Neutronensterne sindkugelförmige Körper mit typischenRadien von etwa 10 bis 12 km, nach stellaren Maßstäben also sehr klein. Die Massen der bislang entdeckten Neutronensterne liegen zwischen etwa 1,2 und 2,35 Sonnenmassen, damit sind sie extremkompakt. IhreDichte nimmt von etwa1e9 kg/m3 (1 Tonne pro Kubikzentimeter) an ihrer Kruste mit der Tiefe bis auf etwa6e17 bis8e17 kg/m3 zu, was etwa der dreifachen Dichte einesAtomkerns entspricht.[1][2] Die mittlere Dichte eines Neutronensterns beträgt etwa 3,7 bis5.9e17 kg/m3.[3] Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohneEreignishorizont. Typische Sterne dieser Artrotieren durch die Erhaltung des Drehimpulses sehr schnell und haben ein starkesMagnetfeld.
Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist der 2004 entdecktePSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Das bedeutet bei einem angenommenen Radius von 16 km, dass die Umfangsgeschwindigkeit an seinemÄquator etwas über 70.000 km/s beträgt, was fast einem Viertel derLichtgeschwindigkeit entspricht. Eine für den 1999 entdeckten NeutronensternXTE J1739-285 angenommene noch höhereRotationsfrequenz von 1122 Hz[4] konnte in späteren Untersuchungen nicht bestätigt werden.[5]
Neutronensternen gilt intensives Forschungsinteresse, da Details ihres dynamischen Verhaltens und ihrer Zusammensetzung noch unbekannt sind und an ihnen extreme Materieeigenschaften unter in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden können.[6]
Größenvergleich einesstellaren Schwarzen Lochs, eines Neutronensterns (jeweils eine Sonnenmasse) und einer symbolischen Stadt auf einer quadratischen Fläche
Bereits 1931, ein Jahr vor Chadwicks Entdeckung, hieltLew Landau die Existenz von Neutronenkernen für möglich, d. h. von extrem dichten Kernregionen im Inneren herkömmlicher Sterne.[8] 1933 schlugenWalter Baade undFritz Zwicky die moderne Variante von Neutronensternen vor: aus Neutronen bestehende Sternreste als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung. Auf diese Deutung waren sie bei dem Versuch gekommen, die Vorgänge im Laufe einerSupernova zu erklären.[9]Robert Oppenheimer undGeorge Michael Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns und gaben die maximale Masse mit 0,7 M☉ an[10] (siehe auchTolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze).
1967 entdeckten dieAstronomenJocelyn Bell,Antony Hewish undMartin Ryle Radioimpulse von einemPulsar, 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 beobachtetenRiccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und Harvey Tananbaum Impulse mit einer Periode von 4,8 Sekunden in einer Röntgenquelle im SternbildCentaurus, bezeichnet alsCen 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 freigesetztenGravitationsenergie, die von der auf den Neutronenstern einströmenden gasförmigen Materie des Sterns stammt.
