Neutronenstern

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Der Vela-Pulsar wurde im Jahr 1968 als erster direkter Beweis eines Neutronensterns als Resultat einer Supernova beobachtet.

Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt mit einer extrem hohen Dichte und einem typischen Durchmesser von etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis 3 Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Massenklasse dar. Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen, die im Zentrum eine Dichte von etwa 1011 kg/cm³[1] bis zu 2,5·1012 kg/cm³[2] aufweist. Das heißt, ein Kubikzentimeter dieser Art von Materie hat etwa die Masse eines Eisenwürfels von 700 m Kantenlänge. Dies entspricht der Größenordnung der Dichte von Atomkernen.[3] Neben dieser Neutronenmaterie könnte im Zentrum auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde wird Quarkstern genannt. Neutronensterne zählen nicht nur wegen ihrer Dichte, sondern auch wegen anderer physikalischer Größen wie etwa der Stärke ihres Magnetfeldes oder ihrer Temperatur zu den interessantesten bisher bekannten kosmischen Objekten.

Größenvergleich eines stellaren schwarzen Lochs, eines Neutronensterns und einer simulierten Stadt auf einer quadratischen Fläche mit einer Kantenlänge von 40 km

Entdeckungsgeschichte[Bearbeiten]

Im Jahr 1932 entdeckte Sir James Chadwick das Neutron[4] als Elementarteilchen und erhielt dafür 1935 den Nobelpreis für Physik.

Bereits 1931, ein Jahr vor Chadwicks Entdeckung, schlug Lew Dawidowitsch Landau theoretisch die Existenz von Neutronensternen vor.[5] 1933 untersuchten auch Walter Baade und Fritz Zwicky Neutronensterne.[6] Sie beschrieben bei der theoretischen Erklärung der Vorgänge einer Supernova den Neutronenstern als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung. Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns und gaben die maximale Masse mit 0,7 M an[7] (siehe auch Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze).

1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell, Antony Hewish und Martin Ryle Radioimpulse von einem Pulsar, der später als isolierter, rotierender Neutronenstern interpretiert wurde. Die Energiequelle für diese Impulse ist die Rotationsenergie des Neutronensterns. Die meisten bisher entdeckten Neutronensterne gehören zu diesem Typ.

1971 beobachteten Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und Harvey Tananbaum Impulse mit einer Periode von 4,8 Sekunden in einer Röntgenquelle im Sternbild Centaurus, bezeichnet als Cen X-3. Sie interpretieren diese Beobachtung als einen rotierenden, heißen Neutronenstern in einer Umlaufbahn um einen anderen Stern. Die Energie für diese Impulse stammt aus der freigesetzten Gravitationsenergie, die von der auf den Neutronenstern einströmenden, gasförmigen Materie des Sterns stammt.

Entstehung[Bearbeiten]

Neutronensterne entstehen nach aktuellen Theorien bei einer Kern-Kollaps-Supernova (Typen II, Ib, Ic), die am Ende der Entwicklung massereicher Sterne stattfindet. Im Rahmen gängiger Modelle muss dazu die Kernmasse des Vorläufersterns zwischen 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) betragen. Liegt die Masse darüber, entsteht ein Schwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg. Astronomische Beobachtungen zeigen jedoch Abweichungen von den genauen Grenzen dieses Modells, denn es wurden Neutronensterne mit weniger als 1,44 Sonnenmassen gefunden.

Der Kollaps erfolgt, wenn am Ende seiner Entwicklung die Fusionsprozesse im Inneren des Sterns zum Erliegen kommen. Im Zentralbereich massereicher Sterne wird nach der Fusion von Wasserstoff- zu Heliumkernen eine Reihe weiterer schwerer Elemente erzeugt. Sobald sich im Kern Eisen und Nickel angereichert haben, ist keine weitere Energiegewinnung über Kernfusion mehr möglich. Eisen und Nickel sind die Elemente mit der höchsten Bindungsenergie pro Nukleon, so dass für eine weitere Fusion Energie erforderlich wäre und nicht frei würde. Somit nimmt der Strahlungsdruck ab, welcher der Gravitation entgegenwirkt und den Stern stabilisiert.

