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Neutronensterne: Maximalmasse


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 10/2018 vom 14.09.2018

Astrophysiker haben berechnet, wie massereich ein Neutronenstern wirklich werden kann, ohne zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren.


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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 10/2018

Während zwei Neutronensterne miteinander verschmelzen, senden sie, wie hier in einer Simulation gezeigt, Gravitationswellen aus. Indem Forscher das Signal eines derartigen Ereignisses auswerteten, konnten sie auf die maximal mögliche Masse eines Neutronensterns schließen.


Ralf Kähler (Zuse-Institut Berlin), Luciano Rezzolla (Albert-Einstein-Institut/Goethe-Universität Frankfurt)

Neutronensterne sind die Antwort des Universums auf die Frage, wie viel Materie man auf möglichst ...

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... wenig Raum zusammenquetschen kann. Das ist nicht schlecht für eine Art von Himmelskörper, die zunächst unter die Kategorie »Kläglicher Überrest« fällt. Neutronensterne stehen am Ende der Entwicklung eines massereichen Sterns: Die Kernfusion in seinem Inneren ist erloschen, der Strahlungsdruck kann der Schwerkraft nicht mehr entgegenwirken, der Stern stürzt in sich zusammen. Ist der Ex-Stern wirklich massereich, kann nichts diesen Kollaps aufhalten und ein Schwarzes Loch entsteht. Versammelt er hingegen nur etwas weniger Masse auf sich, so dass es nicht für ein Schwarzes Loch reicht, dann entsteht ein Neutronenstern.


Ein Neutronenstern kann maximal 2, 16Sonnenmassen auf sich versammeln.


Die Bedingungen im Inneren dieser Sternleichen sind so extrem, dass die Elektronen der Atomhüllen in die Atomkerne hineingequetscht werden und zusammen mit den dortigen Protonen Neutronen bilden – daher der Name. Stabilisiert wird ein solcher Neutronenstern durch quantenmechanische Effekte: Der so genannte Fermi-Druck wirkt der eigenen Schwerkraft entgegen. Aber auch das ist im Zweifelsfall nicht für die Ewigkeit: Überschreitet der Neutronenstern eine kritische Massengrenze, so kollabiert auch er unweigerlich zu einem Schwarzen Loch.

Die Frage ist naheliegend: Wie viel ist zu viel? Anders ausgedrückt, wie hoch ist diese kritische Massengrenze? Und wenn man schon einmal dabei ist, sich über die grundlegenden Eigenschaften des Neutronensterns Gedanken zu machen, kann man sich auch gleich fragen, wie groß er eigentlich ist.

Bislang musste man sich bei beiden Fragen mit einem ungefähr als Antwort begnügen. 1,4 bis 2 Sonnenmassen könnten demnach Neutronensterne erreichen. Bei der Größe sah die Sachlage ähnlich aus: Ein Neutronenstern hat demnach einen Durchmesser von acht bis sechzehn Kilometern. Natürlich weiß man damit recht genau, dass ein Neutronenstern ein extrem kompaktes Gebilde ist – würde man alle Erdbewohner auf diese Dichte komprimieren, so hätten sie auf einem Teelöffel Platz.

Andererseits ist genau das die Problematik: Die Materie, aus der ein Neutronenstern besteht, ist extrem – so genannte entartete Materie. Sie ist so extrem, dass es Forschern kaum gelingt, auch nur Teile eines Neutronensterns im Labor nachzubauen. Wie die Materie im Inneren dieses Himmelskörpers miteinander in Wechselwirkung tritt, welche Kräfte wo und wie zwischen den Teilchen wirken und welche Auswirkungen diese mikroskopischen Interaktionen auf die makroskopischen Eigenschaften des Neutronensterns haben, ist nicht bekannt.

Was Forschern somit fehlt, ist eine so genannte Zustandsgleichung des Neu-tronensterns. Sie würde beschreiben, wie Druck, Volumen und Temperatur voneinander abhängen. Die Astrophysiker können also nicht berechnen, wie massereich oder wie groß ein Neutronenstern ist, indem sie beispielsweise seine Temperatur messen. Und deshalb wissen sie auch nicht, welche Konsequenzen steigende Masse auf die Stabilität eines solchen Objekts haben würde und wo die kritische Massengrenze liegt.

Tausende Zustandgleichungen

An dieses Problem muss man sich also auf andere Art und Weise heranpirschen – und genau das haben Wissenschaftler um den Astrophysiker Luciano Rezzolla vom Institut für Theoretische Physik der Universität Frankfurt getan. Bereits vor zwei Jahren stellte eine von Rezzollas Bachelorstudentinnen, Cosima Breu, einige Überlegungen an – und fand eine Methode, die Maximalmasse eines Neutronensterns zu bestimmen, ohne seine Zustandsgleichung zu kennen. Denn Breu fütterte ein Programm mit tausenden an theoretisch möglichen Zustandsgleichungen, ohne dabei natürlich zu wissen, welche und ob die richtige dabei ist. Das spielte aber auch gar keine Rolle, denn Breu bemerkte, dass, egal wie die Zustandsgleichung aussah, es eine universelle Gesetzmäßigkeit gab: Die maximale Masse eines Neutronensterns ist rund zwanzig Prozent höher als bei einem statischen, nicht-rotierenden Neutronenstern.