Im frühen 21. Jahrhundert waren fast 2000 Neutronensterne entdeckt, wovon wegen ungünstiger physikalischer Bedingungen nur ein Bruchteil detaillierte Untersuchungen erlaubt.[11] Für den fortlaufenden Nachweis weiterer dieser Sterne werden aufwendige Berechnungen mit Daten angestellt, die mit Anlagen wie demRadioteleskop Effelsberg, demArecibo-Observatorium oder demParkes-Observatorium gewonnen wurden.[12] Um die dazu notwendigenHough-Transformationen mit Rechenleistungen ähnlich Supercomputern zu lösen, werden nicht nur großeCPU-GPU-Cluster eingesetzt, sondern im Rahmen vonEinstein@home auchverteilte Systeme.[13]
Neutronensterne entstehen aus massereichen Sternen derHauptreihe am Ende ihrer Entwicklung. Zwei Wege der Entwicklung zum Neutronenstern werden unterschieden.[14]
Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns zwischen 8 und etwa 12 Sonnenmassen lag, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von ca. 1,25 Sonnenmassen. Durch dasKohlenstoffbrennen entsteht einSauerstoff-Neon-Magnesium-Kern. Ein Vorgang derEntartung schließt sich an. Infolge Überschreitens derRoche-Grenze kommt es durchWind Roche-Lobe Overflow zu Masseverlust. Nach Annäherung an dieChandrasekhar-Grenzekollabiert er zum Neutronenstern. Dieser bewegt sich mit ähnlicher Geschwindigkeit wie der ursprüngliche Stern durch den Raum. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Teil eineswechselwirkenden Doppelsterns waren, während Einzelsterne dieser Masse sich zumAGB-Stern entwickeln, dann weiter Masse verlieren und so zumWeißen Zwerg werden.[15]
Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns größer als etwa 12 Sonnenmassen war, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von mehr als 1,3 Sonnenmassen. Nachdem durch das Kohlenstoffbrennen ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist, folgen als weitere Entwicklungsstufen dasSauerstoffbrennen und dasSiliciumbrennen, sodass einEisen-Kern entsteht. Sobald dieser einekritische Masse überschreitet,kollabiert er zum Neutronenstern. Ein auf diesem Weg entstandener Neutronenstern bewegt sich wesentlich schneller durch den Raum als der ursprüngliche Stern und kann500 km/s erreichen. Die Ursache wird in den enormen Bewegungen derKonvektion im Kern während der letzten beiden Phasen des Brennens gesehen, die die Homogenität der Dichte des Sternenmantels derartig beeinträchtigt, dass Neutrinos in asymmetrischer Weise ausgestoßen werden. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Einzelsterne oder Teil eines nicht wechselwirkenden Doppelsterns waren.
Beiden Wegen ist gemeinsam, dass als späte Entwicklungsphase ein unmittelbarer Vorläuferstern entsteht, dessen Kernmasse gängigen Modellen zufolge zwischen 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) liegen muss, damit über eineKernkollaps-Supernova(Typen II, Ib, Ic) der Neutronenstern entsteht. Liegt die Masse darüber, entsteht stattdessen einSchwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich einWeißer Zwerg. Astronomische Beobachtungen zeigen jedoch Abweichungen von den genauen Grenzen dieses Modells, denn es wurden Neutronensterne mit weniger als 1,4 Sonnenmassen gefunden.
Sobald sich durch das Siliciumbrennen im Kern Eisen angereichert hat, ist keine weitere Energiegewinnung über Kernfusion mehr möglich, da für eine weitere Fusion aufgrund der hohenBindungsenergie proNukleon des Eisens Energie aufgewendet werden müsste, anstatt freigesetzt zu werden. Ohne diese Energiegewinnung nimmt derStrahlungsdruck im Inneren des Sterns ab, der derGravitation im Inneren des Sterns entgegenwirkt. Nur solange sich die einander entgegenwirkenden Kräfte von Strahlungsdruck und Gravitation im Gleichgewicht befinden, bleibt der Stern stabil – durch die Abnahme des Strahlungsdrucks wird der Stern instabil und kollabiert.
Wenn der Stern durch die Abnahme des Strahlungsdrucks kollabiert, wird der Kern durch die auf ihn einstürzenden Massen der Sternenhülle und durch seine eigene, nun „übermächtige“ Gravitation stark komprimiert. Dadurch wird die Temperatur auf ca. 1011 Kelvin erhöht. Dabei wird Strahlung abgegeben, wovon Röntgenstrahlung den größten Anteil hat. Die so freigesetzte Energie ruft einePhotodesintegration der Eisen-Atomkerne in Neutronen undProtonen hervor sowie denElektroneneinfang derElektronen von den Protonen, sodass Neutronen und Elektron-Neutrinos entstehen.[16] Da die Umwandlung der Protonen und Elektronen in Neutronen endotherm ist, wird diese Energie letztlich aus der Gravitation beim Kollaps gespeist[17].
Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genanntenEntartungsdruck aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. DieFermi-Temperatur der Neutronen beträgt dabei ca. 1012 Kelvin. Bei dem Kollaps des Sterns werden etwa 10 Prozent seinerGravitationsenergie freigesetzt, und zwar im Wesentlichen durch die Emission vonNeutrinos. Im Kern des Sterns entstehen Neutrinos in durch diese Vorgänge bedingter großer Zahl und stellen ein heißesFermigas dar. Diese Neutrinos entfalten nunkinetische Energie und streben nach außen. Andererseits fällt Materie äußerer Schichten des kollabierenden Sterns auf seinen Kern zurück. Dieser weist aber bereits extreme Dichte auf, sodass die Materie abprallt. Sie bildet eine Hülle um den Kern und unterliegt starker, durchEntropie getriebener Konvektion.[18.1] Sobald sich durch die Neutrinos genügend Energie angesammelt hat und einen Grenzwert überschreitet, prallen die zurückfallenden äußeren Schichten an den Grenzflächen endgültig ab und werden durch die Neutrinos stark beschleunigt, sodass sich das kompakte Sternenmaterial explosiv auf einen großen Raum verteilt. Dies ist eine der wenigen bekannten Situationen, in denen Neutrinos wesentlich mit normaler Materie wechselwirken. Somit wurde diethermische Energie inelektromagnetische Wellen umgewandelt, die innerhalb weniger Minuten explosiv freigesetzt wird und die Kernkollaps-Supernova weithin sichtbar macht. Durch diese Supernova werden zudem perNukleosynthese schwerere Elemente als Eisen gebildet.
Bei sehr massereichen Hauptreihe-Sternen von mehr als ca. 40 Sonnenmassen kann die Energie der nach außen strebenden Neutrinos die Gravitation des zurückfallenden Materials nicht kompensieren, sodass anstelle der Explosion ein Schwarzes Loch entsteht.[18.2]
Bemerkenswert ist, dass die Bildung des Neutronensterns zunächst vollständig im Kern des Sternes abläuft, während der Stern äußerlich unauffällig bleibt. Erst nach einigen Tagen wird dieSupernova nach außen sichtbar. So könnenNeutrinodetektoren eine Supernova früher nachweisen als optische Teleskope.
Auch gibt es einen Nebenweg der Entwicklung zu Neutronensternen, der für weniger als 1 Prozent dieser Sterne zutrifft. Dabei überschreitet ein Weißer Zwerg eines wechselwirkenden Doppelsternes die Chandrasekhar-Grenze, indem er Material von dem anderen Stern aufnimmt. Er bildet keine feste Hülle und explodiert daher.[18.2]
Nach theoretischen Modellen liegt die Massenobergrenze für einen nicht rotierenden Neutronenstern bei 2,16Sonnenmassen (M☉), schnell rotierende Pulsare können bis zu 20 % mehr Masse erreichen.[19] Objekte noch größerer Masse kollabieren zu einemSchwarzen Loch.
Bei der Bildung eines Neutronenstern wird so eine große Menge an gravitativerBindungsenergie als Strahlung freigesetzt, dass die Masse des Neutronenstern aufgrund derÄquivalenz von Masse und Energie(E = m0c2) signifikant geringer ist als seine „baryonische Masse“Mb, die Summe der Massen der Neutronen und anderen Teilchen im Neutronenstern. DieserMassendefekt ist umso stärker ausgeprägt, je massiver der Neutronenstern ist, und lässt sich mit der Näherungsformel
2017 wurde mitPSR J0952-0607 der bislang massereichste Neutronenstern entdeckt. Mit rund 2,35 M☉ liegt er nur knapp unterhalb der absoluten Massenobergrenze für Neutronensterne. Vermutlich war PSR J0952-0607 nicht immer so schwer, sondern hat im Lauf der Zeit zwischen 0,5 und 1 M☉ von einem ihn umkreisenden Begleitstern abgezogen.[21] Dieser Begleiter wird heute auf nur noch rund 20 Jupitermassen geschätzt. Er umkreist den Pulsar in rund 6,4 Stunden.[22]
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 seinSchwarzschild-Radius. Bei einer typischen Neutronensternmasse von 1,4 Sonnenmassen entspricht das einemSternradius von 8,4 km.
DasGravitationsfeld an der Oberfläche eines typischen Neutronensterns ist etwa 2 · 1011-mal so stark wie das der Erde. Entsprechend hoch ist dieFluchtgeschwindigkeit, 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 derLichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt alsGravitationslinse 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.
