In der Astrophysik werden die Sterne, bei denen die Materiedichte sehr viel höher ist als bei gewöhnlichen Sternen, als kompakte Objekte bezeichnet.
Autor: Tilman Kaiser
Einführung
Drei Typen von kompakten Objekten sind bekannt. In der Reihenfolge aufsteigender Dichte sind dies Weisse Zwerge (White Dwarfs), Neutronensterne (Neutron Stars), und Schwarze Löcher (Black Holes). Beobachtungen mit dem Röntgenteleskop Chandra geben Hinweise darauf, dass es zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern noch die Möglichkeit zur Ausbildung von Quarksternen (Quark Stars) gibt.
Kompakte Objekte besitzen zum einen eine sehr hohe Dichte und zum anderen sind sie durch die Tatsache charakterisiert, dass keine nuklearen Reaktionen mehr in ihrem Inneren stattfinden können. Aus diesem Grund können sie im Unterschied zu gewöhnlichen Sternen der Gravitation nicht mehr mit dem Druck des thermischen Gases widerstehen. In den Weissen Zwergen bzw. Neutronensternen wird der Gravitation der Druck eines entarteten Elektronen- bzw. Neutronengases entgegengesetzt. Ein solches „Gas“ besteht aus Elektronen bzw. Neutronen, die auf ihr niedrigstes Energieniveau zusammengepresst wurden. Durch die daraus resultierende hohe Bewegungsenergie wird der sogenannte „Entartungsdruck“ erzeugt. Da die Quantenmechanik im deutschsprachigen Raum in den zwanziger Jahren entwickelt wurde, hat sich der Begriff „Entartung“ noch vor seiner negativen Besetzung durch den Nationalsozialismus in der Sprache der Physik eingebürgert. Im Englischen wird in der Physik von einem „degenerate state“ gesprochen, was die Eselsbrücke, degenerierter Zustand – Zustand auf niedrigstem Niveau, erlaubt. Der Radius eines entarteten Sterns ist umgekehrt proportional zur Kubikwurzel seiner Masse. Das bedeutet, dass der Radius im Gegensatz zu normalen Sternen mit wachsender Masse abnimmt.
Das Entscheidungskriterium für die Entwicklung eines Sterns in seiner Endphase, in der der nukleare Brennstoff verbraucht ist, ist seine in diesem Endstadium nach eventuellen Supernova-Explosionen oder harmloseren Prozessen übrig gebliebene Masse. Liegt sie unterhalb der Chandrasekhar-Grenzmasse von ca. 1,4 Sonnenmassen, so wird der Stern zu einem weissen Zwerg. Diese Masse ging erstmals 1930 aus analytischen Berechnungen der Eigenschaften eines entarteten Elektronengases aus Quantenmechanik und spezieller Relativitätsstheorie durch den Inder Chandrasekhar 1930 hervor. Die 1934 von ihm für zehn repräsentative Weisse Zwerge durchgeführten numerische Berechnungen an einer „Braunschweiger“-Rechenmaschine im Cambridger Institut von Arthur Eddington bestätigten diese Massengrenze. Liegt die Masse zwischen der Chandrasekhar-Masse und der Oppenheimer-Volkov-Masse, so wird ein Neutronenstern entstehen. Eine solche Massenobergrenze für Neutronensterne ergab sich erstmals in Form eines Massenbereichs aus Berechnungen von weichen bzw. harten Kernkraft-Modellen bei Iteration der allgemein-relativistischen Gleichung des hydrostatischen Gleichgewichts zwischen Gravitationsdruck und Neutronengasdruck. Diese Berechnungen wurden erstmals 1939 in den USA analytisch und numerisch unter Zuhilfenahme einer Marchant-Rechenmaschine von Oppenheimer, Volkov und Tolman durchgeführt. Die Massenobergrenze für Neutronensterne liegt zwischen ca. 1,5 und 3 Sonnenmassen.
Sollten Quarksterne nicht existieren, so gibt es bei Überschreitung der Oppenheimer-Volkov-Masse keinen stabilen Zustand mehr, in dem die Gravitation durch einen Gegendruck kompensiert werden kann und es entsteht ein Schwarzes Loch.
Literatur:
- H. Voigt: „Abriss der Astronomie“, Universitätssternwarte Göttingen, 1991
- Karttunnen, Kröger, Oja, Poutanen, Donner: „Fundamental Astronomy“, Helsinki, 1996
- Kip S. Thorne: „Black Holes & Time Warps. Einstein’s Outrageous Legacy“ In: „The Common Wealth Fund Book Programme“ hrsg.:Lewis Thomas, Bd. 9, 1993