Die zusätzliche Zentrifugalkraft auf Grund der Rotation verleiht dem Neutronenstern also ein wenig extra Stabilität gegen den Kollaps – natürlich nur bis zu einem gewissen Punkt: Denn rotiert der Neutronenstern zu schnell, fliegt er auseinander. Damit hatte Breu eine wichtige Grundlage geschaffen. Was nun fehlte, waren Beobachtungsdaten, welche an die passenden Stellen der Gleichung der universellen Gesetzmäßigkeit eingesetzt werden konnten.

Diese Zahl stöberten die Forscher um Rezzolla schließlich in einer der wissenschaftlichen Sensationen aus dem Jahr 2017 auf: dem Signal GW170817, jenen Gravitationswellen, die vom Verschmelzen zweier Neutronensterne zeugten (siehe Bild S. 20).

Das Besondere an dem Signal war vor allem, dass seine Quelle erstmals lokalisiert und zudem zeitnah im elektromagnetischen Spektrum beobachtet werden konnte. Das Szenario: Zwei Neutronensterne umkreisten sich, kamen sich dabei immer näher, sendeten dabei Gravitationswellen aus und verschmolzen schließlich zu einem Schwarzen Loch. Darauf deutete der Gammablitz hin, der auf der Erde 1,7 Sekunden nach dem Empfang der Gravitationswelle registriert wurde. Diese rund zwei Sekunden waren entscheidend für Lucien Rezzolla und seine Kollegen, denn sie deuten darauf hin, dass die beiden Neutronensterne nicht sofort zu einem Schwarzen Loch kollabierten – denn das hätte lediglich wenige Millisekunden gedauert. Stattdessen machten sie einen Zwischenstopp als ein sich schnell drehender Neutronenstern. Der rotierte so schnell, dass er eben stabil war – bis er sich ein wenig verlangsamte, die kritische Grenze überschritt und erst dann zum Schwarzen Loch wurde. Genau deswegen muss er kurz zuvor der Maximalmasse eines Neutronensterns extrem nahe gekommen sein (siehe Grafik unten).

Nun benötigten die Forscher nur noch eine Zahl – jene für die Masse des Systems nämlich, die in ihrer universellen Gesetzmäßigkeit einem nichtrotierenden Neutronenstern entspricht. Und auf diese Zahl konnten die Forscher aus den Beobachtungen im elektromagnetischen Bereich schließen. So berechneten sie schließlich: Ein Neutronenstern kann maximal 2,16 Sonnenmassen auf sich versammeln bevor er zum Schwarzen Loch kollabiert.

Vier ähnliche Ergebnisse

Ob genau diese Zahl nun zutrifft, steht tatsächlich eher weniger in den Sternen als dies üblicherweise bei einer astrophysikalischen Indizienfahndung der Fall ist. Fast zeitgleich kamen nämlich drei weitere Forschungsgruppen zu ähnlichen Schlüssen, allerdings mit anderen Mitteln: Sie verwendeten etwa numerische Simulationen und betrachteten astrophysikalische Prozesse genauer. Aus der Ruhe braucht es Rezzolla und seine Kollegen auch nicht zu bringen, dass kürzlich ein Neutronenstern mit einer Masse von 2,3 Sonnenmassen entdeckt wurde – innerhalb der Fehlergrenzen stimmen Beobachtungen und Berechnung immer noch überein.

Und zu guter Letzt ließen sich aus den Daten des Gravitationswellensignals noch weitere Informationen zutage fördern: Denn indem sie abermals einen großen Datensatz an potenziellen Zustandsgleichungen mit dem Signal GW 170817 abglichen, konnten die Wissenschaftler kürzlich auch auf die Größe von Neutronensternen schließen. Ergebnis: Der Durchmesser eines Neutronensterns liegt zwischen 12 und 13,5 Kilometern.

FRANZISKA KONITZER studierte Physik und Astrophysik an der University of York in Großbritannien und schloss das Studium mit einem Master ab. Derzeit ist sie in München als Journalistin tätig.

Literaturhinweis

Rezzolla, L.et al.: Using Gravitational-Wave Observations and Quasi-Universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars. In: The Astrophysical Journal Letters 852, L25, 2018

Didaktische Materialien:www.wissenschaft-schulen.de/artikel/1377457

Die Neutronenstern-Landkarte

Die Grafik zeigt verschiedene Bereiche, in denen Neutronensterne stabil sind – also noch nicht zu einem Schwarzen Loch kollabieren – in Abhängigkeit von der Dichte und der Masse des Systems verschmelzender Neutronensterne. Die blaue vertikale Linie stellt eine Stabilitätsgrenze dar: Rechts davon kann ein Neutronenstern nicht stabil sein. Die beiden gestrichelten Linien zeigen mögliche Wege, den die beiden verschmelzenden Neutronensterne von GW170817 auf dem Weg zum Schwarzen Loch genommen haben könnten – laut den Astrophysikern ist der obere Weg aber unwahrscheinlich. Die rote gestrichelte Linie hingegen zeigt, dass die beiden einzelnen Neutronensterne für sehr kurze Zeit einen einzigen großen Neutronenstern gebildet haben, welcher der maximalen Masse eines solchen Objekts sehr nahe kam.

SuW-Grafik, nach: Rezzolla, L.et al.: Using Gravitational-Wave Observations and Quasi-Universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars. In: The Astrophysical Journal Letters 852, L25, 2018, Fig. 1