Neutronenstern
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Als Neutronenstern wird in der Astronomie ein kosmisches Objekt mit einem Durchmesser von typischerweise 20 km und einer Masse zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen bezeichnet. 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 mit einer extremen Dichte von etwa 10¹² kg/cm³ im Zentrum und mehr. Eine Portion dieser Materie von der Größe eines Stecknadelkopfes wiegt daher über 1.000.000 Tonnen und damit mehr als ein Wasserwürfel mit 100 m Kantenlänge. Es handelt sich damit um eine Materieform, die mit der von Atomkernen vergleichbar ist. 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 hinsichtlich ihrer Dichte sondern auch hinsichtlich ihres Magnetfeldes, ihrer Temperatur und weiterer physikalischer Größen zu den extremsten Objekten im Kosmos, die überhaupt bekannt sind.
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[Bearbeiten] Entdeckungsgeschichte
Im Jahre 1932 entdeckte Sir James Chadwick das Neutron (siehe Nature Vol 129, p. 312 "on the possible existence of a neutron") als Elementarteilchen und bekam dafür 1935 den Nobelpreis für Physik verliehen.
Bereits 1933, ein Jahr nach Chadwicks Entdeckung, schlugen nach Lew Dawidowitsch Landau (1932) Walter Baade und Fritz Zwicky theoretisch die Existenz von Neutronensternen vor (siehe Phys. Rev. 45 "Supernovae and Cosmic rays"). Sie beschrieben bei der theoretischen Erklärung der Vorgänge einer Supernova den Neutronenstern als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung. J. Robert Oppenheimer (1904–1967) und G. M. Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns.
1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell und Antony Hewish Radioimpulse von einem Pulsar, die später als isolierte, rotierende Neutronensterne interpretiert wurden. 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 Pulse 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.
[Bearbeiten] Entstehung eines Neutronensterns
Neutronensterne entstehen bei einer Supernova vom Typ II, wie sie beispielsweise beim Kollaps des Zentralbereiches gewisser Sterne stattfindet. Im Rahmen gängiger Modelle muss dazu die Masse des Vorläufersterns zwischen 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa 3 Sonnenmassen 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. So wurden z.B. 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 Fusion 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 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, welche schwerer als Eisen sind, wurden in Supernovae erzeugt (r-Prozess).
Faszinierend 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.
[Bearbeiten] Eigenschaften eines Neutronensterns
Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 2·1012-mal stärker als das der Erde. Die Fluchtgeschwindigkeit, auf die ein Objekt beschleunigt werden muss, damit es den Neutronenstern verlassen kann, ist von der Größenordnung 100.000 km/s, was etwa 1/3 der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse und lenkt vom Neutronenstern emittiertes Licht dergestalt ab, dass Teile der normalerweise nicht sichtbaren Rückseite des Sterns ins Blickfeld gelangen.
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.
Die Temperatur im Inneren eines Neutronensterns beträgt anfangs 100 Milliarden Kelvin. Die Abstrahlung von Neutrinos entzieht jedoch soviel thermische Energie, dass sie innerhalb eines Jahres auf 1 Milliarde Kelvin sinkt.
Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser auf einen Bruchteil des vorherigen Wertes. Aufgrund des damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert der Neutronenstern in der Regel mit mehreren 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.
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.
[Bearbeiten] Das Magnetfeld von Neutronensternen
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 1.000 V pro Atomdurchmesser.
[Bearbeiten] Pulsare
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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 10.000fachen der Sonnenleistung liegen.
[Bearbeiten] Magnetare
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 das Magnetfeld innerhalb von wenigen Sekunden nach dem Kollaps auf Werte über 1015 Gauß 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 1.000 Jahren unter 1 Hz sinkt. In dieser Anfangsphase erleiden sie gelegentlich gigantische Röntgenausbrüche. In der Milchstraße sind rund ein Dutzend Kandidaten für solche röntgenaktiven Magnetare bekannt.
[Bearbeiten] Stabilität und Pauli-Prinzip
Ein reiner Neutronenstern 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 Leiter, 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. Ist in diesem Modell die Masse des Vorläufersterns größer als etwa drei Sonnenmassen, so ist kein Gleichgewicht möglich und der Stern kollabiert 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 abgesehen von Faktoren, die sich aus der noch unbekannten Zustandsgleichung ergeben, eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist. 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.
[Bearbeiten] Die innere Struktur eines Neutronensterns
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 etwa auf ein Tausendstel der Dichte gewöhnlicher Atomkerne an. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen extremen Drücken 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 ansteigt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen und darüber hinaus an.
Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im dynamischen 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 ca. 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 Beschleunigern 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 Quark-Stern. Eine derartige Materieform würde durch die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne den gravitativen Außendruck existieren. Da Quark-Sterne eine höhere Dichte aufweisen 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.
[Bearbeiten] Siehe auch
- RX J1856-3754 Neutronenstern ohne Mikrowellenstrahlung
[Bearbeiten] Literatur
- Jerome Novak: Neutronensterne: Ultradichte Exoten. Spektrum der Wissenschaft, März 2004, S. 34–39, ISSN 0170-2971
- C. Kouvelotou, R. C. Duncan, C. Thompson: Magnetare. Spektrum der Wissenschaft, Mai 2003, S. 56–63, ISSN 0170-2971
- George Greenstein: Der gefrorene Stern – Pulsare, Schwarze Löcher und das Schicksal des Alls, dtv März 1988, ISBN 3-423-10868-1 (populärwissenschaftliche Darstellung des Themas, inkl. Entdeckungsgeschichte)
- Joachim Herrmann: Das große Lexikon der Astronomie, Orbis Verlag 2001, ISBN 3-572-01286-4
[Bearbeiten] Weblinks
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Commons: Neutronenstern – Bilder, Videos und/oder Audiodateien |
 |
Wiktionary: Neutronenstern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme und Übersetzungen |