Ein Neutronenstern kannGravitationswellen abgeben.[23] Dies ist dann der Fall, wenn er keine ideale Kugel ist, etwa dadurch, dass er an einer Stelle eine Ausbeulung aufweist, die z. B. durch Materialaufnahme aus der Umgebung entstehen kann.[24] Bei einer solchen Erhebung könnte es sich auch um eine Art von Kristall aus in einer dichten Elektronen-Packung gefangenen Ionen handeln, wie sie unter sich abkühlenden Bedingungen entstehen kann.[25] Es handelt sich um einen Spezialfall, dem das Gravitationsfeld und die abflachend wirkende hoheRotationsgeschwindigkeit entgegenwirken. Das Verhältnis der durch die Deformation hervorgerufenen Änderung des Radius zum Radius des Sterns wird Elliptizität genannt. Sie wird näherungsweise beschrieben mit Je größer der Wert ist, desto stärker ist die emittierte Welle.
Auch könnenasteroseismologischen Modellen zufolge Gravitationswellen dadurch ausgelöst werden, dass derkompakte Stern oszilliert und in eine instabile Situation gerät, etwa wenn er durch äußeren Einfluss gestört wird. In diesem Fall kann die Gravitationswelle je nach Drehrichtung undViskosität des Sterns durch den damit verbundenen Energieverlust sogar weitere Wellen auslösen.[26]
Dem Auffinden eines derartigen asymmetrischen Sterns gelten weltweite Forschungsanstrengungen, weil das erwartete, mit einemGravitationswellendetektor nachzuweisende Signal kontinuierlich auftritt, was u. a. eine genaue Lagebestimmung erlaubt. Bei einer systematischen Suche wurde 2016 im Umkreis von 100 Parsec um die Erde kein Neutronenstern mit einer Ausbeulung von mehr als 1 cm gefunden.[27]
Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser auf weniger als ein Hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Aufgrund des damit verbundenenPirouetteneffekts rotiert ein Neutronenstern anfänglich mit etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz (PulsarPSR J1748-2446ad). Sie liegt nicht allzu fern unterhalb der durch dieZentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von etwa 1 kHz.
Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im Laufe der Zeit verändern. Liegt einDoppelsternsystem vor, bei dem ein Materialfluss von einemHauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Das vom Neutronenstern emittierte Magnetfeld ist einer der bremsenden Effekte, die seine Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen lassen können.
Aufbau eines Neutronensterns Die spezifische Dichte ist in Einheiten vonρ0 angegeben. Das ist die Dichte, bei der die Nukleonen sich zu berühren beginnen.Dichteverteilung
Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligtenTeilchen ergibt sich für einen 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 einKristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch.[28] 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 m 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 m ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannteinnere 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. Am unteren Rand der inneren Kruste kann sich einenukleare Pasta bilden.[29]
Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen imthermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dortsupraflüssig und die Protonensupraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörigekritische 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 Fünf- bis Zehnfache[30] der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten bisher auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischenTeilchenbeschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen.
Schon darunter beginnt möglicherweise eine Kernzone mitPionen oderKaonen. Da diese TeilchenBosonen sind und nicht demPauli-Prinzip unterliegen, könnten einige den gleichen energetischenGrundzustand einnehmen und damit ein sogenanntesBose-Einstein-Kondensat bilden. Dabei könnten sie dem enormen Außendruck wenig entgegensetzen, so dass ein zweiter Kollaps zu einem Schwarzen Loch möglich wäre.[31]Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen freierQuarks. Da nebenUp- undDown-Quarks auchStrange-Quarks vorkämen, bezeichnet man ein solches Objekt als „seltsamen Stern“ (engl.strange = seltsam) oderQuarkstern. Eine derartige Materieform würde durch diestarke 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 mehrtägigenRelaxationsphase. Dabei könnte es sich um eine ArtBeben handeln, bei dem ein Austausch von Drehimpuls zwischen der kristallinen Eisenkruste und den weiter innen reibungsfrei rotierenden Wirbeln aus supraflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.
