„nirgendwo können Wissenschaftler Materie unter so extremen Bedingungen studieren wie bei Neutronensternen”, sagt Tod E. Strohmayer begeistert. Der Astrophysiker vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland, ist von den exotischen Objekten – den Relikten der Kerne von ausgebrannten und explodierten Sternen – äußerst fasziniert. Denn ihre physikalischen Eigenschaften lassen sich in irdischen Experimenten niemals nachahmen – Neutronensterne sind die ultimativen physikalischen Laboratorien. In erster Linie liegt das an der immensen Dichte dieser nur etwa 40 Kilometer großen Objekte. Ihre Masse beträgt ungefähr das 1,4- bis 3-Fache unserer Sonne. Das bedeutet, dass ein Teelöffel voll Neutronenstern-Materie rund eine Milliarde Tonnen wiegt – mehr als alle Menschen zusammengenommen, die jemals auf der Erde lebten. Die Schwerkraft auf der Oberfläche der Neutronensterne – wahrscheinlich eine Kruste aus ultraheißem Eisen – ist so groß, dass eine imaginäre Rakete eine Fluchtgeschwindigkeit von zwei Dritteln der Lichtgeschwindigkeit erreichen müsste, um den Fesseln dieser Gravitation zu entkommen. Zum Vergleich: Die Entweichgeschwindigkeit von Raketen auf der Erde beträgt 11,2 Kilometer pro Sekunde. Auch die Stärke der Magnetfelder übertrifft alles, was Physiker kennen: 108 bis 1011 Tesla (1012 bis 1015 Gauß). Zum Vergleich: Das Magnetfeld der Erde beträgt am Äquator 3 . 10–5 Tesla. Diese Extrembedingungen ermöglichen es, Neutronensterne trotz ihrer geringen Größe auch über riesige Entfernungen zu studieren – insbesondere, wenn sie einem Nachbarstern Materie entreißen. Dann erscheinen die Neutronensterne als Röntgen-Pulsare beziehungsweise sind eine Komponente sogenannter Röntgen-Doppelsterne.

Kannibalische Sternruinen

Die ersten Hinweise auf solche kannibalischen Prozesse im All entdeckte der spätere Physik-Nobelpreisträger Riccardo Giaconni 1962 mit Messungen einer Aerobee-Höhenforschungsrakete 9000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Skorpion: Scorpius X-1. Dieser Röntgen-Doppelstern, die erste außerhalb des Sonnensystems entdeckte Röntgenquelle, ist nach wie vor die hellste kontinuierliche Röntgenquelle am Himmel. Nur im Röntgenbereich strahlt Scorpius X-1 2,3 . 1031 Watt ab; das ist 60 000-mal so viel wie die Sonne.

Im Detail studieren lassen sich Röntgen-Doppelsterne erst seit Dezember 1995, als die NASA den RXTE-Satelliten gestartet hatte. RXTE steht für „Rossi X-ray Timing Explorer” und würdigt den italienischen Astrophysiker Bruno Rossi. Der gut drei Tonnen schwere Satellit umkreist die Erde in einer 600 Kilometer hohen Umlaufbahn und kann die Helligkeitsvariationen von Röntgenquellen am Himmel mit einer zeitlichen Auflösung von besser als einer Tausendstelsekunde messen. Das war für die Röntgenastronomen ein riesiger Sprung nach vorne. Die Forscher unterscheiden zwei Typen von Röntgen-Doppelsternen, HMXB und LMXB genannt:

· HMXB steht für High-mass X-ray Binaries. Hier ist der Begleiter ein massereicher junger Stern (typischerweise ein sogenannter Be-Stern oder ein Blauer Überriese). Das kompakte Objekt ist meistens ein Neutronenstern, kann wie bei der 8000 Lichtjahre entfernten Röntgenquelle Cygnus X-1 aber auch ein Schwarzes Loch sein.