Der Stern kollabiert, wobei der Kern stark komprimiert wird. Dabei treten extrem starke Kräfte auf, die bewirken, dass die Elektronen in die Atomkerne gepresst werden und sich Protonen und Elektronen zu Neutronen (und Elektron-Neutrinos) verbinden. Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genannten „Entartungsdruck“ aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. Dabei wird ein großer Teil der beim Kollaps freigesetzten Gravitationsenergie (also potentielle Energie) durch die Emission von Neutrinos frei. Diese Neutrinos entstehen in großer Zahl, und die enorme Teilchenzahldichte in ihrer Umgebung führt dazu, dass sie bedeutenden Einfluss auf den weiteren Verlauf der Supernova-Explosion haben. Dies ist eine der wenigen bekannten Situationen, in denen Neutrinos wesentlich mit normaler Materie wechselwirken.

Zusätzlich emittiert der Kern einen starken Neutronenschauer. Dieser heizt die umgebenden Schichten so stark auf, dass ein „Hüllenbrand“ entsteht, der weitere Energie liefert und die noch verbliebenen äußeren Schichten des Sterns in einer Explosion davonschleudert. Der Neutronenschauer sorgt außerdem für die Bildung schwerer Elemente bis über die höchste Bindungsenergie hinaus. Alle Elemente unseres Universums, die schwerer als Eisen sind, wurden entweder in Supernovae (r-Prozess) oder in den Helium verbrennenden Schichten von Roten Riesen und AGB-Sternen (s-Prozess) erzeugt.

Bemerkenswert ist dabei, dass die Bildung des Neutronensterns zunächst vollständig im Kern des Sternes abläuft, während der Stern äußerlich unauffällig bleibt. Erst nach einigen Tagen wird die Supernova nach außen sichtbar. So können Neutrinodetektoren eine Supernova früher nachweisen als optische Teleskope.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Gravitation[Bearbeiten]

Illustration der Lichtablenkung.
Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar (Karos: 30°×30°). Der Radius eines Neutronensterns ist doppelt so groß wie sein Schwarzschild-Radius. Bei einer typischen Neutronensternmasse von 1,4 Sonnenmassen entspricht das einem Sternradius von 8,4 km.

Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines typischen Neutronensterns ist etwa 2·1011-mal so stark wie das der Erde. Entsprechend hoch ist die Fluchtgeschwindigkeit, auf die ein Objekt beschleunigt werden muss, damit es den Neutronenstern verlassen kann. Sie liegt in der Größenordnung 100.000 km/s, was etwa einem Drittel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse und lenkt vom Neutronenstern emittiertes Licht dergestalt ab, dass Teile der Rückseite des Sterns ins Blickfeld gelangen und mehr als die Hälfte seiner Oberfläche sichtbar ist.

Die gravitative Bindungsenergie eines Neutronensterns der doppelten Sonnenmasse ist nach dem Gesetz über die Äquivalenz von Masse und Energie, E = mc², äquivalent zu einer Sonnenmasse. Das ist die Energie, die bei der Supernovaexplosion freigesetzt wird.

Rotationsfrequenz[Bearbeiten]

Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser auf weniger als ein hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Aufgrund des damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert ein Neutronenstern anfänglich mit etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz (Pulsar PSR J1748-2446ad). Sie liegt nicht allzu fern unterhalb der durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von etwa 1 kHz.

Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor, bei dem ein Materialfluss von einem Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Bremsende Effekte können die Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen lassen. Ursache ist das Magnetfeld des Neutronensterns.

Aufbau[Bearbeiten]

Aufbau eines Neutronensterns
Dichteverteilung

Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligten Teilchen ergibt sich für einen typischen Neutronenstern von 20 km Durchmesser folgende Schalenstruktur:

An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke von einigen Zentimetern.

Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa 10 Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte des Kristallgitters auf etwa ein Tausendstel der Dichte von Atomkernen. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen, extremen Druckverhältnissen stabil sind.

Ab einer Tiefe von 10 Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste: eine Übergangsschicht, die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der Neutronen entsprechend zunimmt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen und darüber hinaus.

Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im thermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort supraflüssig und die Protonen supraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörige kritische Temperatur bei etwa 1011 Kelvin; Neutronensterne werden also bereits sehr kurz nach ihrer Entstehung supraflüssig.

Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das Dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Teilchenbeschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen.

Möglicherweise beginnt dort eine Kernzone aus Pionen oder Kaonen. Da diese Teilchen Bosonen sind und nicht dem Pauli-Prinzip unterliegen, könnten sie alle den gleichen energetischen Grundzustand einnehmen und damit ein sogenanntes Bose-Einstein-Kondensat bilden. Dabei könnten sie dem enormen Außendruck wenig entgegensetzen, so dass ein zweiter Kollaps zu einem Schwarzen Loch möglich wäre.

Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen freier Quarks. Da neben Up- und Down-Quarks auch Strange-Quarks vorkämen, bezeichnet man ein solches Objekt als seltsamen Stern oder Quarkstern. Eine derartige Materieform würde durch die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne den gravitativen Außendruck existieren. Da Quarksterne dichter und damit kleiner sind, sollten sie rascher rotieren können als reine Neutronensterne. Ein Pulsar mit einer Rotationsperiode unter 0,5 ms wäre bereits ein Hinweis auf die Existenz dieser Materieform.

Bei vier Pulsaren wurde mehrfach ein plötzlicher winziger Anstieg der Rotationsfrequenz beobachtet, gefolgt von einer mehrtägigen Relaxationsphase. Dabei könnte es sich um eine Art Beben handeln, bei dem ein Austausch von Drehimpuls zwischen der kristallinen Eisenkruste und den weiter innen reibungsfrei rotierenden Wirbeln aus superflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.

Stabilität und Pauli-Prinzip[Bearbeiten]

Ein vorwiegend aus Neutronen bestehender Stern wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal zwei Neutronen des Sterns im selben energetischen Zustand befinden, wobei sie sich in der Orientierung ihres Spins unterscheiden. Als Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Energieleiter, deren Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da die Zustände ab dem unteren Ende der Leiter alle besetzt sind, muss bei einer Kompression den Neutronen am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt werden. Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck, dem so genannten Fermi-Druck, der dem Gravitationsdruck standhalten kann. Da in dieser Situation der Druck kaum von der Temperatur abhängt, sondern fast ausschließlich von der Verteilung der quantenmechanisch erlaubten Energiezustände, bezeichnet man diesen Materiezustand als entartete Materie. Ist die Masse des Vorläufersterns größer als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze von etwa drei Sonnenmassen, so ist kein Gleichgewicht möglich, und der Stern kollabiert nach derzeitigem Kenntnisstand weiter zum Schwarzen Loch.

Bemerkenswert ist, dass der typische Durchmesser eines Neutronensterns im Rahmen dieses Modells unmittelbar mit der Neutronenmasse zusammenhängt, eine astronomische Größe also eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist, abgesehen von Faktoren, die sich aus der noch unbekannten Zustandsgleichung ergeben. Die Stabilität eines Weißen Zwerges beruht übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle der Neutronen zum Tragen kommt.

Weiteres[Bearbeiten]

  • Die Temperatur im Inneren eines Neutronensterns beträgt anfangs 100 Milliarden Kelvin. Die Abstrahlung von Neutrinos entzieht jedoch so viel thermische Energie, dass sie innerhalb eines Jahres auf 1 Milliarde Kelvin sinkt.
  • Die Zustandsgleichung für einen Neutronenstern ist noch immer unbekannt. Man geht davon aus, dass sie sich signifikant von der eines Weißen Zwerges unterscheidet. Die Zustandsgleichung eines Weißen Zwerges ist die eines entarteten Gases, das in guter Näherung mit der speziellen Relativitätstheorie beschrieben werden kann. Bei einem Neutronenstern sind jedoch die Effekte der allgemeinen Relativitätstheorie nicht mehr vernachlässigbar. Daraus resultieren auch insbesondere die beobachteten Abweichungen von den vorhergesagten Grenzen der Massen für einen Neutronenstern.

Magnetfeld[Bearbeiten]

Neutronensterne haben ein extrem starkes Magnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als Folge der Gesetze der Elektrodynamik bleibt das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant. Für einen typischen Neutronenstern ergibt sich daraus eine Zunahme des Magnetfeldes um den Faktor 1010 auf Werte im Bereich von 108 Tesla (1012 Gauß). Die Massendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß E = mc² zugeordnet werden kann, liegt im Bereich einiger Dutzend g/cm³. Diese Magnetfelder sind so stark, dass Atome in ihrem Einflussbereich eine längliche Zigarrenform annehmen würden, da die Wechselwirkung der Elektronen mit dem Magnetfeld über jene mit dem Kern dominiert. Aufgrund der Rotation des Neutronensterns stellt sich zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung der Größenordnung 1018 V ein. Das entspricht einer elektrischen Feldstärke von einigen 1000 V pro Atomdurchmesser.

Pulsare[Bearbeiten]

Schematische Darstellung eines Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt einen Neutronenstern dar, die Kurven die magnetischen Feldlinien und die seitlich abstehenden Lichtkegel die Richtung der ausgehenden Strahlung.
Fiktive Darstellung eines Neutronensterns mit rotem Riesen (NASA)
Hauptartikel: Pulsar

Ist die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt, so wird eine periodische Radiowelle mit einer typischen Leistung im Bereich des 100.000-fachen der gesamten Strahlungsleistung der Sonne abgestrahlt. Derartige Strahlungsquellen sind in der Astronomie als Pulsare oder Radiopulsare bekannt. Die dazu erforderliche Energie wird der Rotationsenergie entnommen, die dadurch innerhalb weniger Millionen Jahre weitgehend aufgezehrt wird. Ein ähnlicher Zeitverlauf ist auch hinsichtlich des Magnetfeldes und der Temperatur zu erwarten.

