Neutronenstern

Simulierte Ansicht eines Neutronensterns mit Akkretionsscheibe. Die Scheibe erscheint in der Nähe des Sterns aufgrund der extremen Gravitationslinse verzerrt ⓘ

Die Strahlung des sich schnell drehenden Pulsars PSR B1509-58 lässt das nahe gelegene Gas Röntgenstrahlen aussenden (Gold) und beleuchtet den Rest des Nebels, hier im Infrarot (blau und rot). ⓘ

Ein Neutronenstern ist der kollabierte Kern eines massereichen Überriesensterns, der eine Gesamtmasse zwischen 10 und 25 Sonnenmassen hatte, möglicherweise mehr, wenn der Stern besonders metallreich war. Abgesehen von Schwarzen Löchern und einigen hypothetischen Objekten (z. B. Weiße Löcher, Quarksterne und seltsame Sterne) sind Neutronensterne die kleinste und dichteste derzeit bekannte Klasse stellarer Objekte. Neutronensterne haben einen Radius in der Größenordnung von 10 Kilometern und eine Masse von etwa 1,4 Sonnenmassen. Sie entstehen durch die Supernova-Explosion eines massereichen Sterns in Verbindung mit einem Gravitationskollaps, der den Kern über die Dichte eines Weißen Zwerges hinaus auf die von Atomkernen komprimiert. ⓘ

Sobald sie entstanden sind, erzeugen sie keine Wärme mehr und kühlen mit der Zeit ab; sie können sich jedoch durch Kollisionen oder Akkretion weiterentwickeln. Die meisten der grundlegenden Modelle für diese Objekte gehen davon aus, dass Neutronensterne fast vollständig aus Neutronen bestehen (subatomare Teilchen ohne elektrische Nettoladung und mit etwas größerer Masse als Protonen); die in normaler Materie vorhandenen Elektronen und Protonen verbinden sich unter den Bedingungen eines Neutronensterns zu Neutronen. Neutronensterne werden teilweise durch den Druck der Neutronendegeneration vor einem weiteren Kollaps bewahrt, ein Phänomen, das durch das Pauli-Ausschlussprinzip beschrieben wird, ebenso wie Weiße Zwerge durch den Druck der Elektronendegeneration vor dem Kollaps bewahrt werden. Allerdings reicht der Neutronendegenerationsdruck allein nicht aus, um ein Objekt über 0,7M_☉ und die abstoßenden Kernkräfte spielen eine größere Rolle bei der Unterstützung massereicherer Neutronensterne. Wenn der Überrest des Sterns eine Masse hat, die die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze von etwa 2 Sonnenmassen überschreitet, reicht die Kombination aus Entartungsdruck und Kernkräften nicht aus, um den Neutronenstern zu halten, und er kollabiert weiter und bildet ein Schwarzes Loch. Der massivste bisher entdeckte Neutronenstern, PSR J0740+6620, hat eine geschätzte Größe von 2,08±0,07 Sonnenmassen. ⓘ

Neutronensterne, die beobachtet werden können, sind sehr heiß und haben typischerweise eine Oberflächentemperatur von etwa 600000 K. Das Material von Neutronensternen ist bemerkenswert dicht: Eine normalgroße Streichholzschachtel mit Neutronensternmaterial würde etwa 3 Milliarden Tonnen wiegen, was dem Gewicht eines 0,5 Kubikkilometer großen Stücks der Erde (ein Würfel mit einer Kantenlänge von etwa 800 Metern) auf der Erdoberfläche entspricht. Ihre Magnetfelder sind zwischen 10⁸ und 10¹⁵ (100 Millionen und 1 Billiarde) Mal stärker als das Magnetfeld der Erde. Das Gravitationsfeld an der Oberfläche des Neutronensterns ist etwa 2×10¹¹ (200 Milliarden) Mal so stark wie das Gravitationsfeld der Erde. ⓘ

Wenn der Kern des Sterns kollabiert, erhöht sich seine Rotationsrate aufgrund der Drehimpulserhaltung, und neu entstandene Neutronensterne rotieren daher bis zu mehreren hundert Mal pro Sekunde. Einige Neutronensterne senden Strahlen elektromagnetischer Strahlung aus, die sie als Pulsare nachweisbar machen. Die Entdeckung von Pulsaren durch Jocelyn Bell Burnell und Antony Hewish im Jahr 1967 war die erste Beobachtung, die auf die Existenz von Neutronensternen schließen ließ. Man nimmt an, dass die Strahlung von Pulsaren vor allem aus Regionen in der Nähe ihrer Magnetpole kommt. Wenn die Magnetpole nicht mit der Rotationsachse des Neutronensterns zusammenfallen, überstreicht der Emissionsstrahl den Himmel, und wenn sich der Beobachter aus der Ferne im Strahlengang befindet, erscheint er als Strahlungspulse, die von einem festen Punkt im Raum ausgehen (der so genannte "Leuchtturmeffekt"). Der sich am schnellsten drehende bekannte Neutronenstern ist PSR J1748-2446ad, der sich mit einer Geschwindigkeit von 716 Mal pro Sekunde oder 43.000 Umdrehungen pro Minute dreht, was eine lineare Geschwindigkeit an der Oberfläche in der Größenordnung von 0,24 c ergibt (d. h. fast ein Viertel der Lichtgeschwindigkeit). ⓘ

Man geht davon aus, dass es in der Milchstraße etwa eine Milliarde Neutronensterne gibt, mindestens aber mehrere hundert Millionen, eine Zahl, die sich aus der Schätzung der Anzahl der Sterne ergibt, die eine Supernova-Explosion erlebt haben. Die meisten sind jedoch alt und kalt und strahlen nur sehr wenig; die meisten Neutronensterne, die entdeckt wurden, treten nur in bestimmten Situationen auf, in denen sie strahlen, z. B. wenn sie ein Pulsar oder Teil eines Doppelsternsystems sind. Langsam rotierende und nicht-akkretierende Neutronensterne sind fast nicht nachweisbar; seit der Entdeckung von RX J185635-3754 durch das Hubble-Weltraumteleskop in den 1990er Jahren wurden jedoch einige nahe gelegene Neutronensterne entdeckt, die nur thermische Strahlung auszusenden scheinen. Es wird vermutet, dass es sich bei den Soft-Gamma-Repeatern um eine Art Neutronenstern mit sehr starken Magnetfeldern handelt, die als Magnetare bekannt sind, oder um Neutronensterne mit fossilen Scheiben um sie herum. ⓘ

Neutronensterne in Doppelsternsystemen können eine Akkretion erfahren, die das System typischerweise im Röntgenlicht hell erscheinen lässt, während das Material, das auf den Neutronenstern fällt, Hotspots bilden kann, die in identifizierten Röntgenpulsarsystemen ein- und ausschwärmen. Darüber hinaus kann eine solche Akkretion alte Pulsare "recyceln" und möglicherweise dazu führen, dass sie an Masse gewinnen und zu sehr schnellen Rotationsgeschwindigkeiten aufdrehen, wodurch die so genannten Millisekunden-Pulsare entstehen. Diese Doppelsternsysteme entwickeln sich weiter, und schließlich können die Begleiter selbst zu kompakten Objekten wie Weißen Zwergen oder Neutronensternen werden, obwohl auch eine vollständige Zerstörung des Begleiters durch Ablation oder Fusion möglich ist. Die Verschmelzung von binären Neutronensternen kann die Quelle von kurzzeitigen Gammastrahlenausbrüchen sein und ist wahrscheinlich eine starke Quelle von Gravitationswellen. Im Jahr 2017 wurde ein direkter Nachweis (GW170817) der Gravitationswellen eines solchen Ereignisses beobachtet, und Gravitationswellen wurden auch indirekt in einem System beobachtet, in dem zwei Neutronensterne einander umkreisen. ⓘ

Gammastrahlung des Vela-Pulsars in Zeitlupe. Er war 1968 als Resultat einer Supernova erkannt worden. ⓘ

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. ⓘ

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. ⓘ

Größenvergleich eines stellaren Schwarzen Lochs, eines Neutronensterns (jeweils eine Sonnenmasse) und einer simulierten Stadt auf einer quadratischen Fläche mit einer Kantenlänge von 40 km ⓘ

