Im Allgemeinen versteht man darunter in der Astrophysik den Zusammenfall eines massiven Objektes unter der Wirkung der eigenen Schwerkraft.

Schau 'mal, was da kollabiert

So kollabiert im Rahmen der Sternentwicklung eine kalte Gas-, Staub- und/oder Molekülwolke bei Erreichen einer kritischen Masse – der so genannten Jeans-Masse – zu einem Protostern.
In 'normalen' Sternen wird der Gravitationsdruck durch Gas-, Zentrifugal- und Strahlungsdruck kompensiert: Der Stern steht im hydrostatischen Gleichgewicht. Wichtig in diesem Zusammenhang ist der Gravitationskollaps 'sterbender' Sterne. So bezeichnen Astronomen das Ende der normalen Sternphase und den Übergang zu einem kompakten Objekt. Der Kollaps setzt dann ein, wenn die inneren, thermonuklearen Fusionsprozesse enden und das nukleare Feuer erlischt. Der Reststern fällt im freien Fall unter der Wirkung der Eigengravitation in sich zusammen. Zunächst gewinnt der Gravitationsdruck die Oberhand, kann aber womöglich gestoppt werden.

Die Masse macht's

Was mit dem kollabierenden Stern geschieht, hängt von seiner Masse und Zusammensetzung ab (siehe Abbildung oben). Im Gravitationskollaps wird die Materie mehr und mehr verdichtet. Dabei kann sie ihre Eigenschaften entscheidend verändern. Physiker nennen diese meist sprunghaften Änderungen Phasenübergänge. Phase ist ein Begriff der Thermodynamik (Wärmelehre). Beispiel eines simplen, aus dem Alltag bekannten Phasenübergangs ist kochendes Wasser: Bei Raumtemperatur flüssiges Wasser – die flüssige Phase – kocht bei etwa 100 Grad Celsius und verdampft – in die gasförmige Phase. Ähnliches geschieht bei den Phasenübergängen kollabierender Sternmaterie.

Endzustand 1: Weißer Zwerg

Aufgrund des Pauli-Prinzips der Quantentheorie können Teilchen mit halbzahligem Spin, die Fermionen, nicht beliebig stark verdichtet werden. Dies betrifft zunächst die Elektronen in der kollabierenden Sternmaterie, die fermionisch sind. Das Pauli-Verbot sorgt bei hohen Dichten für den Entartungsdruck der Elektronen. Wiegt die Kollapsmaterie nicht mehr als 1.46 Sonnenmassen (mit einer leichten Abhängigkeit von der Zusammensetzung), so kann der Entartungsdruck dem Gravitationsdruck standhalten und das System ins Gleichgewicht bringen! Die gerade erwähnte kritische Massengrenze heißt Chandrasekhar-Masse nach dem indischen Astrophysiker, der sie entdeckte. Die so stabilisierten, stellaren Objekte heißen Weiße Zwerge. Diese Objekte sind sehr heiß und strahlen deshalb weiß (siehe Effektivtemperatur). Den zweiten Namenszusatz Zwerge verdanken sie ihrer geringen Größe: Sie haben nur einen Durchmesser, der vergleichbar der Erde ist, aber wiegen typischerweise soviel wie die Sonne! Diese erste Möglichkeit für ein kompaktes Objekt nach dem Gravitationskollaps ist im Bild links zu sehen. Weiße Zwerge kühlen langsam aus und werden schließlich zu Schwarzen Zwergen. Dieser Vorgang dauert jedoch gut 10 Mrd. Jahre, was vergleichbar mit dem Alter des Universums ist. Das Alter eines Weißen Zwergs kann drastisch verkürzt werden, wenn er durch Aufsammeln von Materie (Akkretion), beispielsweise von einem nahen Begleitstern, die Chandrasekhar-Masse überschreitet: Dann explodiert der Weiße Zwerg in einer spektakulären Sternexplosion, die nichts übrig lässt. Diese Explosion ist eine Supernova vom Typ Ia und ist von großer Bedeutung für die Kosmologie.