Befinden sich in der Umgebung des Pulsars ionisierte Gase (Plasma), so werden die Elektronen vom Magnetfeld an den Polen mitgerissen und bewegen sich dabei gleichzeitig entlang der Achse des Magnetfeldes nach außen. Spätestens an der Stelle, an der die Achse mit Lichtgeschwindigkeit rotiert, können sie ihr jedoch nicht mehr folgen und bleiben zurück. Dabei strahlen sie einen Teil ihrer kinetischen Energie als Röntgen- und Gammastrahlung in Richtung dieser Achse ab. Solche Objekte nennt man Röntgen-Pulsare.

Typische Systeme dieser Art sind Röntgendoppelsterne aus einem Stern, der gerade zu einem Roten Riesen expandiert, und einem Neutronenstern, wobei Material zum Neutronenstern strömt, eine Akkretionsscheibe um ihn herum bildet und schließlich auf seine Oberfläche stürzt. Dabei werden Röntgenleistungen abgestrahlt, die im Bereich des 10.000-fachen der Sonnenleistung liegen.

Magnetare[Bearbeiten]

Hauptartikel: Magnetar

Eine besondere Klasse bilden Neutronensterne, die mit einer anfänglichen Rotationsperiode unter 10 ms entstehen. In diesem Fall sorgt zusätzlich ein spezieller Dynamoeffekt für eine Konversion der Energie von Konvektionsströmungen im Sterninneren in magnetische Energie. Dabei kann die Flussdichte des Magnetfeldes innerhalb von wenigen Sekunden nach dem Kollaps auf Werte von über 1011 Tesla steigen. Die zugehörige Energiedichte entspräche einer Massendichte im Bereich von vielen kg/cm³. Derartige Objekte werden als Magnetare bezeichnet. Aufgrund des größeren Magnetfeldes werden sie deutlich stärker abgebremst, so dass ihre Rotationsfrequenz bereits nach etwa 1000 Jahren unter 1 Hz sinkt. In dieser Anfangsphase erfahren sie gelegentlich gigantische Röntgenausbrüche. In der Milchstraße sind rund ein Dutzend Kandidaten für solche röntgenaktiven Magnetare bekannt.

Anhang[Bearbeiten]

Belege[Bearbeiten]

  1. Meyers Handbuch Weltall: (Nachschlagewerk über Planeten, Sterne und Sternsysteme) / Karl Schaifers, Gerhard Traving. - 6., völlig neu bearb. Aufl. - Mannheim u. a.: Bibliographisches Institut, Meyers Lexikonverlag, 1984.- S. 356
  2. Dr. Andreas Müller berichtet über Dichten von 2.5·1012 kg/cm³ in wissenschaft-online.de: Neutronenstern; siehe Abschnitt Ganz schön dicht!
  3. D. Meschede: Gerthsen Physik, 22. Auflage, 2004; S. 630
  4. James Chadwick: On the possible existence of a neutron. In: Nature. Band 129, S. 312. (verfasst am 17. Februar 1932, veröffentlicht am 27. Februar 1932)
  5. Lew Dawidowitsch Landau: On the theory of stars. In: Physikalische Zeitschrift der Sowjetunion. Band 1, Nr. 2, 1932, S. 285–288, (geschrieben im Februar 1931, eingegangen am 7. Januar 1932, veröffentlicht im Februar 1932, auch in: Dirk TerHaar (Hrsg.): Collected papers of L. D. Landau. Pergamon Press, Oxford [u. a.] 1965, S. 60–62): “All stars heavier than 1.5 _{\odot} certainly possess regions in which the laws of quantum mechanics (and therefore of quantum statistics) are violated. […] We expect that this must occur when the density of matter becomes so great that atomic nuclei come in close contact, forming one gigantic nucleus.
  6. Walter Baade und Fritz Zwicky: Remarks on Supernovae and Cosmic Rays. Physical Review. Band 46, 1934, S. 76–77
  7. Julius Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff: On massive neutron cores. In: Physical Review. Band 55, 1939, S. 374–381

Literatur[Bearbeiten]

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Neutronenstern – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Wiktionary: Neutronenstern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen