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Das Innenleben der Neutronensterne


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 10/2019 vom 13.09.2019

Neutronensterne enthalten die dichteste Materie, die wir im Universum kennen. Aber in welcher Form liegt sie genau vor? Wie verändert sie sich mit zunehmender Dichte tief im Inneren des kompakten Überrests? Astronomen und Teilchenphysiker rücken nun der geheimnisvollen Neutronensternmaterie gemeinsam auf den Pelz.


WELT DER WISSENSCHAFT: ASTROPHYSIK

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 10/2019

Ein Ort der Extreme: Nach dem Tod massereicher Sterne bleiben häufig Neutronensterne zurück. Sie haben eine dünne kristallartige Kruste und bestehen im Inneren im Wesentlichen aus Neutronen, die eine Superflüssigkeit bilden. Unklar ist, ob sich tief im Inneren ...

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... exotische Materie befindet. Teilchenphysiker ziehen freie Quarks und seltsame Materie in Erwägung.


IN KÜRZE

■ Sterne, die schwerer sind als acht Sonnenmassen, kollabieren in Supernovae zu kompakten Endzuständen: Neutronensterne oder Schwarze Löcher.

■ Die Gravitation quetscht die Materie extrem zusammen. Die nur etwa 20 Kilometer durchmessenden Neutronensterne bergen in ihrem Inneren die dichtesten bekannten Materieformen.

■ Welche sind das genau, wie gehen sie ineinander über, und wie beschreibt man sie physikalisch?

Wenn ein Stern mit mehr als acht Sonnenmassen stirbt, wird er, nach den Worten des Astrophysikers Zaven Arzoumanian, »das bizarrste Objekt, von dem die meisten Menschen noch nie gehört haben« – ein stadtgroßer Körper von unwahrscheinlicher Dichte, bekannt als Neutronenstern. Ein Stück Neutronenstern von der Größe eines Tischtennisballs würde mehr als eine Milliarde Tonnen wiegen. Unterhalb der Oberfläche des Sterns »verschmelzen« infolge des Drucks der Schwerkraft Protonen und Elektronen im inversen Betazerfall zu Neutronen. Soweit wir wissen, bestehen Neutronensterne zum größten Teil daraus – daher der Name. Vielleicht sind diese Sternüberreste weitaus komplexer. Astronomen haben noch nie einen Neutronenstern aus nächster Nähe gesehen, und kein irdisches Labor ist in der Lage, einen Neutronenstern herzustellen, so dass die innere Struktur dieser Objekte eines der größten kosmischen Geheimnisse ist. »Es ist die Form von Materie mit der höchsten stabilen Dichte, welche die Natur zulässt, in einer Konfiguration, die wir nicht verstehen.«, sagt Arzoumanian, der im Goddard Space Flight Center der NASA arbeitet. Neutronensterne bestehen aus den dichtesten, gerade noch stabilen Materieformen, die wir kennen: Kommt nur ein bisschen mehr Masse dazu, stürzen sie zu Schwarzen Löchern zusammen. Dann verschwindet jedoch die Materie selbst, weil sie in rein gekrümmte Raumzeit übergeht. »Was an dieser Schwelle vor sich geht«, meint Arzoumanian, »versuchen wir zu erforschen.«

Es gibt mehrere konkurrierende Theorien darüber, was an dieser Grenze passiert. Einige Ideen deuten darauf hin, dass das Innere der Neutronensterne vollständig aus normalen Neutronen und vielleicht hier und da einigen Protonen besteht. Nach einer anderen Theorie lösen sich die Neutronen in den kompakten Sternüberresten weiter in ihre Bestandteile auf.

Das sind Quarks und Gluonen, die sich frei in einer Art Plasma bewegen können. Und es ist möglich, dass das Innere dieser Sterne aus noch exotischerer Materie besteht, zum Beispiel aus Hyperonen. Diese Teilchen sind im wörtlichen Sinn »seltsam «, weil sie sich nicht nur aus normalen Up- und Down-Quarks, sondern auch aus Strange-Quarks zusammensetzen (engl. »strange« für: seltsam).

Leider lassen sich Neutronensterne nicht einfach aufschneiden, um festzustellen, welche dieser Theorien die richtige ist. Aber die Wissenschaftler machen Fortschritte. Ein großer Durchbruch gelang im August 2017, als Laserinterferometer Gravitationswellen sowie astronomische Teleskope die Leuchterscheinungen einer Kollision zweier Neutronensterne nachweisen konnten (siehe SuW 12/2017, S. 24). Die Gravitationswellen enthielten Informationen über die Massen und Größen der Sterne kurz vor dem Crash, mit denen Wissenschaftler die Eigenschaften und möglichen Zusammensetzungen von Neutronensternen neu einschränken konnten.

Hinweise kommen auch aus dem Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER), einem Experiment, das im Juni 2017 auf der Internationalen Raumstation ISS begann. NICER dient der Beobachtung von Pulsaren, also schnell rotierenden Neutronensternen mit starken Magnetfeldern. Sie erzeugen gerichtet elektromagnetische Strahlung, die – immer wenn sie auf die Erde trifft – das Blinken des Pulsars erzeugt. Das kann bis zu 700 Mal pro Sekunde geschehen. Durch diese und andere Experimente können die Forscher Neutronensterne immer besser verstehen und die grundlegenden Grenzen von Materie und Gravitation ausloten.

Superflüssige Meere

Neutronensterne werden in den als Supernovae bekannten katastrophalen Sternexplosionen geschmiedet, die entstehen, wenn den Sternen der Treibstoff ausgeht und sie im inneren Kern keinen Gas- und Strahlungsdruck mehr erzeugen (siehe SuW 3/2011, S. 30 und SuW 4/2011, S. 44).

Plötzlich hat die Schwerkraft keine Widersacher mehr, und sie schlägt wie ein Kolben auf den Stern ein. Die daraufhin auslaufende Stoßwelle bläst die äußeren Schichten weg. Der Sternkern besteht vornehmlich aus Eisen und kollabiert. Die Schwerkraft ist so stark, dass sie die Atome buchstäblich zerquetscht und die Elektronen in die Atomkerne drückt, bis sie mit Protonen zu Neutronen verschmelzen.

»Das Eisen wird in jede Richtung um den Faktor 100 000 komprimiert«, sagt Mark Alford, Physiker an der Washington University in St. Louis. »Das Atom ist nicht mehr ein zehntel Nanometer groß, sondern nur ein paar Femtometer breit.« (Ein Femtometer entspricht 10 –15 Meter.) Das ist wie eine Schrumpfung der Erde auf die Größe eines einzigen Stadtteils.

Wenn der Stern mit dem Zusammenbruch fertig ist, enthält er etwa zwanzig Neutronen pro Proton. Er verhält sich ähnlich wie ein einzelner riesiger Atomkern, vergleicht James Lattimer, ein Astronom an der Stony Brook University – mit einem wichtigen Unterschied: »Ein Atomkern wird durch nukleare Wechselwirkungen zusammengehalten.«, erklärt Lattimer. »Im Gegensatz dazu wird ein Neutronenstern durch die Schwerkraft zusammengehalten.

«

Die Astronomen Walter Baade und Fritz Zwicky schlugen 1934 vor, dass Neutronensterne nach einer Supernova übrig bleiben könnten. Sie prägten auch den Begriff Supernova für die sehr hellen Explosionen am Himmel. Erst zwei Jahre zuvor hatte der britische Physiker James Chadwick das Neutron entdeckt. Zunächst waren einige Wissenschaftler skeptisch, dass es solche extremen Objekte geben könnte. Erst die Entdeckung eines Pulsars durch Jocelyn Bell Burnell und ihre Kollegen im Jahr 1967 sorgte dafür, dass die Idee breite Akzeptanz fand. Denn im darauf folgenden Jahr wurden Pulsare als schnell rotierende Neutronensterne entlarvt.

Physiker vermuten, dass die Massen von Neutronensternen in etwa zwischen dem Ein- bis Zweieinhalbfachen der Sonnenmasse variieren können und dass sie wahrscheinlich aus mindestens drei Schichten bestehen (siehe Kasten S. 30). Die äußere Schicht ist eine gasförmige »Atmosphäre« aus Wasserstoff und Helium von wenigen Zentimetern bis Metern Dicke. Sie schwebt auf einer kilometerdicken äußeren »Kruste « aus Atomkernen, die in einer Kristall- struktur angeordnet sind, mit Elektronen und Neutronen dazwischen. Die dritte, innere Schicht, die den Hauptteil des Sterns ausmacht, ist rätselhaft. Hier werden die Kerne so sehr zusammengedrückt, wie es die Gesetze der Kernphysik zulassen, ohne Trennung zwischen ihnen. Je tiefer man nach innen zum Kern des Neutronensterns vordringt, umso mehr Neutronen sind in jedem Atomkern enthalten. Irgendwann können die Kerne keine Neutronen mehr an sich binden, also »überlappen« sie: Jetzt gibt es keine Atomkerne mehr, sondern nur noch Nukleonen – also Neutronen oder Protonen. Schließlich können diese im tiefen Innersten des Sterns ebenfalls zusammenbrechen. »Wir befinden uns im hypothetischen Bereich, in dem wir nicht wissen, was bei diesen wahnsinnigen Drücken und Dichten passiert«, so Alford. »Wir vermuten, dass die Neutronen tatsächlich zusammengequetscht werden. Sie überschneiden sich dann so sehr, dass man nicht mehr wirklich davon sprechen kann, dass sie eine Neutronenflüssigkeit bilden, sondern vielmehr eine Flüssigkeit aus Quarks.«

Wie dieses Fluid im Detail aussieht, ist eine offene Frage. Eine Möglichkeit ist, dass die Quarks eine »Superflüssigkeit« bilden, die keine Zähigkeit oder Viskosität mehr aufweist. Das hat zur Folge, dass diese – einmal in Bewegung gesetzt – theoretisch nie aufhört, sich zu bewegen. Dieser bizarre Aggregatzustand ist möglich, weil Quarks eine Affinität zu anderen Quarks haben. Wenn sie nah genug aneinander geschoben werden, können sie gebundene »Paare« bilden. Diese Quarkpaare ähneln den Cooper-Paaren aus zwei Elektronen in der Supraleitung. So heißt das Phänomen, dass bei tiefen Temperaturen in bestimmten Materialien der elektrische Widerstand verschwindet.

Supernova-Überrest Kassiopeia A

Kassiopeia A (Cas A) ist der Überrest einer Sternexplosion vom Typ IIb, die sich in der Milchstraße in rund 11 000 Lichtjahren Entfernung ereignete. Sie hätte vor gut 300 Jahren auf der Erde beobachtet werden können – wäre sie nicht durch Staub verborgen gewesen. Die Explosionsfront breitet sich seither quasi kugelförmig im interstellaren Raum aus. Im Zentrum von Cas A befindet sich ein Neutronenstern (Pfeil), der eine »Superflüssigkeit« enthalten könnte. Diese Kompositaufnahme des NASA-Röntgenteleskops Chandra wurde bei unterschiedlichen Frequenzen von Röntgenstrahlen gemacht. Dabei stehen die Farben für chemische Elemente, die in der Supernova entstanden: Silizium (rot), Schwefel (gelb), Kalzium (grün) und Eisen (violett). Natürlich enthält Cas A noch weitere chemische Elemente wie Wasserstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Phosphor.

Ein Quark ist ein Fermion, das heißt, ein Teilchen mit halbzahligem Spin. Wenn sich zwei Quarks paaren, wirken sie zusammen wie ein einziges Boson – ein Teilchen mit ganzzahligem Spin oder Spin null. Nach der »Paarung« gehorcht das Teilchen neuen Regeln der Quantenphysik. Fermionen sind an das Pauli-Ausschlussprinzip gebunden, das besagt, dass keine zwei identischen Fermionen den gleichen Zustand besetzen können; Bosonen – Teilchen mit ganzzahligem Spin – unterliegen dieser Einschränkung nicht. Als sie einzelne Fermionen waren, waren die Quarks gezwungen, Zustände immer höherer Energien einzunehmen, um sich in den überfüllten Neutronensternen »übereinanderzustapeln«. Als Bosonen können sie jedoch alle im niedrigstmöglichen Energiezustand bleiben – dem bevorzugten Zustand eines jeden Teilchens – und trotzdem zusammenhalten. Dabei bilden die Quarkpaare eine Superflüssigkeit. In Analogie zur Supraleitung sprechen Physiker von Farbsupraleitung, weil Quarks eine Farbladung tragen.

Außerhalb des dichtesten Teils des Sternkerns, in dem Neutronen wahrscheinlich intakt sind, können sich Neutronen auch zu einer Superflüssigkeit zusammenschließen. Tatsächlich sind sich Wissenschaftler ziemlich sicher, dass Neutronen in der Kruste des Sterns dies tun. Die Beweise stammen aus Beobachtungen von »Glitches« in Pulsaren. Damit sind Periodensprünge gemeint, also kurze Episoden, in denen sich ein rotierender Neutronenstern schneller dreht. Theoretiker vermuten, dass diese Störungen auftreten, wenn die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns als Ganzes nicht mit der Rotation der Superflüssigkeit innerhalb seiner Kruste zusammenpasst. Insgesamt verlangsamt sich die Rotation des Sterns mit der Zeit; die der Superflüssigkeit, die ja reibungslos fließt, hingegen nicht. Wenn die Differenz zwischen diesen Geschwindigkeiten zu groß wird, überträgt das Superfluid den Drehimpuls auf die Kruste. »Es ist wie ein Erdbeben.«, erklärt Lattimer. »Du bekommst einen Schluckauf und einen Energieschub; die Drehfrequenz steigt für kurze Zeit an und sinkt danach rasch wieder.«

Im Jahr 2011 schlugen Lattimer und seine Kollegen vor, dass es auch im Kern eines Neutronensterns Hinweise auf eine Superflüssigkeit geben könnte. Er gesteht jedoch ein, dass dies noch offen ist. Um diese Beweise zu finden, studierte Lattimers Team unter der Leitung von Dany Page von der National Autonomous University of Mexico 15 Jahre lang Röntgenbeobachtungen von Kassiopeia A (Cas A), dem Überrest einer Supernova, die erstmals im 17. Jahrhundert auf der Erde sichtbar wurde (siehe Bild oben). Die Wissenschaftler fanden heraus, dass der Pulsar im Zentrum des Nebels schneller abkühlt, als es die traditionelle Theorie vermuten lässt. Eine Erklärung dafür ist, dass sich viele der Neutronen im Inneren des Sterns zu einer Superflüssigkeit vereinigen. Diese Paare brechen auf, formieren sich neu und senden dabei Neutrinos aus. Das führt dazu, dass der Neutronenstern Energie verliert und abkühlen kann. »Das ist etwas, von dem wir nie gedacht hätten, dass wir es sehen würden«, staunt Lattimer. »Aber siehe da, es gibt diesen einen Stern im richtigen Alter, bei dem wir genau das beobachten können. Der endgültige Beweis wird in etwa 50 Jahren kommen, wenn der Stern langsamer abkühlen sollte. Denn sobald das Superfluid vorhanden ist, kann keine zusätzliche Energie mehr verloren gehen.«

