Können wir jetzt vorhersagen, wann ein Neutronenstern ein Schwarzes Loch zur Welt bringen wird?

Ein Neutronenstern ist vielleicht eines der beeindruckendsten und mysteriösesten Dinge im Universum. Sie bestehen fast ausschließlich aus Neutronen ohne elektrische Nettoladung und sind die letzte Phase im Lebenszyklus eines Riesensterns, der aus den als Supernovae bekannten feurigen Explosionen geboren wurde. Sie sind auch die dichtesten bekannten Objekte im Universum, eine Tatsache, die oft dazu führt, dass sie bei einer Massenänderung zu einem schwarzen Loch werden.

Seit einiger Zeit sind Astronomen von diesem Prozess verwirrt, da sie nie wissen, wo oder wann ein Neutronenstern diese letzte Transformation vollziehen könnte. Aber dank einer aktuellen Studie eines Forscherteams der Goethe-Universität in Frankfurt, Deutschland, könnte es jetzt möglich sein, die absolute maximale Masse zu bestimmen, die erforderlich ist, damit ein Neutronenstern kollabiert und ein neues Schwarzes Loch gebiert.

Wie bei allem anderen, was Neutronensterne betrifft, ist der Prozess, durch den sie zu Schwarzen Löchern werden, seit langem eine Quelle der Faszination und Verwirrung für Astronomen. Als dichteste aller Objekte im bekannten Universum kann ihre Masse nicht unbegrenzt wachsen – jede Zunahme der Masse führt also auch zu einer Zunahme ihrer Dichte.

Künstlerische Illustration eines rotierenden Neutronensterns, der Überreste einer Supernova-Explosion. Bildnachweis: NASA, Caltech-JPL

Normalerweise führt dieser Prozess dazu, dass ein Neutronenstern einfach einen neuen Gleichgewichtszustand erreicht, oder führt dazu, dass sich ein nicht rotierender Neutronenstern zu drehen beginnt. Dieser letztere Effekt wird es ermöglichen, länger als sonst stabil zu bleiben, da die zusätzliche Zentrifugalkraft helfen kann, die starke Gravitationskraft, die in seinem Inneren wirkt, auszugleichen.

Aber auch dieser Prozess kann nicht ewig dauern. Wie Professor Luciano Rezzolla von der Goethe-Universität Universe Today per E-Mail sagte:

„Wenn der Stern sich nicht dreht, ist diese Masse nicht allzu schwer zu berechnen und wird als maximale nicht rotierende Masse oder M_TOV bezeichnet. Dies ist jedoch nicht die größtmögliche Masse, denn wenn der Stern rotiert, kann er mehr Masse tragen, als wenn er sich nicht dreht. Aber auch in diesem Fall gibt es eine Grenze, weil es eine Grenze gibt, wie viel ein Stern rotieren kann, bevor er von der Zentrifugalkraft getrennt wird. Daher wird die absolut größte Masse, die ein Neutronenstern erreichen kann, als „maximale Masse einer maximal rotierenden Konfiguration“ bezeichnet, M_max. Dies ist die größtmögliche Masse des am schnellsten rotierenden Modells. Angenommen, Sie haben ein solches Modell gebaut: Wenn Sie ein einzelnes Atom hinzufügen, würde es zu einem Schwarzen Loch kollabieren, während es auseinanderbrechen würde, wenn Sie es noch ein bisschen mehr drehen.“

Wenn Neutronensterne Masse anhäufen, wird ihre Rotationsgeschwindigkeit zunehmen; und auch hier gibt es eine grenze. Grundsätzlich wird ein Neutronenstern früher oder später sein absolutes Massenmaximum erreichen und darüber hinaus unweigerlich in sich zusammenfallen und zu einem Schwarzen Loch werden. Leider hatten Astronomen in der Vergangenheit Schwierigkeiten, den Wert dieser Grenze zu bestimmen.

Der Grund dafür ist, dass ein solcher Maximalwert von der Zustandsgleichung der Materie abhängt, aus der der Stern besteht. Diese thermodynamische Gleichung beschreibt den Aggregatzustand unter bestimmten physikalischen Bedingungen – d. h. Temperatur, Druck, Volumen oder innere Energie. Und während Astronomen mit einiger Sicherheit die maximale Masse eines nicht rotierenden Neutronensterns bestimmen konnten, waren sie bei der Berechnung der maximalen Masse rotierender Sterne weniger erfolgreich.

