Neutronensterne gehören zu den extremsten Objekten im Universum, die keine Schwarzen Löcher sind. Wären sie ein wenig massereicher, würden sie zu solchen werden. Ein Neutronenstern konzentriert in einer Kugel mit einem Durchmesser von wenigen Kilometern – vergleichbar mit einer größeren Stadt – die Masse eines ganzen Sterns. Sie sind der extrem verdichtete Überrest eines äußerst massereichen Sterns, der in einer gewaltigen Supernova explodiert ist. Das Ausmaß dieser kosmischen Katastrophe ist kaum vorstellbar: Innerhalb von nur einigen Sekundenbruchteilen implodiert der Kern auf eine lediglich wenige Kilometer große Kugel. Negativ geladene Elektronen verbinden sich mit positiv geladenen Protonen, und es bildet sich eine Masse, die nahezu ausschließlich aus Neutronen besteht. Unmengen an freigesetzten Neutrinos treiben die äußeren Schichten ins All – das nehmen wir als Supernova-Explosion wahr. Tatsächlich geht dabei fast die gesamte Energie der Explosion in Neutrinos.

Das Gesetz der Drehimpulserhaltung bedingt, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit des kollabierenden Sternkerns drastisch erhöht. Die winzigen Neutronensterne zeigen daher in aller Regel aberwitzige Eigenrotationen – in Einzelfällen mehr als Tausend Umdrehungen pro Sekunde. Durch die enorme Verdichtung und die schnelle Rotation entstehen Magnetfelder, die billionenmal stärker sind als auf der Erde oder der Sonne – magnetische Flussdichten zwischen 10¹⁰ und 10¹⁵ Gauß (1 Tesla = 10 000 Gauß) sind nicht unüblich, bei besonders stark magnetisierten Neutronensternen, den Magnetaren, sogar bis zu 10¹⁶ Gauß. Sie erreichen die stärksten bekannten Magnetfelder im Universum. Zum Vergleich: Das eines starken Kühlschrankmagneten erreicht etwa 100 Gauß, jenes der Erde abhängig vom Standort bis zu 0,7 Gauß. Auf der Sonnenoberfläche kann die globale Flussdichte schon mal deutlich höher liegen. So etwa in Sonnenflecken, wo sich die Feldlinien annähern, heftig miteinander interagieren und zu Materie- und Strahlungsausbrüchen führen können. Dort sind mehrere Tausend Gauß möglich. Es verwundert daher nicht, dass auch die Wechselwirkung der Magnetfelder zweier sich annähernder Neutronensterne den Ursprung gewaltiger Strahlungsausbrüche bildet.

Doch was passiert in den letzten Momenten vor dem großen Finale, der Kilonova-Explosion? Wie beeinflussen die Magnetfelder der Neutronensterne die abgegebene elektromagnetische Strahlung? Die sogenannten Vorläufersignale (englisch: precursor signals) aus der Frühphase vor der Verschmelzung könnten in dieser Fragestellung wertvolle Zusatzinformationen liefern und das Bild der Kollision vervollständigen.

Magnetischer Schaltkreis

Genau hier hat nun ein internationales Team um den Astronomen Dimitrios Skiathas von der Universität Patras in Griechenland angesetzt. Da es für die extrem kurze Phase vor der Verschmelzung keine direkten Beobachtungsdaten gibt, griff die Gruppe auf den NASA-Supercomputer Pleiades zurück und rekonstruierte die Abläufe in mehr als 100 Simulationen mit unterschiedlichsten Magnetfeldkonfigurationen. Sie liefern den bislang detailliertesten Einblick in die letzten Augenblicke vor einer Kilonova. Genauer gesagt: zum überwiegenden Teil in die letzten 7,7 Millisekunden vor der Kollision zweier Neutronensterne mit jeweils 1,4 Sonnenmassen und 12 Kilometer Durchmesser. Seine Ergebnisse veröffentlichte das Team in der Fachzeitschrift »The Astrophysical Journal«.

»Kurz vor dem Zusammenstoß der Neutronensterne beginnen deren hochmagnetisierte und mit geladenen Teilchen ausgefüllte nähere Umgebungen – die sogenannten Magnetosphären – extrem stark miteinander zu wechselwirken«, so Skiathas, Autor der Arbeit und Doktorand an der Universität Patras. Treffen sie aufeinander, kommt es zu magnetischer Rekonnexion: Feldlinien verbinden sich neu, brechen auf und rekombinieren ständig. »Die Simulationen zeigen, dass sich die Magnetosphären der Neutronensterne wie ein gewaltiger magnetischer Schaltkreis verhalten«, erklärt Constantinos Kalapotharakos, Co-Autor der Arbeit vom Goddard Space Flight Center der NASA. »Die Verfolgung dieser nichtlinearen Entwicklung in hoher Auflösung ist genau der Grund, warum wir einen Supercomputer benötigen!«

Energie wird dabei durch sogenannte magnetische Paarproduktion ständig in Teilchen umgewandelt, die sich in der Folge mit ultrarelativistischen Energien entlang der gekrümmten Feldlinien bewegen. Die beschleunigten Ladungen senden elektromagnetische Strahlung in Form von Photonen aus, die sogenannte Krümmungsstrahlung. Diese ist eine Variante von Synchrotronstrahlung und verdankt ihre Bezeichnung den gekrümmten Magnetfeldlinien. Sie stellt den dominanten Prozess zur Erzeugung hochenergetischer Gammastrahlung in den Magnetosphären von Pulsaren und verschmelzenden Neutronensternen dar. Innerhalb kürzester Zeit kann auf diese Weise eine enorme Menge an Energie freigesetzt werden, ähnlich wie bei Sonneneruptionen, allerdings unter ungleich extremen Bedingungen.