Entstehung

Vereinfachte Darstellung der Entstehung von Neutronensternen. ⓘ

Jeder Hauptreihenstern mit einer Anfangsmasse von mehr als dem 8-fachen der Sonnenmasse (8 M_☉) hat das Potenzial, einen Neutronenstern zu erzeugen. Wenn sich der Stern von der Hauptreihe weg entwickelt, entsteht durch das anschließende Kernbrennen ein eisenreicher Kern. Wenn der gesamte Kernbrennstoff im Kern aufgebraucht ist, muss der Kern allein durch den Entartungsdruck gestützt werden. Weitere Massenzufuhr durch das Schalenbrennen führt dazu, dass der Kern die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Der Elektronenentartungsdruck wird überwunden und der Kern kollabiert weiter, wodurch die Temperaturen auf über 5×10⁹ K ansteigen. Bei diesen Temperaturen kommt es zur Photodisintegration (Zerlegung von Eisenkernen in Alphateilchen durch hochenergetische Gammastrahlen). Wenn die Temperatur noch weiter ansteigt, verbinden sich Elektronen und Protonen durch Elektroneneinfang zu Neutronen und setzen eine Flut von Neutrinos frei. Wenn die Dichte eine Kerndichte von 4×10¹⁷ kg/m³ erreicht, wird die Kontraktion durch eine Kombination aus starker Abstoßungskraft und Neutronenentartungsdruck gestoppt. Die einfallende äußere Hülle des Sterns wird gestoppt und durch den Neutrinostrom, der bei der Erzeugung der Neutronen entsteht, nach außen geschleudert und wird zu einer Supernova. Der zurückbleibende Überrest ist ein Neutronenstern. Wenn der Überrest eine Masse von mehr als etwa 3 M_☉, kollabiert er weiter und wird zu einem Schwarzen Loch. ⓘ

Wenn der Kern eines massereichen Sterns bei einer Supernova vom Typ II oder vom Typ Ib oder Ic komprimiert wird und zu einem Neutronenstern kollabiert, behält er den größten Teil seines Drehimpulses bei. Da er aber nur einen winzigen Bruchteil des Radius seiner Eltern hat (und daher sein Trägheitsmoment stark reduziert ist), entsteht ein Neutronenstern mit sehr hoher Rotationsgeschwindigkeit, die sich dann über einen sehr langen Zeitraum verlangsamt. Es sind Neutronensterne bekannt, die Rotationsperioden von etwa 1,4 ms bis 30 s haben. Die Dichte des Neutronensterns verleiht ihm auch eine sehr hohe Oberflächengravitation mit typischen Werten von 10¹² bis 10¹³ m/s² (mehr als das 10¹¹-fache der Erde). Ein Maß für diese immense Schwerkraft ist die Tatsache, dass Neutronensterne eine Fluchtgeschwindigkeit von mehr als der halben Lichtgeschwindigkeit haben. Die Schwerkraft des Neutronensterns beschleunigt die einfallende Materie auf eine enorme Geschwindigkeit, und die Gezeitenkräfte in der Nähe der Oberfläche können eine Spaghettifizierung verursachen. Die Wucht des Aufpralls würde wahrscheinlich die einzelnen Atome des Objekts zerstören, so dass die gesamte Materie in den meisten Aspekten mit dem Rest des Neutronensterns identisch wäre. ⓘ

Eigenschaften

Masse und Temperatur

Ein Neutronenstern hat eine Masse von mindestens 1,1 Sonnenmassen (M_☉). Die Obergrenze der Masse eines Neutronensterns wird als Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze bezeichnet und liegt im Allgemeinen bei etwa 2,1 M_☉, aber eine neuere Schätzung setzt die Obergrenze bei 2,16 M_☉. Die maximal beobachtete Masse von Neutronensternen beträgt etwa 2,14 M_☉ für PSR J0740+6620, der im September 2019 entdeckt wurde. Kompakte Sterne unterhalb des Chandrasekhar-Limits von 1,39 M_☉ sind im Allgemeinen Weiße Zwerge, während kompakte Sterne mit einer Masse zwischen 1,4 M_☉ und 2,16 M_☉ sind in der Regel Neutronensterne, aber es gibt ein Intervall von einigen Zehnteln der Sonnenmasse, in dem sich die Massen von Neutronensternen mit geringer Masse und Weißen Zwergen mit hoher Masse überschneiden können. Es wird angenommen, dass jenseits von 2,16 M_☉ der stellare Überrest die Abstoßung durch die starke Kraft und den Druck der Neutronenentartung überwindet, so dass ein Gravitationskollaps eintritt und ein Schwarzes Loch entsteht, aber die kleinste beobachtete Masse eines stellaren Schwarzen Lochs beträgt etwa 5 M_☉. Zwischen 2,16 M_☉ und 5 M_☉ wurden hypothetische Sterne mittlerer Masse wie Quarksterne und elektroschwache Sterne vorgeschlagen, deren Existenz jedoch noch nicht nachgewiesen wurde. ⓘ

Die Temperatur im Inneren eines neu entstandenen Neutronensterns beträgt etwa 10¹¹ bis 10¹² Kelvin. Die riesige Zahl der Neutrinos, die er aussendet, transportiert jedoch so viel Energie ab, dass die Temperatur eines isolierten Neutronensterns innerhalb weniger Jahre auf etwa 10⁶ Kelvin sinkt. Bei dieser niedrigeren Temperatur besteht der größte Teil des von einem Neutronenstern erzeugten Lichts aus Röntgenstrahlen. ⓘ

Einige Forscher haben ein Klassifizierungssystem für Neutronensterne vorgeschlagen, das römische Ziffern verwendet (nicht zu verwechseln mit den Yerkes-Leuchtkraftklassen für nicht entartete Sterne), um Neutronensterne nach ihrer Masse und Abkühlungsrate zu sortieren: Typ I für Neutronensterne mit geringer Masse und Abkühlungsrate, Typ II für Neutronensterne mit höherer Masse und Abkühlungsrate und ein vorgeschlagener Typ III für Neutronensterne mit noch höherer Masse, die sich 2 M_☉, und mit höheren Abkühlungsraten und möglicherweise Kandidaten für exotische Sterne. ⓘ

Dichte und Druck

Neutronensterne haben eine Gesamtdichte von 3,7×10¹⁷ bis 5,9×10¹⁷ kg/m³ (2,6×10¹⁴ bis 4,1×10¹⁴ mal die Dichte der Sonne), was der ungefähren Dichte eines Atomkerns von 3×10¹⁷ kg/m³ entspricht. Die Dichte des Neutronensterns variiert von etwa 1×10⁹ kg/m³ in der Kruste - mit zunehmender Tiefe - bis zu etwa 6×10¹⁷ oder 8×10¹⁷ kg/m³ (dichter als ein Atomkern) im Inneren. Ein Neutronenstern ist so dicht, dass ein Teelöffel (5 Milliliter) seines Materials eine Masse von über 5,5×10¹² kg hätte, was etwa der 900-fachen Masse der Großen Pyramide von Gizeh entspricht. In dem enormen Gravitationsfeld eines Neutronensterns würde dieser Teelöffel Material 1,1×10²⁵ N wiegen, was dem 15-fachen Gewicht des Mondes entspricht, wenn er auf der Erdoberfläche stünde. Die gesamte Masse der Erde bei der Dichte eines Neutronensterns würde in eine Kugel mit einem Durchmesser von 305 m passen (die Größe des Arecibo-Teleskops). Der Druck nimmt von der inneren Kruste zum Zentrum hin von 3,2×10³¹ auf 1,6×10³⁴ Pa zu. ⓘ

Die Zustandsgleichung der Materie bei solch hohen Dichten ist nicht genau bekannt, da es theoretisch schwierig ist, das wahrscheinliche Verhalten der Quantenchromodynamik, der Supraleitung und der Suprafluidität von Materie in solchen Zuständen zu extrapolieren. Verschärft wird das Problem durch die empirischen Schwierigkeiten bei der Beobachtung der Eigenschaften eines Objekts, das Hunderte von Parsec oder noch weiter entfernt ist. ⓘ