Blick in den Neutronenstern

Die extreme Materie im Inneren der Neutronensterne birgt noch Rätsel. Von außen nach innen nimmt die Dichte extrem zu. An der Oberfläche weisen die kompakten Sternüberreste eine dünne Gashülle aus Wasserstoff und Helium auf. Nach innen schließt sich dann eine Festkörperkruste an, in der schwere Atomkerne und frei bewegliche Elektronen existieren. Der äußere Kern besteht aus Neutronen, die sich beim Zusammenquetschen durch die Gravitation im inversen Betazerfall bilden. Unklar ist, ob im inneren Kern die Neutronen in Quarkpaare oder sogar seltsame Materie verwandelt werden. Im Herzen des Neutronensterns wird vermutlich die Kernmateriedichte von 2,5 M 1017 Kilogramm pro Kubikmeter überschritten.

Verrückte Quarks

Superflüssigkeiten sind nur eine der exotischen Materieformen, deren Geheimnis Neutronensterne im Inneren verbergen. Es ist auch möglich, dass dort seltene Strange-Quarks vorkommen.

Quarks gibt es in sechs Arten oder »Geschmacksrichtungen« (Flavours): Up, Down, Charm, Strange, Top und Bottom. Nur die leichtesten beiden, Up und Down, sind in gewöhnlichen Atomen als Bestandteile von Protonen und Neutronen zu finden. Quarks der übrigen Flavours sind so massereich und instabil, dass sie in der Regel nur als kurzlebiger Zwischenzustand in energiereichen Kollisionen an Teilchenbeschleunigern wie dem Large Hadron Collider (LHC) am CERN bei Genf auftreten. Aber im extrem dichten Inneren von Neutronensternen können sich die Up- und Down-Quarks als Bestandteil von Neutronen manchmal in Strange-Quarks verwandeln. (Die anderen Flavours Charme, Top und Bottom sind so massereich, dass sie sich wahrscheinlich nicht einmal dort bilden würden.) Wenn Strange-Quarks auftauchen und an andere Quarks gebunden bleiben, würden sie »mutierte« Neutronen, nämlich die Hyperonen, bilden. Es ist auch möglich, dass diese Quarks sich nicht zu Teilchen formieren, sondern wie in einer Art Quarksuppe frei herumschwimmen, dem Quark-Gluon-Plasma.

Jede dieser Möglichkeiten sollte die Größe der Neutronensterne messbar verändern. Intakte Neutronen im Inneren des Sternkerns würden nach Arzoumanians Worten »wie Murmeln wirken und einen harten, festen Kern bilden«. Der feste Sternkern würde auf die äußeren Schichten drücken und die Größe des gesamten Sterns erhöhen. Andererseits, wenn sich die Neutronen in einem Eintopf aus Quarks und Gluonen auflösen würden, würden sie einen »weicheren« und kleineren Stern ergeben, sagt er. Arzoumanian ist als wissenschaftlicher Leiter am NICERExperiment beteiligt. NICER zielt darauf ab festzustellen, welche dieser Alternativen wahr ist: »Eines der Hauptziele von NICER ist es, eine Messung der Masse und des Radius eines Neutronensterns vorzunehmen, die uns helfen wird, bestimmte Theorien der dichten Materie zu bestätigen oder auszuschließen«.

NICER ist eine waschmaschinengroße Box, die außen an der ISS montiert ist. Es überwacht kontinuierlich mehrere Dut- zend Pulsare, die sich über den Himmel verteilen, und misst deren Röntgenstrahlung. Das starke Gravitationsfeld des Neutronensterns vermindert die Energie der Röntgenphotonen – ein Effekt, der Gravitationsrotverschiebung heißt. Das ermöglicht den Wissenschaftlern mit NICER die Massen und Radien von einigen Pulsaren zu bestimmen und zu vergleichen. »Wenn NICER Sterne mit ungefähr der gleichen Masse, aber sehr unterschiedlichen Radien findet, würde das bedeuten, dass etwas Komisches vor sich geht,«, erklärt Alford, »und zwar eine neue Form der Materie, die die Sterne schrumpfen lässt, sobald sie sich bildet.« Ein solcher Übergang könnte zum Beispiel dann eintreten, wenn Neutronen in Quarks und Gluonen zerfallen (siehe Kasten oben).