Endzustand 2: Neutronenstern

Bei höheren Restmassen der kollabierenden Sternmaterie kann auch der Entartungsdruck der Elektronen nichts mehr ausrichten. Die Elektronen werden bei den immensen Dichten buchstäblich in die Atomkerne gepresst; die Kernphysiker nennen das einen inversen Beta-Zerfall. Die Konsequenz dieser kernphysikalischen Umwandlungsprozesse auf subatomarem Niveau ist die Neutronisierung der Materie. Nun hat die Sternmaterie einen Phasenübergang vollzogen und die Eigenschaften komplett verändert. Neutronen sind allerdings auch Fermionen, so dass nun der Entartungsdruck der Neutronen den kollabierenden Stern stabilisiert. Neben den Neutronen gibt es eine Reihe exotischer Teilchen (Hyperonen, Kaonen, Diquarks, schließlich sogar freie Quarks, wie Astrophysiker vermuten), die sich bei noch höheren Dichten bilden. Das so stabilisierte, noch kompaktere Objekt heißt Neutronenstern. Auch er wiegt etwa soviel wie die Sonne, hat allerdings nur einen Durchmesser von etwa 20 Kilometern! Die Massenobergrenze für Neutronensterne ist seit Jahren strittig unter den Experten: Ein konservativer Wert liegt bei zwei bis drei Sonnenmassen, der aus der Theorie relativistischer, kompakter Sterne folgt (Nauenberg & Chapline 1973; Rhoades & Ruffini 1974). Mittlerweile werden auch deutlich kleiner Grenzmassen diskutiert, z.B. 1.5 bis 1.8 Sonnenmassen (Burgio 2004). Stein des Anstoßes ist die Zustandsgleichung der Neutronensternmaterie: Es ist einfach nach wie vor unklar, was mit so kompakter Materie im Detail geschieht. Die inhomogene Schalenstruktur unterschiedlicher Materieformen im Innern des Neutronensterns macht die theoretische Beschreibung außerordentlich kompliziert. Wertvolle Hinweise kann in dieser strittigen Frage die beobachtende Astronomie liefern, weil es in vielen Fällen möglich ist, Massen und Radien von Neutronensternkandidaten am Himmel zu messen. Aus diesen Parametern folgen Eigenschaften der inneren Struktur, die ein theoretisches Modell favorisieren könnten.
Neutronensterne findet man entsprechend in der Mitte der ersten Abbildung oben. Neutronensterne sind bereits hochrelativistische Objekte. Sie vermögen recht effektiv aufgrund von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie Licht einzufangen, abzuschwächen und zu röten. Dieses Phänomen hat die Bezeichnung Gravitationsrotverschiebung. Deshalb sind Neutronensterne im Bild dunkelrot dargestellt. Neutronensterne werden in der Regel von den Astronomen entdeckt, wenn ein scharf gebündelter Strahlungskegel, der nahe an der Neutronensternoberfläche entsteht, die Erde trifft. Diese Neutronensterne heißen Pulsare. Neutronensterne können auch besonders starke Magnetfelder aufweisen und heißen dann Magnetare.

Endzustand 3: Schwarzes Loch

Es gibt aber auch das ultimative kompakte Objekt, dass einen Neutronenstern in Kompaktheit und Masse übertrifft: ein stellares Schwarzes Loch. Theoretisch werden sie mit der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) beschrieben und kursieren hier unter den Namen Schwarzschild-Lösung (nicht rotierend) und Kerr-Lösung (rotierend). Es gehört zu den größten Geheimnissen der Astrophysik, was genau mit der Materie beim Kollaps zu einem Schwarzen Loch passiert. Im Rahmen der Relativitätstheorie, die eine klassische, unquantisierte Theorie ist, weisen Schwarze Löcher tief im Innern Singularitäten auf. Sie sind die Quelle der Gravitation, weil aus der Sicht der Theorie der Rest der Raumzeit 'leer' ist. Der Kollaps zu einem Schwarzen Loch ist der Kollaps auf einen Punkt! Die Gravitationsrotverschiebung in der Nähe des Lochs ist so stark, dass jede Strahlungsemission unterdrückt wird. Das markiert den Ereignishorizont und macht die Schwärze der Löcher aus. Der Horizont verhüllt die intrinsische Raumzeit-Singularität (so genannte kosmische Zensur). In einer Singularität wird die Krümmung unendlich (siehe auch Riemann-Tensor und Kretschmann-Skalar) und eine physikalische Beschreibung bricht zusammen. Im Rahmen der klassischen ART lässt sich nur sagen, dass in der Singularität 'Masse ohne Materie' existiert. In einem Schwarzen Loch hat Materie sämtliche Eigenschaften bis auf Masse und Drehimpuls verloren. Diesem Sachverhalt trägt das No-Hair-Theorem Rechnung, das von dem Relativisten John A. Wheeler begründet wurde. Er ist es auch, der im Auftreten der Krümmnungssingularitäten den Zusammenbruch der klassischen Physik sieht. Vielleicht zeigen Singularitäten, dass hier der Zuständigkeitsbereich einer völlig neuen physikalischen Theorie beginnt.
Die moderne Physik kennt bereits solche Theorien wie die Stringtheorien und die Loop-Quantengravitation, die versuchen über die klassische ART hinauszugehen. Auf der Basis dieser aktuellen Erkenntnisse ergeben sich neue Ansätze für das Vakuum und Quantenvakuum. Vorsichtig gesagt könnte sich mit den neuen Theorien ein Ende von klassischen Schwarzen Löcher ankündigen, wie die aktuell diskutierten Alternativen Holostern und Gravastern andeuten – aber noch sind die Physiker nicht soweit.

