Bleibt er darunter, kann er der einwirkenden Gravitation einen Druck entgegensetzen, der von den Neutronen stammt. Diese sind unter solch extremen Verhältnissen entartet, d.h. sie bewegen sich mit relativistischen Geschwindigkeiten. Ihre kinetischen Energien (Bewegungsenergien) sind dabei so hoch, dass sie mit der Ruhemasse (E = mc²) der Teilchen vergleichbar sind.

Unter diesen relativistischen Bedingungen liefert die kinetische Energie einen nicht mehr zu vernachlässigenden Beitrag zur Masse.
Neutronen sind normalerweise nur stabil, wenn sie, wie in gewöhnlichen Atomkernen, an Protonen gebunden sind. Ansonsten zerfallen sie (durch den β- Zerfall) mit einer Halbwertszeit von rund 880 Sekunden in ein Proton, ein Elektron und ein Antineutrino (das Gegenstück zum Neutrino). Doch in der ungeheuren Dichte innerhalb eines Neutronensterns sind die Elektronen bereits so dicht an die ursprünglichen Protonen gepackt, dass aufgrund des Paulischen Ausschließungsprinzips kein Raum mehr für weitere Elektronen ist.
Das heißt, dass keine unbesetzten Quantenzustände mehr vorhanden sind, welche die Elektronen einnehmen könnten. Deshalb können unter solch extremen Bedingungen (fast) nur noch Neutronen existieren. Das Neutronen- Gas ist dabei entartet.

Aufbau

Der Aufbau eines Neutronensterns wird in etwa so aussehen:

Außen wird er vermutlich eine feste, dünne Kruste aus Eisenkernen besitzen. Erhebungen wird man auf seiner Oberfläche vergeblich suchen; die gewaltige Gravitation lässt "Gebirge" von allerhöchstens 1 mm zu.

Wie in dieser Skizze angedeutet, stellt man sich in etwa den Aufbau eines Neutronensterns vor. Je tiefer man eindringt, umso exotischer werden die Bestandteile, wie etwa (Isotope) von Kobalt-, Nickel-, Germanium- und sogar Kryptonkernen. Diese würden normalerweise zerfallen (unter Elektronen- und Antineutrinoabgabe, das ist aber hier aufgrund des Pauli- Verbots ausgeschlossen). Weiter im Innern steigt die Dichte immer mehr an, bis sie in den Bereich der Dichte von Kernteilchen (10¹⁴ [g cm³]) kommt. Hier liegen wahrscheinlich nur noch reine Neutronen vor, bis auf wenige Protonen und Elektronen. Die Neutronen besitzen hier die Eigenschaften einer Supraflüssigkeit, einer Flüssigkeit ohne innere Reibung. Würde man sie "rühren", so würde der erzeugte Wirbel unendlich weiter kreisen. Die wenigen Protonen und Elektronen bewirken zudem eine Supraleitfähigkeit, d.h., es gibt keinen elektrischen Widerstand. Ein einmal induzierter Strom würde ewig fließen.

Das Magnetfeld eines solchermaßen kollabierten Sterns erreicht eine unvorstellbare Stärke (siehe auch Magnetare). Zusammen mit seiner hohen Rotationsgeschwindigkeit wirkt er wie ein riesiger Dynamo und kann unter bestimmten Umständen als Pulsar erscheinen.

Das weitere Ende des Neutronensterns ist weniger dramatisch.
Mit Sicherheit wird er im Laufe der Zeit (Jahrmilliarden!) seine Rotation verlangsamen. Darüber hinaus wird er sich nach und nach völlig abkühlen, bis nur noch ein schwarzer, unheimlich kompakter Körper im All schwebt, ähnlich dem Ende Weißer Zwerge. Möglicherweise gibt es im Kosmos Abermilliarden solcher erkalteter Schlackeklumpen, doch die extrem lange Abkühlphase lässt vermuten, dass alle bisher entstandenen Neutronensterne noch sichtbar sind. Zudem ist es auch möglich, dass der Stern aufgrund seines extrem starken Gravitationsfeldes wieder interstellare Materie einfängt (vielleicht sogar einen kompletten Stern, wenn er einen Begleiter hat). Dann wird er sicherlich beim Überschreiten einer bestimmten Massegrenze zum Schwarzen Loch kollabieren. Noch dramatischer verläuft die Begegnung zweier Neutronensterne oder eines solchen mit einem Schwarzen Loch. Sie werden sich dann umkreisen, wie auf Beute lauernde Raubtiere. Die Geschwindigkeiten werden immer mehr zunehmen, je näher sich die Objekte kommen. Kurz vor der Verschmelzung zu einem Schwarzen Loch geschieht dies mit fast Lichtgeschwindigkeit. Dabei werden extrem starke Gravitationswellen generiert, die uns vielleicht eines Tages von solchen Ereignissen erzählen werden.