Ein Neutronenstern hat einige der Eigenschaften eines Atomkerns, einschließlich der Dichte (innerhalb einer Größenordnung) und der Zusammensetzung aus Nukleonen. In der populärwissenschaftlichen Literatur werden Neutronensterne daher manchmal als "riesige Kerne" bezeichnet. In anderer Hinsicht sind Neutronensterne und Atomkerne jedoch recht unterschiedlich. Ein Atomkern wird durch die starke Wechselwirkung zusammengehalten, während ein Neutronenstern durch die Schwerkraft zusammengehalten wird. Die Dichte eines Atomkerns ist gleichmäßig, während Neutronensterne aus mehreren Schichten mit unterschiedlicher Zusammensetzung und Dichte bestehen sollen. ⓘ

Magnetisches Feld

Die Magnetfeldstärke auf der Oberfläche von Neutronensternen liegt zwischen ca. 10⁴ und 10¹¹ Tesla. Diese Werte sind um Größenordnungen höher als bei allen anderen Objekten: Zum Vergleich: Im Labor wurde ein kontinuierliches Feld von 16 T erreicht, das ausreicht, um einen lebenden Frosch durch diamagnetische Levitation schweben zu lassen. Die Schwankungen der Magnetfeldstärke sind höchstwahrscheinlich der Hauptfaktor, der es ermöglicht, verschiedene Arten von Neutronensternen anhand ihrer Spektren zu unterscheiden, und der die Periodizität von Pulsaren erklärt. ⓘ

Die als Magnetare bekannten Neutronensterne haben die stärksten Magnetfelder im Bereich von 10⁸ bis 10¹¹ Tesla und sind zur weithin akzeptierten Hypothese für Neutronensterntypen wie Soft Gamma Repeaters (SGRs) und anomale Röntgenpulsare (AXPs) geworden. Die magnetische Energiedichte eines 10⁸-T-Feldes ist extrem und übersteigt bei weitem die Masse-Energie-Dichte der gewöhnlichen Materie. Felder dieser Stärke sind in der Lage, das Vakuum so weit zu polarisieren, dass es doppelbrechend wird. Photonen können verschmelzen oder sich aufspalten, und es werden virtuelle Teilchen-Antiteilchen-Paare erzeugt. Das Feld verändert die Energieniveaus der Elektronen, und die Atome werden zu dünnen Zylindern gezwungen. Anders als bei einem gewöhnlichen Pulsar kann der Spin-down eines Magnetars direkt durch sein Magnetfeld angetrieben werden, und das Magnetfeld ist stark genug, um die Kruste bis zum Bruch zu belasten. Risse in der Kruste verursachen Sternbeben, die als extrem leuchtende, harte Gammastrahlenausbrüche im Millisekundenbereich beobachtet werden können. Die Feuerkugel wird durch das Magnetfeld eingefangen und verschwindet bei der Rotation des Sterns, was als periodische SGR-Emission (Soft Gamma Repeater) mit einer Periode von 5-8 Sekunden und einer Dauer von einigen Minuten beobachtet wird. ⓘ

Der Ursprung des starken Magnetfelds ist noch unklar. Eine Hypothese besagt, dass der ursprüngliche magnetische Fluss während der Entstehung des Neutronensterns erhalten bleibt ("flux freezing"). Wenn ein Objekt einen bestimmten magnetischen Fluss über seine Oberfläche hat und diese Fläche auf eine kleinere Fläche schrumpft, der magnetische Fluss aber erhalten bleibt, dann würde das Magnetfeld entsprechend zunehmen. Ebenso beginnt ein kollabierender Stern mit einer viel größeren Oberfläche als der entstehende Neutronenstern, und die Erhaltung des magnetischen Flusses würde zu einem viel stärkeren Magnetfeld führen. Diese einfache Erklärung reicht jedoch nicht aus, um die Magnetfeldstärken von Neutronensternen vollständig zu erklären. ⓘ

Eine besondere Klasse bilden Neutronensterne, die mit einer anfänglichen Rotationsperiode unter 10 ms entstehen. In diesem Fall sorgt zusätzlich ein spezieller Dynamoeffekt für eine Konversion der Energie von Konvektionsströmungen im Sterninneren in magnetische Energie. Dabei kann die Flussdichte des Magnetfeldes innerhalb von wenigen Sekunden nach dem Kollaps auf Werte von über 10¹¹ Tesla steigen. Die zugehörige Energiedichte entspräche einer Massendichte im Bereich von vielen kg/cm³. Derartige Objekte werden als Magnetare bezeichnet. Aufgrund des größeren Magnetfeldes werden sie deutlich stärker abgebremst, so dass ihre Rotationsfrequenz bereits nach etwa 1000 Jahren unter 1 Hz sinkt. In dieser Anfangsphase erfahren sie gelegentlich gigantische Röntgenausbrüche. In der Milchstraße sind rund ein Dutzend Kandidaten für solche röntgenaktiven Magnetare bekannt. ⓘ

Schwerkraft und Zustandsgleichung

Gravitationsbedingte Lichtablenkung bei einem Neutronenstern. Aufgrund der relativistischen Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar (jedes Gitterfeld entspricht 30 mal 30 Grad). In natürlichen Einheiten hat dieser Stern eine Masse von 1 und einen Radius von 4, also das Doppelte des Schwarzschild-Radius. ⓘ

Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines Neutronensterns ist mit 2,0×10¹² m/s2 etwa ²×10¹¹ mal stärker als auf der Erde. Ein solch starkes Gravitationsfeld wirkt wie eine Gravitationslinse und krümmt die vom Neutronenstern ausgesandte Strahlung so, dass Teile der normalerweise unsichtbaren Rückfläche sichtbar werden. Wenn der Radius des Neutronensterns 3GM/c² oder weniger beträgt, können die Photonen in einer Umlaufbahn eingefangen werden, so dass die gesamte Oberfläche des Neutronensterns von einem einzigen Aussichtspunkt aus sichtbar wird, zusammen mit destabilisierenden Photonenbahnen in der Entfernung von 1 Radius des Sterns oder darunter. ⓘ

Ein Teil der Masse eines Sterns, der zu einem Neutronenstern kollabiert, wird bei der Supernova-Explosion, aus der er entsteht, freigesetzt (aus dem Gesetz der Masse-Energie-Äquivalenz, E = mc²). Die Energie stammt aus der gravitativen Bindungsenergie eines Neutronensterns. ⓘ

Die Anziehungskraft eines typischen Neutronensterns ist also enorm. Würde ein Gegenstand aus einem Meter Höhe auf einen Neutronenstern mit einem Radius von 12 Kilometern fallen, würde er mit etwa 1400 Kilometern pro Sekunde den Boden erreichen. Doch schon vor dem Aufprall würde die Gezeitenkraft eine Spaghettifizierung bewirken, bei der jeder gewöhnliche Gegenstand in einen Materialstrom zerfällt. ⓘ

Aufgrund der enormen Schwerkraft ist die Zeitdilatation zwischen einem Neutronenstern und der Erde erheblich. So könnten auf der Oberfläche eines Neutronensterns acht Jahre vergehen, während auf der Erde zehn Jahre vergangen wären, ohne den Zeitdilatationseffekt der sehr schnellen Rotation des Sterns zu berücksichtigen. ⓘ

Die relativistischen Zustandsgleichungen für Neutronensterne beschreiben das Verhältnis von Radius und Masse für verschiedene Modelle. Die wahrscheinlichsten Radien für eine gegebene Neutronensternmasse sind durch die Modelle AP4 (kleinster Radius) und MS2 (größter Radius) eingeklammert. EB ist das Verhältnis der Masse der Gravitationsbindungsenergie, die der beobachteten Gravitationsmasse des Neutronensterns von M Kilogramm bei einem Radius von R Metern entspricht,

$$E_{\text{B}}={\frac {0.60\,\beta }{1-{\frac {\beta }{2}}}}$$

$$\beta \ =G\,M/R\,{c}^{2}$$

Angesichts der aktuellen Werte

• $G=6.67408\times 10^{-11}\,{\text{m}}^{3}{\text{kg}}^{-1}{\text{s}}^{-2}$
• $c=2.99792458\times 10^{8}\,{\text{m}}/{\text{s}}$
• $M_{\odot }=1.98855\times 10^{30}\,{\text{kg}}$

und Sternmassen "M", die üblicherweise als Vielfache einer Sonnenmasse angegeben werden,

$$M_{x}={\frac {M}{M_{\odot }}}$$

dann ist die relativistische fraktionale Bindungsenergie eines Neutronensterns

$$E_{\text{B}}={\frac {886.0\,M_{x}}{R_{\left[{\text{in meters}}\right]}-738.3\,M_{x}}}$$

