Wenn ein Stern das Ende seiner Entwicklung erreicht und als Supernova explodiert, wird der Stern nur zu einem Weissen Zwerg kollabieren, wenn seine Masse unterhalb der Chandrasekhar-Masse liegt.
Autor: Tilman Kaiser
Liegt seine Masse zwischen dieser Grenze und unterhalb der Oppenheimer-Volkov Grenzmasse, so entsteht ein Neutronenstern. Schon bald nach der Entdeckung des Neutrons Anfang 1932 durch James Chadwick im kernphysikalischen Labor der berühmten Rutherfordschen Arbeitsgruppe in Cambridge wurde die Möglichkeit eines Himmelobjekts bestehend aus eng gepackten Neutronen von Zwicky und Baade in den USA in Erwägung gezogen. Die beiden Astronomen berichten hierüber Ende 1933 in einem Vortrag zur Erklärung von Supernovae-Explosionen an der Stanford University. Auch der russische theoretische Physiker Lew Landau legte 1937 eine Theorie über „Neutronenkern“-Gebilde im Kosmos vor, was ihn aber nicht vor einem Jahr Haft wegen „antisowjetischer Tätigkeit“ in einem stalinistischen Gefängnis bewahrte.
Ein wichtiger Prozess in der Endstufe der Entwicklung von Sternen ist der sogenannte URCA-Prozess, der auch erklärt wie die Neutronen in Neutronensternen entstehen. Vereinfacht gesagt, werden die negativ geladenen Elektronen durch die enormen Gravitationskräfte auf die positiven Protonen gedrückt, so daß sich in den Atomkernen die neutralen Neutronen auf Kosten von den Protonen unter Aussendung von den fast masselosen Elektron-Neutrinos anreichern. Der umgekehrte Prozess, findet aufgrund eines quantenmechanischen Prinzips nicht statt, so dass die Bildung von Neutronen überwiegt. Dieser Prozess wurde 1940 von Schönberg und Gamow auf einer Konferenz in Rio de Janeiro vorgeschlagen und bekam den Namen eines ansässigen Kasinos, in dem Geld durch von aussen nicht nachvollziehbare Prozesse verschwand – diese Assoziation kam vielleicht durch die enorme nicht messbare Neutrinoemission, die bei diesem Prozess stattfinden muss, zustande. Bei Dichten von ca. 100 Millionen Tonnen pro ccm löst sich der Kernverbund aus Protonen und Neutronen ganz auf und die Materie besteht aus einem „Neutronen-Brei“, der mit ca. 0,5 % an Protonen und Elektronen vermischt ist. Im Zentrum eines Neutronensterns werden die sogenannten Hyperonen vermutet. Das sind Teilchen, die noch schwerer als die Proton- oder Neutron-Kernteilchen sind und im freien Zustand sofort in diese Nukleonen (Kernteilchen) zerfallen.
Der typische Durchmesser eines Neutronensterns beträgt 10 km. Die Atmossphäre über seiner noch metallischen Oberfläche ist nur wenige cm dick. Der erste Neutronenstern wurde 1967 in Form eines Pulsars entdeckt, als die Englischen Radioastronomen Anthony Hewish und Jocelyn Bell in Cambridge, scharfe, regelmässige Radiopulse vom Himmel einfingen. Diese Pulse können durch die Rotation und das Magnetfeld der Neutronensterne erklärt werden, wenn die Magnetfeldachse gegenüber der Rotationsachse um 45-90° gekippt ist. Dadurch überstreicht die Magnetfeldachse einen Kegel. Elektrisch geladene Teilchen werden spiralförmig um diese Achse bewegt, wobei sie ab einer gewissen Entfernung vom Stern relativistische Geschwindigkeiten erhalten. Entlang ihrer Bewegungsrichtung werden Elektronen Synchrotronstrahlung über einen großen Wellenlängenbereich aussenden. Die Strahlung macht sich analog zum Lichtstrahl eines Leuchturms durch eine periodische Wiederkehr bei einem Beobachter bemerkbar. Durch die Abstrahlung von Energie durch elektromagnetische Strahlung wird die Rotation des Neutronensterns abgebremst, was sich durch einen Vergrößerung der Pulsperiode bemerkbar macht.
In den 1970s wurden auch erstmals im Röntgenbereich strahlende Neutronensterne entdeckt, wie schon in der „Kurzen Geschichte der Röntgenastronomie“ (siehe Newsletter Sommer 2002) erwähnt wurde. Hierbei handelt es sich oft um binäre Systeme, bei denen von einem aufgeblähten Riesenstern Materie auf einen Neutronenstern meist über dessen magnetische Polkappen akkretiert wird, wobei Röntgenstrahlung entsteht.
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
