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Aus der Bezeichnung geht bereits hervor, dass diese Sterne überwiegend aus Neutronen bestehen. Sie sind das Ergebnis ihrer kollabierten Vorgängersterne. Wie verlief also der Lebenslauf solcher Sterne? Aus meinem Beitrag Sternentstehung erkennt man, wie aus einer interstellaren, konfusen Gas- und Staubwolke durch Gravitation zunächst ein Protostern und nach dem erfolgten Einsetzen der Kernfusion ein Stern entsteht. Je nachdem, wieviel Masse er danach enthält, verläuft sein weiterer Weg unterschiedlich schnell. Rote Zwergsterne werden hunderte Milliarden Jahre alt, Sterne mit 10 oder mehr Sonnenmassen nur wenige Millionen Jahre. Die Masse eines Sterns scheint also das entscheidende Kriterium für die Lebensdauer zu sein. Man könnte doch nun annehmen, dass Sterne  mit einer großen Masse eine längere Lebensdauer haben sollten, da sie ja einen größeren "Brennvorrat" in Form von Protonen und Helium besitzen als masseärmere Sterne. Dass ein roter Zwergstern Hunderte Milliarden Jahre existiert, liegt ausschließlich daran, dass die Kernfusion bei ihm nur sehr langsam verläuft und die Energieerzeugung nur gering ist.   Was ist die Ursache dafür oder umgekehrt gefragt, weshalb erzeugen massereiche Sterne mehr Energie?

Während der Phase des Wasserstoffbrennens(Protonen fusionieren zu Helium) herrscht annähernd in allen Sternen ein dynamisches Gleichgewicht zwischen dem im Kern entstehenden Gasdruck und dem Gravitationsdruck der darüberliegenden Schichten. Der Radius eines Sterns und dadurch bedingt auch die Oberfläche ist bei massereichen Sternen größer als bei kleinen Sternen. Mit zunehmender Größe  erhöht sich  die abgestrahlte Leuchtkraft. Warum?

Die Oberfläche eines kugelförmigen Körpers hängt entscheidend von seinem Radius ab, mathematisch formuliert heißt das:

                                                               F = 4 . π . r2

F steht für die Oberfläche des Sterns und r ist sein Radius.

Die größere Oberfläche eines massereichen Sterns strahlt mehr Energie ab als bei einem masseärmeren Stern. Dies ist wegen des dynamischen Gleichgewichts möglich, weil im Kern eine höhere Energie erzeugt wird. Da im Zeitraum des Wasserstoffbrennens die Kerntemperatur weitgehend stabil bleibt, kann die gesteigerte Energieabgabe nur durch eine zahlenmäßig stärkere Umwandlung von Protonen in Helium erfolgen. Der im Kern vorhandene Wasserstoff wird deshalb schnell zur Neige gehen, das heißt, der Brennstoffvorrat nimmt schnell ab. Die gesteigerte Energieabgabe äußert sich in einer höheren Leuchtkraft, die sich durch  die nachstehende Gleichung beschreiben lässt:

                                                                L m3,5 

L ist die Leuchtkraft und m die Masse eines Sterns.

Die Leuchtkraft nimmt mit der 3,5-ten Potenz der Masse zu.

Ein Beispiel soll dies verdeutlichen: Nehmen wir unsere Sonne als Maßstab, sie soll die Masse eins haben, dann ergibt sich ihre Leuchtkraft  zu L = 1. Ein anderer Stern soll doppelte Sonnenmasse besitzen. Dann ergibt sich für ihn LSt  23,5 = 11,3, das heißt, dass er eine etwas mehr als 11-fache Leuchtkraft besitzt. Eng  mit der Leuchtkraft ist das Lebensalter eines Sterns verknüpft. Je höher die Leuchtkraft, desto kürzer ist die Lebensdauer t. Damit lässt sich leicht seine Lebensdauer t errechnen:

                                                                 tm/L                                             

Setze ich nun für L = 3.5, so folgt:         t = m/m3,5

                                                                   tSt = m-2,5   

Zum Beispiel vergleiche  ich nun die Masse unserer Sonne ms mit einem anderen Stern mit 10-facher Sonnenmasse t, wobei ich die Sonnenmasse ms und die Lebensdauer unsere Sonne ts  gleich 1 setze. Dann folgt daraus:   

                                                                 t = t / ts

                                                                 t  = m-2,5/ms-2,5   .                             

