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Neutronensterne sind die dichtesten Himmelskörper mit Oberfläche. (Schwarze Löcher haben nur einen fiktiven Ereignishorizont.) Die Dichte im Zentrum übertrifft die von Atomkernen (300 Millionen Tonnen pro Kubik­zentimeter) um ein Vielfaches. Das überrascht kaum, weiß man doch, dass selbst ein Zeug wie Eisen fast nur aus leerem Raum besteht. Atomkerne sind über 10000-mal kleiner als Atome! In einem Neutronenstern hat die Schwerkraft den Stoff derart zusammengequetscht, dass Atomkerne dicht gepackt beieinander liegen. Die meisten Protonen haben sich mit Hüllenelektronen unter hohem Energieaufwand — ein Neutron ist schwerer als ein Proton und die Differenzmasse muss vom Elektron energetisch aufgebracht werden — zu Neutronen vereint. Daher der Name Neutronenstern. In einem gewissen Sinn ist ein Neutronenstern ein gigantischer Atomkern von ca. 20 km Durchmesser. Freie Neutronen zerfielen nämlich im Mittel nach einer ¼ Stunde wieder in die etwas leichteren Protonen. (Die Größe eines Neutronensterns ist nicht genau bekannt, da niemand genau weiß, wie sich Atomkernstoff bei derartigen Dichten verhält. Sie verringert sich aber auf jeden Fall mit zunehmender Masse.) Der Schwerkraft entgegen wirkt der Entartungsdruck der Nukleonen, insbesondere der Neutronen. Da Nukleonen (Proton und Neutron) 2000-mal schwerer als Elektronen sind, ist ein Neutronenstern rund 2000-mal kleiner als ein weißer Zwerg, ein Gebilde von der Größe der Erde und meist 0,6 Sonnenmassen schwer, das vom Entartungsdruck der Elektronen getragen wird.

Allerdings kann der Entartungsdruck der Nukleonen nur bis zu einer Masse von zwei, drei Sonnenmassen der Schwerkraft widerstehen. Das liegt u.a. daran, dass der enorme Druck im Innern eines Neutronensterns selbst als Quelle von Schwerkraft in Erscheinung tritt. Anstatt sich dem Zusammenbruch entgegenzustemmen, unterminiert des Druckes Schwerewirkung den Stern. (Druck ist eine Energiedichte, und Energie hat nach Einsteins E = m·c² schwere Masse.) Ein schwererer Himmelskörper kann, erkaltet, durch keine Macht der Welt, auch nicht durch die Quantenphysik (d.h. die Kraft, die aus der Heisenbergschen Unschärferelation kommt), am ultimativen Kollaps zu einem schwarzen Loch gehindert werden.

Als Masse wird immer die gravitative Masse angegeben, d.h. die Masse, die beispielsweise eine Begleitstern als gravitative Anziehung verspürt. Diese gravitative Masse ist merklich geringer als die Summe der Nukeonen­massen. Bei der Bildung eines Neutronensterns wird in Gestalt eines Neutrinoblitzes Bindungsenergie frei, die am Ende als Masse fehlt. (Auch der positive Beitrag durch den Druck, der ja auch "schwer" ist, ändert daran nichts.) Diesen Massedefekt kennt man aus der Atomphysik. Dort ist er Quelle der Kernenergie.

Neutronensterne sind natürliche Laboratorien, ein Geschenk des Himmels an die Kernphysik, wenn es darum geht, die Eigenschaften von Kernmaterie zu erproben. Dazu müsste man allerdings die Radien von Neutronensternen unterschiedlicher Masse genau messen können. Angesichts der Kleinheit dieser Gebilde ist dies nur mittelbar möglich, durch die Messung der gravitativen Rotverschiebung. Sie liefert unmittelbar das Verhältnis aus Masse und Radius. Wegen der Ober­flächen­temperatur von Millionen Grad eignen sich dazu nur Spektrallinien im Röntgenbereich. Leider ist die spektrale Auflösung der Röntgenapparaturen noch recht schlecht, die Identifizierung von Linen (z.B. von 25-fach ionisiertem Eisen) daher unsicher und der Einfluss magnetischer Felder, die ebenfalls Linien verschieben, häufig viel zu stark. Man wird sich noch gedulden müssen, bevor astronomische Messungen physikalische Theorien, sprich die Zustandsgleichung, den Zusammenhang zwischen Druck und Dichte, wirksam einschränken werden.

Ein Neutronenstern entsteht, hat ein massereicher Stern am Ende seines Daseins einen Sternenkern aus den Elementen der Eisengruppe aufgebaut. Diese haben die kompaktesten Atomkerne überhaupt, die mit der höchsten Bindungsenergie. Weder durch Fusion noch durch Fission (Kernspaltung) lässt sich aus ihnen Energie gewinnen. Ohne Energiequelle und ausgeliefert der Schwerkraft muss ein solches Gebilde in sich zusammenbrechen. Ein Bruchteil, der dabei freiwerdenden Energie wird verwandt, die Hülle des Sterns abzusprengen. Was man sieht, ist eine Supernovaexplosion. Auf diese Art und Weise entstehen allerdings nur Neutronensterne von über einer Sonnenmasse. Masseärmere Neutronensterne (bis hinunter zu 1/5 Sonnenmasse) sind im Prinzip denkbar, bloß wie sollen sie entstehen? Weiße Zwerge haben zwar die richtige Masse, sind aber stabil.

Neutronensterne rotieren sehr schnell (binnen Sekunden oder Sekundenbruchteilen), sind trotz hoher Temperatur im Innern supraleitend und superfluid (also kerntechnisch gesehen kalt), haben extrem starke Magnetfelder (z.T. das Billionenfache des Erdmagnetfelds) und werden als Pulsare und/oder als Komponenten enger Doppel­stern­systeme, als sog. «Röntgensterne», beobachtet.

Bereits vor 70 Jahren, 1934, haben Astronomen Neutronensterne ins Gespräch gebracht, zwei Jahre nach der Entdeckung des Neutrons durch James Chadwick in Cambridge. 1967 wurde, in Cambridge, der erste Neutronenstern entdeckt, ein Radiopulsar.

geändert: 06.04.2004