Die heiße Materie kocht und blubbert in diesem Schnappschuss aus dem dreidimensionalen Computermodell

Neutronensterne im Computermodell

Neutronensterne gehen aus der Explosion massereicher Sterne hervor, die am Ende ihrer Entwicklung stehen. Hans-Thomas Janka vom Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching berichtete im Podcast, wie Wissenschaftler mithilfe von Computermodellen versuchen, die Abläufe bei einer solchen Supernova im Detail nachzuvollziehen.

Sternexplosionen gehören zu den spektakulärsten Ereignissen, die das Universum zu bieten hat: Eine riesige Menge heißer Materie wird in den interstellaren Raum hinausgeschleudert und über Wochen hinweg kann eine solche Supernova heller als ihre gesamte Galaxie strahlen. Zurück bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Doch längst nicht jeder Stern beendet seine Entwicklung derart spektakulär – entscheidend ist die Masse des Sterns.

Hans-Thomas Janka: „Wir gehen davon aus, dass sich bis circa acht bis zehn Sonnenmassen Weiße Zwerge bilden. Über dieser Grenze von acht bis zehn Sonnenmassen kollabieren die Sterne zunächst zu Neutronensternen. Wenn die Sterne noch massereicher sind, wird die Wahrscheinlichkeit, dass sich Schwarze Löcher bilden, immer höher.”

Hans-Thomas Janka

Ein kleiner Stern wie unsere Sonne wird nicht als Supernova enden. Hat sie ihren Brennstoffvorrat verbraucht, bläst sie die äußeren Hüllen ins All und ihr Kern bleibt als Weißer Zwerg zurück, der im Lauf von Jahrmilliarden abkühlt. Auch deutlich massereichere Sterne werfen die äußeren Schichten ab, doch ihr Kern ist noch dicht und heiß genug, um weiterhin Fusionsreaktionen zu betreiben – bis hin zu Eisen, denn ein Verschmelzen zu noch schwereren Elementen würde keine Energie mehr erzeugen, sondern welche verbrauchen. Stoppen die Fusionsprozesse, hat der Stern seiner eigenen Schwerkraft nichts mehr entgegenzusetzen und der Kern stürzt in sich zusammen. Dabei kann ein Neutronenstern entstehen.

„Ein Neutronenstern ist eine sehr kompakte Kugel. Ungefähr die eineinhalbfache Masse der Sonne befindet sich in einem Volumenbereich von der Größe einer größeren Großstadt, beispielsweise München mit einem Durchmesser von zwanzig bis dreißig Kilometern. Es handelt sich also um einen unheimlich komprimierten, dicken, fetten Atomkern, in dem sich die Nukleonen im Inneren auf Dichten wie in einem Atomkern annähern. Die Oberfläche des Neutronensterns ist vermutlich extrem glatt – einfach weil die Gravitation so stark ist, dass dort jeder Versuch, einen Berg zu bilden, sofort verhindert wird. Wenn überhaupt gibt es nur Submillimeterstrukturen auf der Oberfläche.”

Beobachtungen helfen kaum weiter

Ein Neutronenstern besteht also nicht wie ein gewöhnlicher Stern aus Atomen, sondern nur aus Neutronen. Diese Teilchen treten gewöhnlich nur als Bestandteile eines Atomkerns auf, da sie ungebunden instabil sind und nach kurzer Zeit zerfallen. Nachdem die elektrisch neutralen Teilchen im Jahr 1932 entdeckt wurden, stellten die Forscher Walter Baade und Fritz Zwicky zwei Jahre später die Hypothese auf, dass es Neutronensterne geben müsse – und vermuteten bereits damals, dass sie in Supernovae entstehen. Bis zur Entdeckung des ersten Neutronensterns dauerte es allerdings noch weitere dreißig Jahre: Mitte der 1960er-Jahre entdeckten Astronomen das exotische Objekt erstmals in der Mitte des Krebsnebels im Sternbild Stier.

Seitdem haben sie viele weitere Neutronensterne beobachtet. Meist strahlen diese im Röntgenbereich des elektromagnetischen Spektrums besonders stark. Alternativ können Forscher die Neutronensterne im Radiospektrum aufspüren, da die Sterne meist extrem schnell rotieren und dabei periodische Radiopulse in Richtung Erde senden. Bislang wurden in unserem Milchstraßensystem und der näheren Umgebung rund zweitausend Neutronensterne nachgewiesen. Wollen Forscher wissen, wie genau Neutronensterne entstehen, kommen sie mit Beobachtungen kaum weiter. Zum einen verhindert das die extrem kurze Zeitskala.

Krebsnebel mit Neutronenstern

„Der Kollaps des stellaren Kerns zum Neutronenstern erfolgt im Bruchteil einer Sekunde, nachdem der Kern über Jahrmillionen stabil war. Die Bildung des Neutronensterns erfolgt dann über den Zeitraum einer weiteren Sekunde. Das ist also ungefähr die Zeit, welche die Entstehung des Neutronensterns erfordert. Danach ist der Neutronenstern ein Objekt, das innerhalb des Zentrums der Supernovaexplosion übrig bleibt. Dieses Objekt kühlt erst einmal über eine weitere Minute mit intensiver Neutrinoabstrahlung ab, um danach weiter abzukühlen und über Jahrmilliarden auszukühlen.” 

