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Neutronensterne

Astronomie und Astrophysik, extrem kompakte Himmelskörper mit einer mittleren Dichte um 1015 g / cm3. Sie entstehen, wenn ein massereicher Stern seinen Brennstoff verbraucht hat und den hydrostatischen Druck nicht mehr aufrechterhalten kann. Dann bricht der zentrale Bereich in sich zusammen, während die äussere Hülle abgesprengt wird. Sie leuchtet als Supernova auf. Ist der Kernbereich massereicher als 2-3 Sonnenmassen, kann der Kollaps nicht aufgehalten werden, und der Stern schrumpft zu einem Schwarzen Loch. Die meisten Neutronensterne, deren Massen sich bestimmen liessen, weisen um 1,4 Sonnenmassen auf. Sie liegen damit knapp über dem Chandrasekhar-Limit.

Der innere Aufbau eines Neutronensterns lässt sich nicht eindeutig bestimmen, da die Zustandsfunktion von Materie unter solch extremen Bedingungen nicht genau bekannt ist. Ein mögliches Modell eines Neutronensterns mit 1,4 Sonnenmassen und einem Radius von 10 km sieht etwa wie folgt aus: Eine 106 K heisse Atmosphäre ist wegen der hohen Gravitation auf einige Zentimeter Dicke zusammengepresst. Die Oberfläche besteht aus Eisen mit einer tausendmal grösseren Dichte als auf der Erde. Darunter dehnt sich eine 300 m dicke Kruste (Dichte 4 × 1011 g / cm3) aus neutronenreichen Kernen aus. Daran schliesst sich bis in 900 m Tiefe eine feste Schicht aus neutronenreichen Kernen und freien Neutronen an (Dichte 2 × 1014 g / cm3), die sich in einer Gitterstruktur anordnen. Bei noch höheren Drücken lösen sich die Atomkerne auf und es bildet sich bis in einige Kilometer Tiefe ein Ozean aus suprafluider Neutronenmaterie. Über den Kernbereich lässt sich keine sichere Aussage mehr treffen. Denkbar ist ein fester oder flüssiger Bereich aus einem Neutronengitter, es könnte aber bei Dichten um 1015 g / cm3 ein exotischer Materiezustand aus Pionen oder Quarks existieren.

Da beim Kollaps des Sterns zu einem Neutronenstern der Drehimpuls und wahrscheinlich auch der magnetische Fluss erhalten bleiben, müssen Neutronensterne sehr schnell rotieren und hohe Magnetfeldstärken besitzen. Bestätigt wurde dies durch die Beobachtung von Pulsaren, die als Neutronensterne angesehen werden. Sie rotieren mit Perioden von einigen Millisekunden bis Sekunden und weisen Magnetfeldstärken im Bereich von 104-109 T. Mit dem Röntgensatellit Rosat gelang es überdies, erstmals thermische Röntgenstrahlung nachzuweisen, die von der Oberfläche von Neutronensternen kommt. Die Emission stammt in einigen Fällen von »heissen Flecken« mit wenigen hundert Metern Durchmesser an den Magnetpolen. In anderen Fällen kommt sie wohl von der gesamten Oberfläche. Die Röntgenspektren deuten auf Temperaturen von einigen 100 000 K hin.

 

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