ⓘ

A 2 MEin _☉ Neutronenstern wäre nicht kompakter als 10.970 Meter Radius (AP4-Modell). Sein Massenanteil an gravitativer Bindungsenergie wäre dann 0,187, -18,7% (exotherm). Das ist nicht annähernd 0,6/2 = 0,3, also -30%. ⓘ

Die Zustandsgleichung eines Neutronensterns ist noch nicht bekannt. Es wird angenommen, dass sie sich deutlich von der eines Weißen Zwerges unterscheidet, dessen Zustandsgleichung die eines entarteten Gases ist, das in enger Übereinstimmung mit der speziellen Relativitätstheorie beschrieben werden kann. Bei einem Neutronenstern können jedoch die verstärkten Auswirkungen der allgemeinen Relativitätstheorie nicht mehr ignoriert werden. Es wurden mehrere Zustandsgleichungen vorgeschlagen (FPS, UU, APR, L, SLy und andere), und die derzeitige Forschung versucht immer noch, die Theorien einzuschränken, um Vorhersagen für Neutronensternmaterie zu machen. Dies bedeutet, dass die Beziehung zwischen Dichte und Masse nicht vollständig bekannt ist, was zu Unsicherheiten bei den Radiusschätzungen führt. Zum Beispiel kann ein 1,5 M_☉ Neutronenstern könnte beispielsweise einen Radius von 10,7, 11,1, 12,1 oder 15,1 Kilometern haben (für EOS FPS, UU, APR bzw. L). ⓘ

Abgabe von Wellen

Ein Neutronenstern kann Gravitationswellen abgeben. Dies ist dann der Fall, wenn er keine ideale Kugel ist, etwa dadurch, dass er an einer Stelle eine Ausbeulung aufweist, die z. B. durch Materialaufnahme aus der Umgebung entstehen kann. Bei einer solchen Erhebung könnte es sich auch um eine Art von Kristall aus in einer dichten Elektronen-Packung gefangenen Ionen handeln, wie sie unter sich abkühlenden Bedingungen entstehen kann. Es handelt sich um einen Spezialfall, dem das Gravitationsfeld und die abflachend wirkende hohe Rotationsgeschwindigkeit entgegenwirken. Das Verhältnis der durch die Deformation hervorgerufenen Änderung des Radius zum Radius des Sterns wird Elliptizität genannt. Sie wird näherungsweise beschrieben mit $\varepsilon =\Delta r/r$ Je größer der Wert ist, desto stärker ist die emittierte Welle. ⓘ

Auch können asteroseismologischen Modellen zufolge Gravitationswellen dadurch ausgelöst werden, dass der kompakte Stern oszilliert und in eine instabile Situation gerät, etwa wenn er durch äußeren Einfluss gestört wird. In diesem Fall kann die Gravitationswelle je nach Drehrichtung und Viskosität des Sterns durch den damit verbundenen Energieverlust sogar weitere Wellen auslösen. ⓘ

Dem Auffinden eines derartigen asymmetrischen Sterns gelten weltweite Forschungsanstrengungen, weil das erwartete, mit einem Gravitationswellendetektor nachzuweisende Signal kontinuierlich auftritt, was u. a. eine genaue Lagebestimmung erlaubt. Bei einer systematischen Suche wurde 2016 im Umkreis von 100 Parsec um die Erde kein Neutronenstern mit einer Ausbeulung von mehr als 1 cm gefunden. ⓘ

Rotationsfrequenz

Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser auf weniger als ein Hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Aufgrund des damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert ein Neutronenstern anfänglich mit etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz (Pulsar PSR J1748-2446ad). Sie liegt nicht allzu fern unterhalb der durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von etwa 1 kHz. ⓘ

Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor, bei dem ein Materialfluss von einem Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Das vom Neutronenstern emittierte Magnetfeld ist einer der bremsenden Effekte, die seine Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen lassen können. ⓘ

Stabilität

Ein vorwiegend aus Neutronen bestehender Stern wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal zwei Neutronen des Sterns im selben energetischen Zustand befinden, wobei sie sich in der Orientierung ihres Spins unterscheiden. Als Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Energieleiter, deren Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da die Zustände ab dem unteren Ende der Leiter alle besetzt sind, muss bei einer Kompression den Neutronen am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt werden. Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck, dem so genannten Fermi-Druck, der dem Gravitationsdruck standhalten kann. Da in dieser Situation der Druck kaum von der Temperatur abhängt, sondern fast ausschließlich von der Verteilung der quantenmechanisch erlaubten Energiezustände, bezeichnet man diesen Materiezustand als entartete Materie. Ist die Masse des unmittelbaren Vorläufersterns größer als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze von etwa drei Sonnenmassen (laut einer im Januar 2018 veröffentlichten Arbeit etwa 2,16 Sonnenmassen für nichtrotierende Neutronensterne und bis etwa 20 % höher für rotierende), so ist kein Gleichgewicht möglich, und der Stern kollabiert nach derzeitigem Kenntnisstand weiter zum Schwarzen Loch. ⓘ

Bemerkenswert ist, dass der typische Durchmesser eines Neutronensterns im Rahmen dieses Modells unmittelbar mit der Neutronenmasse zusammenhängt, eine astronomische Größe also eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist, abgesehen von Faktoren, die sich aus der noch unbekannten Zustandsgleichung ergeben. Die Stabilität eines Weißen Zwerges beruht übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle der Neutronen zum Tragen kommt. ⓘ

Struktur

Querschnitt eines Neutronensterns. Die Dichten beziehen sich auf ρ₀, die Sättigungskernmateriedichte, bei der sich die Nukleonen zu berühren beginnen. ⓘ

Das derzeitige Verständnis der Struktur von Neutronensternen wird durch bestehende mathematische Modelle definiert, aber es könnte möglich sein, einige Details durch Studien von Neutronenstern-Oszillationen abzuleiten. Die Asteroseismologie, eine auf gewöhnliche Sterne angewandte Untersuchung, kann die innere Struktur von Neutronensternen durch die Analyse der beobachteten Spektren stellarer Schwingungen aufdecken. ⓘ

Aktuelle Modelle deuten darauf hin, dass die Materie an der Oberfläche eines Neutronensterns aus gewöhnlichen Atomkernen besteht, die in ein festes Gitter gepresst sind und durch deren Zwischenräume ein Meer von Elektronen fließt. Es ist möglich, dass die Kerne an der Oberfläche aus Eisen bestehen, da Eisen eine hohe Bindungsenergie pro Nukleon hat. Es ist auch möglich, dass schwere Elemente wie Eisen einfach unter die Oberfläche sinken und nur leichte Kerne wie Helium und Wasserstoff übrig bleiben. Wenn die Oberflächentemperatur 10⁶ Kelvin übersteigt (wie bei einem jungen Pulsar), sollte die Oberfläche flüssig sein und nicht wie bei kühleren Neutronensternen (Temperatur <10⁶ Kelvin) in einer festen Phase vorliegen. ⓘ

Die "Atmosphäre" eines Neutronensterns ist vermutlich höchstens einige Mikrometer dick, und ihre Dynamik wird vollständig durch das Magnetfeld des Neutronensterns kontrolliert. Unterhalb der Atmosphäre trifft man auf eine feste "Kruste". Diese Kruste ist extrem hart und sehr glatt (mit maximalen Oberflächenunregelmäßigkeiten in der Größenordnung von Millimetern oder weniger), was auf das extreme Gravitationsfeld zurückzuführen ist. ⓘ

Auf dem Weg nach innen stößt man auf Kerne mit immer mehr Neutronen, die auf der Erde schnell zerfallen würden, aber durch den enormen Druck stabil gehalten werden. Mit zunehmender Tiefe setzt sich dieser Prozess fort, bis der Neutronentropf überwältigend wird und die Konzentration der freien Neutronen rapide ansteigt. In dieser Region gibt es Kerne, freie Elektronen und freie Neutronen. Die Kerne werden immer kleiner (Schwerkraft und Druck überwältigen die starke Kraft), bis der Kern erreicht ist, per Definition der Punkt, an dem hauptsächlich Neutronen existieren. Die erwartete Phasenhierarchie der Kernmaterie in der inneren Kruste wurde als "Kernpasta" charakterisiert, mit weniger Hohlräumen und größeren Strukturen bei höheren Drücken. Die Zusammensetzung der superdichten Materie im Kern bleibt ungewiss. Ein Modell beschreibt den Kern als superfluide, neutronenentartete Materie (hauptsächlich Neutronen, mit einigen Protonen und Elektronen). Auch exotischere Formen von Materie sind denkbar, darunter entartete seltsame Materie (die neben Up- und Down-Quarks auch seltsame Quarks enthält), Materie, die neben Neutronen auch hochenergetische Pionen und Kaonen enthält, oder ultradichte quarkentartete Materie. ⓘ