                                                                 Weil ms = 1    ist, folgt

                                                                 t  = m-2,5   

Nun das angekündigte Beispiel:            tSt= 10-2,5  

                                                                  t  =  3,16  .10-3             

multipliziert mit dem voraussichtlichen   Lebensalter unserer Sonne  von 10 Milliarden Jahren  ergibt sich das  folgende  Alter  des Sterns von 31, 6 Millionen Jahren. Dieses Beispiel bestätigt also die weiter oben stehende Aussage.

Um zu verstehen, warum unsere Sonne nicht als Neutronenstern enden wird, massereichere Sterne jedoch schon, beschreibe ich im Folgenden etwas ausführlich die Vorgänge in Sternen, ohne mich jedoch in Details zu verlieren und damit die Übersicht zu erschweren.

Am Ende des Vorhauptreihenstadiums(siehe  meinen Beitrag Sternentstehung) bestehen Sterne fast ausschließlich aus Wasserstoff in Form von Protonen(+H) und Heliumionen(4He) und zwar als Plasma, das heißt, die Atome haben ihre Elektronen vollständig abgegeben. Diese bewegen sich also frei zwischen den Atomkernen.  Erreicht der Stern durch Kontraktion eine Kerntemperatur von etwa fünf Millionen Grad K(elvin), "zündet" der Kern d.h. vier Protonen(+H) verbinden sich zu einem Heliumion(4He), (siehe meinen Beitrag Energieprozesse):

                                                        4 . +H --> 4He + Energie

Bei dieser als Wasserstoffbrennen genannten Reaktion wird viel Energie gewonnen. Die Kerntemperatur steigt an, dadurch erhöht sich der Strahlungs- und auch der Gasdruck. Beide wirken von innen nach außen. Dem steht jedoch das Gewicht der dem Kern aufliegenden äußeren  Schichten entgegen. Es stellt sich ein Gleichgewichtszustand zwischen der Gravitationskraft der aufliegenden Schichten von außen nach innen und dem Gas- und Strahlungsdruck von innen nach außen ein. In der Fachterminologie wird diese Beziehung als hydrostatisches Gleichgewicht bezeichnet. Diese Phase dauert im Sternenleben am längsten, weil die Kerndichte zunimmt und eine gewaltige Menge an "Brennstoff" vorhanden ist.

Irgendwann aber geht der Wasserstoff zu Ende. Bei massereichen Sternen tritt dies schon nach wenigen Millionen Jahren ein, bei sonnenähnlichen Sternen ist dies nach hunderten Millionen  und bei Zwergsternen erst nach Milliarden  Jahren der Fall. Was passiert dann aber im Kern? Nun, die Temperatur sinkt, das bedeutet jedoch eine Verminderung des Gas- und Strahlungsdruckes. Dadurch wird das Gleichgewicht gestört, denn das Gewicht der auf dem Kern aufliegenden Gasschichten überwiegt. Das bedeutet, dass auf den Kern ein Druck wirksam wird, der ihn ein Stück weit zusammendrückt. Jeder, der schon mal mit einer Fahrradpumpe einen Schlauch aufgepumpt hat, weiß, dass diese warm wird. Ähnliches passiert im Kern; die Kontraktion setzt Gravitationsenergie frei und erhitzt  diesen dadurch in Richtung 100 Millionen Grad K. Während der Kern sich zusammenzieht, entartet die Materie, d. h. Dichte und Druck hängen jetzt nicht mehr von der Temperatur ab, die Energie des entarteten Elektronengases ist höher als die thermische Energie. Erreicht die Kerntemperatur 100 Millionen Grad K, zündet das zuvor entstandene 4He schlagartig, es kommt zum Heliumflash, auch Heliumblitz genannt. Als Folge steigt  die Temperatur stark an, deshalb bleiben Druck und Dichte konstant. Die steigende Temperaturerhöhung löst zudem eine gewaltige Energieerzeugung aus, die für kurze Zeit ein Millionenfaches der Leuchtkraft unserer Sonne hervorruft. Der Blitz endet  dann,  wenn die Temperatur so hoch ist, dass die Entartung aufgehoben wird. Bei diesen Bedingungen fusionieren die zuvor beim Wasserstoffbrennen entstandenen 4He miteinander zu Kohlenstoff(12C), es läuft das Heliumbrennen. Voraussetzung ist, die Sterne haben mindestens 0,3- und höchstens 2,2 Sonnenmassen. Haben sie weniger, werden sie nach dem "Verbrennen" der noch vorhandenen +H- und 4He-kerne  zu weißen Zwergen. Außerhalb des Kerns ist aber noch genügend Wasserstoff vorhanden, so dass dort das Wasserstoffbrennen fortgesetzt wird. Die dabei frei werdende Energie bläht die Hülle so stark auf, dass der Durchmesser auf das 100-fache anwachsen wird. Auch unsere Sonne wird sich dann weit über die Erdbahn hinaus erstrecken. In dieser Phase kann sie durch den so bezeichneten Sternwind erhebliche Mengen an Materie verlieren, weil die äußersten Schichten weit vom Kern entfernt und deshalb gravitativ nur mehr schwach an ihn gebunden sind. Die stark vergrößerte Oberfläche kühlt auf etwa 3000 Grad K ab und erscheint uns deshalb rötlich. Sie wird dann zum roten Riesen werden.

Auch in unserer Sonne wird, wie bereits erwähnt, in vier Milliarden Jahren das Heliumbrennen beginnen. Was geschieht in dieser Phase? Bei Temperaturen von 100- bis 200 Millionen Grad K fusionieren jetzt drei 4He miteinander zu einem Kohlenstoffatom(12C).

                                                    4He + 4He --> 8Be + Energie

                                                    8Be + 4He  --> 12C + Energie                                                 

Dieser nach seinem Entdecker Edwin Salpeter benannte Salpeterprozess, auch als Drei-Alpha-Prozess bekannt, läuft über eine Zwischenreaktion ab. Zunächst verbinden sich zwei 4He miteinander zu einem  Berylliumkern(8Be). Dieser ist extrem kurzlebig, trotzdem kann sich in dieser kurzen Zeitspanne ein weiterer 4He-kern anlagern und  ein 12C-kern entsteht.  Durch eine weitere Anlagerung bildet sich auch Sauerstoff(16O). Bei Sternen mit ähnlicher Masse wie unsere Sonne ist  dann jedoch Schluss mit weiteren Fusionsreaktionen, weil es im Kern kein 4He mehr gibt. Der nur mehr aus 12C- und 16O-kernen bestehende heiße Kern stürzt  in sich auf Erdgröße zusammen und stößt den Rest der Hülle ab, der danach zu einem  planetarischen Nebel wird. Im Laufe von Milliarden Jahren kühlt der nackte, heiße Kern ab,  er wird zu einem weißen Zwerg, der völlig auskühlt und damit zu einem schwarzen Zwerg wird.

Hat der Stern jedoch mindestens 4-fache Sonnenmasse, können weitere Kernreaktionen erfolgen. Es wiederholen sich die Vorgänge, wie bereits beschrieben: Strahlungs- und Gasdruck nehmen ab, die Gravitation der Hülle überwiegt. Auf Grund dessen kontrahiert der Kern mit starker Temperaturerhöhung. Dies führt auch zu einer Temperaturerhöhung oberhalb des Kerns, so dass dort 4He-brennen einsetzt. Darüber findet +H-brennen statt. Ähnlich wie bei einer Zwiebel laufen also in übereinander liegenden Schichten Kernreaktionen ab. Diese Vorgänge werden deshalb auch als Schalenbrennen bezeichnet.  Hat ein Stern acht oder noch mehr Massen als  die Sonne, folgen weitere Schichten, wobei nach innen immer schwerere Atomkerne miteinander reagieren.

Im Kern setzt bei Temperaturen von mindestens 600 Millionen Grad K und einer Dichte von  105g/cmKohlenstoffbrennen ein. Bei diesen Bedingungen fusionieren jeweils zwei Kohlenstoffatomkerne(12C-kerne) entweder zu einem Magnesium(24Mg)-, oder zu einem Neon(20Ne)- plus einem 4He-kern oder zu einem 16O plus 2 4He-kernen.

