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Pulsar (Neutronenstern)


Ein Neutronenstern ist der Überrest eines massiven Sterns nach seinem Lebensende. Überschreitet der zurückbleibende Kern im Innern eines Sterns die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen, so kann der Kern nicht mehr wie bei einem Weißen Zwerg vom Entartungsdruck der Elektronen stabil gehalten werden, sondern er kollabiert weiter zu einem Neutronenstern.

Bei diesem unvorstellbar gewaltigen Kollaps werden die Elektronen in die Atomkerne gedrückt und die Protonen in den Atomkernen verbinden sich mit den Elektronen zu Neutronen. Erst durch den Druck der Neutronen wird der Kollaps gestoppt und der Sternkern stabilisiert. Dabei werden unvorstellbare Mengen Gravitationsenergie frei, welche die äußeren Schichten des Sterns in Form einer gewaltigen Explosion - einer Supernova - absprengen. Genauer handelt es sich hier um eine sogenannte Kernkollaps-Supernova. Die meiste Energie wird aber nicht in Form von Licht, sondern in Form von Teilchen, die man Neutrinos nennt, abgegeben.

Ein Neutronenstern hat nur noch eine Größe von einigen 10 Kilometern, aber mehr als das 1,44fache der Masse der Sonne! Daraus ergibt sich seine unvorstellbar hohe Dichte, die bei 100 Millionen bis 1 Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter liegt! Ein würfelzuckergroßes Stück Materie aus einem Neutronenstern würde auf der Erde soviel wiegen wie 3.000 Flugzeugträger übereinandergestapelt!

Die Materie in einem Neutronenstern ist komplett entartet. Die Atomkerne sind praktisch zerstört. Das Innere eines Neutronensterns besteht überwiegend aus Neutronen mit einer geringen Anzahl an Protonen in einem supraflüssigen Zustand. Auf 8 Neutronen kommt ein Proton und ein Elektron 1).

Damit solche extrem dichten Körper wie Neutronensterne überhaupt stabil sind, müssen sie sehr schnell rotieren. Sie drehen sich in einer Sekunde viele Male um sich selbst. Die höchste heute bekannte Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns liegt bei über 700 Umdrehungen pro Sekunde! Jeder andere Himmelskörper würde bei einer solch hohen Rotationsgeschwindigkeit durch die auftretenden Fliehkräfte sofort auseinandergerissen werden. Nur ein Neutronenstern mit seiner unvorstellbar hohen Dichte und der als Folge davon extrem hohen Schwerkraft kann solchen Rotationsgeschwindigkeiten standhalten.

Neutronensterne haben weiterhin sehr starke Magnetfelder. Von den Magnetpolen eines Neutronensterns geht eine starke Radiostrahlung aus. Oft stimmt die Lage der Magnetpole nicht mit der Rotationsachse überein. In diesem Fall wird zweimal pro Umdrehung ein Radioimpuls gebündelt ins All gesendet. Man bezeichnet Neutronensterne daher auch als Pulsare.

Ein bekannter Neutronenstern befindet sich im Sternbild Stier, mitten im Krebsnebel M 1. Dieser ist der Rest einer Supernovaexplosion, die man im Jahr 1054 als sehr hellen Stern an dieser Stelle sehen konnte.


m1pulsar.jpg

Die Position des Neutronensternes im Krebsnebel M 1
Erstellt aus Ausschnitten aus dem POSS
Quelle: Digitized Sky Survey


Auch für Neutronensterne gibt es wie bei den Weißen Zwerges eine obere Massegrenze: Sie liegt nach Prof. Weidemann bei etwa 2 Sonnenmassen. Hat der Kern eines kollabierenden Sterns mehr als 2 Sonnenmassen, so entsteht ein Schwarzes Loch 1).


1) Professor Weidemann, Astrophysik Uni Kiel
Vortrag "Schwarze Löcher - Horizonte der Raumzeit" am 9. Juni 1993

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