Strahlung

Computersimulationen eines Neutronensterns mit Akkretionsscheibe, mit projizierten Magnetfeldlinien, die Ausbrüche starker Röntgenstrahlung und Radiowellen zeigen. Die Simulationen beruhen auf Daten der NASA-Observatorien NuSTAR und Swift aus dem Jahr 2017 sowie des ESA-Observatoriums XMM-Newto ⓘ

Animation eines rotierenden Pulsars. Die Kugel in der Mitte stellt den Neutronenstern dar, die Kurven zeigen die Magnetfeldlinien und die hervorstehenden Kegel die Emissionszonen. ⓘ

Pulsare

Neutronensterne werden anhand ihrer elektromagnetischen Strahlung nachgewiesen. Neutronensterne werden in der Regel beobachtet, wenn sie Radiowellen und andere elektromagnetische Strahlung pulsieren, und Neutronensterne, die mit Pulsen beobachtet werden, nennt man Pulsare. ⓘ

Man nimmt an, dass die Strahlung von Pulsaren durch die Beschleunigung von Teilchen in der Nähe ihrer Magnetpole verursacht wird, die nicht mit der Rotationsachse des Neutronensterns übereinstimmen müssen. Es wird angenommen, dass sich in der Nähe der Magnetpole ein großes elektrostatisches Feld aufbaut, das zur Emission von Elektronen führt. Diese Elektronen werden entlang der Feldlinien magnetisch beschleunigt, was zu Krümmungsstrahlung führt, wobei die Strahlung stark in Richtung der Krümmungsebene polarisiert ist. Außerdem können energiereiche Photonen mit energieärmeren Photonen und dem Magnetfeld wechselwirken, wodurch Elektron-Positron-Paare entstehen, die durch Elektron-Positron-Annihilation zu weiteren energiereichen Photonen führen. ⓘ

Die Strahlung, die von den magnetischen Polen von Neutronensternen ausgeht, kann als magnetosphärische Strahlung bezeichnet werden, was sich auf die Magnetosphäre des Neutronensterns bezieht. Sie ist nicht zu verwechseln mit der magnetischen Dipolstrahlung, die aufgrund der Abweichung der magnetischen Achse von der Rotationsachse ausgesandt wird und deren Strahlungsfrequenz mit der Rotationsfrequenz des Neutronensterns übereinstimmt. ⓘ

Wenn die Rotationsachse des Neutronensterns nicht mit der magnetischen Achse übereinstimmt, werden externe Beobachter diese Strahlen nur dann sehen, wenn die magnetische Achse während der Rotation des Neutronensterns auf sie gerichtet ist. Es werden also periodische Pulse beobachtet, die mit der Rotation des Neutronensterns übereinstimmen. ⓘ

Im Mai 2022 berichteten Astronomen über einen ultra-langperiodischen radioemittierenden Neutronenstern, PSR J0901-4046, der sich in seinen Spineigenschaften von den bekannten Neutronensternen unterscheidet. Es ist unklar, wie seine Radioemission erzeugt wird, und er stellt das derzeitige Verständnis der Entwicklung von Pulsaren in Frage. ⓘ

Nicht pulsierende Neutronensterne

Neben Pulsaren wurden auch nicht pulsierende Neutronensterne identifiziert, die allerdings geringfügige periodische Schwankungen in der Leuchtkraft aufweisen. Dies scheint ein Merkmal der Röntgenquellen zu sein, die als Central Compact Objects in Supernova-Überresten (CCOs in SNRs) bekannt sind und von denen man annimmt, dass es sich dabei um junge, radioleise isolierte Neutronensterne handelt. ⓘ

Spektren

Neben den Radioemissionen wurden Neutronensterne auch in anderen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nachgewiesen. Dazu gehören sichtbares Licht, Nahinfrarot, Ultraviolett, Röntgen- und Gammastrahlung. Pulsare, die im Röntgenlicht beobachtet werden, werden als Röntgenpulsare bezeichnet, wenn sie durch Akkretion angetrieben werden, während diejenigen, die im sichtbaren Licht identifiziert werden, als optische Pulsare bezeichnet werden. Die meisten der entdeckten Neutronensterne, einschließlich derer, die in optischer, Röntgen- und Gammastrahlung identifiziert wurden, senden auch Radiowellen aus; der Krebs-Pulsar erzeugt elektromagnetische Emissionen im gesamten Spektrum. Es gibt jedoch auch Neutronensterne, die als radioleise Neutronensterne bezeichnet werden und bei denen keine Radioemissionen festgestellt werden. ⓘ

Rotation

Neutronensterne rotieren nach ihrer Entstehung aufgrund der Drehimpulserhaltung extrem schnell; analog zu sich drehenden Schlittschuhläufern, die ihre Arme einziehen, beschleunigt sich die langsame Rotation des ursprünglichen Sternkerns, während er schrumpft. Ein neugeborener Neutronenstern kann sich viele Male pro Sekunde drehen. ⓘ

Abwärts drehen

P-P-Punkt-Diagramm für bekannte rotationsgetriebene Pulsare (rot), anomale Röntgenpulsare (grün), hochenergetische Emissionspulsare (blau) und Doppelpulsare (rosa) ⓘ

Mit der Zeit werden Neutronensterne langsamer, da ihre rotierenden Magnetfelder die mit der Rotation verbundene Energie abstrahlen; ältere Neutronensterne können für jede Umdrehung mehrere Sekunden benötigen. Dies wird als Spin Down bezeichnet. Die Geschwindigkeit, mit der ein Neutronenstern seine Rotation verlangsamt, ist normalerweise konstant und sehr gering. ⓘ

Die periodische Zeit (P) ist die Rotationsperiode, also die Zeit für eine Umdrehung eines Neutronensterns. Die Spin-Down-Rate, also die Geschwindigkeit der Verlangsamung der Rotation, erhält dann das Symbol ${\dot {P}}$ (P-Punkt), die Ableitung von P nach der Zeit. Sie ist definiert als periodische Zeitzunahme pro Zeiteinheit; sie ist eine dimensionslose Größe, kann aber in der Einheit s⋅s-1 (Sekunden pro Sekunde) angegeben werden. ⓘ

Die Spin-Down-Rate (P-Punkt) von Neutronensternen liegt normalerweise im Bereich von 10-22 bis 10-9 s⋅s-1, wobei die beobachteten Neutronensterne mit kürzerer Periode (oder schnellerer Rotation) normalerweise einen kleineren P-Punkt aufweisen. Wenn ein Neutronenstern altert, verlangsamt sich seine Rotation (P nimmt zu); schließlich wird die Rotationsrate zu langsam, um den Mechanismus der Radioemission anzutreiben, und der Neutronenstern kann nicht mehr nachgewiesen werden. ⓘ

Mit P und P-Punkt lassen sich die minimalen Magnetfelder von Neutronensternen abschätzen. P und P-dot können auch zur Berechnung des charakteristischen Alters eines Pulsars verwendet werden, liefern aber eine Schätzung, die etwas größer ist als das tatsächliche Alter, wenn sie auf junge Pulsare angewendet wird. ⓘ

P und P-dot können auch mit dem Trägheitsmoment des Neutronensterns kombiniert werden, um die so genannte Spin-Down-Luminosität zu schätzen, die mit dem Symbol ${\dot {E}}$ (E-Punkt). Es handelt sich nicht um die gemessene Leuchtkraft, sondern um die berechnete Verlustrate der Rotationsenergie, die sich als Strahlung manifestieren würde. Bei Neutronensternen, bei denen die Spin-Down-Leuchtkraft mit der tatsächlichen Leuchtkraft vergleichbar ist, spricht man von "rotationsgetriebenen" Neutronensternen. Die beobachtete Leuchtkraft des Krebs-Pulsars ist mit der Spin-Down-Leuchtkraft vergleichbar, was das Modell stützt, dass die kinetische Energie der Rotation die Strahlung des Sterns antreibt. Bei Neutronensternen wie Magnetaren, bei denen die tatsächliche Leuchtkraft die Spin-Down-Leuchtkraft um etwa das Hundertfache übersteigt, wird angenommen, dass die Leuchtkraft durch magnetische Dissipation und nicht durch Rotation angetrieben wird. ⓘ

