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Neutronenstern
Neutronensterne sind kugelförmige Körper mit typischen Radien von etwa 10 bis 12 km, nach stellaren Maßstäben also sehr klein. Die Massen der bislang entdeckten …
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Kernidee und Bedeutung
Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, dessen wesentlicher Bestandteil Neutronen sind. Er ist ein Endstadium in der Entwicklung eines massereichen Sterns. Neutronensterne sind extrem kompakt: Sie haben typische Radien von etwa 10 bis 12 km, enthalten aber Massen von etwa 1,2 bis 2,35 Sonnenmassen. Ihre mittlere Dichte beträgt etwa 3,7 bis 5,9 · 10^17 kg/m^3; im Inneren kann sie auf etwa 6 · 10^17 bis 8 · 10^17 kg/m^3 steigen, ungefähr das Dreifache der Dichte eines Atomkerns. Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohne Ereignishorizont.
Sie sind für die Forschung wichtig, weil an ihnen Materie unter extremen, in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden kann. Viele Einzelheiten ihres dynamischen Verhaltens, ihrer Zusammensetzung und ihrer Zustandsgleichung sind noch unbekannt. Typisch sind sehr schnelle Rotation und ein starkes Magnetfeld. Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde; eine für XTE J1739-285 angenommene Rotationsfrequenz von 1122 Hz wurde später nicht bestätigt.
Entdeckung und Entstehung
1932 entdeckte James Chadwick das Neutron und erhielt dafür 1935 den Nobelpreis für Physik. Schon 1931 hielt Lew Landau extrem dichte Neutronenkerne für möglich. 1933 schlugen Walter Baade und Fritz Zwicky Neutronensterne als aus Neutronen bestehende Sternreste und mögliches Endprodukt einer Supernova vor. Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell und gaben eine maximale Masse von 0,7 M☉ an. 1967 entdeckten Jocelyn Bell, Antony Hewish und Martin Ryle Radioimpulse eines Pulsars, der später als isolierter, rotierender Neutronenstern gedeutet wurde. 1971 wurde Cen X-3 als rotierender heißer Neutronenstern in einem Doppelsternsystem interpretiert. Im frühen 21. Jahrhundert waren fast 2000 Neutronensterne entdeckt.
Neutronensterne entstehen aus massereichen Hauptreihensternen am Ende ihrer Entwicklung. Bei ursprünglichen Sternmassen zwischen 8 und etwa 12 Sonnenmassen kann ein Neutronenstern von ungefähr 1,25 Sonnenmassen entstehen, vor allem in wechselwirkenden Doppelsternsystemen. Bei ursprünglichen Massen über etwa 12 Sonnenmassen entsteht nach weiteren Brennphasen, darunter Sauerstoff- und Siliciumbrennen, ein Eisenkern; überschreitet dieser eine kritische Masse, kollabiert er zum Neutronenstern. Solche Neutronensterne können sich mit bis zu 500 km/s durch den Raum bewegen.
Gemeinsam ist beiden Wegen, dass die Kernmasse des unmittelbaren Vorläufers gängigen Modellen zufolge zwischen 1,4 Sonnenmassen, der Chandrasekhar-Grenze, und etwa 3 Sonnenmassen, der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, liegen muss. Dann kann über eine Kernkollaps-Supernova der Typen II, Ib oder Ic ein Neutronenstern entstehen. Liegt die Masse darüber, entsteht ein Schwarzes Loch; liegt sie darunter, entwickelt sich ein Weißer Zwerg. Beobachtungen zeigen aber Abweichungen von den genauen Grenzen, denn es wurden Neutronensterne mit weniger als 1,4 Sonnenmassen gefunden.
Beim Kollaps fällt der Strahlungsdruck weg, weil Eisen durch Kernfusion keine Energie mehr liefert. Der Kern wird stark komprimiert, die Temperatur steigt auf etwa 10^11 Kelvin. Photodesintegration zerlegt Eisenkerne in Neutronen und Protonen; durch Elektroneneinfang entstehen weitere Neutronen und Elektron-Neutrinos. Der Kollaps endet, wenn die Neutronen einen Entartungsdruck aufbauen. Etwa 10 Prozent der Gravitationsenergie werden frei, vor allem als Neutrinos. Diese treiben schließlich die Supernovaexplosion an. Bei sehr massereichen Hauptreihensternen über etwa 40 Sonnenmassen kann stattdessen direkt ein Schwarzes Loch entstehen. In weniger als 1 Prozent der Fälle kann auch ein Weißer Zwerg in einem wechselwirkenden Doppelstern durch Materialaufnahme die Chandrasekhar-Grenze überschreiten und zum Neutronenstern werden.