                                                     12C + 12C --> 24Mg + Energie

                                                           12C + 12C --> 20Ne  +  4He + Energie

                                                     12C + 12C --> 16O    + 2 . 4He

Die dritte der oberen Reaktionen liefert keine Energie, sie ist endotherm. Es entstehen noch weitere Teilchen, (wie Protonen oder Neutronen), die aber bei diesem Überblick unberücksichtigt bleiben müssen. Nach einer nur einige tausend Jahre währenden Kernreaktion ist der 12C verbraucht. Für Sterne mit weniger als acht Sonnenmassen sind dies die letzten Fusionsreaktionen, da sie nicht genügend Masse besitzen, um noch höhere Temperaturen und Dichten zu erzeugen, die aber notwendig wären für die Synthese noch schwererer Elemente als 24Mg. Der Kern kühlt ab, stößt die Hülle als planetarischen Nebel ab und endet als weißer Zwerg.

Wie eben aufgezeigt, reichern sich während des Kohlenstoffbrennens im Kern 24Mg, 20Ne und 16O an. Ist 12C im Kern verbraucht, erhöhen sich nach dessen Kontraktion die Temperatur auf 1,2 Milliarden Grad K und die Dichte auf mehrere hunderttausend g/cm3. Außerhalb des Kerns setzt sich dann das Schalenbrennen von Kohlenstoff, weiter außen von Helium und Wasserstoff fort. Bei diesen Bedingungen zündet im Kern nun das Neonbrennen. Während dieses kurzen Zeitabschnittes nimmt der Vorrat an  20Ne ab, gleichzeitig erhöhen sich 16O und 24Mg. Wenn 20Ne verbraucht ist, wiederholt sich das Schalenbrennen. Der Strahlungsdruck nimmt ab, die Gravitationskraft überwiegt und presst den Kern soweit zusammen, dass  die Temperatur auf  1,5 Milliarden Grad K und der Druck auf 107g/cm3 ansteigen. Außerhalb des mittlerweile hoch verdichteten Kerns "brennen" zwiebelschalenartig  20Ne, 12C, 4He und ganz außen +H.

Im Kern herrschen jetzt ideale Bedingungen für das Sauerstoffbrennen. Unterschiedliche Reaktionen laufen parallel zueinander ab, die ich im Folgenden kurz beschreiben werde.

                                                      16O +  16O  --> 28Si   + 4He

                                                      16O +  16O  --> 24Mg + 2. 4He  

                                                      16O +  16O  --> 32S    + Energie         

                                                      16O +  16O  -->  31S    + n           (n=Neutron)

 

Bei der  zuletzt  angegeben Reaktion entstehen auch Neutronen. Diese können durch Anlagerung an bereits vorhandene Atomkerne und anschließenden negativen Beta-Zerfall weitere radioaktive Nuklide erzeugen. Bei diesem Vorgang wandelt sich ein Neutron in ein Proton um. Gleichzeitig werden ein Elektron und ein weiteres Teilchen, das Elektronen-Antineutrino, emittiert. Bemerkenswert ist, dass die Masse des reagierenden Atomkerns gleich bleibt, die Ladungszahl sich jedoch um eine positive Ladung erhöht und damit ein neues Element entsteht. Auch durch  Anlagerung von Alphateilchen(= 4He) können alle Elemente bis hin zum Eisen gebildet werden.

Ist der beim Sauerstoffbrennen entstandene 16O verbraucht, wiederholen sich die nun schon mehrfach beschriebenen Vorgänge, die ich jetzt nicht mehr wiederholen werde. Als Ergebnis erhöhen sich die Temperaturen  im Kern auf 2, 7 Milliarden Grad K und gleichzeitigem Druck von  3 mal 107g/cm3. Unter diesen Voraussetzungen  setzt die letzte Stufe der Nucleosynthese, das Siliziumbrennen ein. Es laufen eine ganze Reihe von  Fusionsreaktionen  dabei ab, beispielsweise

                                                        28Si  +    4He --> 32S   + Energie  

                                                        32S   +    4He --> 36Ar  + Energie

In Folgereaktionen werden jeweils ein 4He eingefangen; so entsteht beispielsweise folgendes Eisenisotop 52Fe, welches durch Anlagerung von  4He zu  56Ni fusioniert. Dieses Nuklid ist radioaktiv und wandelt sich durch zweimaligen positiven Betazerfall in stabiles 56Fe um. (Für besonders interessierte Leser anbei eine kurze Erläuterung: Beim negativen Betazerfall wandelt sich im Kern ein Neutron unter Aussendung eines Elektrons und eines Elektron-Antineutrinos in ein Proton um, beim positiven Betazerfall erfolgt eine Umwandlung eines Neutrons durch Aussendung eines Positrons und eines Elektron-Neutrinos, wobei sich die Atommasse nicht verändert, die Kernladungszahl jedoch um eins.)

