Neutronenstern

Magnetar; Pulsar

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◆ Neu|tro|nen|stern 〈m. 1; Astron.〉 sehr kompaktes Objekt, das hauptsächlich aus dichtgepackten Neutronen besteht, Endzustand eines zusammenbrechenden Sterns

◆ Die Buchstabenfolge neu|tr... kann in Fremdwörtern auch neut|r... getrennt werden.

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Neutronenstern,

 

extrem kleiner und dichter Stern, in dessen Innern die Materie hauptsächlich aus Neutronen besteht. Die Masse eines Neutronensterns liegt in der Größenordnung der Sonnenmasse, der Radius beträgt jedoch nur etwa 10 km; die Dichte kann daher Werte über 10¹⁵ g/cm³ erreichen und selbst über die von Atomkernen hinausgehen. Neutronensterne entstehen am Ende der Entwicklung massereicher Sterne (mehr als etwa acht Sonnenmassen), wenn diese als Supernovae explodieren (Sternentwicklung). Dabei kollabiert das Zentralgebiet des Sterns nahezu im freien Fall, wobei mit der Dichte die Energie der Gaspartikeln ansteigt. Freie Elektronen können dadurch in die Atomkerne eindringen, dort mit den Protonen reagieren und sie in Neutronen umwandeln, wobei jede Umwandlung mit dem Ausstoß eines Neutrinos verbunden ist (Umkehrung des Betazerfalls des Neutrons). Atomkerne mit hohem Neutronenüberschuss sind instabil und zerfallen, sodass die Sternmaterie schließlich im Wesentlichen nur noch aus freien Neutronen mit sehr wenigen Protonen und freien Elektronen besteht. Je nach Größe der Restmasse ist das Endprodukt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Die Druck-, Temperatur- und Dichteabhängigkeit der Neutronenmaterie, die sich in einem entarteten Gaszustand befindet, ist noch nicht genau bekannt, was sich auf die Kenntnis des inneren Aufbaus eines Neutronensterns überträgt. Infolge der vorhandenen Protonen und freien Elektronen ist die Materie supraleitend.

 

Für Neutronensterne existiert eine obere Grenzmasse (analog der Chandrasekhar-Grenzmasse Weißer Zwerge), die wegen der Unkenntnis der genauen Zustandsgleichung der Neutronenmaterie nicht genau bekannt ist; sie dürfte zwischen 1,4 und etwa drei Sonnenmassen liegen (bei der Supernovaexplosion geht dem Stern der größte Teil der Masse verloren). Sterne mit einer geringeren Masse als etwa 0,2 Sonnenmassen können nicht als Neutronensterne existieren, da deren Gravitationskraft nicht ausreicht, um die extremen Dichten zu gewährleisten. Beim Gravitationskollaps bleiben sowohl der Drehimpuls als auch (wegen der hohen elektrischen Leitfähigkeit) der magnetische Fluss erhalten. Neutronensterne rotieren deshalb nach ihrer Entstehung außerordentlich rasch und haben ein starkes Magnetfeld. Schnell rotierende Neutronensterne mit extrem hohen Magnetfeldern sind unter geeigneten Beobachtungsbedingungen als Pulsare zu beobachten. Den empirischen Beweis für die Bildung von Neutronensternen bei Supernovaexplosionen liefert der Krebsnebel, der 1045 bei einer Supernovaexplosion entstanden ist, und in dessen Innern sich ein Pulsar befindet.

 

Die Existenz von Neutronensternen wurde 1932 von L. Landau vermutet, 1934 von W. Baade und F. Zwicki als möglich angesehen. 1939 berechneten J. R. Oppenheimer und G. M. Volkoff erstmals theoretisch ein Modell eines Neutronensterns. Tatsächlich entdeckt wurden Neutronensterne in der Form von Pulsaren erstmals 1967.

 

Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:

 

Sterne: Aufbau und Entwicklung