• Was passiert nach dem Brennen eines Sterns?
  • Warum benötigt man die Quantenmechanik, um Weiße Zwerge und Neutronensterne zu verstehen?
  • Was ist der Entartungsdruck und wie kommt es zu Weißen Zwergen?
  • Wie entstehen Neutronensterne und welche Arten von Neutronensternen gibt es?

Titelbild: ESO/L. Calçada (CC BY 4.0)

Das Schicksal eines Roten Riesen

Hört ein Stern auf, Elemente in seinem Inneren zu fusionieren, dann fällt der Strahlungsdruck weg, da keine Photonen mehr durch Fusionsprozesse entstehen. Der Rote Riese befindet sich nicht mehr im Druckgleichgewicht und stürzt zusammen.  Um zu verstehen, was diesen Kollaps stoppen kann, benötigt man die Quantenmechanik.

Aldebaran SonneGrößenvergleich zwischen dem Roten Riesen Aldebaran und der Sonne. Bild: Judithh, (gemeinfrei)

Ein erster Einblick in die Quantenmechanik

Mit der klassischen Physik lassen sich nicht alle Phänomene beschreiben. Die Quantenmechanik hat mitunter äußerst seltsame Eigenschaften, hat sich aber in vielen Bereichen (vor allem bei sehr kleinen Längen) als korrekte Beschreibung der Natur bewiesen. Eine Vielzahl an Experimenten ist nur mit Hilfe der Quantenmechanik erklärbar. Klassische Theorien liefern hier hingegen falsche oder keine Ergebnisse. Die klassische Physik ist aber ein Grenzfall der Quantenmechanik, wenn bestimmte Bedingungen erfüllt sind.

Wir werden hier von einer quantenmechanische Beschreibungen von Teilchen ausgehen. In der Quantenmechanik kann man einem einzelnen Teilchen keinen fixen Ort zuweisen, sondern kann für ein Teilchen nur Aufenthaltswahrscheinlichkeiten in einem Bereich angeben. Man kann einem Teilchen, je nach System in dem es sich befindet, Zahlen zuordnen, die das Teilchen beschreiben: Die sogenannten Quantenzahlen.

Das Paulische Ausschließungsprinzip

Für eine Klasse von Teilchen (die sogenannten Fermionen) gilt in der Quantenmechanik das Paulische Auschließungsprinzip - kurz Pauli-Prinzip. Das Pauli-Prinzip besagt, dass kein Paar von Elektronen, Protonen oder Neutronen (oder anderen Fermionen) die exakt gleichen Quantenzahlen haben können. Dadurch können sich die Teilchen nicht beliebig nahe kommen oder gar am selben Ort aufhalten. Ist eine Ansammlung von Teilchen ausreichend dicht gepackt, bemerkt man einen dadurch verursachten Druck, der dem Zusammendrücken entgegen wirkt - dieser wird Entartungsdruck der Teilchen genannt.

Die Größe des Drucks ist unter anderem von zwei Parametern abhängig:

  • Je schwerer das Teilchen ist, desto niedriger ist der aus dem Pauli-Prinzip folgende Druck.
  • Je höher die Teilchendichte ist, desto größer ist der resultierende Druck.

Roter Riese - Weißer Zwerg

Kommen wir zurück zu den Sternen. In seiner letzten Lebensphase hat der Stern damit begonnen, auch andere Elemente als Wasserstoff zu neuen zu fusionieren. Dabei hat er sich um ein Vielfaches aufgebläht und das Stadium eines Roten Riesen erreicht. Was danach passiert hängt von der Masse des Roten Riesen ab.

Bei einer Masse von weniger als acht Sonnenmassen kommt es im Stadium des Roten Riesens nur zum Heliumbrennen -  andere schwerere Elemente können hier nicht im Sterninneren erzeugt werden. In diesem Stadium kann der Stern mit dem Einsetzen des Heliumbrennens zu pulsieren beginnen. Der Stern verliert dabei nach und nach seine äußeren Schichten, die danach für im astronomischen Sinn (ca. 10 000 Jahre) relativ kurze Zeit als planetarischer Nebel zu sehen sind.