· LMXB ist die Abkürzung für Low-mass X-ray Binaries. Hier hat der Begleitstern weniger Masse als bei den HMXBs. Der Kannibale, der ihm Materie entreißt, ist wiederum häufig ein Neutronenstern, zuweilen aber auch ein Weißer Zwergstern oder ein Roter Riese. LMXBs sind älter als HMXBs. Im sichtbaren Licht sind sie sehr unscheinbar, im Röntgenbereich jedoch die hellsten Objekte am Himmel. Etwa hundert wurden bislang in der Milchstraße aufgespürt, darunter ein Dutzend in Kugelsternhaufen. Dank des Chandra-Satelliten konnten inzwischen ein paar auch in anderen Galaxien entdeckt werden. Neutronensterne in Röntgen-Doppelsternen sind deshalb so selten, weil gleich vier Bedingungen für ihre Entstehung zusammenkommen müssen:

· Ein massereicher Stern eines gewöhnlichen Doppelsternsystems muss als Supernova explodieren.

· Der Nachbarstern muss diese Explosion überleben.

· Er darf auch nicht ins All davongeblasen werden, sondern muss einen geringen Abstand zum Neutronenstern haben.

· Und es muss zu einem Massetransfer kommen: Entweder verleibt sich der Neutronenstern einen Teil des Sternwinds seines Nachbarn ein, oder er entreißt ihm Materie aus seiner äußeren Hülle.

Die Materie sammelt sich – teilweise über Jahre hinweg – in einer sogenannten Akkretionsscheibe um den Neutronenstern. Sie hat einen typischen Durchmesser von etwa einer Million Kilometern. Ihr innerer Rand wirbelt fast mit halber Lichtgeschwindigkeit um die Schwerkraftfalle – mehr als 1000-mal pro Sekunde. Die Prozesse in der Scheibe sind chaotisch und erzeugen eine stark variable Röntgenstrahlung.

Doch diese Strahlung ist marginal im Vergleich zu jener, die freigesetzt wird, wenn ein Teil der Materie auf den Neutronenstern stürzt – typischerweise 100 Milliarden Tonnen pro Sekunde, etwa die Masse des Bodensees. Das geschieht mit einer Geschwindigkeit von 100 000 Kilometer pro Sekunde, also einem Drittel der Lichtgeschwindigkeit. Dabei werden gigantische Mengen an Gravitationsenergie freigesetzt – oft mehr als zehn Prozent der Ruhemasse dieser Materie. Zum Vergleich: Selbst bei der Kernfusion von Wasserstoff werden „nur” 0,7 Prozent der Ruhemasse in Energie verwandelt. Die Röntgenausbrüche können 100 000-mal heller als die Sonne scheinen, dauern in der Regel aber nicht länger als 20 Sekunden.

„Erstaunlicherweise wiederholen sich solche Ereignisse typischerweise alle paar Stunden, wenn sich genug Materie angesammelt hat”, sagt Tod Strohmayer. Wie brachial die Prozesse sind, verdeutlicht er mit einem Vergleich: „Jedes briefmarkengroße Stück der Neutronenstern-Oberfläche explodiert mit einer Energie von mehr als hundert 15-Megatonnen-Nuklearbomben.” Die Oberfläche heizt sich auf über 100 Millionen Grad Celsius auf und glüht dann auch im Schein der Röntgenstrahlung. Die dabei umgesetzte Leistung ist so groß, dass die Energie von einem Quadratmikrometer – ein Mikrometer ist ein Millionstel Meter! – ausreichen würde, um den gesamten Energiebedarf Deutschlands zu decken.