Masse, Gravitation und Rotation
Nach theoretischen Modellen liegt die Massenobergrenze eines nicht rotierenden Neutronensterns bei 2,16 Sonnenmassen. Schnell rotierende Pulsare können bis zu 20 % mehr Masse erreichen. Noch massereichere Objekte kollabieren zu Schwarzen Löchern. Bei der Bildung wird so viel gravitative Bindungsenergie als Strahlung freigesetzt, dass die tatsächliche Masse des Neutronensterns wegen E = m0 c^2 deutlich kleiner ist als seine baryonische Masse, also die Summe der Massen seiner Teilchen. Der 2017 entdeckte PSR J0952-0607 gilt mit rund 2,35 M☉ als bislang massereichster Neutronenstern und liegt knapp unterhalb der absoluten Massenobergrenze.
Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines typischen Neutronensterns ist etwa 2 · 10^11-mal so stark wie das der Erde. Die Fluchtgeschwindigkeit liegt in der Größenordnung von 100.000 km/s, also etwa einem Drittel der Lichtgeschwindigkeit. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse: Licht wird so abgelenkt, dass auch Teile der Rückseite sichtbar werden und mehr als die Hälfte der Oberfläche beobachtet werden kann.
Ein Neutronenstern kann Gravitationswellen aussenden, wenn er nicht völlig kugelförmig ist, zum Beispiel durch eine kleine Ausbeulung infolge von Materialaufnahme. Das Verhältnis der Radiusänderung zum Radius heißt Elliptizität und wird näherungsweise durch ε = Δr/r beschrieben. Auch Schwingungen eines instabilen kompakten Sterns können Gravitationswellen erzeugen. 2016 wurde bei einer systematischen Suche im Umkreis von 100 Parsec um die Erde kein Neutronenstern mit einer Ausbeulung von mehr als 1 cm gefunden.
Durch den Kollaps schrumpft der Durchmesser der Kernzone auf weniger als ein Hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses rotiert der entstehende Neutronenstern anfangs mit etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste sicher gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz bei PSR J1748-2446ad. Die Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns liegt durch die Zentrifugalkraft bei etwa 1 kHz. Materialzufluss in einem Doppelsternsystem kann die Rotation beschleunigen, während das Magnetfeld sie abbremsen kann, bis die Rotationsperiode mehrere Sekunden oder Minuten beträgt.
Innerer Aufbau und Stabilität
Ein Neutronenstern von etwa 20 km Durchmesser besitzt nach den bekannten Eigenschaften der Teilchen eine Schalenstruktur. An der Oberfläche herrscht der Druck null. Dort gibt es keine stabilen freien Neutronen, sondern Eisenatomkerne und Elektronen; die Kerne bilden ein Kristallgitter. Wegen der extremen Schwerkraft sind Erhebungen auf der Oberfläche höchstens einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma wäre nur einige Zentimeter dick.
Bis in etwa 10 m Tiefe setzt sich die Zone kristalliner Eisenatomkerne fort. Die Dichte steigt, und die Atomkerne werden neutronenreicher. Ab etwa 10 m Tiefe ist der Druck hoch genug, dass freie Neutronen bestehen können. Dort beginnt die innere Kruste mit einer Dicke von 1 bis 2 km. Sie enthält Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen und Neutronenflüssigkeit; mit zunehmender Tiefe nimmt der Eisenanteil von 100 % auf 0 % ab. Am unteren Rand kann sich sogenannte nukleare Pasta bilden.
Darunter besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, mit einem kleinen Anteil von Protonen und Elektronen im thermodynamischen Gleichgewicht. Bei ausreichend niedrigen Temperaturen können sich die Neutronen supraflüssig und die Protonen supraleitfähig verhalten. Welche Materieformen in noch größerer Tiefe bei fünf- bis zehnfacher Atomkerndichte auftreten, ist unbekannt. Möglich wären Pionen oder Kaonen als Bose-Einstein-Kondensat, freie Quarks in einem sogenannten Quarkstern oder ein weiterer Kollaps zum Schwarzen Loch. Ein Pulsar mit einer Rotationsperiode unter 0,5 ms wäre ein Hinweis auf Quarkmaterie.