Kernhypothese 1 – Superflüssiger Ozean: Eine Möglichkeit besteht darin, dass sich die Quarks bei hohen Dichten zu Paaren zusammenfinden. In Analogie zur Supraleitung in der Festkörperphysik, wo zwei Elektronen zu Cooper-Paaren werden, heißt das Phänomen solcher Quarkpaare Farbsupraleitung. Die Paare bewegen sich in einer Superflüssigkeit ohne Strömungswiderstand.Kernhypothese 2 – Verrückte Quarks: Bei den extrem hohen Dichten könnten Quarks von ihren üblichen Typen Up und Down in ein Strange-Quark transformiert werden. Diese bilden zusammen mit normalen Quarks neue »seltsame« Materie, wie die Hyperonen.

Es ist sehr nützlich, die Massen und Durchmesser von Neutronensternen zu bestimmen, weil sie die Bandbreite möglicher Materieformen im Inneren einschränken. Wissenschaftler nahmen eine Zeit lang an, dass sich die Hälfte der Neutronen in einem bestimmten Neutronenstern in Hyperonen verwandeln würde, die Strange-Quarks enthielten. Theoretische Berechnungen deuteten darauf hin, dass ein solcher hyperonenreicher Stern nicht das 1,5-fache der Masse der Sonne überschreiten durfte. Im Jahr 2010 bestimmten Astronomen unter der Leitung von Paul Demorest vom National Radio Astronomy Observatory jedoch die Masse eines Neutronensterns zu 1,97 Sonnenmassen und eliminierten damit eine Reihe von Theorien über das Innere eines Neutronensterns. Aktuelle theoretische Arbeiten legen eine Maximalmasse von 2,1 Sonnenmassen für Neutronensterne nahe (siehe SuW 10/2018, S. 20). Heute schätzen Physiker, dass Hyperonen nicht mehr als zehn Prozent eines Neutronensterns ausmachen können.

Unfall im All

Die Beobachtungen einzelner Neutronensterne können uns viel sagen, aber wir können viel mehr lernen, wenn zwei Neutronensterne kollidieren. Seit Jahren entdecken Astronomen Gammablitze (Gamma-Ray Bursts), die entstehen, wenn zwei Neutronensterne zusammenprallen. Im August 2017 sahen Astronomen die erste Verschmelzung von zwei Neutronensternen.

Konkret wurden am 17. August 2017 mit den beiden Detektoren von LIGO, dem Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, gemessen. Einer der LIGODetektoren steht im Staat Washington und der andere in Louisiana. Das Ereignis ging als GW170817 in die Geschichte der Gravitationswellen ein. Auch der italienische Gravitationswellendetektor Virgo in der Nähe von Pisa registrierte fast gleichzeitig die Erschütterungen der Raumzeit, die der Crash der beiden Neutronensterne erzeugte. GW170817 war nicht die erste direkte Messung von Gravitationswellen, aber alle bisherigen Sichtungen wurden durch die Kollisionen zweier Schwarzer Löcher erzeugt. Vor diesem Datum hatten die Wissenschaftler noch nie Gravitationswellen beobachtet, die von Neutronensternen kamen. Außerdem war es das erste Mal, dass Teleskope elektromagnetische Signale derselben Quelle aufzeichneten, deren Gravitationswellen direkt erfasst worden waren (siehe SuW 2/2019, S. 38). Sämtliche Signale kamen vom gleichen Ort am Himmel und wurden fast zur gleichen Zeit registriert! Das Licht und die Gravitationswellen zusammen boten eine Fülle von Informationen darüber, wo und wie die Kollision der beiden Exoten stattfand, welche sich als Segen für die Neutronensternphysik erwies. »Ich war ziemlich verblüfft.«, freut sich Lattimer über die geglückte Beobachtung. »Ich dachte, das ist einfach zu schön, um wahr zu sein.«