Selbst wenn man perfekt voraussagen könnte, wann genau der Neutronenstern entsteht – er ist von einer dichten Hülle aus heißer Materie verdeckt, was eine direkte Beobachtung der Entstehung unmöglich macht. Daher verwenden Forscher Computermodelle, um die Entstehung von Neutronensternen nachzuvollziehen. Eine entscheidende Rolle dabei spielen Neutrinos: Diese extrem leichten und elektrisch neutralen Elementarteilchen entstehen beim Kollaps zum Neutronenstern.

„In unseren Simulationen versuchen wir, die Hypothese zu bestätigen, dass die Explosion der Supernova durch Neutrinos ausgelöst wird. Der Neutronenstern bildet sich durch den Kollaps des Eisenkerns und erreicht dabei Temperaturen von einigen zehn bis hundert Milliarden Kelvin. In dieser Phase strahlt er enorme Energien in Neutrinos ab. Die Neutrinos bahnen sich dann einen Weg aus dem Neutronenstern und durch die Sternenhüllen hindurch, die letztendlich als Supernova explodieren werden. Auf ihrem Weg nach außen lassen die Neutrinos dort einen gewissen Teil ihrer Energie und könnten so die Supernova zünden.”

Neutronensterne in drei Dimensionen

Aufgrund des extrem hohen Rechenaufwands wurden solche Simulationen bislang vor allem in lediglich zwei Raumdimensionen durchgeführt. Ein Team um Thomas Janka hat vor Kurzem die ersten dreidimensionalen Simulationen der Neutronensternentstehung berechnet. Gleich zwei Supercomputer mit insgesamt 16  000 Prozessoren wurden dafür eingesetzt. Während der Prozess im All nur eine Sekunde dauert, brauchten die Wissenschaftler für drei Simulationen viereinhalb Monate und insgesamt 150 Millionen Prozessorstunden.

„Unsere Verfahren gehen auf sogenannte Differenzenmethoden oder sogar finite Volumenmethoden zurück. Das heißt, wir teilen das Volumen des Sternenzentrums in Gitterzellen ein. Die Gitterzellen selbst werden durch Variablen beschrieben: Dichte, Temperatur, Druck, Komposition des Mediums, Anzahl der Elektronen. Und dann werden Gleichungen für diese Größen entwickelt.”

Während der Simulation werden also die Gleichungen für die Gitterzellen mit fortschreitender Zeit immer wieder neu berechnet. Zusätzlich berechnet man das Verhalten der Neutrinos – denn während diese innerhalb des Neutronensterns noch vergleichsweise oft mit Materie interagieren, nimmt diese Wechselwirkung rapide ab, sobald die Neutrinos den Neutronenstern verlassen haben. In ihren Simulationen konnten die Wissenschaftler zum einen das Phänomen der Akkretionsstoßinstabilität, kurz SASI, beobachten: Die Stoßwelle der Supernova sieht nicht etwa kugelförmig aus, sondern ist asymmetrisch, teils sogar spiralförmig.

Visualisierung der dreidimensionalen Simulation der Neutronensternbildung
Visualisierung der dreidimensionalen Simulation der Neutronensternbildung

„Das zweite Phänomen heißt Konvektion, die auch in der Erdatmosphäre oder im Kochtopf auftritt. Wenn man in einem Kochtopf das Wasser zum Kochen bringt, dann blubbert es kräftig. So ein Phänomen haben wir auch im Supernovakern. Die heißen Neutrinos, die auf dem Weg nach außen ihre Energie deponieren, kann man sich wie das Heizen einer Herdplatte am Topfboden vorstellen. Und ähnlich wie Wasser oder Suppe im Topf anfängt, zu blubbern und zu kochen, wird auch das Material an der Oberfläche des Neutronensterns so heiß, dass es anfängt, in Blasen aufzusteigen, kräftig zu blubbern und letztendlich zu kochen.”

Der Vorteil der dreidimensionalen Simulation gegenüber ihren zweidimensionalen Vorgängern liegt auf der Hand: Ein zweidimensionales Modell vereinfacht die Wirklichkeit sehr stark und kann zum Beispiel asymmetrische Prozesse nicht richtig darstellen. Während die ersten dreidimensionalen Modelle der SASI, der Konvektion und ihrer Asymmetrien daher einen Erfolg darstellen, hat das Ganze doch einen Haken.

„Im Augenblick simulieren wir die Explosion noch nicht in drei Dimensionen – obwohl wir natürlich gehofft hatten, dass wir mit den ersten drei Simulationen erfolgreich sein würden. Wir haben die Simulationen in zwei Raumdimensionen mittlerweile so weit verfeinern können, dass die Explosion der Supernova tatsächlich durch die Neutrinos ausgelöst wird und wir das auch für viele unterschiedliche Arten von Sternen schaffen. Allerdings denke ich, dass unser Problem momentan tatsächlich die Auflösung ist.”

Um die relativ geringe Auflösung von zwei Winkelgrad zu erhöhen, wollen die Forscher daher als nächstes noch mehr Prozessorkerne einsetzen – um so auch bald die dreidimensionale virtuelle Supernova in die Luft zu jagen.