P und P-Punkt können auch für Neutronensterne aufgetragen werden, um ein P-P-Punkt-Diagramm zu erstellen. Dieses Diagramm enthält eine enorme Menge an Informationen über die Pulsarpopulation und ihre Eigenschaften und wurde in seiner Bedeutung für Neutronensterne mit dem Hertzsprung-Russell-Diagramm verglichen. ⓘ

Hochdrehen

Die Rotationsgeschwindigkeit von Neutronensternen kann sich erhöhen, ein Prozess, der als "spin up" bekannt ist. Manchmal absorbieren Neutronensterne kreisende Materie von Begleitsternen, wodurch sich die Rotationsgeschwindigkeit erhöht und der Neutronenstern zu einem abgeflachten Sphäroid umgestaltet wird. Dies führt zu einer Erhöhung der Rotationsrate des Neutronensterns um mehr als das Hundertfache pro Sekunde im Falle von Millisekunden-Pulsaren. ⓘ

Der am schnellsten rotierende derzeit bekannte Neutronenstern, PSR J1748-2446ad, rotiert mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. In einer Veröffentlichung aus dem Jahr 2007 wurde eine Röntgenschwingung des Neutronensterns XTE J1739-285 mit einer Frequenz von 1122 Hz nachgewiesen, was auf 1122 Umdrehungen pro Sekunde hindeutet und ein indirektes Maß für den Spin darstellt. Allerdings wurde dieses Signal bisher nur ein einziges Mal beobachtet und sollte als vorläufig betrachtet werden, bis es in einem anderen Ausbruch von diesem Stern bestätigt wird. ⓘ

Störungen und Sternenbeben

Künstlerische Darstellung der NASA von einem "Sternenbeben" oder "stellaren Beben". ⓘ

Manchmal kommt es bei einem Neutronenstern zu einer Störung, d. h. zu einem plötzlichen kleinen Anstieg der Rotationsgeschwindigkeit oder des Spin-up. Man geht davon aus, dass es sich dabei um die Auswirkungen eines Sternbebens handelt - wenn sich die Rotation des Neutronensterns verlangsamt, wird seine Form kugelförmiger. Aufgrund der Steifigkeit der "Neutronenkruste" geschieht dies in Form von einzelnen Ereignissen, wenn die Kruste aufbricht und ein Sternbeben ähnlich wie ein Erdbeben verursacht. Nach dem Sternbeben hat der Stern einen kleineren Äquatorialradius, und da der Drehimpuls erhalten bleibt, hat sich seine Rotationsgeschwindigkeit erhöht. ⓘ

Sternbeben, die in Magnetaren auftreten, mit einer daraus resultierenden Störung, ist die führende Hypothese für die Gammastrahlenquellen, die als weiche Gamma-Wiederholer bekannt sind. ⓘ

Jüngste Arbeiten deuten jedoch darauf hin, dass ein Sternbeben nicht genügend Energie für einen Neutronenstern-Glitch freisetzen würde; es wurde vorgeschlagen, dass Glitches stattdessen durch Übergänge von Wirbeln im theoretischen supraflüssigen Kern des Neutronensterns von einem metastabilen Energiezustand in einen niedrigeren verursacht werden, wodurch Energie freigesetzt wird, die sich in einer Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit zeigt. ⓘ

"Anti-glitches"

Ein "Anti-Glitch", eine plötzliche kleine Verringerung der Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns, ist ebenfalls berichtet worden. Dies geschah beim Magnetar 1E 2259+586 und führte in einem Fall zu einem Anstieg der Röntgenleuchtkraft um den Faktor 20 und zu einer signifikanten Änderung der Spin-Down-Rate. Aktuelle Neutronensternmodelle sagen dieses Verhalten nicht voraus. Wenn die Ursache interner Natur war, deutet dies auf eine unterschiedliche Rotation der festen äußeren Kruste und der superfluiden Komponente der inneren Struktur des Magnetars hin. ⓘ

Population und Entfernungen

Zentraler Neutronenstern im Herzen des Krebsnebels. ⓘ

Derzeit sind etwa 3 200 Neutronensterne in der Milchstraße und den Magellanschen Wolken bekannt, von denen die meisten als Radiopulsare nachgewiesen wurden. Neutronensterne sind hauptsächlich entlang der Scheibe der Milchstraße konzentriert, obwohl die Ausbreitung senkrecht zur Scheibe groß ist, da der Supernova-Explosionsprozess dem neu entstandenen Neutronenstern hohe Translationsgeschwindigkeiten (400 km/s) verleihen kann. ⓘ

Einige der nächstgelegenen bekannten Neutronensterne sind RX J1856.5-3754, der etwa 400 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, und PSR J0108-1431 in etwa 424 Lichtjahren Entfernung. RX J1856.5-3754 gehört zu einer nahen Gruppe von Neutronensternen, die als "The Magnificent Seven" bezeichnet werden. Ein weiterer nahe gelegener Neutronenstern, der beim Durchqueren des Sternbilds Ursa Minor entdeckt wurde, erhielt von seinen kanadischen und amerikanischen Entdeckern den Spitznamen Calvera, nach dem Bösewicht aus dem Film Die glorreichen Sieben von 1960. Dieses sich schnell bewegende Objekt wurde mit Hilfe des ROSAT/Bright Source Catalog entdeckt. ⓘ

Neutronensterne sind mit moderner Technologie nur in den frühesten Stadien ihres Lebens nachweisbar (fast immer weniger als 1 Million Jahre) und werden von älteren Neutronensternen weit übertroffen, die nur durch ihre Schwarzkörperstrahlung und Gravitationswirkung auf andere Sterne nachweisbar wären. ⓘ

Binäre Neutronensternsysteme

Circinus X-1: Röntgenlichtringe von einem binären Neutronenstern (24. Juni 2015; Chandra-Röntgenobservatorium) ⓘ

Etwa 5 % aller bekannten Neutronensterne sind Mitglieder eines Doppelsternsystems. Die Entstehung und Entwicklung von binären Neutronensternen und Doppel-Neutronensternen kann ein komplexer Prozess sein. Neutronensterne wurden in Doppelsternsystemen mit normalen Hauptreihensternen, Roten Riesen, Weißen Zwergen oder anderen Neutronensternen beobachtet. Nach modernen Theorien zur Entwicklung von Doppelsternsystemen wird erwartet, dass Neutronensterne auch in Doppelsternsystemen mit Schwarzen Löchern existieren. Die Verschmelzung von Doppelsternsystemen, die zwei Neutronensterne oder einen Neutronenstern und ein Schwarzes Loch enthalten, wurde durch die Emission von Gravitationswellen beobachtet. ⓘ

Röntgendoppelsterne

Binäre Systeme, die Neutronensterne enthalten, emittieren häufig Röntgenstrahlung, die von heißem Gas ausgesandt wird, das auf die Oberfläche des Neutronensterns fällt. Die Quelle des Gases ist der Begleitstern, dessen äußere Schichten durch die Gravitationskraft des Neutronensterns abgestreift werden können, wenn die beiden Sterne nahe genug beieinander stehen. Wenn der Neutronenstern dieses Gas akkretiert, kann seine Masse zunehmen; wenn genügend Masse akkretiert wird, kann der Neutronenstern zu einem Schwarzen Loch kollabieren. ⓘ

Verschmelzung von Neutronensternen und Nukleosynthese

Es wird beobachtet, dass der Abstand zwischen zwei Neutronensternen in einem engen Doppelsternsystem schrumpft, wenn Gravitationswellen ausgesandt werden. Letztendlich berühren sich die Neutronensterne und verschmelzen miteinander. Die Koaleszenz von binären Neutronensternen ist eines der führenden Modelle für den Ursprung kurzer Gammastrahlenausbrüche. Starke Beweise für dieses Modell lieferte die Beobachtung einer Kilonova in Verbindung mit dem kurzen Gammastrahlenausbruch GRB 130603B, die schließlich durch die Entdeckung der Gravitationswelle GW170817 und des kurzen GRB 170817A durch LIGO, Virgo und 70 Observatorien, die das elektromagnetische Spektrum abdeckten und das Ereignis beobachteten, bestätigt wurde. Es wird angenommen, dass das von der Kilonova ausgestrahlte Licht aus dem radioaktiven Zerfall von Material stammt, das bei der Verschmelzung der beiden Neutronensterne ausgestoßen wurde. Dieses Material könnte im Gegensatz zur Theorie der Supernova-Nukleosynthese für die Entstehung vieler chemischer Elemente außer Eisen verantwortlich sein. ⓘ

