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.

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. Immerhin befindet sich nun im Sternzentrum eine Kugel von mehr als Erdgröße. Hier aber fehlt nun 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, auch der einsetzende Entartungsdruck der Elektronen kann ihr nicht mehr standhalten.

Über der Kernzone werden 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. Und zwar erzeugt das Schalenbrennen hochenergetische Photonen, die in den Kern eindringen und hier als Gamma- Quanten die Eisenkerne (merke: gemeint sind nur die "nackten" Atomkerne, sie besitzen keine Elektronen mehr!) teilweise zertrümmern. Übrig bleiben bei dieser Reaktion Alpha-Teilchen, das sind Heliumkerne (2 Protonen und 2 Neutronen).

In der Corona Australis (Südliche Krone) hat man 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

Hierzu muß Bindungsenergie aufgewandt werden, wodurch der Druck absinkt und nun der Kollaps 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 (für die Fachleute: ein inverser b- Zerfall) entstehen gleichzeitig massenhaft Neutrinos (n), die fast nie in Wechselwirkung mit anderen Kernteilchen treten:

p + e^----> 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 · 10¹⁴ gcm^-3 erreicht, existieren praktisch nur noch Neutronen. Zuvor, bei einer Dichte von 10¹² gcm^-3, übernimmt aber bereits der Entartungsdruck der Neutronen das Regime.

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

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 - aus 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.

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 milliardenfach stärkere Magnetfeld und die bis zu 1000 mal in der Sekunde stattfindende Rotation des Sterns wären dem Besucher nicht sehr zuträglich!

Weshalb kollabiert der Kern nicht weiter? 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 (Bewegungsenergie) sind dabei so hoch, daß sie mit der Ruhemasse (E=mc²) vergleichbar sind.

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. Dringt man tiefer ein, um so 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 liegt wahrscheinlich nur noch reines Neutronengas 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.

Neuerdings geht man nicht mehr davon aus, daß ein Neutronenstern aus reinem Neutronengas aufgebaut ist. Es könnte sein, daß er aus sogenannten 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 reinem Neutronengas und könnte einen Durchmesser unter 20 km aufweisen. Seine Rotationszeit darf dann Werte bis herunter zu 1 ms annehmen, ohne daß der Stern zerissen wird. Man kennt heute eine ganze Reihe von Pulsaren, die im Millisekundenbereich rotieren, sie könnten also aus Hyperonen bestehen.

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 100mal 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

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.