Nach dem Ende der Kernfusion im Inneren fällt der Strahlungsdruck weg und der Stern fällt in sich zusammen. Der Kollaps des Sterns kann aber vom Entartungsdruck der Elektronen aufgehalten werden. Die Elektronen im zusammenfallenden Stern liefern einen größeren Entartungsdruck als die Protonen. Der Grund ist, dass Elektronen rund 1800-mal leichter sind als Protonen.  Wenn die verbleibende Masse danach maximal das 1,44-fache der Sonnenmasse ist (die sogenannte Chandrasekhar-Grenze), reicht der durch die Elektronen verursachte Entartungsdruck aus, um den Stern im Gleichgewicht zu halten und einen weiteren Kollaps zu vermeiden. Das Ergebnis eines solchen Kollaps nennt man einen Weißen Zwerg. Diese sind im Vergleich zu normalen Sternen außergewöhnlich dicht.

Der Name Weißer Zwerg kommt daher, dass der so entstandene Sternenrest nach dem Kollaps noch lange weiß nachglühen wird. Ein typischer Weißer Zwerg ist etwas größer als die Erde, hat aber das Gewicht von ungefähr einer Sonnenmasse und damit eine Dichte von ungefähr einer Tonne pro cm³.

Sirius A Sirius BDer erste entdeckte Weiße Zwerg Sirius B neben seinem großen Partner Sirius A.
Foto: NASA, ESA, Bond (STScI),Barstow (University of Leicester) (CC BY 4.0)

Woher kommen die Neutronen im Neutronenstern?

Sollte ein Stern schwerer sein als beim vorhin beschriebenen Fall des Weißen Zwerges, reicht der Entartungsdruck der Elektronen nicht mehr aus. Der Gravitationsdruck ist noch stärker und der Stern fällt weiter in sich zusammen. Aber auch in diesem Fall kann der Kollaps aufgehalten werden. Die im Sternenrest vorhanden Protonen ($p$) können mit den Elektronen ($e^-$) reagieren und zu Neutronen ($n$) werden. Dabei werden zusätzlich Elektron-Neutrinos ($\nu_e$) abgestrahlt:

$$ e^- + p \to n + \nu_e $$

Für die Neutronen gilt weiterhin das Pauli-Prinzip. Da Neutronen ungefähr gleich schwer sind wie Protonen, könnte man meinen, dass der Druck, den die Neutronen dem Gravitationsdruck entgegenstellen, geringer wäre als der der Elektronen. Neutronen können aber, auch weil sie elektrisch neutral sind, sehr viel dichter aneinander gepackt werden und erlauben höhere Teilchendichten als Elektronen oder Protonen. Dadurch ist auch der aus dem Pauli-Prinzip folgende Druck der Neutronen höher als der der Elektronen, und der Kollaps kann für Sternenreste mit Massen von mehr als 1,44 Sonnenmassen aufgehalten werden. Eine obere Grenze für die Masse existiert weiterhin, sie ist aber nicht genau bekannt, da wir noch zu wenig über das Verhalten von Neutronen (und deren Bestandteile, den Quarks und Gluonen) in einem Neutronenstern wissen.