Astrophysiker verfolgten die Wellen zurück zu einem Neutronensternpärchen, das etwa 130 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt gewesen sein muss. Denn das Gravitationswellensignal wird mit zunehmender Entfernung in seiner Stärke gedämpft. Die Details der Wellen erlauben noch mehr Rückschlüsse: Aus dem zeitlichen Verhalten der Frequenz und ihrer Stärke schätzten die Forscher, dass jede der beiden Ausgangsmassen nur etwa 1,4 Sonnenmassen betrug und sich vor dem Crash auf einer Größe zwischen 11 und 12 Kilometern Radius erstreckte.

Dieses Wissen hilft den Wissenschaftlern mehr über die Materie der beiden kompakten Massen zu erfahren, präzise gesagt, über ihre Zustandsgleichung. Diese Gleichung beschreibt, wie sich die dichte Materie unter verschiedenen Drücken und Temperaturen verhält. Theoretiker haben mehrere Zustandsgleichungen gefunden, die zu unterschiedlichen Materieformen in Neutronensternen passen. Die neuen Messungen boten nun die Möglichkeit, einige auszuschließen.

Die Entdeckung, dass die Radien der Neutronensterne relativ klein waren, war zum Beispiel eine Überraschung. Die Physiker stoßen mit einigen Theorien auf Schwierigkeiten, wenn sie versuchen, sowohl diese kompakten Neutronensterne von GW170817, als auch die schwersten beobachteten Neutronensterne mit rund zwei Sonnenmassen mit derselben Zustandsgleichung zu beschreiben. »Unsere Suche nach der richtigen Gleichung für Neutronensternmaterie gleicht einem Spießrutenlaufen.«, beschreibt es Jocelyn Read, Astrophysikerin an der California State University, Fullerton, und Co-Leiterin des Teams für »Extreme Materie« von LIGO. »In der Theorie stellt es eine Herausforderung dar, sowohl die Entstehung kompakter Sterne, als auch die fortlaufende Existenz massereicher Sterne zu erklären. Das ist definitiv spannend und könnte noch interessanter werden.«

Bisher haben LIGO und Virgo vier Verschmelzungen zweier Neutronensterne gesehen; weitere solcher Beobachtungen könnten jederzeit geschehen. »Ich habe lange genug auf diesem Gebiet gearbeitet «, schwärmt Read, »so dass es einfach fantastisch ist, jetzt von dieser Was-wärewenn- Ära weg zu kommen. Früher sagten wir: ›Wenn wir Gravitationswellen sehen könnten, dann würden wir vielleicht dies oder jenes tun.‹ Nun können wir Gravitationswellen direkt messen und sind tatsächlich zu all diesen Tests in der Lage.«

Die Grenzen der Materie

Die Gravitationswellendetektoren werden mit der Zeit immer empfindlicher, und diese Verbesserung wird sich enorm auszahlen. Gravitationswellen geben zum Beispiel das Innere eines Neutronensterns preis, weil sie von einer schnell rotierenden Flüssigkeit abgegeben werden. Wenn diese Flüssigkeit eine sehr niedrige oder gar keine Zähigkeit aufweist – so wie eine Superflüssigkeit, dann kann sie in bestimmten Mustern, den r-Moden, fließen, die Gravitationswellen freisetzen. »Diese Gravitationswellen wären viel schwächer als bei einer Verschmelzung«, sagt Alford. »In einem Fall schwappt die Materie gemächlich hin und her, während sie im anderen Fall auseinandergerissen wird.« Alford und seine Mitarbeiter stellten fest, dass der derzeit laufende Detektor Advanced LIGO (aLIGO) diese Wellen nicht spüren könnte, aber künftige Upgrades von LIGO sowie geplante Observatorien wie das europäische Einstein-Teleskop schon.

