Neutronensterne zählen zu den extremsten Objekten im Universum, was ihre Dichte, Temperatur und die Stärke des Magnetfeldes angeht. Sie entstehen bei einer Supernova Explosion, diese kommt zustande, wenn ein massereicher Stern "stirbt", d.h. der Wasserstoffvorrat des Sterns aufgebraucht ist und die Fusionsprozesse zum Erliegen kommen.
Der Stern darf, um als Neutronenstern zu Enden, beim Kollaps nur eine Masse von 1,4 - 3 Sonnenmassen haben, die so genannte Chandrasekhar-Grenze, benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995). Diese gibt an, das dieser Stern aufgrund seiner Masse nicht in der Lage ist als Weißer Zwerg weiter zu existieren, da dem Druck der Gravitationskraft nichts mehr entgegen wirken kann, da der durch die Kernfusionen erzeugte Gas- und Strahlungsdruck nicht mehr vorhanden ist. Dadurch werden die Elektronen und Protonen zu Neutronen zusammengedrückt, wobei es aufgrund des Pauli-Prinzips auch zu einem Entartungsdruck (entartete Materie) kommt, der dem Gravitationsdruck entgegenwirkt und den Kern stabilisiert, wobei auch große Neutrinoemissionen freigesetzt werden.
Anders als während des normalen Sternlebens sind die Drücke im Inneren dabei so stark, das auch höhere Elemente als Eisen entstehen können.
Durch ihren stark geschrumpften Durchmesser (ungefähr 10-20 km), bei annähernd gleicher Masse, wirkt auf ihnen eine ungeheure Schwerkraft, so dass die Fluchtgeschwindigkeit in der Größenordnung von 1/3 - 1/2 der Lichtgeschwindigkeit liegt. Ferner wirkt das starke Gravitationsfeld auch als Gravitationslinse.
Aufgrund aktueller Forschungsergebnisse haben wir ein recht genaues Bild vom Aufbau eines Neutronensterns:
die "äußere Kruste" mit einer Dicke von 200-400 m
die "innere Kruste", etwa 1-2 km dick
einen äußeren flüssigen Kern, ebenfalls etwa 1-2 km dick
der innere Kern mit einer Dicke zwischen 6 und 8 km.
Wobei gegenwärtig auch darüber diskutiert wird, das im Inneren die Neutronen in ihre Bestandteile, den Quarks, aufgebrochen werden und somit ein hypothetischer Quark-Stern vorliegt.
Pulsare
Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne. Eine Besonderheit ist, dass sie Pulse aussenden, weshalb man sie auch als kosmisches Leuchtfeuer bezeichnet. Diese Pulse treten mit annähernd Lichtgeschwindigkeit durch die beiden magnetischen Pole aus und produzieren einen starken Strahl aus Licht.
Aufgrund ihres kleinen Durchmessers rotieren sie extrem schnell, was sich durch den Drehimpulserhaltungssatz erklären lässt, wohingegen unsere Sonne einen Monat benötigt. Mit der Zeit werden sie aber geringfügig langsamer, da sie durch elektromagnetische Abstrahlung, Rotationsenergie verlieren.
Zum ersten Mal "gesichtet" wurde sie von Hewish und Bell 1967. Aber schon 1933 wurden sie von den amerikanischen Physikern Baade und Zwicky und vom russischen Physiker Landau theoretisch vorhergesagt.
Röntgenpulsar
Sie kommen in so genannten Doppelsternsystemen vor. Hierbei saugt der Neutronenstern stetig Material von seinem Begleiter ab. Da die Hülle des Begleiters aus Wasserstoff besteht, sind dies im Wesentlichen Protonen und Elektronen.
Magnetare
Magnetare sind eine spezielle Unterklasse von Neutronensternen. Sie beziehen ihre Energie aus ihren gigantischen Magnetfeldern, wobei sie die stärksten Magnetfelder im ganzen Universum haben. Die aller Stärksten sind ca. hundert Trillionen Mal stärker, als das Magnetfeld der Erde.
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