Stabilisiert wird ein Neutronenstern vor allem durch den Fermi-Druck, der aus dem Pauli-Prinzip folgt. Dieses besagt, dass sich maximal zwei Neutronen im selben energetischen Zustand befinden können, wenn sie sich in der Spinorientierung unterscheiden. Wird der Stern zusammengedrückt, müssen Neutronen auf höhere Energiezustände gehoben werden; daraus entsteht ein Gegendruck gegen die Gravitation. Dieser Materiezustand heißt entartete Materie, weil der Druck kaum von der Temperatur abhängt. Ist die Masse über der Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, nach einer Arbeit von Januar 2018 etwa 2,16 Sonnenmassen für nicht rotierende Neutronensterne und bis etwa 20 % höher für rotierende, kann kein Gleichgewicht bestehen und der Stern kollabiert weiter zum Schwarzen Loch.
Temperatur und Magnetfeld
Im Inneren beträgt die Temperatur eines Neutronensterns anfangs etwa 100 Milliarden Kelvin. Durch die Abstrahlung von Neutrinos sinkt sie innerhalb eines Tages auf ungefähr eine Milliarde Kelvin und innerhalb von etwa 100 Jahren auf etwa 300.000 Kelvin. Erst nach etwa 100.000 Jahren tragen emittierte Photonen stärker zur Abkühlung bei als Neutrinos. Nach einer Million Jahren werden 10.000 Kelvin unterschritten. Die Zustandsgleichung eines Neutronensterns ist weiterhin unbekannt; anders als beim Weißen Zwerg müssen Effekte der allgemeinen Relativitätstheorie berücksichtigt werden.
Neutronensterne besitzen extrem starke Magnetfelder. Beim Kollaps bleibt nach den Gesetzen der Elektrodynamik das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld erhalten. Für einen typischen Neutronenstern wächst das Magnetfeld dadurch um den Faktor 10^10 auf Werte um 10^8 Tesla, entsprechend 10^12 Gauß. Solche Felder sind so stark, dass Atome in ihrem Einflussbereich eine längliche Form annehmen würden. Durch die Rotation entsteht zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung in der Größenordnung von 10^18 V.
Typen und Beispiele
Pulsare sind Neutronensterne, bei denen die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt ist. Durch Wechselwirkung mit umgebendem Plasma wird Strahlung, etwa Radiowellen oder Röntgenstrahlung, in Richtung der Magnetpole ausgesendet. Wenn die Strahlung regelmäßig zur Erde zeigt, beobachtet man periodische Signale. Die Energie stammt aus der Rotationsenergie, die innerhalb weniger Millionen Jahre weitgehend aufgezehrt werden kann. Röntgen-Pulsare entstehen, wenn Elektronen entlang der Magnetfeldachse nach außen bewegt werden und einen Teil ihrer kinetischen Energie als Röntgen- und Gammastrahlung abgeben. In Röntgendoppelsternen kann Materie von einem Roten Riesen auf einen Neutronenstern strömen, eine Akkretionsscheibe bilden und beim Aufprall Röntgenleistungen von etwa dem 10.000-fachen der Sonnenleistung erzeugen.
Magnetare sind Neutronensterne, die mit einer anfänglichen Rotationsperiode unter 10 ms entstehen. Ein spezieller Dynamoeffekt kann ihr Magnetfeld innerhalb weniger Sekunden nach dem Kollaps auf über 10^11 Tesla steigern. Sie werden stark abgebremst, sodass ihre Rotationsfrequenz nach etwa 1000 Jahren unter 1 Hz sinkt. In der Anfangsphase können gigantische Röntgenausbrüche auftreten. In der Milchstraße sind rund ein Dutzend Kandidaten für röntgenaktive Magnetare bekannt.
Weitere genannte Typen oder Beispiele sind hypothetische Quarksterne mit einem Kern aus Quark-Gluon-Plasma sowie röntgenschwache isolierte Neutronensterne. Beispiele sind RX J1856-3754 als nächster Neutronenstern ohne nachweisbare Mikrowellenstrahlung, PSR J1915+1606 als Neutronendoppelstern, Lich als Pulsar mit Planeten, PSR J1921+2153 als erster entdeckter Pulsar, PSR J1748-2446ad als Pulsar mit der kleinsten bekannten Rotationsdauer, Scorpius X-1 als hellste Röntgenquelle am Erdhimmel und Swift J1818.0-1607 als jüngster bislang bekannter Magnetar.
