Neutronensterne
Wenn im Kern eines massereichen Sterns der nukleare Brennstoff verbraucht ist, dann bricht dieser Kern unter den gewaltigen Kräften seiner eigenen Gravitation innerhalb von Millisekunden zusammen. Die frei werdende Energie sprengt die äußere Hülle des Sterns ab, was als Supernova beobachtet werden kann. Im Inneren komprimiert die Gravitation den Kern so stark, dass selbst die Atome zerstört werden, in dem sich Protonen und Elektronen in Neutronen und Neutrinos umwandeln. Dies ist die Geburt eines Neutronensterns, den man etwas vereinfacht als einen gigantischen Atomkern bezeichnen kann, der einen Radius von etwa 12 km und 500 000 Erdmassen hat. Im Zentrum eines Neutronensterns sind mehrere hundert Millionen Tonnen Materie auf einen Kubikzentimeter zusammengepresst. Manche dieser Neutronensterne rotieren so schnell, dass sie pro Sekunde mehrere hundert Umdrehungen schaffen. Sie stellen die extremste Materieform im beobachtbarem Universum dar.
Pulsare
Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne mit einem starken Magnetfeld, die bevorzugt entlang der Pole elektromagnetische Strahlung aussenden. Ist die Magnetachse gegen die Rotationsachse geneigt, so entsteht durch die Eigenrotation des Neutronensterns ein „kosmischer Leuchtturm”, der in regelmäßigen zeitlichen Abständen aufblinkt. Die Entdeckung des ersten Pulsars gelang 1967 Jocelyn Bell und Antony Hewish. Seither sind Pulsare eines der aufregendsten Forschungsgebiete der modernen Astrophysik.
Entstehungseigenschaften
Neutronensterne werden in gewaltigen Supernova-Explosionen von Typ II geboren, d.h. sie markieren das Ende eines massenreichen (mehr als 8 Sonnenmassen) Hauptreihensterns und die Geburt eines 1-4 Sonnenmassen-schweren Neutronensterns.
Die eigentliche Geburt kann nur selten beobachtet werden, da sie im Mittel nur einmal pro Jahrhundert in der Milchstraße geschieht. Mit anderen Worten, die Entstehungseigenschaften dieser Objekte sind selten oder gar nicht direkt beobachtbar. Zum Glück sind Neutronensterne aber häufig als Radiopulsare sichtbar, so dass wir aus deren Eigenschaften (wie zum Beispiel deren Geschwindigkeit) Aussagen über die Eigenschaften bei der Geburt etwas aussagen können. Mit der Bestimmung dieser Eigenschaften können wir die Physik und die Entwicklung von Neutronensternen bestimmen.
Entwicklung von Binärsystemen
Die Entwicklung von Doppelsternsystemen spielt eine zentrale Rolle in der modernen Astrophysik, angefangen von den Vorläufersternen der Supernova-Explosionen bis hin zu den Quellen der Gravitationswellen, zum Beispiel Kollisionen zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern oder Gammastrahlen-Blitze, die heftigsten und energiereichsten bekannten Ereignisse im Universum. [mehr]
Population
In den letzten Jahren ist deutlich geworden, dass die zuvor bekannte Population von radiolauten Neutronensternen unvollständig war. Neue Erscheinungsformen von Neutronensternen wurden entdeckt: Zusätzlich zu der neuen Klasse der sporadischen (engl. „intermittent”) Pulsare führte die Entdeckung der Rotierenden Radio-Transienten (RRATs) zu der Erkenntnis, dass es eine neue Klasse von Neutronensternen gibt, die möglicherweise die Anzahl der bekannten Neutronensterne in der Milchstraße um einen Faktor 3-4 übersteigt. Darüber hinaus ist durch die Entdeckung von transienten Radiosignalen - z.B. in Magnetaren - klar geworden, dass manche Quellen nur zu bestimmten Zeiten als Radioquellen sichtbar sind.