Geht es noch dichter? Quarksterne!

Neuerdings geht man nicht mehr davon aus, dass ein Neutronenstern nur aus Neutronen aufgebaut ist. Es könnte sein, dass er aus so genannten Hyperonen besteht. Das sind schwere Teilchen (Baryonen), die nicht nur wie Protonen und Neutronen aus Up- und Down- Quarks bestehen, sondern auch Strange- und Charmequarks enthalten. Ein solches Gebilde wäre dann etwas "weicher", kompressibler als ein Stern aus Neutronen und könnte einen Durchmesser unter 20 [km] aufweisen. Seine Rotationszeit darf dann Werte bis herunter zu 1 [ms] annehmen, ohne dass der Stern zerrissen wird. Man kennt heute eine ganze Reihe von Pulsaren, die im Millisekundenbereich rotieren, sie könnten also aus Hyperonen bestehen.

Quarks wurden in den sechziger Jahren von den Physikern Murray Gell-Mann und George Zweig als Teilchen- Modell entwickelt, wonach Protonen und Neutronen aus ihnen aufgebaut sind. Zunächst wurden nur 3 verschiedene Quarks postuliert, Up-, Down- und Strange Quarks. Später wurden noch weitere Quarks mit Namen Top- Charme- und Bottom Quarks nachgewiesen. Das sind also (neben den Elektronen) die kleinsten Bausteine der Materie und sie werden zusammengehalten durch sogenannte Gluonen (= Klebeteilchen). Quarks kann man nicht als freie Teilchen beobachten, sie lassen sich aber identifizieren, wenn man in den großen Teilchenbeschleunigern Atomkerne mit hohen Geschwindigkeiten kollidieren lässt. Hierbei konnte man sogar einen neuen Zustand der Materie nachweisen, ein sogenanntes Quark- Gluon- Plasma.

Durch die Zusammenarbeit der beiden Observatorien Chandra und Hubble konnten nun gleich 2 Objekte untersucht werden, die eigentlich zu klein für Neutronensterne sind.

So wie hier das Objekt mit Namen RXJ1856.3-3754, das in nur 400 Lichtjahren Entfernung in der südlichen Krone liegt. Neben einer erschreckend hohen Temperatur von 700 000 [K], das ist mehr als 100 mal heißer als die Sonne (!), hat der "Stern" auch nur einen Durchmesser von gerade 11 [km]. Das aber ist viel zu klein für einen Neutronenstern im üblichen Sinn, es kann sich vermutlich nur um einen Quarkstern handeln.

3C58, ein weiterer Kandidat für einen Quarkstern. Seine Oberflächentemperatur liegt ebenfalls knapp unter einer Million [K]! Dieser Neutronenstern stammt wahrscheinlich aus einer Supernova, die bereits im Jahr 1181 von japanischen und chinesischen Astronomen beschrieben wurde. Das bisherige Modell der Abkühlung von Neutronensternen muss durch seine Existenz neu überdacht werden.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/Chandra

Im Unterschied zu den aus Hyperonen aufgebauten Sternen (man sollte besser sagen: kompakte Objekte!) bestehen Quarksterne nicht mehr aus diskreten Baryonen, sondern vermutlich existiert zumindest in ihrem Kern eine reine Quark- Materie. Ein solcher Materiezustand wäre noch ein wenig kompressibler als ein aus Hyperonen bestehendes Objekt und könnte damit eine Erklärung für die neuentdeckten Sterne darstellen. Ein weiterer Nachweis könnte erbracht werden, wenn es gelingt einen Pulsar mit einer Rotationsperiode von unter 1 [ms] zu finden.

Wir wissen heute schon sehr viel über diese exotischen Objekte mit Namen Neutronenstern, nur ein Bruchteil davon ist hier wiedergegeben. Dennoch steht man auch hier mit jeder neuen Entdeckung wieder an einem neuen Anfang an dem es gilt, unzählige Fragen zu beantworten.