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Astrophysik : Neutronenstern mit Übergewicht

  • -Aktualisiert am

Ein Neutronenstern (im Zentrum) rotiert und strahlt Bild: AFP

Jenseits einer kritischen Masse kollabieren Sterne im Endstadium ihrer Entwicklung zu Neutronensternen. Doch die herkömmlichen Modelle für diesen Prozess treffen bei Objekten mit extrem großen Massen nicht zu. Jetzt sind die Theoretiker gefragt.

          3 Min.

          Das Endstadium im Leben eines massereichen Sterns ist nicht nur für die Astronomen interessant, sondern auch für die Teilchenphysiker. Denn wenn ein solcher Stern unter seiner eigenen Anziehungskraft in sich zusammenstürzt, wird die Materie im Innern stärker verdichtet als in einem Atomkern. Derartige Verhältnisse können in irdischen Laboratorien nicht erzeugt werden. Für eine korrekte Beschreibung der extremen Dichtezustände in sterbenden Sternen müssen die theoretischen Ansätze an der Realität getestet werden. Dabei hilft jetzt die Entdeckung eines besonders massereichen Neutronensterns.

          Wenn der nutzbare Kernbrennstoff eines Sternes aufgezehrt ist, gerät das zuvor sorgsam austarierte Gleichgewicht zwischen der nach innen gerichteten Schwerkraft und dem nach außen wirkenden Gas- und Strahlungsdruck aus den Fugen - der sterbende Stern muss neuen Halt finden. Wie das geschieht, hängt von seiner Masse ab. Die Astronomen unterscheiden drei mögliche Endstadien der Sternentwicklung.

          Für nicht allzu massereiche Sterne übernehmen die aus dem Atomverbund herausgequetschten Elektronen die Stabilisierung. Sie bilden ein sogenanntes entartetes Elektronengas, in dem die nackten Atomkerne viel dichter zusammenrücken können als bei normaler Materie. Entsprechend ist der Sternrest, der von den Astronomen als Weißer Zwerg bezeichnet wird, trotz seiner Masse, die allerdings rund 1,4 Sonnenmassen nicht übersteigen kann, nur wenig größer als die Erde.

          Aufgelöste Neutronen

          Jenseits der als Chandrasekhar-Grenze bezeichneten Masse von etwa 1,4 Sonnenmassen können auch die entarteten Elektronen dem Druck nicht mehr standhalten. Sie werden unter der Last des weiter schrumpfenden Sternrestes in die Protonen der Atomkerne hineingequetscht und verbinden sich mit diesen zu Neutronen. So entsteht ein Objekt, das vorwiegend aus diesen elektrisch neutralen Elementarteilchen zusammengesetzt ist: ein Neutronenstern. Da die Neutronen keine gegenseitige elektrische Abstoßung erfahren, können sie noch enger zusammenrücken, bis auch sie einen entarteten Zustand erreichen und den weiteren Kollaps schlagartig stoppen. Entsprechend sind Neutronensterne nur etwa 20 bis 30 Kilometer groß, obwohl sie meist deutlich mehr als 1,5 Sonnenmassen in sich vereinen. Die mittlere Materiedichte im inneren Bereich eines Neutronensterns kann deshalb bis zu zehnmal so hoch sein wie in einem gewöhnlichen Atomkern, dessen Bausteine (Protonen und Neutronen) aus jeweils drei Quarks zusammengesetzt sind.

          Entsprechend wurde vermutet, dass die Neutronen im Innern eines Neutronensterns ihrerseits "aufgelöst" werden, so dass die nun freien Quarks und ihre Austauschteilchen, die Gluonen, noch enger aneinanderrücken können und

          ein Quark-Gluonen-Plasma entsteht. Es könnten sich daraus aber auch exotische Partikeln - sogenannte Hyperonen oder gar Kaonen als Kondensat - bilden. Für solche Modelle sagen die Zustandsgleichungen ebenso wie für das Quark-Gluonen-Plasma Obergrenzen für die mögliche Dichte und damit die Masse des Neutronensterns voraus, jenseits derer ein solches Objekt zu einem Schwarzen Loch kollabieren sollte.

          Im Sternbild Skorpion

          Amerikanischen und niederländischen Astronomen ist es nun gelungen, die Masse eines Neutronensterns in einem Doppelsternsystem besonders präzise zu bestimmen. Dabei nutzten sie einen relativistischen Effekt, der bereits 1964 von Irwin Shapiro entdeckt worden war. Er besagt, dass Strahlung im Schwerefeld eines anderen Sterns eine Verzögerung erfährt, die von dessen Masse und dem Abstand zwischen dem Strahlungskegel und diesem Stern abhängt.

          Der erst vor einigen Jahren aufgespürte Pulsar J1614-2230 - ein pulsierender Neutronenstern - im Sternbild Skorpion bietet für die Untersuchung ideale Voraussetzungen. Es ist ein sogenannter Millisekunden-Pulsar, der alle 8,7 Tage von einem Weißen Zwerg umrundet wird, wobei wir nahezu auf die Kante der Bahnebene blicken. Dadurch gerät der Pulsar bei jedem Umlauf einmal fast genau hinter den Weißen Zwerg, und dann werden seine mit einer Frequenz von 317 Hertz eintreffenden Pulsarsignale geringfügig verzögert.

          Weil die Umlaufzeit eines Doppelsternsystems von der Gesamtmasse und dem gegenseitigen Abstand der beiden Himmelskörper abhängt und der Abstand aus der Umlaufgeschwindigkeit und der Umlaufzeit bestimmt werden kann, ist die Gesamtmasse des Systems aus den himmelsmechanischen Bahndaten exakt zu berechnen. Zieht man davon die aus dem Shapiro-Effekt ableitbare Masse des Weißen Zwerges ab, bleiben für den Neutronenstern 1,97 Sonnenmassen übrig.

          Eine derart große Neutronenstern-Masse, so schreiben die Autoren in der jüngsten Ausgabe der Zeitschrift "Nature" (Bd. 467, S. 1081), schließt nicht nur alle Neutronensternmodelle mit exotischen Teilchen im Zentralbereich aus. Sie setzt auch enge Grenzen für die Verhältnisse in einem möglichen kondensierten Quark-Gluonen-Plasma. Falls dieser extreme Materiezustand überhaupt im Zentralbereich eines Neutronensterns vorkommt, wären die Quarks auch dort nicht wirklich frei, sondern müssten ähnlich stark miteinander wechselwirken wie in normaler Materie.

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