Studium, Ausbildung und Beruf

web uni-protokolle.de
 powered by
NachrichtenLexikonProtokolleBücherForenDonnerstag, 24. Juli 2014 

Neutronenstern


Dieser Artikel von Wikipedia ist u.U. veraltet. Die neue Version gibt es hier.
Ein Neutronenstern ist ein Stern mit einem Durchmesser von typischerweise 20 der jedoch die Masse eines üblichen Sternes besitzt. Er stellt Endstadium eines Sterns einer bestimmten Gewichtsklasse dar besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen mit einer extremen Dichte von etwa 10 12 kg/cm 3 im Zentrum. Eine Portion dieser Materie der Größe eines Stecknadelkopfes wiegt 1.000.000 Tonnen wie ein Wasserwürfel mit 100 m Kantenlänge. kann einen Neutronenstern als gigantischen Atomkern interpretieren durch einen enorm großen Gravitationsdrucks stabilisiert wird. Neben dieser Neutronenmaterie könnte Zentrum auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde nennt Quarkstern . Neutronensterne sind nicht nur hinsichtlich ihrer sondern auch hinsichtlich ihres Magnetfeldes ihrer Temperatur und weiterer physikalischer Größen die extremsten Objekte im Kosmos die man überhaupt kennt.

Inhaltsverzeichnis

Entstehung eines Neutronensterns

Neutronensterne entstehen im Rahmen einer Supernova wie sie beispielsweise beim Kollaps des Zentralbereiches eines Sterns mit einer zwischen 1 4 und etwa 3 Sonnenmassen stattfindet. Liegt die Masse darüber entsteht schwarzes Loch liegt sie darunter erfolgt keine Supernova-Explosion es entwickelt sich ein weißer Zwerg . Der Kollaps erfolgt wenn am Ende Entwicklung die Fusionsprozesse im Inneren des Sterns Erliegen kommen. Im Kernbereich massereicher Sterne wird der Fusion von Wasserstoff - zu Heliumkernen eine Reihe weiterer schwerer Elemente erzeugt. sich im Kern Eisen angereichert hat ist keine weitere Fusion möglich. Eisen ist das stabilste Element in Natur. Die Fusion von Eisen stellt einen endothermen Prozess dar d. h. der Stern aus dieser Fusion keine weitere Energie mehr beziehen. Somit nimmt der Strahlungsdruck der Gravitation entgegenwirkt und den Stern stabilisiert ab. Stern kollabiert wobei der Kern stark zusammen wird. Dabei treten extrem starke Kräfte auf bewirken dass die Elektronen in die Atomkerne gepresst werden und Protonen und Elektronen zu Neutronen verbinden. Auch diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter die Neutronen einen "Entartungsdruck" aufbauen der die Kontraktion stoppt. Ab diesem Moment prallen die Schichten des Sterns am Kern ab und dabei sowie durch Neutrinos die bei der Bildung der Neutronen Kern entstehen soweit aufgeheizt dass ein "Hüllenbrand" der weitere Energie liefert und die noch äußeren Schichten des Sterns in einer Explosion schleudert.

Eigenschaften eines Neutronensterns

Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines Neutronensterns ist 2 10 12 mal stärker als das der Erde. Fluchtgeschwindigkeit die man einem Objekt erteilen muss es den Neutronenstern verlassen kann ist von Größenordnung 100.000 km/s was etwa 1/3 der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das ist auch die Geschwindigkeit der ein externes Objekt auf die Oberfläche

Die gravitative Bindungsenergie eines Neutronensterns der doppelten Sonnenmasse ist E=mc 2 äquivalent zu einer Sonnenmasse. Das ist Energie die bei der Supernovaexplosion freigesetzt wird.

Die Temperatur im Inneren eines Neutronenstern anfangs 100 Milliarden Kelvin. Die Abstrahlung von entzieht jedoch soviel Energie dass sie innerhalb Jahres auf 1 Milliarde Kelvin sinkt.

Beim Kollaps des Kerns bleibt dessen Drehimpuls erhalten. Aufgrund des Pirouetteneffekts in Kombination dem geringen Durchmesser des Neutronensterns rotiert dieser der Regel mit mehreren Umdrehungen pro Sekunde. wird ein großer Teil der beim Kollaps Gravitationsenergie in Rotationsenergie umgesetzt. Sie ist typischerweise mit der vergleichbar die die Sonne im Laufe ihrer gesamten Lebensdauer abstrahlt. höchste gemessene Rotationsfrequenz beträgt 640 Hz (Pulsar B1937+21). Sie liegt nicht allzu fern unterhalb durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von 1 kHz.

Verschiedene Effekte könne die Rotationsfrequenz eines im Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor bei dem ein Materialfluss von Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet so wird Drehimpuls der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei sich Werte im Bereich von 1 kHz Bremsende Effekte können die Rotationsperiode auf mehrere oder gar Minuten ansteigen lassen. Ursache ist Magnetfeld des Neutronensterns.

Das Magnetfeld von Neutronensternen

Neutronensterne besitzen ein extrem starkes Magnetfeld sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als der Gesetze der Elektrodynamik bleibt das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant. Für typischen Neutronenstern ergibt sich daraus eine Zunahme Magnetfeldes um den Faktor 10 10 auf Werte im Bereich von 10 12 Gauß (10 8 Tesla). Die Massendichte die einem derartigen über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß E=mc 2 zugeordnet werden kann liegt im Bereich Dutzend g/cm 3 . Diese Magnetfelder sind so stark dass in ihrem Einflussbereich eine längliche Zigarrenform annehmen da die Wechselwirkung der Elektronen mit dem Magnetfeld über die mit Kern dominiert. Aufgrund der Rotation des Neutronensterns sich zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung Größenordnung 10 18 V ein. Das entspricht einer elektrischen Feldstärke von einigen 1.000 V pro Atomdurchmesser.

Pulsare

Schema Pulsar (NASA)

Neutronenstern mit rotem Riesen (NASA)

Ist die Achse des Magnetfeldes gegen Rotationsachse geneigt so wird eine periodische Radiowelle mit einer typischen Leistung im Bereich des 10 5 fachen der gesamten Strahlungsleitung der Sonne abgestrahlt. Derartige Strahlungsquellen sind in der als Pulsare oder Radiopulsare bekannt. Die dazu erforderliche wird der Rotationsenergie entnommen die dadurch innerhalb weniger Millionen weitgehend aufgezehrt wird. Ein ähnlicher Zeitverlauf ist hinsichtlich des Magnetfeldes und der Temperatur zu

Befindet sich in der Umgebung des ionisierte Gase so werden die Elektronen vom an den Polen mitgerissen und bewegen sich gleichzeitig entlang der Achse des Magnetfeldes nach Spätestens an der Stelle an der die mit Lichtgeschwindigkeit rotiert können sie ihr jedoch mehr folgen und bleiben zurück. Dabei strahlen einen Teil ihrer kinetischen Energie als Röntgen- und Gammastrahlung in Richtung dieser Achse ab. Solche nennt man Röntgen-Pulsare.

Typische Systeme dieser Art sind Röntgendoppelsterne aus einem Stern der gerade zu roten Riesen expandiert und einem Neutronenstern wobei zum Neutronenstern strömt eine Akkretionsscheibe um ihn herum bildet und schließlich seine Oberfläche stürzt. Dabei werden Röntgenleistungen abgestrahlt im Bereich des 10.000fachen der Sonnenleistung liegen.

Magnetare

Eine besondere Klasse bilden Neutronensterne die einer anfänglichen Rotationsperiode unter 10 ms entstehen. In diesem sorgt zusätzlich ein spezieller Dynamoeffekt für eine der Energie von Konvektionsströmungen im Sterninneren in magnetische Energie. Dabei das Magnetfeld innerhalb von wenigen Sekunden nach Kollaps auf Werte über 10 15 Gauß steigen. Die zugehörige Energiedichte entspräche Massendichte im Bereich von vielen kg/cm 3 . Derartige Objekte werden als Magnetare bezeichnet. Aufgrund des größeren Magnetfeldes werden deutlich stärker abgebremst so dass Ihre Rotationsfrequenz nach etwa 1.000 Jahren unter 1 Hz In dieser Anfangsphase erleiden sie gelegentlich gigantische In der Milchstrasse sind rund ein Dutzend für solche röntgenaktive Magnetare bekannt.