Planeten

Eine künstlerische Darstellung des Pulsarplaneten PSR B1257+12 C mit hellen Polarlichtern. ⓘ

Neutronensterne können Exoplaneten beherbergen. Diese können ursprünglich, zirkumbinär, eingefangen oder das Ergebnis einer zweiten Runde der Planetenbildung sein. Pulsare können auch die Atmosphäre eines Sterns abstreifen und einen Überrest von Planetenmasse hinterlassen, der je nach Interpretation als chthonischer Planet oder als stellares Objekt verstanden werden kann. Bei Pulsaren können solche Pulsarplaneten mit der Pulsar-Timing-Methode nachgewiesen werden, die eine hohe Präzision und den Nachweis viel kleinerer Planeten als mit anderen Methoden ermöglicht. Zwei Systeme wurden bereits definitiv bestätigt. Die ersten Exoplaneten, die jemals entdeckt wurden, waren die drei Planeten Draugr, Poltergeist und Phobetor um PSR B1257+12, die in den Jahren 1992-1994 entdeckt wurden. Draugr ist der kleinste jemals entdeckte Exoplanet, mit einer Masse, die doppelt so groß wie die des Mondes ist. Ein weiteres System ist PSR B1620-26, wo ein zirkumbinärer Planet ein Doppelsternsystem aus Neutronenstern und Weißem Zwerg umkreist. Außerdem gibt es mehrere unbestätigte Kandidaten. Pulsarplaneten empfangen nur wenig sichtbares Licht, dafür aber enorme Mengen an ionisierender Strahlung und hochenergetischen Sternwinden, was sie zu recht lebensfeindlichen Umgebungen macht. ⓘ

Geschichte der Entdeckungen

Die erste direkte Beobachtung eines Neutronensterns im sichtbaren Licht. Bei dem Neutronenstern handelt es sich um RX J1856.5-3754. ⓘ

Auf der Tagung der American Physical Society im Dezember 1933 (der Tagungsband wurde im Januar 1934 veröffentlicht) schlugen Walter Baade und Fritz Zwicky die Existenz von Neutronensternen vor, weniger als zwei Jahre nach der Entdeckung des Neutrons durch James Chadwick. Auf der Suche nach einer Erklärung für die Entstehung einer Supernova schlugen sie versuchsweise vor, dass bei Supernova-Explosionen gewöhnliche Sterne in Sterne verwandelt werden, die aus extrem dicht gepackten Neutronen bestehen, die sie Neutronensterne nannten. Baade und Zwicky schlugen damals richtigerweise vor, dass die Freisetzung der gravitativen Bindungsenergie der Neutronensterne die Supernova antreibt: "Im Supernova-Prozess wird die Masse in der Masse vernichtet". Neutronensterne galten als zu schwach, um entdeckt werden zu können, und es wurde nur wenig mit ihnen gearbeitet, bis Franco Pacini im November 1967 darauf hinwies, dass die Neutronensterne elektromagnetische Wellen aussenden würden, wenn sie sich drehten und große Magnetfelder hätten. Ohne sein Wissen entdeckten der Radioastronom Antony Hewish und seine Forschungsassistentin Jocelyn Bell in Cambridge kurz darauf Radioimpulse von Sternen, von denen man heute annimmt, dass es sich um stark magnetisierte, schnell rotierende Neutronensterne, so genannte Pulsare, handelt. ⓘ

1965 entdeckten Antony Hewish und Samuel Okoye "eine ungewöhnliche Quelle hoher Radio-Helligkeitstemperatur im Krebsnebel". Diese Quelle entpuppte sich als der Krebs-Pulsar, der aus der großen Supernova von 1054 hervorging. ⓘ

1967 untersuchte Iosif Shklovsky die Röntgen- und optischen Beobachtungen von Scorpius X-1 und kam zu dem Schluss, dass die Strahlung von einem Neutronenstern im Stadium der Akkretion stammt. ⓘ

Im Jahr 1967 entdeckten Jocelyn Bell Burnell und Antony Hewish regelmäßige Radioimpulse von PSR B1919+21. Dieser Pulsar wurde später als ein isolierter, rotierender Neutronenstern gedeutet. Die Energiequelle des Pulsars ist die Rotationsenergie des Neutronensterns. Die meisten der bekannten Neutronensterne (etwa 2000, Stand 2010) wurden als Pulsare entdeckt, die regelmäßig Radiopulse aussenden. ⓘ

Im Jahr 1968 entdeckten Richard V. E. Lovelace und Mitarbeiter die Periode $P\!\approx 33$ ms des Krebs-Pulsars mit Hilfe des Arecibo-Observatoriums. Nach dieser Entdeckung kamen die Wissenschaftler zu dem Schluss, dass Pulsare rotierende Neutronensterne sind. Davor glaubten viele Wissenschaftler, dass es sich bei Pulsaren um pulsierende Weiße Zwerge handelt. ⓘ

1971 entdeckten Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und H. Tananbaum 4,8 Sekunden lange Pulsationen in einer Röntgenquelle im Sternbild Centaurus, Cen X-3. Sie interpretierten dies als Folge eines rotierenden heißen Neutronensterns. Die Energiequelle ist gravitativ und resultiert aus einem Gasregen, der von einem Begleitstern oder dem interstellaren Medium auf die Oberfläche des Neutronensterns fällt. ⓘ

Im Jahr 1974 erhielt Antony Hewish den Nobelpreis für Physik "für seine entscheidende Rolle bei der Entdeckung von Pulsaren", ohne Jocelyn Bell, der an der Entdeckung beteiligt war. ⓘ

1974 entdeckten Joseph Taylor und Russell Hulse den ersten Doppelpulsar, PSR B1913+16, der aus zwei Neutronensternen (von denen einer als Pulsar zu sehen ist) besteht, die um ihr Massenzentrum kreisen. Albert Einsteins allgemeine Relativitätstheorie sagt voraus, dass massereiche Objekte in kurzen binären Umlaufbahnen Gravitationswellen aussenden sollten und ihre Umlaufbahn daher mit der Zeit abnehmen sollte. Dies wurde tatsächlich beobachtet, genau wie es die allgemeine Relativitätstheorie vorhersagt, und 1993 erhielten Taylor und Hulse für diese Entdeckung den Nobelpreis für Physik. ⓘ

1982 entdeckten Don Backer und Kollegen den ersten Millisekunden-Pulsar, PSR B1937+21. Dieses Objekt dreht sich 642 Mal pro Sekunde, ein Wert, der die Masse und den Radius von Neutronensternen grundlegend einschränkte. Später wurden viele Millisekunden-Pulsare entdeckt, aber PSR B1937+21 blieb 24 Jahre lang der am schnellsten rotierende bekannte Pulsar, bis PSR J1748-2446ad (der sich mehr als 700 Mal pro Sekunde dreht) entdeckt wurde. ⓘ

Im Jahr 2003 entdeckten Marta Burgay und Kollegen das erste doppelte Neutronensternsystem, in dem beide Komponenten als Pulsare nachweisbar sind, PSR J0737-3039. Die Entdeckung dieses Systems ermöglicht insgesamt 5 verschiedene Tests der allgemeinen Relativitätstheorie, einige davon mit noch nie dagewesener Präzision. ⓘ

Im Jahr 2010 maßen Paul Demorest und Kollegen die Masse des Millisekunden-Pulsars PSR J1614-2230 mit 1,97±0,04 M_☉, unter Verwendung der Shapiro-Verzögerung. Dies ist wesentlich höher als jede zuvor gemessene Neutronensternmasse (1,67 M_☉, siehe PSR J1903+0327), und gibt starke Hinweise auf die innere Zusammensetzung von Neutronensternen. ⓘ