Gefangen im Magnetfeld

Nur Millisekunden vor der eigentlichen Kollision zeigen sich in der Simulation intensive Strahlungsausbrüche im harten Röntgen- und im Gammastrahlenbereich – noch bevor Gravitationswellen ihren Höhepunkt erreichen und lange bevor die eigentliche Kilonova aufleuchtet. Manche Photonen können dabei Energien im Bereich von Tera- bis Peta-Elektronenvolt erreichen. Das ist billionen- bis billiardenmal energiereicher, als jene im visuellen Energiespektrum mit sich tragen.

Diese hochenergetischen Photonen können das System meist jedoch nicht verlassen, da sie in den starken Magnetfeldern sofort wieder in Teilchen umgewandelt werden, etwa in Elektron-Positron-Paare. Damit sind sie für mögliche Beobachtungen ungeeignet. Stattdessen stellt die niederenergetische Gammastrahlung im Megaelektronenvoltbereich, »nur« millionenfach energiereicher als jene im visuellen Spektrum, den vielversprechenderen Kandidaten zur Beobachtung der Vorläuferstrahlung dar. Sie können das magnetische Chaos durchdringen und so für zukünftige Teleskope detektierbar sein.

Eine Frage der Perspektive

Die Menge und Richtung der abgestrahlten Energie, das zeigen die Simulationen, hängen allerdings stark von der Ausrichtung des Magnetfeldes des jeweiligen Neutronensterns ab. Das Team untersuchte dafür mehr als 100 verschiedene Konfigurationen: Zeigen die magnetischen Pole in entgegengesetzte Richtungen, können sich Feldlinien direkt verbinden, was zu einem etwa viermal höheren Energiefluss führt als bei einer parallelen Ausrichtung. Im umgekehrten Fall stoßen sich die Magnetfelder eher ab und biegen sich umeinander, was die Energieabstrahlung reduziert. Das führt dazu, dass der Energiefluss aus dem System ebenfalls eine starke Anisotropie, also Vorzugsrichtung, aufweisen kann.

Bei den extrem stark magnetisierten Magnetaren können diese asymmetrischen Felder derart starke mechanische Kräfte erzeugen, dass die Bahnebene des gesamten Systems leicht kippen oder sogar die Kruste der Neutronensterne aufgebrochen werden kann. Das führt wiederum zu gewaltigen Strahlungsausbrüchen im Röntgenbereich.

Auf allen Kanälen

Von besonderer Bedeutung sind diese Erkenntnisse vor allem für die Multi-Messenger-Astronomie. Damit ist gemeint, dass kosmische Phänomene Strahlungsformen und Teilchen verschiedener Spezies produzieren, die detektiert werden könnten. Das »Rütteln« an der Umlaufbahn durch die Interaktion der Magnetfelder etwa hinterlässt winzige Spuren in den Gravitationswellen, die von zukünftigen Detektoren wie dem von der Europäischen Weltraumbehörde ESA geplanten Satellitenprojekt LISA (Laser Interferometer Space Antenna) oder dem erdgebundenen Einstein-Teleskop nachgewiesen werden könnten. Astronominnen und Astronomen können auf diese Weise auf Systeme aufmerksam gemacht werden, die kurz vor der Verschmelzung stehen. Sobald diese gefunden sind, könnten Weitfeld-Gamma- und Röntgenobservatorien mit der Suche nach den Vorläufersignalen beginnen. Die Simulationen helfen dabei, zu verstehen, nach welchen spezifischen elektromagnetischen Signalen gesucht werden muss.

Die Emissionen erlauben wiederum Rückschlüsse auf die Magnetfeldstärken, die Teilchendichte und die Rotation der Neutronensterne. Gleichzeitig liefern sie wichtige Anfangsbedingungen für Modelle kurzer Gammastrahlenausbrüche und helfen, den zeitlichen Ablauf von Neutronensternverschmelzungen präziser zu rekonstruieren. Erst die Kombination aus Gravitationswellen, elektromagnetischer Strahlung – und möglicherweise auch Neutrinos – ergibt ein vollständiges Bild solcher kosmischer Katastrophen.

Die Simulationen des Teams enden in dem Moment, in dem sich die Oberflächen der Neutronensterne berühren. Videoaufnahmen stehen auf der Website des Scientific Visualization Studio der NASA zur Verfügung. Von dem, was nach der Verschmelzung zweier Neutronensterne folgt, zeugt neben einer der gewaltigsten Explosionen im Universum nur mehr das finsterste aller Objekte: ein Schwarzes Loch, das noch extremer ist als ein Neutronenstern.