Stabilität und Pauli-Prinzip

Ein reiner Neutronenstern wird durch Kräfte die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal zwei des Sterns im selben energetischen Zustand befinden. Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Leiter Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da Zustände ab dem unteren Ende der Leiter besetzt sind muss bei einer Kompression den am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck der Gravitationsdruck stand halten kann. Ist die Masse Vorläufersterns größer als etwa drei Sonnenmassen so kein Gleichgewicht möglich und der Stern kollabiert zum Schwarzen Loch .

Bemerkenswert ist dass der typische Durchmesser Neutronensterns damit unmittelbar mit der Neutronenmasse zusammenhängt astronomische Größe also eine direkte Funktion einer Naturkonstante ist. Die Stabilität eines Weißen Zwerges übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle Neutronen zum tragen kommt.

Die innere Struktur eines Neutronensterns

Aufbau eines Neutronensterns (NASA)

Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligten Teilchen ergibt sich für einen typischen Neutronenstern 20 km Durchmesser folgende Schalenstruktur:

An der Oberfläche herrscht der Druck Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Atomkerne bilden ein Kristallgitter . Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma eine maximale Dicke von einige Zentimetern.

Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt bis in eine Tiefe von etwa 10 fort. Dabei steigt die mittlere Dichte etwa ein Tausendstel der Dichte gewöhnlicher Atomkerne an. nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es sich Eisen isotope die nur unter den dortigen extremen stabil sind.

Ab einer Tiefe von 10 Metern der Druck so hoch dass auch freie Bestand haben. Dort beginnt die so genannte innere Kruste eine Übergangsschicht die eine Dicke von bis 2 km hat. In ihr existieren aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 auf 0 % abnimmt während der der entsprechend ansteigt. Ferner steigt die mittlere Dichte die von Atomkernen an.

Im Anschluss an die innere Kruste der Stern überwiegend aus Neutronen die mit geringen Anteil von Protonen und Elektronen im Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig verhalten sich die Neutronen dort superflüssig und Protonen supraleitfähig .

Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen der die Dichte auf das dreifache der Atomkernen steigt ist unbekannt da sich derartige auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Beschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht lassen.

Möglicherweise beginnt dort eine Kernzone aus Pionen oder Kaonen. Da diese Teilchen Bosonen sind und nicht dem Pauli-Prinzip unterliegen sie alle den gleichen energetischen Grundzustand einnehmen und damit ein so genanntes Bose-Einstein-Kondensat bilden. Dabei könnten sie dem enormen wenig entgegensetzen so dass ein zweiter Kollaps einem schwarzen Loch möglich wäre.

Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen Quarks. Da neben Up- und Down-Quarks auch vorkämen bezeichnet man ein solches Objekt als Stern oder Quark-Stern. Eine derartige Materieform würde die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne gravitativen Außendruck existieren. Da Quark-Sterne eine höhere aufweisen und damit kleiner sind sollten sie rotieren können als reine Neutronensterne. Ein Pulsar einer Rotationsperiode unter 0 5 ms wäre ein Hinweis auf die Existenz dieser Materieform.

Bei vier Pulsaren wurde mehrfach ein winziger Anstieg der Rotationsfrequenz beobachtet gefolgt von mehrtägigen Relaxationsphase . Dabei könnte es sich um eine Beben handeln bei denen ein Austausch von zwischen der kristallinen Eisenkruste und weiter innen rotierenden Wirbeln aus superflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.

Literatur


  • J. Novak: Neutronensterne: Ultradichte Exoten Spektrum der Wissenschaft März 2004 S.
  • C. Kouvelotou R. C. Duncan C. Magnetare Spektrum der Wissenschaft Mai 2003 S.
  • Robert L. Forward: Das Drachenei Bastei Lübbe Mai 1990 (SF-Roman)

Siehe auch: Astronomische Objekte Astronomie



Bücher zum Thema Neutronenstern

Dieser Artikel von Wikipedia unterliegt der GNU FDL.

ImpressumLesezeichen setzenSeite versendenSeite drucken

HTML-Code zum Verweis auf diese Seite:
<a href="http://www.uni-protokolle.de/Lexikon/Neutronenstern.html">Neutronenstern </a>