Im Jahr 2013 maßen John Antoniadis und Kollegen die Masse von PSR J0348+0432 mit 2,01±0,04 M_☉ mit Hilfe der Spektroskopie weißer Zwerge. Damit wurde die Existenz solcher massereicher Sterne mit einer anderen Methode bestätigt. Darüber hinaus ermöglichte dies zum ersten Mal einen Test der allgemeinen Relativitätstheorie anhand eines solchen massereichen Neutronensterns. ⓘ

Im August 2017 entdeckten LIGO und Virgo erstmals Gravitationswellen, die von kollidierenden Neutronensternen erzeugt wurden. ⓘ

Im Oktober 2018 berichteten Astronomen, dass GRB 150101B, ein 2015 entdeckter Gammastrahlenausbruch, möglicherweise direkt mit dem historischen GW170817 zusammenhängt und mit der Verschmelzung zweier Neutronensterne verbunden ist. Die Ähnlichkeiten zwischen den beiden Ereignissen in Bezug auf Gammastrahlen-, optische und Röntgenemissionen sowie die Art der zugehörigen Wirtsgalaxien sind "verblüffend", was darauf hindeutet, dass die beiden getrennten Ereignisse beide das Ergebnis der Verschmelzung von Neutronensternen sein könnten, und dass es sich bei beiden um eine Kilonova handeln könnte, die im Universum möglicherweise häufiger vorkommt als bisher angenommen, so die Forscher. ⓘ

Im Juli 2019 berichteten Astronomen, dass eine neue Methode zur Bestimmung der Hubble-Konstante vorgeschlagen wurde, die auf der Verschmelzung von Neutronensternpaaren basiert und die Diskrepanz früherer Methoden behebt, nachdem die Neutronensternverschmelzung von GW170817 entdeckt wurde. Ihre Messung der Hubble-Konstante beträgt 70,3+5,3
-5,0 (km/s)/Mpc. ⓘ

Eine Studie des Doktoranden Fabian Gittins von der University of Southampton aus dem Jahr 2020 deutet darauf hin, dass die Unregelmäßigkeiten auf der Oberfläche ("Berge") nur Bruchteile eines Millimeters groß sind (etwa 0,000003 % des Durchmessers des Neutronensterns) und damit Hunderte Male kleiner als bisher vorhergesagt. ⓘ

Im frühen 21. Jahrhundert waren fast 2000 Neutronensterne entdeckt, wovon wegen ungünstiger physikalischer Bedingungen nur ein Bruchteil detaillierte Untersuchungen erlaubt. 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. 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. ⓘ

Tabelle der Untertypen

Verschiedene Arten von Neutronensternen (24. Juni 2020) ⓘ

• Neutronenstern
  • Isolierter Neutronenstern (INS): nicht in einem Doppelsternsystem.
    • Rotationspulsar (RPP oder "Radiopulsar"): Neutronensterne, die in regelmäßigen Abständen gerichtete Strahlungspulse zu uns senden (aufgrund ihrer starken Magnetfelder).
      • Rotierende Radiotransienten (RRATs): Man nimmt an, dass es sich um Pulsare handelt, die sporadischer und/oder mit größerer Impuls-zu-Impuls-Variabilität emittieren als der Großteil der bekannten Pulsare.
    • Magnetar: ein Neutronenstern mit einem extrem starken Magnetfeld (1000-mal stärker als bei einem normalen Neutronenstern) und langen Rotationsperioden (5 bis 12 Sekunden).
      • Soft Gamma Repeater (SGR).
      • Anomaler Röntgenpulsar (AXP).
    • Funkstille Neutronensterne.
      • Röntgenstrahlenschwache isolierte Neutronensterne.
      • Zentrale kompakte Objekte in Supernovaüberresten (CCOs in SNRs): junge, radioleise, nicht pulsierende Röntgenquellen, von denen man annimmt, dass sie isolierte Neutronensterne sind, die von Supernovaüberresten umgeben sind.
  • Röntgenpulsare oder "akkretionsgetriebene Pulsare": eine Klasse von Röntgendoppelsternen.
    • Röntgendoppelpulsare mit geringer Masse: eine Klasse von Röntgendoppelsternen mit geringer Masse (LMXB), ein Pulsar mit einem Hauptreihenstern, Weißen Zwerg oder Roten Riesen.
      • Millisekunden-Pulsar (MSP) ("recycelter Pulsar").
        • "Spider Pulsar", ein Pulsar, dessen Begleiter ein halbentarteter Stern ist.
          • "Black Widow"-Pulsar, ein Pulsar, der unter den "Spider Pulsar" fällt, wenn der Begleiter eine extrem geringe Masse hat (weniger als 0,1 Sonnenmassen).
          • "Redback"-Pulsar, wenn der Begleiter massereicher ist.
        • Sub-Millisekunden-Pulsar.
      • Röntgenburst: ein Neutronenstern mit einem massearmen Begleiter, von dem Materie akkretiert wird, was zu unregelmäßigen Energieausbrüchen von der Oberfläche des Neutronensterns führt.
    • Röntgendoppelpulsare mittlerer Masse: eine Klasse von Röntgendoppelsternen mittlerer Masse (IMXB), ein Pulsar mit einem Stern mittlerer Masse.
    • Röntgendoppelpulsare mit hoher Masse: Eine Klasse von Röntgendoppelsternen mit hoher Masse (HMXB), ein Pulsar mit einem massereichen Stern.
    • Binäre Pulsare: ein Pulsar mit einem binären Begleiter, oft ein Weißer Zwerg oder Neutronenstern.
    • Röntgentertiär (theorisiert).
• Theoretisch kompakte Sterne mit ähnlichen Eigenschaften.
  • Protoneutronenstern (PNS), theorisiert.
  • Exotischer Stern
    • Thorne-Żytkow-Objekt: derzeit eine hypothetische Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem Roten Riesenstern.
    • Quark-Stern: ein derzeit hypothetischer Typ eines Neutronensterns, der aus Quark-Materie oder seltsamer Materie besteht. Im Jahr 2018 gibt es drei Kandidaten.
    • Elektroschwacher Stern: derzeit ein hypothetischer Typ eines extrem schweren Neutronensterns, bei dem die Quarks durch die elektroschwache Kraft in Leptonen umgewandelt werden, der Gravitationskollaps des Neutronensterns jedoch durch Strahlungsdruck verhindert wird. Bis zum Jahr 2018 gibt es keine Beweise für ihre Existenz.
    • Preon-Stern: Ein derzeit hypothetischer Typ von Neutronenstern, der aus Preon-Materie besteht. Im Jahr 2018 gibt es keine Beweise für die Existenz von Preonen. ⓘ

Beispiele für Neutronensterne

Künstlerische Darstellung der Scheibe um einen Neutronenstern RX J0806.4-4123. ⓘ

• Black Widow Pulsar - ein Millisekunden-Pulsar, der sehr massereich ist.
• LGM-1 (jetzt bekannt als PSR B1919+21) - der erste anerkannte Radio-Pulsar. Er wurde von Jocelyn Bell Burnell im Jahr 1967 entdeckt.
• PSR B1257+12 - der erste Neutronenstern, der mit Planeten entdeckt wurde (ein Millisekunden-Pulsar).
• PSR B1509-58 - Quelle des "Hand of God"-Fotos, aufgenommen vom Chandra-Röntgenobservatorium.
• RX J1856.5-3754 - nächstgelegener Neutronenstern.
• Die glorreichen Sieben, eine Gruppe von nahe gelegenen, röntgenschwachen, isolierten Neutronensternen.
• PSR J0348+0432 - der massereichste Neutronenstern mit einer gut eingegrenzten Masse von 2,01 ± 0,04 M_☉.
• RX J0806.4-4123 - Neutronenstern als Quelle von Infrarotstrahlung.
• SWIFT J1756.9-2508 - ein Millisekundenpulsar mit einem stellaren Begleiter mit planetarer Masse (unterhalb des Braunen Zwerges).
• Swift J1818.0-1607 - der jüngste bekannte Magnetar ⓘ

Galerie

Video - Animation

• Neutronensterne mit einer Kugel von 500.000 Erdmassen im Durchmesser

• Kollision von Neutronensternen

• Kollision eines Neutronensterns ⓘ

Typen und Beispiele

Sonstige

• Neben der Neutronenmaterie könnte im Zentrum eines Neutronensterns auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde wird Quarkstern genannt.
• Röntgenschwache isolierte Neutronensterne ⓘ