Bizarre Leuchttürme im All

Wenn sich die Rotations- und die Magnetfeldachse des Neutronensterns nicht decken, entsteht eine Art Leuchtturm-Effekt mit zwei engen Strahlenkegeln, die in entgegengesetzter Richtung ins All schießen. „Ein tödlicher Leuchtturmstrahl schwingt über den Himmel”, sagt Strohmayer. Das auf den Neutronenstern herabstürzende Plasma muss den Magnetfeldlinien folgen und prallt dann auf die Pole, über denen wiederum die Röntgenstrahlung entweicht. Da die Strahlenbündel periodisch über einen fernen Beobachter streichen, etwa über einen irdischen Röntgensatelliten, scheint der Röntgenstern von diesem aus betrachtet zu pulsieren – daher die irreführende Bezeichnung Pulsar. Zu den bekanntesten Röntgen-Pulsaren gehört das erste aufgespürte Exemplar dieser Art: Centaurus X-3 im Sternbild Zentaur, über 20 000 Lichtjahre entfernt. Der 1967 entdeckte Pulsar rotiert einmal alle 4,84 Sekunden und umkreist seinen Begleitstern einmal in 2,1 Tagen. Gut erforscht ist auch Hercules X-1, über 16 000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Herkules gelegen. Er wurde 1971 von dem Röntgensatelliten Uhuru entdeckt, hat eine Rotationsperiode von 1,24 Sekunden und umrundet seinen Begleiter einmal alle 1,7 Tage.

Eines der großen Verdienste des Röntgensatelliten RXTE ist auch, dass er erstmals direkt messen konnte, wie rasch viele LMXBs rotieren: 300- bis 600-mal pro Sekunde. Das erste Beispiel hat ein Team um Tod Strohmayer mit RXTE im LMBX-System 4U 1728–34 entdeckt: 363 Rotationen pro Sekunde. Der momentane Rekordhalter ist aber kein Röntgen-, sondern ein Radio-Doppelpulsar. Er heißt PSR J1748–2446ad, befindet sich 28 000 Lichtjahre entfernt im Kugelsternhaufen Terzan 5 im Sternbild Schütze und dreht sich 716,36-mal pro Sekunde. Das ist so schnell, dass ihn die Fliehkräfte beinahe auseinanderreißen. Aus RXTEs genauen Messungen des Pulsprofils können die Röntgenastronomen auf die Massen und Radien der Neutronensterne schließen. Die periodischen Verschiebungen der Röntgen-Ankunftszeiten erlauben auch Rückschlüsse auf die Bahnparameter – das ist dasselbe Prinzip wie bei einer Radarpistole, mit der die Polizei die Geschwindigkeit von Rasern misst. Ergebnis: Alle Millisekunden-Pulsare, die sich Materie einverleiben, haben exakt kreisförmige Bahnen mit Umlaufperioden von 40 Minuten bis zu einigen Stunden Dauer. Auch die unteren Massengrenzen der Begleitersterne ließen sich ausrechnen: Es sind alles massearme Sterne, teilweise sogar Braune Zwerge – also „verhinderte” Sterne mit Massen von nur dem 10- bis 15-Fachen von Jupiter.

Licht auf Abwegen

Auch Albert Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie lässt sich aufgrund der enormen Gravitation der Neutronensterne überprüfen beziehungsweise anwenden. So werden durch einen Gravitationslinseneffekt, den Einstein in anderem Zusammenhang vorhergesagt hatte, Photonen zum Betrachter gelenkt, die von Teilen der Rückseite des Sterns stammen – das heißt, zu jedem Zeitpunkt kann man mehr als die Hälfte der Oberfläche des Neutronensterns beobachten. Und weil sich aufgrund der rasanten Rotation die Oberfläche mit 10 bis 20 Prozent der Lichtgeschwindigkeit bewegt, entstehen starke Verschiebungen der Spektrallinien und eine „Bündelung” der Strahlung. Diese beiden Effekte erzeugen charakteristische Veränderungen des Pulsprofils und wurden von RXTE gemessen. Ein weiterer relativistischer Effekt ist im Prinzip ebenfalls nachweisbar, aber in der Praxis noch nicht: Die Gravitationsrotverschiebung der Strahlung – ein Energieverlust infolge des starken Schwerefelds, aus dem sich die Photonen ins All kämpfen. Die Extremsterne werden die Astrophysiker also noch lange herausfordern. Künftige Weltraumobservatorien wie der für 2017 geplante NASA-Röntgensatellit Constellation-X werden die kannibalischen Sternengräber noch sehr viel genauer ins Visier nehmen. Dann können die Astrophysiker auch mehr über das geheimnisvolle Innere der Neutronensterne lernen. Dort herrschen die extremsten Bedingungen überhaupt – wie eine Billionstelsekunde nach dem Urknall. ■

Rüdiger Vaas