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 ihresSpins unterscheiden. Als Folge derQuantenmechanik 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 genanntenFermi-Druck, der demGravitationsdruck 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 alsentartete Materie. Ist die Masse des unmittelbaren Vorläufersterns größer als dieTolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze von etwa drei Sonnenmassen (laut einer im Januar 2018 veröffentlichten Arbeit etwa 2,16 Sonnenmassen für nichtrotierende Neutronensterne und bis etwa 20 % höher für rotierende[32][19]), so ist kein Gleichgewicht möglich und der Stern kollabiert nach derzeitigem Kenntnisstand weiter zumSchwarzen 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 unbekanntenZustandsgleichung ergeben. Die Stabilität einesWeißen Zwerges beruht übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle der Neutronen zum Tragen kommt.
Die Temperatur im Inneren eines Neutronensterns beträgt anfangs 100 MilliardenKelvin. Die Abstrahlung von Neutrinos entzieht jedoch so viel thermische Energie, dass sie innerhalb eines Tages auf ca. eine Milliarde Kelvin sinkt. Innerhalb von ca. 100 Jahren sinkt die Temperatur auf ca. 300.000 Kelvin. Erst nach etwa 100.000 Jahren tragen emittiertePhotonen mehr als Neutrinos zum Temperaturrückgang bei. Nach einer Million Jahren werden 10.000 Kelvin unterschritten.[33]
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 einesentarteten 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.
Neutronensterne haben ein extrem starkesMagnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für dieastronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als Folge der Gesetze derElektrodynamik 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 108Tesla (1012Gauß). DieMassendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seineEnergiedichte in Kombination mit derÄquivalenz 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 eineHall-Spannung der Größenordnung 1018 V ein. Das entspricht einerelektrischen Feldstärke von einigen 1000 V pro Atomdurchmesser.
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)
Ist die Achse des Magnetfeldes gegen dieRotationsachse geneigt, so wird wegen der Wechselwirkung mit dem umgebenden Plasma Strahlung (Radiowellen,Röntgenstrahlung) in Richtung der Magnetpole mit dem typisch 100.000-fachen der gesamten Strahlungsleistung derSonne emittiert. Bei geeignetem Beobachter-Standort wird eineperiodische Strahlung beobachtet. Derartige Strahlungsquellen sind in der Astronomie als Pulsare oder Radiopulsare bekannt. Die dazu erforderliche Energie wird derRotationsenergie 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 Pulsarsionisierte 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 nahezu Lichtgeschwindigkeit rotiert, können sie ihr jedoch nicht mehr folgen und bleiben zurück. Dabei strahlen sie einen Teil ihrer kinetischen Energie alsRöntgen- undGammastrahlung in Richtung dieser Achse ab. Solche Objekte nennt manRöntgen-Pulsare.
Typische Systeme dieser Art sindRöntgendoppelsterne aus einem Stern, der gerade zu einemRoten Riesen expandiert, und einem Neutronenstern, wobei Material zum Neutronenstern strömt, eineAkkretionsscheibe um ihn herum bildet und schließlich auf seine Oberfläche stürzt. Dabei werden Röntgenleistungen abgestrahlt, die im Bereich des 10.000-fachen der Sonnenleistung liegen.
Eine besondere Klasse bilden Neutronensterne, die mit einer anfänglichenRotationsperiode unter 10 ms entstehen. In diesem Fall sorgt zusätzlich ein speziellerDynamoeffekt für eine Konversion der Energie vonKonvektionsströmungen im Sterninneren in magnetische Energie. Dabei kann die Flussdichte des Magnetfeldes innerhalb von wenigen Sekunden nach dem Kollaps auf Werte von über 1011Tesla steigen. Die zugehörige Energiedichte entspricht aufgrund derÄquivalenz von Masse und Energie einer Massendichte im Bereich von vielen kg/cm³. Derartige Objekte werden alsMagnetare 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.
Neben der Neutronenmaterie könnte im Zentrum eines Neutronensterns auch ein Kern aus einemQuark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde wirdQuarkstern genannt.