Nun könnte der eine der andere sich die Frage stellen, warum wird bei den Fusionsreaktionen in Sternen Energie freigesetzt.

Ich will dies exemplarisch an der Verschmelzung von Protonen zu Helium aufzeigen. Wenn man bildlich gesprochen vier Protonen auf eine Schale einer präzisen Waage und ein Heliumatom auf die andere Schale legen würde, dann würde letztere hochgehoben und die Schale mit den Protonen sich nach unten neigen. Das Ergebnis zeigt, dass die Masse der Ausgangstoffe größer ist als die Masse des Fusionsproduktes. Albert Einstein formulierte 1905:" Die Masse eines Körpers ist ein Maß für dessen Energiegehalt." Auf unser Beispiel angewendet, bedeutet dies: Vier Protonen besitzen mehr Energie als ein Heliumatom. Ebenfalls nach Einstein sind aber Masse und Energie einander äquivalent  und zwischen diesen beiden Größen gilt die wohl bekannteste Gleichung der Welt: E = m . c2. Multipliziert man nun die Massendifferenz in unserem Beispiel mit dem Quadrat der Lichtgeschwindigkeit, so erhält man einen unglaublich hohen Wert. In der Sonne fusionieren pro Sekunde 567 Millionen Tonnen Protonen zu 562,8 Millionen Tonnen Helium, was einem Massendefekt von 4,2 Millionen Tonnen entspricht. In obige Gleichung eingesetzt, ergibt sich eine Energieausbeute von 3,8 . 1026J(oule). Das entspricht dem Energieinhalt von etwa 1,3 mal 1019 Tonnen Steinkohle. Die Energieausbeute wird von Fusion zur nächstfolgenden Fusion also deshalb geringer, weil die jeweilige Massendifferenz geringer wird. Bei Eisen 56Fe  ist  Schluss, weil  bei der Reaktion der Eisenkerne miteinander keine Energiefreisetzung mehr erfolgt. Der thermische Druck kann dem Gewichtsdruck der Sternhülle nicht mehr standhalten, der Eisenkern stürzt in Bruchteilen einer Sekunde mit sehr hoher Geschwindigkeit in sich zusammen, er kollabiert. Dabei schrumpft er auf einen Durchmesser von zehn bis 20km. Der dadurch entstehende Druck ist so gewaltig, dass Elektronen in Protonen hineingepresst werden, der Stern wird zu einem Neutronenstern. Gleichzeitig mit dem Kernkollaps beginnen die einzelnen Schalen der Hülle mit hoher Geschwindigkeit in Richtung  Kern zu fallen, wobei die inneren zuerst fallen. Hunderttausende, vielleicht auch Millionen von Erdmassen prallen mit unvorstellbarer Wucht auf den Eisenkern und werden von diesem zurückgeschleudert. Sie kollidieren deshalb mit den äußeren Schalen. Während dieses kurzzeitigen Aufeinanderprallens wird soviel Energie erzeugt, dass alle Elemente schwerer als Eisen erzeugt werden.  Ein Großteil der äußeren Schalen wird zudem in das umgebende Weltall hinausgeschleudert. Die dabei ablaufenden Vorgänge sind Merkmale einer Supernova vom Typ II und ereignen sich nur dann, wenn der Ausgangsstern mindestens zwölf oder mehr Sonnenmassen hatte. Ein für uns geradezu lebenswichtiger Vorgang! Alle Elemente in unserem Körper stammen aus Sternhüllen, die als Sternwinde an die Umgebung abgegeben wurden.

Eine Frage muss noch geklärt werden und zwar folgende: Ist der entstandene Neutronenstern wirklich das stabile Endergebnis aller bisher beschriebenen Vorgänge? Die unterschiedlichen Ergebnisse von zahlreichen Simulationsrechnungen stimmen nicht völlig überein. Sicher scheint zu sein, dass dann, wenn der Neutronenstern zweifache Sonnenmasse besitzt, er in der Lage ist, einen nochmaligen Kollaps zu verhindern. Er vermag dies, weil die Neutronen entarten. Da sie eine wesentlich größere Masse besitzen als Elektronen, können sie auch einem höheren Druck standhalten. Überschreitet  der Kern die Masse von drei Sonnenmassen, kann auch die Neutronenentartung einen weiteren Kernkollaps nicht verhindern, er wird zu einem schwarzen Loch.