Jeder soll es sehen: spektakuläre Verwandlungen

Die Bildung Weißer Zwerge läuft relativ unspektakulär ab: Der massenarme Vorläuferstern, der mit der Sonne vergleichbar ist, bläht sich zum Roten Riesen auf und verliert seine äußeren Sternhüllen, die einen Planetarischen Nebel bilden. Die restliche Stermaterie fällt in sich zusammen und hinterlässt einen Weißen Zwerg.
Für den Entstehungsprozess der letzten beiden Typen kompakter Objekte, Neutronensterne und stellare Schwarze Löcher, muss der Vorläuferstern sehr massereich sein. Typisch sind 8 bis 20 Sonnenmassen. Das finale Szenario ist katastrophal: Im Gravitationskollaps läuft eine Schockwelle ins Innere des Sterns. Im Kern gibt es bereits einen hochverdichteten Sternkern, der besonders eisenhaltige Prä-Neutronenstern. Die einlaufende Schockwelle wird an dieser dichten Materie (engl. hard core) reflektiert und läuft wieder nach außen. Dort zerreißt sie die äußeren Sternhüllen und verursacht die Explosion des Sterngiganten in einer Supernova Typ II (engl. core-collapse SN). Der innere Teil kollabiert und formt einen Neutronenstern. Wenn mehr Masse in sich zusammenfällt, läuft der Gravitationskollaps ähnlich ab, nur wird die Explosion noch heftiger und leuchtkräftiger und heißt deshalb Hypernova bzw. langzeitiger Gammastrahlenausbruch. In diesem Fall entsteht ein Schwarzes Loch.
Der Kollaps ist im Allgemeinen asymmetrisch und versetzt damit dem entstehenden kompakten Objekt einen 'Kick': Es findet also ein Impulsübertrag statt. So wurde ein astro-archäologisches Objekt mithilfe des Weltraumteleskops Hubble entdeckt: ein stellares Schwarzes Loch von etwa sechs bis sieben Sonnenmassen, das vermutlich in einem dichten Kugelsternhaufen gebildet wurde. Durch den Kick hat es den Haufen verlassen und ist so eines der ältesten Objekte der Milchstraße, das seither auf einer stark exzentrischen Bahn die galaktische Ebene kreuzt. Ähnliches beobachtet man bei einigen Neutronensternen, die mit hoher Geschwindigkeit durch den interstellaren Raum vagabundieren.
Unter dem Eintrag Penrose-Diagramm befindet sich die Darstellung eines kugelsymmetrischen (und daher idealisierten) Gravitationskollapses, der zu einem stellaren Schwarzen Loch führt. In diesem Raumzeit-Diagramm kann man unterschiedliche Typen von Geodäten verfolgen und die Ausbildung eines Ereignishorizonts schematisch visualisieren.

kleine Anmerkung

Oben war von drei Endzuständen die Rede; es kommt durchaus vor, dass die kompakten Objekte, die sich nach dem Gravitationskollaps eines Sterns gebildet haben, vorläufigen Charakter haben. Das hängt von der Umgebung ab. Wenn der 'End'zustand mit Materie gefüttert wird, kann beispielsweise der Weiße Zwerg in einer SN Ia vollständig zerrissen werden; befindet sich ein Neutronenstern in einem Doppelsternsystem mit einem weiteren Neutronenstern, wird das System früher oder später durch die Emission von Gravitationswellen verschmelzen und zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Einzig die Schwarzen Löcher sind als wirkliche Endzustände zu bezeichnen – nicht mal durch die Abstrahlung von Hawking-Strahlung würden sie verschwinden, weil das für Schwarze Löcher mit Sonnenmasse schon deutlich länger dauert, als das Alter des Universums!
Zu diesen klassischen drei und beobachteten Endzuständen gesellten sich in jüngster Zeit einige Alternativen: der Bosonenstern, der Fermionenstern, der Quarkstern, der Strange Star, der Gravastern, der Holostern, der Vakuumstern – jedoch gibt es bislang keine überzeugenden Argumente für die Existenz all dieser modernen Alternativen.

Web-Artikel

• Kompakte Objekte des Himmels (inkl. Tabelle mit beobachteten Quellen)