Über Supernovae zu Neutronensternen

Im Falle einer Sternenmasse von mehr als acht Sonnenmassen kommt es zu einem anderen Ablauf als bei der Entstehung von Weißen Zwergen: Je nach Masse entstehen im Schalenbrennen Elemente bis hin zu Eisen - es können hier also auch noch Elemente, die schwerer als Helium sind, fusioniert werden. Hört der Fusionsprozess im Inneren auf, so kommt es auch hier zum Kollaps: Die äußeren Schichten fallen dabei auf den dichten Kern und werden von dort explosionsartig abgestoßen. Diese Explosion nennt man hydrodynamische Supernova. Es wird zwischen verschiedenen Arten von Supernovae unterschieden, je nachdem ob vor der Explosion die äußere Wasserstoffschicht (und eventuell zusätzlich die Heliumschicht) des Sterns abgestoßen wurde oder nicht. Daneben gibt es noch die Supernovae die in Doppelsternsystemen mit einem weißen Zwerg auftreten können.

tycho SNDie Überreste von Tycho Brahes Supernova (SN 1572, zuerst beobachtet von Tycho Brahe im Jahr 1572). Bild: NASA/CXC/Chinese Academy of Sciences/F. Lu et al.

Eine Supernova ist so stark, dass eine Supernova in ein paar tausend Lichtjahren Entfernung am Nachthimmel heller leuchtet als die Venus. Die erste Supernova wurde schon um 185 n. Chr. von chinesischen Astronomen beschrieben. Anhand dieser Aufzeichnungen konnte man 2006 die Überreste einer Supernova detektieren. Der verbleibende Stern kann bei nicht zu großen Restmassen durch den Entartungsdruck der Neutronen stabilisiert werden und bildet einen Neutronenstern.

Neutronensterne sind die kleinsten und dichtesten bekannten Sterne. Sie haben einen Radius von ca. 10km, sind aber bis zu zweieinhalb Mal schwerer als die Sonne. Im Durchschnitt haben sie eine Dichte von 500 Milliarden Kilogramm pro Kubikzentimeter - in Potenzschreibweise sind das 5·1011 kg/cm3.

Das Innenleben von Neutronensternen

Ein Neutronenstern ist kein gleichförmiges Objekt, das nur aus Neutronen besteht, sondern besteht aus unterschiedlichen Schichten in denen auch Elektronen und Protonen vorkommen können. Über das Innere ist wenig bekannt - es ist noch immer ein Gegenstand aktueller Forschung. Im äußeren Kern vermutet man eine Art Flüssigkeit aus Neutronen und Elektronen. An der Oberfläche befinden sich hauptsächlich Atomkerne (Eisen) und Elektronen. Mit zunehmender Tiefe nimmt der Anteil der Neutronen in den Atomkernen zu und ab einer gewissen Tiefe können Neutronen frei auftreten.

Ähnlich wie bei den weißen Zwergen gibt es eine Obergrenze für die Masse, die ein Neutronenstern haben kann, bevor der Entartungsdruck der Neutronen nicht mehr ausreicht, um den Stern zu stabilisieren. Da wir die Zustandsgleichung, die die Materie im Inneren beschreibt, nicht kennen, und wir sie auch nicht experimentell bestimmen können, lässt sich keine exakte Obergrenze für die Masse angeben. Dies ist Gegenstand aktueller Forschung.

AufbauNeutronenstern 03Aufbau eines Neutronensterns.
Bild: Alexander Gorfer (quant.uni-graz.at) nach Robert Schulze (wikimedia) (CC BY-SA 3.0)

Mehr über das Verhalten von Neutronen bzw. Quarks und Gluonen gibt es im Artikel zum Phasendiagramm der QCD.

Drehimpuls, extreme Magnetfelder und Magnetare

Ein jeder Stern hat einen gewissen Drehimpuls. Dieser ist in einem abgeschlossenen System zeitlich konstant - man spricht von Drehimpulserhaltung. Der Drehimpuls hängt von der Rotationsgeschwindigkeit und der Massenverteilung ab. Je höher die Rotationsgeschwindigkeit und die Masse bzw. je größer die mittlere Distanz der Masse von der Drehachse, desto größer ist der Drehimpuls. Wenn nun der Drehimpuls und die Masse konstant sind, aber die Masse sich näher an die Drehachse verlagert, dann wird die Rotationsgeschwindigkeit steigen. Ein Beispiel dafür ist ein Eiskunstläufer, der bei einer Pirouette Arme und Beine nah an seinen Körper bringt und dadurch seine Rotationsgeschwindigkeit erhöht.