Durch die extrem starke Kompression erhöht sich im Eisenkern die Temperatur auf bis zu 100 Milliarden Grad K. Dabei entsteht Strahlung, die als Röntgenstrahlung abgegeben wird. Sie bewirkt unter anderem eine Spaltung der Eisenatome in Protonen und Neutronen. Eine weitere Folge ist der Einfang von Elektronen aus der Atomhülle durch Protonen, der durch die nachfolgende Gleichung beschrieben werden kann:

                                                               Energie + p + e --> n

Weitere dabei beteiligte Elementarteilchen habe ich nicht erwähnt, um diesen Reaktion nicht "ausufern"zu lassen. Noch zwei weitere Folgerungen ergeben sich bei der Entstehung von Neutronensternen, denn nicht nur die Temperatur steigt auf 1011 Grad K, sondern es erhöht sich zugleich auch die Dichte. So wiegt 1 cm3 mehrere Millionen Tonnen, unglaublich hoch! Ein weiteres Ergebnis kann ich hier nicht unerwähnt lassen, es ist die Drehimpulserhaltung. Der Drehimpuls ist das Produkt aus der Masse eines Körpers, seinem Abstand von einer Drehachse und seiner Geschwindigkeit. Ein bekanntes Beispiel kann diesen physikalischen Sachverhalt spielend erklären: Ein Eiskunstläufer dreht sich mit ausgebreiteten Armen langsam um seine eigene Achse. Jeder der beiden Arme besitzt einen eigenen Drehimpuls, berechnet aus der Masse des Arms mal seinem Abstand von der Drehachse mal seiner Geschwindigkeit, mit der er sich bewegt. Zieht der Eiskunstläufer seine Arme nun eng an den Körper, verkürzen  sich deren Abstände von der Drehachse. Da der Gesamtdrehimpuls aber vor der Pirouette und danach gleich hoch sein muss, die Masse unverändert bleibt, muss sich die Geschwindigkeit erhöhen. Das Ergebnis ist eine deutliche Erhöhung der Rotation.

Der gleiche Vorgang geschieht bei einem sich bildenden Neutronenstern. Aus einem sich langsam drehenden Vorläuferstern mit relativ großem Durchmesser wird beim Kollaps ein sich schnell drehender, kleiner Kern. Lieber Leser dieser Zeilen, überlegen Sie, bevor Sie weiterlesen.

Was hat sich beim Kollaps geändert? Na klar, der Durchmesser des Vorläufersterns hat sich auf 10 oder 20km verkleinert, das heißt der Achsenabstand hat sich stark vermindert, das Ergebnis ist eine starke Zunahme der Rotationsgeschwindigkeit. So kommt es, dass sich Neutronensterne bis zu einigen hundertmal pro Sekunde drehen. Aber nicht nur die Rotationsgeschwindigkeit erhöht sich beim Kollaps, auch sein Magnetfeld wird stark komprimiert, es erreicht im Vergleich zum Erdmagnetfeld milliardenfache Stärke. Elektronen in Polnähe werden dadurch bis fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt, wobei sich ihre kinetische Energie stark erhöht. Dabei geben sie in  Bewegungsrichtung Strahlung ab, die auf der Erde als kurzzeitige Lichtimpulse gemessen werden kann. Sie ähneln damit auf der Erde Leuchtfeuern, die von einem Leuchtturm ausgestrahlt werden. Dies allerdings nur, wenn der Strahlungskegel in Richtung Erde gerichtet ist und die Symmetrieachse des Magnetfeldes einen Winkel mit der Rotationsachse des Sterns bildet. Neutronensterne sind damit kosmische Leuchtfeuer, sie werden als Pulsare bezeichnet.

Ich komme nun zum Ende des ziemlich lang gewordenen Beitrags. In diesem letzten Abschnitt möchte ich einige Angaben zum Aufbau eines Neutronensterns und den jeweils charakteristischen Eigenschaften der einzelnen Zonen machen. Die nachfolgende Skizze soll dies verdeutlichen, wobei die Schalen absolut nicht den realen Größenverhältnissen entsprechen.

