Neutronenstern
Ein Neutronenstern ist ein Stern mit einem sehr kleinen Durchmesser (ca. 30 Kilometer), worin jedoch die komplette Masse des ursprünglichen Sterns konzentriert ist. Diese besondere Materie hat somit eine enorm hohe Dichte: im Zentrum etwa 109 kg / mm3, das heißt ein Stecknadelkopf-großes Stückchen dieses Sterns wiegt 1.000.000 Tonnen!
Ein Neutronenstern kann beim Kollaps eines Sterns aus einer Supernova entstehen, falls seine Masse zwischen 1,4 und etwa 3 Sonnenmassen liegt. Liegt die Masse darüber, entsteht ein schwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernova-Explosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg.
Die Gravitationskraft der Materie im Neutronenstern ist so stark, dass unter dem Druck die Elektronenhüllen in die Atomkerne hineingedrückt werden. Möglicherweise haben aber Neutronensterne in ihrem Inneren sogar ein Quark-Gluon-Plasma, in dem selbst die Neutronen ihre individuelle Identität verlieren, und ihre Bestandteile, die Quarks, freie Elementarteilchen werden. Theoretisch könnte eine Supernova auch zu einem Objekt aus reinem Quark-Gluon-Plasma führen, das man dann Quarkstern nennen würde. Durch astronomische Beobachtungen ist ein Neutronenstern nur sehr schwer von einem Quarkstern unterscheidbar.
Der Neutronenstern übernimmt den Drehimpuls der nicht abgestoßenen Materie des Sternes. Sein geringer Durchmesser bedingt aufgrund des Satzes von der Erhaltung des Drehimpulses eine hohe Rotationsgeschwindigkeit von mehreren Umdrehungen pro Sekunde.
Neben der hohen Dichte ist das Magnetfeld eines Neutronensterns von Bedeutung, sowohl für die Beobachtung als auch für die weitere Entwicklung. Man kann grob zwei Fälle unterscheiden: Im ersten Falle ist die Rotationsgeschwindigkeit des entstehenden Neutronensterns so groß, dass ein so genannter Magnetar entsteht, der sich durch ein sehr starkes Magnetfeld (1015 Gauss) auszeichnet; langsamer rotierende Neutronensterne ergeben Pulsare mit schwächeren Magnetfeldern (1012 bis 1013 Gauss).
Pulsare sind in der Astronomie aufgrund des (aufgrund der Rotation) periodisch abgestrahlten Signals im Radiowellenbereich bekannt. Sie erfahren durch ihre Abstrahlung einen geringen Energieverlust, und verlieren ihre Energie (Rotation, Magnetfeld, Temperatur) über einen Zeitraum von mehreren Millionen Jahren. Magnetare dagegen strahlen aufgrund ihres hohen Magnetfeldes stärker ab. Sie verlieren einen Großteil ihrer Energie innerhalb einiger 10.000 Jahre.
Ein Neutronenstern wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal 2 Neutron des Sterns im selben energetischen Zustand befinden. Als Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Leiter, deren Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da die Zustande ab dem unteren Ende der Leiter alle besetzt sind, muss bei einer Kompression den Neutronen am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt werden. Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck, der dem Gravitationsdruck Stand halten kann. Ist die Masse des Vorläufersterns größer als etwa 3 Sonnenmassen, so ist kein Gleichgewicht möglich, und der Stern kollabiert weiter zum Schwarzen Loch.
Bemerkenswert ist, dass der typische Durchmesser eines Neutronensterns damit unmittelbar mit der Neuronenmasse zusammenhängt, eine astronomische Größe also eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist. Die Stabilität eines Weißen Zwerges beruht übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle der Neutronen zum tragen kommt.
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