George Greenstein:Der gefrorene Stern – Pulsare, Schwarze Löcher und das Schicksal des Alls. dtv, 1988,ISBN 3-423-10868-1 (populärwissenschaftliche Darstellung des Themas, inkl. Entdeckungsgeschichte)
Joachim Herrmann:Das große Lexikon der Astronomie. Orbis, 2001,ISBN 3-572-01286-4
Sanft statt mit großem Knall. Auf:wissenschaft.de vom 10. Februar 2005. Neutronensterne könnten nicht nur aus Supernovae entstehen, sondern auch direkt aus Weißen Zwergen.
↑D. Meschede: Gerthsen Physik. 22. Auflage, 2004, S. 630.
↑Neutron stars. In: umd.edu. www.astro.umd.edu, abgerufen am 12. Januar 2017.
↑Der Wert3.7e17 kg/m3 ergibt sich aus der Masse2.68e30 kg und dem Sternradius 12 km; der Wert5.9e17 kg/m3 ergibt sich aus der Masse4.2e30 kg und dem Sternradius 11,9 km
↑P. Kaaret et al.:Evidence of 1122 Hz X-Ray Burst Oscillations from the Neutron Star X-Ray Transient XTE J1739-285. In:The Astrophysical Journal. 657:L97-L100, 2007 (englisch,iop.org [abgerufen am 18. Februar 2020]).
↑Werner Becker: X-Ray Emission from Pulsars and Neutron Stars, in: Werner Becker (Hrsg.): Neutron Stars and Pulsars, 2009, S. 95
↑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)
↑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 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.”
↑Walter Baade und Fritz Zwicky:Remarks on Supernovae and Cosmic Rays.Physical Review. Band 46, 1934, S. 76–77
↑Julius Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff:On massive neutron cores. In:Physical Review. Band 55, 1939, S. 374–381
↑Panel Reports: New Worlds, New Horizons in Astronomy and Astrophysics, 2011, S. 233
↑B. Knispel et al.: Pulsar Discovery by Global Volunteer Computing, in: Science 329, 5997, (2010) S. 1305
↑Roman Wyrzykowski: Parallel Processing and Applied Mathematics, Part I, 2010, S. 487
↑Ed van den Heuvel:Formation and evolution of neutron stars in binary systems, in: Altan Baykal, Sinan K. Yerli, Sitki C. Inam, Sergei Grebenev (Hrsg.):The Electromagnetic Spectrum of Neutron Stars, 2006, S. 197
↑Ed van den Heuvel:Compact stars and the evolution of binary systems, in: D J Saikia, Virginia Trimble (Hrsg.):Fluid Flows to Black Holes – A Tribute to S Chandrasekhar on His Birth Centenary, 2011, S. 68
↑John Antoniadis: Multi-Wavelength Studies of Pulsars and Their Companions, 2015, S. 4
↑Wolfgang Demtröder:Experimentalphysik 4 – Kern-, Teilchen- und Astrophysik. 3. Auflage. Springer-Verlag, Dordrecht Heidelberg London New York 2010,ISBN 978-3-642-01597-7, 11. Geburt, Leben und Tod von Sternen,Abschnitt 11.9.
↑Chris L. Fryer, Aimee Hungerford: Neutron Star Formation, in: Altan Baykal, Sinan K. Yerli, Sitki C. Inam, Sergei Grebenev (Hrsg.): The Electromagnetic Spectrum of Neutron Stars, 2006
↑He Gao et al.:Relation between gravitational mass and baryonic mass for non-rotating and rapidly rotating neutron stars, Frontiers of Physics, 15, 24603 (2020)DOI:10.1007/s11467-019-0945-9
↑D. A. Baiko, A. A. Kozhberov. Phonons in a magnetized Coulomb crystal of ions with polarizable electron background. Physics of Plasmas, 2017; 24 (11): 112704
↑S. Bonazzola, E. Gourgoulhon: Gravitational waves from neutron stars, in: Jean-Alain Marck, Jean-Pierre Lasota (Hrsg.): Relativistic Gravitation and Gravitational Radiation, 1997, S. 156
↑The LIGO Scientific Collaboration, The Virgo Collaboration: Results of the deepest all-sky survey for continuous gravitational waves on LIGO S6 data running on the Einstein@Home volunteer distributed computing project (2016)online