 

 

Grundsätzlich unterteilen wir einen Neutronenstern in fünf Hauptregionen: ganz außen die Atmosphäre, nach innen folgend die äußere und die innere Kruste und den Kern, der wiederum in einen äußeren und einen inneren Kern unterteilt wird.

Die Atmosphäre A ist nur wenige Zentimeter hoch und enthält ein Plasma, bestehend aus Wasserstoff, Helium und Eisen, auch Kohlenstoff kann vorhanden sein. Da die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche das mehrere 100 Milliardenfache der irdischen Schwerkraft beträgt, könnte ein Berg nur wenige Millimeter hoch sein.

Die äußere Kruste B reicht nur wenige 100 Meter in die Tiefe, wobei die ersten 10 Meter  aus Eisenatomkernen und einem entarteten Elektronengas besteht. Die  Eisenkerne sind in einem Kristallgitter angeordnet sind. Die Dichte innerhalb des Gitters steigt dabei sehr steil an und erreicht einen Wert von etwa 2 1011g/cm3, was etwa einem Tausendstel der Dichte eines Atomkerns entspricht. In diesem Bereich findet die sogenannte Neutronisierung statt, das heißt die Protonen der Eisenkerne fangen Elektronen ein und werden zu Neutronen. Die Folge ist, dass Kerne mit einem imm höher werdenden Neutronenanteil entstehen. Diese wären normalerweise instabil, aber bei dieser extremen Dichte bleiben sie stabil.

Mit zunehmender Tiefe nimmt die  Dichte weiter zu. Bei 4,3 . 1011g/cm3 - dieser Wert kennzeichnet den Übergang zur inneren Kruste C - beginnen die Neutronen, sich aus den Atomkernen zu entfernen, da ihre Bindungsenergie an die Kerne nur mehr gering ist. Sie tropfen aus den Atomkernen heraus und werden "flüssig". Mit weiter zunehmender Dichte lösen sich die Kerne mehr und mehr auf, so dass  es bei einer Dichte von 1,7 .  1014g/cm3 in etwa zwei km Tiefe keine Atomkerne mehr gibt, sondern nur mehr  eine  aus  Neutronen mit einem geringen Anteil an  Protonen und Elektronen bestehende "Flüssigkeit" vorliegt.

Der zuletzt erwähnte Wert kennzeichnet den Übergang von innerer Kruste C zum äußeren Kern D. In diesem nimmt die Dichte weiter zu und erreicht mit  2.8 . 1014 g/cm3 die durchschnittliche Dichte von Atomkernen. Bei einer Temperatur von 1011 Grad Kelvin tritt Superfluidität ein. Superfluid ist eine Flüssigkeit, wenn sie keine innere Reibung besitzt und deshalb verlustfrei Wärme  leiten kann. Auf der Erde ist dies nur bei Temperaturen nahe dem absoluten Nullpunkt, also bei ein bis zwei Grad Kelvin, zum Beispiel bei 3He und 4He.

Beim Übergang zum inneren Kern E erreicht die Dichte das zwei- bis dreifache der durchschnittlichen Atomkerndichte. Welche Art von Materie hier vorliegen könnte, dies  ist ungewiss. Es könnte zur "Hyperonisierung" kommen, das heisst, es könnten sich Hyperonen bilden. Dies sind Baryonen wie auch Neutronen und Protonen es sind. Neben den u- and d-Quarks enthalten sie aber zusätzlich noch s-Quarks. Wie hoch die Dichte im Zentrum ansteigen kann, das ist nicht eindeutig bestimmbar. Bei Dichten bis zum Zehnfachen der Kerndichten könnten die Quarks aus den Protonen und Neutronen austreten und frei beweglich werden. Es könnte sich also eine Art "Quark-Gluonenpaste" bilden. Gluonen sind Elementarteilchen, die als Austauschteilchen der starken Wechselwirkung in den Atomkernen die Stabilität aufrecht halten. Genauer gesagt verhindern sie die gegenseitige Abstoßung der positiv geladenen Protonen untereinander.

Ich hoffe, dass die Leser dieses Beitrags sowohl mit dem Inhalt als auch mit der schriftlichen Darstellung zufrieden sind.

 

 

 

 

                                                                                                                                                                                                                                     

 

 

                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                           

                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                            

 

 

 

 

 

                                                                                                                                              

 

 

 

                                                                  Neutronensterne