Querschnitt eines Neutronensterns. Quelle: Wikipedia Commons/Robert Schulze

Kurz gesagt, sie konnten nicht bestimmen, wie viel Masse benötigt wird, bevor ein rotierender Neutronenstern seine maximale Rotationsgeschwindigkeit überschreitet und schließlich ein neues Schwarzes Loch bildet. Wie Rezzolla erklärte:

„Was es in der Vergangenheit schwierig gemacht hat, M_max zu berechnen, ist, dass sich sein Wert von dem unterscheidet, aus dem der Neutronenstern besteht (dh seiner „Zustandsgleichung“), und das wissen wir nicht wirklich. Neutronenstern-Materie unterscheidet sich so stark von der, die wir kennen, dass wir nur fundierte Vermutungen anstellen können; und leider gibt es viele Vermutungen, weil es verschiedene Möglichkeiten gibt, die Eigenschaften der Zustandsgleichung zu berechnen. So kam man in eine Situation, in der nicht nur die maximale Masse für verschiedene Zustandsgleichungen unterschiedlich war, sondern sogar die maximale Rotationsgeschwindigkeit für verschiedene Zustandsgleichungen unterschiedlich war.“

In ihrer Studie mit dem Titel „ Maximale Masse, Trägheitsmoment und Kompaktheit relativistischer Sterne ” – das kürzlich in der . erschienen istMonatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society– Rezzolla und Cosima Breu (Masterstudentin in Theoretischer Physik an der Goethe-Universität und Mitautorin der Studie) argumentieren, dass es jetzt möglich sein könnte, die maximale Masse eines schnell rotierenden Sterns abzuleiten.

Für ihre Forschungen stützten sich Rezzolla und Breu auf neuere Arbeiten von Astronomen, die gezeigt haben, dass es möglich ist, die Eigenschaften stellarer Gleichgewichtskonfigurationen auszudrücken, die nicht von der spezifischen Gleichung ihres Massenzustands abhängen. Kurz gesagt, diese Studien haben gezeigt, dass es gewisse „universelle Beziehungen“ gibt, wenn es um das Gleichgewicht von Sternen geht.

Künstlerische Darstellung eines Ausbruchs auf einem ultramagnetischen Neutronenstern, auch Magnetar genannt.
Bildnachweis: NASA/Goddard Space Flight Center

Als Ergebnis konnten sie zeigen, dass es möglich ist, die maximale Masse, die ein schnell rotierender Neutronenstern erreichen kann, vorherzusagen, indem man einfach die maximale Masse eines Neutronensterns in einer entsprechenden, nicht rotierenden Konfiguration berücksichtigt. Aber wie Rezzolla sagte, brauchte es selbst mit diesen verfügbaren Datensätzen eine neue Perspektive:

„Universelle Beziehungen sagen einfach aus, dass scheinbar unterschiedliche Objekte tatsächlich viele Gemeinsamkeiten haben. Obwohl wir uns zum Beispiel von anderen Säugetieren, beispielsweise Schweinen, unterscheiden, weist unser Genom viele Gemeinsamkeiten auf, im Wesentlichen weil wir die gleichen Proteine ​​synthetisieren, die gleiche Luft atmen usw. Wenn wir also erfahren, dass Hämoglobin tatsächlich funktioniert für ein Säugetier haben wir für viele weitere Säugetiere gelernt. Dies scheint auch bei Neutronensternen der Fall zu sein, so dass, obwohl es viele Zustandsgleichungen gibt, die unterschiedliche Ergebnisse für M_max vorhersagen, sie alle zeigen, dass es eine universelle Beziehung zwischen M_max und M_TOV gibt. Genauer gesagt haben wir festgestellt, dass M_max = (1,203 +- 0,022) M_TOV.“

Diese Ergebnisse werden wahrscheinlich interessante Implikationen für die zukünftige astronomische Forschung haben. Für den Anfang ist es nützlich, die maximale Masse zu kennen, die ein Neutronenstern erreichen kann, wenn die von Neutronensternen erzeugten Gravitationswellensignale analysiert werden, sodass Astronomen Informationen über die Zustandsgleichung extrahieren können, bevor das Objekt zu einem Schwarzen Loch kollabiert.

Zweitens wird es nützlich sein, um das Trägheitsmoment von Neutronensternen zu bestimmen, d. h. zu wissen, wie viel Masse erforderlich ist, bevor sie zu rotieren beginnen. Kurz gesagt, Wissenschaftler werden in der Lage sein, mit größerer Genauigkeit zu wissen, was erforderlich ist, um einen Neutronenstern in die Drehung zu versetzen, und sie werden mit größerer Genauigkeit vorhersagen können, wann ein sich drehender Neutronenstern kurz vor dem Kollaps steht, und somit wissen, wann und wo a neues Schwarzes Loch wird.

All dies wiederum wird wahrscheinlich ein Segen für die Erforschung von Schwarzen Löchern sein, dem einzigen Objekt im Universum, das wohl beeindruckender und weniger verstanden ist als Neutronensterne. Dem Verständnis dieses großartigen, mysteriösen Dings, das als Universum bekannt ist, einen Schritt näher!

FuWeiterlesen: phys.org