Die Lösung des Neutronensternrätsels würde uns ein Verständnis der Materie unter extremen Verhältnissen ermöglichen – eine Form, die so weit von den Atomen unserer Alltagswelt entfernt ist, dass sie die Grenzen des Möglichen überschreitet. Es könnten fantasievolle Kuriositäten wie Quarkmaterie, superflüssige Neutronen und seltsame Hyperonensterne tatsächlich existieren.

Und das Verständnis von Neutronensternen könnte noch mehr bewirken. Denn ein erklärtes Ziel der Physiker ist es, die zerquetschten Sterne zu nutzen, um offene Fragen der Grundlagenphysik anzugehen, beispielsweise die Gesetze, welche die Wechselwirkung zwischen Atomkernen beschreiben – den komplizierten Tanz zwischen Protonen, Neutronen, Quarks und Gluonen, sowie natürlich das größte Geheimnis der Natur: das Wesen der Schwerkraft.

Neutronensterne sind nur eine Möglichkeit, Kernkräfte und die starke Wechselwirkung zu untersuchen. Gleichzeitig wird an Teilchenbeschleunigern auf der ganzen Welt gearbeitet, die wie Mikroskope wirken, um ins Innere von Atomkernen zu schauen. Wenn mehr von dem Problem der Kernphysik verstanden ist, können Wissenschaftler ihren Fokus auf die Schwerkraft richten. »Neutronensterne sind eine Mischung aus Gravitationsund Kernphysik«, meint Or Hen, Physiker am Massachusetts Institute of Technology (MIT). »Im Moment benutzen wir Neutronensterne als Labor, um die Kernphysik zu verstehen. Aber da wir hier auf der Erde Zugang zu den Atomkernen haben, sollten wir in der Lage sein, den nuklearen Aspekt des Problems letztendlich gut genug zu begrenzen. Dann können wir Neutronensterne dazu verwenden, um die Schwerkraft zu verstehen, was eine der größten Herausforderungen der Physik ist.«

Die Beschreibung der Schwerkraft durch die allgemeine Relativitätstheorie ist mit der Theorie der Quantenphysik schwer zu vereinen. Letztlich muss sich eine der Theorien bewegen, und die Physiker wissen nicht, welche das sein wird. »Wir werden es schaffen,«, sagt Hen, »und das ist eine sehr aufregende Aussicht.«

Dieser Artikel wurde ursprünglich unter dem Titel »The Inner Lives of Neutron Stars« in Scientific American 320, 3, 24 – 29 (März 2019) veröffentlicht.doi:10.1038/scientificamerican0319-24

»Unsere Suche nach der richtigen Gleichung für Neutronensternmaterie gleicht einem Spießrutenlaufen.«

CLARA MOSKOWITZ ist Senior Editor bei Scientific American und spezialisiert auf die Themen Weltall und Physik.


Literaturhinweise

Janka, H.-T., Klose, S., Röpke, F.: Supernovae und kosmische Gammablitze, Teil 1. Sterne und Weltraum 3/2011, S. 30 – 41Janka, H.-T., Klose, S., Röpke, F.: Supernovae und kosmische Gammablitze, Teil 2. Sterne und Weltraum 4/2011, S. 44 – 52Konitzer, F.: Neutronensterne: Maximalmasse. SuW 10/2018, S. 20 – 22Page, D., et al.: Rapid cooling of the neutron star in Cassiopeia A triggered by neutron superfluidity in dense matter. Physical Review Letters, 106, 2011Pössel, M.: Erster Nachweis: Verschmelzende Neutronensterne. Sterne und Weltraum 12/2017, S. 24 – 33The LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration: GW 170817: Measurements of neutron star radii and equation of state. Physical Review Letters, 121, 2018

Dieser Artikel und Weblinks im Internet:www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/ 1668226


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