Ähnliches passiert auch bei einem Sternkollaps. Der verbleibende Stern rotiert aufgrund der Drehimpulserhaltung sehr schnell, da seine Masse im Schnitt nun sehr viel näher an seiner Drehachse liegt. Kurz nach seiner Entstehung dreht sich ein Neutronenstern ungefähr hundert bis tausend Mal pro Sekunde um seine eigene Achse. Mit der Zeit verringert er seine Rotationsgeschwindigkeit, sodass auch Periodenlängen von Sekunden bis Minuten beobacht werden. Das passiert, indem der Stern Energie in Form eines Magnetfelds emittiert. Die Drehimpulserhaltung für den Neutronenstern ist hier nicht mehr gegeben, da das System nicht mehr abgeschlossen ist: Energie wird nach außen abgegeben.

Zusätzlich haben Neutronensterne in der Regel ein ausgesprochen starkes Magnetfeld. Das Magnetfeld der Erde liegt bei ca. 40 Mikrotesla. Normale Neutronensterne weisen Magnetfelder von 104 bis 108 Tesla auf. Daneben gibt es noch Neutronensterne, welche Magnetfelder von bis zu 1011 Tesla haben. Diese Objekte werden Magnetare genannt. Sie wurden 1992 als Erklärung für ungewöhnlich hohe Gammastrahlenausbrüche vorgeschlagen.

Bei einem Gammastrahlenausbruch handelt es sich um ein Signal aus hochenergetischen elektromagnetischen Wellen. Diese Gammablitze geben in kurzer Zeit extrem viel Energie ab und sind die energiereichsten elektromagnetischen Phänomene, die wir bisher beobachtet haben. So hatte der Gammablitz mit dem nicht sehr kreativen Namen GRB990123 (GRB steht für gamma ray burst) eine Strahlungsleistung von 1043 Watt. Damit hatte er kurz mehr als die 1016-fache Strahlungsleistung der Sonne. Die Existenz solcher starken Magnetfelder, die auf die Existenz von Magnetaren hindeuten, konnte 1998 indirekt nachgewiesen werden.

Pulsare

Wenn die Rotationsachse des Neutronensterns nicht mit der Achse des Magnetfeldes übereinstimmt, dann wird entlang der Magnetfeldachse Strahlung emittiert. Durch die Rotation des Neutronensterns dreht sich auch dauernd die Achse der emittierten Strahlung mit. Diese Strahlung kann man sehen, wenn der Strahlungskegel über die Erde streicht. Bei jeder Umdrehung kann dann einmal ein Aufleuchten des Neutronensterns beobachtet werden. Man spricht von Pulsaren. Wenn die Rotationsdauer des Pulsars nur Millisekunden beträgt, spricht man auch von Millisekundenpulsaren.

Der erste Pulsar wurde bei der Suche nach Radiosignalen von Jocelyn Bell und Antony Hewish 1967 entdeckt. Hewish wurde dafür mit dem Nobelpreis ausgezeichnet. Für die Entdeckung eines Systems aus einem Neutronenstern und einem Pulsar im Jahr 1974, durch deren Studium ein indirekter Nachweis für Gravitationswellen möglich wurde, erhielten Hulse und Taylor den Nobelpreis. Aufgrund ihrer typischen Strahlung sind Pulsare sehr viel einfacher zu detektieren als andere Neutronensterne. Ein Großteil der aktuell bekannten Neutronensterne sind deshalb Pulsare.

PulsarBei Pulsaren stimmen Drehachse und Magnetfeldachse nicht überein. Entlang der magnetischen Achse wird Strahlung abgegeben.
Bild: Alexander Gorfer (quant.uni-graz.at), (CC-BY-SA 4.0)

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