mini|Gammastrahlung des Vela-Pulsars in Zeitlupe. Er wurde 1968 als Resultat einer Supernova erkannt. Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt, dessen wesentlicher und namensgebender Bestandteil Neutronen sind. Ein Neutronenstern stellt ein Endstadium in der Sternentwicklung eines massereichen Sterns dar.
Neutronensterne sind kugelförmige Körper mit typischen Radien 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 extrem kompakt. Ihre Dichte nimmt von etwa (1 Tonne pro Kubikzentimeter) an ihrer Kruste mit der Tiefe bis auf etwa bis zu, was etwa der dreifachen Dichte eines Atomkerns entspricht.D. Meschede: Gerthsen Physik. 22. Auflage, 2004, S. 630. Die mittlere Dichte eines Neutronensterns beträgt etwa 3,7 bis .Der Wert ergibt sich aus der Masse und dem Sternradius 12 km; der Wert ergibt sich aus der Masse und dem Sternradius 11,9 km Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohne Ereignishorizont. Typische Sterne dieser Art rotieren durch die Erhaltung des Drehimpulses sehr schnell und haben ein starkes Magnetfeld.
Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist der 2004 entdeckte PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Das bedeutet bei einem angenommenen Radius von 16 km, dass die Umfangsgeschwindigkeit an seinem Äquator etwas über 70.000 km/s beträgt, was fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Eine für den 1999 entdeckten Neutronenstern XTE J1739-285 angenommene noch höhere Rotationsfrequenz von 1122 Hz konnte in späteren Untersuchungen nicht bestätigt werden.
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.Werner Becker: X-Ray Emission from Pulsars and Neutron Stars, in: Werner Becker (Hrsg.): Neutron Stars and Pulsars, 2009, S. 95 mini|Größenvergleich eines stellaren Schwarzen Lochs, eines Neutronensterns (jeweils eine Sonnenmasse) und einer symbolischen Stadt auf einer quadratischen Fläche
Entdeckungsgeschichte Im Jahr 1932 entdeckte James Chadwick das NeutronJames Chadwick: On the possible existence of a neutron. In: Nature. Band 129, S. 312. (verfasst am 17. Februar 1932, veröffentlicht am 27. Februar 1932) als Elementarteilchen und erhielt dafür 1935 den Nobelpreis für Physik.
Bereits 1931, ein Jahr vor Chadwicks Entdeckung, hielt Lew Landau die Existenz von Neutronenkernen für möglich, d. h. von extrem dichten Kernregionen im Inneren herkömmlicher Sterne.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.” 1933 schlugen Walter Baade und Fritz 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 einer Supernova zu erklären.Walter Baade und Fritz Zwicky: Remarks on Supernovae and Cosmic Rays. Physical Review. Band 46, 1934, S. 76–77 Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns und gaben die maximale Masse mit 0,7 M☉ anJulius Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff: On massive neutron cores. In: Physical Review. Band 55, 1939, S. 374–381 (siehe auch Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze).
1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell, Antony Hewish und Martin Ryle Radioimpulse von einem Pulsar, 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 beobachteten Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und Harvey Tananbaum Impulse 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.
Im frühen 21. Jahrhundert waren fast 2000 Neutronensterne entdeckt, wovon wegen ungünstiger physikalischer Bedingungen nur ein Bruchteil detaillierte Untersuchungen erlaubt.Panel Reports: New Worlds, New Horizons in Astronomy and Astrophysics, 2011, S. 233 Für den fortlaufenden Nachweis weiterer dieser Sterne werden aufwendige Berechnungen mit Daten angestellt, die mit Anlagen wie dem Radioteleskop Effelsberg, dem Arecibo-Observatorium oder dem Parkes-Observatorium gewonnen wurden.B. Knispel et al.: Pulsar Discovery by Global Volunteer Computing, in: Science 329, 5997, (2010) S. 1305 Um die dazu notwendigen Hough-Transformationen mit Rechenleistungen ähnlich Supercomputern zu lösen, werden nicht nur große CPU-GPU-Cluster eingesetzt, sondern im Rahmen von Einstein@home auch verteilte Systeme.Roman Wyrzykowski: Parallel Processing and Applied Mathematics, Part I, 2010, S. 487
Entstehung Neutronensterne entstehen aus massereichen Sternen der Hauptreihe am Ende ihrer Entwicklung. Zwei Wege der Entwicklung zum Neutronenstern werden unterschieden.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
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 das Kohlenstoffbrennen entsteht ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern. Ein Vorgang der Entartung schließt sich an. Infolge Überschreitens der Roche-Grenze kommt es durch Wind Roche-Lobe Overflow zu Masseverlust. Nach Annäherung an die Chandrasekhar-Grenze kollabiert er zum Neutronenstern. Dieser bewegt sich mit ähnlicher Geschwindigkeit wie der ursprüngliche Stern durch den Raum. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Teil eines wechselwirkenden Doppelsterns waren, während Einzelsterne dieser Masse sich zum AGB-Stern entwickeln, dann weiter Masse verlieren und so zum Weißen Zwerg werden.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 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 das Sauerstoffbrennen und das Siliciumbrennen, sodass ein Eisen-Kern entsteht. Sobald dieser eine kritische Masse überschreitet, kollabiert er zum Neutronenstern. Ein auf diesem Weg entstandener Neutronenstern bewegt sich wesentlich schneller durch den Raum als der ursprüngliche Stern und kann erreichen. Die Ursache wird in den enormen Bewegungen der Konvektion 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 eine Kernkollaps-Supernova der Neutronenstern entsteht. Liegt die Masse darüber, entsteht stattdessen 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, 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 hohen Bindungsenergie pro Nukleon des Eisens Energie aufgewendet werden müsste, anstatt freigesetzt zu werden. Ohne diese Energiegewinnung nimmt der Strahlungsdruck im Inneren des Sterns ab, der der Gravitation 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 eine Photodesintegration der Eisen-Atomkerne in Neutronen und Protonen hervor sowie den Elektroneneinfang der Elektronen von den Protonen, sodass Neutronen und Elektron-Neutrinos entstehen.John Antoniadis: Multi-Wavelength Studies of Pulsars and Their Companions, 2015, S. 4 Da die Umwandlung der Protonen und Elektronen in Neutronen endotherm ist, wird diese Energie letztlich aus der Gravitation beim Kollaps gespeist.
Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genannten Entartungsdruck aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. Die Fermi-Temperatur der Neutronen beträgt dabei ca. 1012 Kelvin. Bei dem Kollaps des Sterns werden etwa 10 Prozent seiner Gravitationsenergie freigesetzt, und zwar im Wesentlichen durch die Emission von Neutrinos. Im Kern des Sterns entstehen Neutrinos in durch diese Vorgänge bedingter großer Zahl und stellen ein heißes Fermigas dar. Diese Neutrinos entfalten nun kinetische 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, durch Entropie getriebener Konvektion.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 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 die thermische Energie in elektromagnetische Wellen umgewandelt, die innerhalb weniger Minuten explosiv freigesetzt wird und die Kernkollaps-Supernova weithin sichtbar macht. Durch diese Supernova werden zudem per Nukleosynthese schwerere Elemente als Eisen gebildet.