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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91587" data-attributes="member: 2506"><p>Über der Kernzone werden, wie gesagt, noch in verschiedenen Schalen die Fusionen fortgesetzt, während sich unter dem Druck der Gravitation der Kern immer weiter verdichtet, wobei er eine Temperatur von 5 bis 10 Milliarden [K] erreichen kann. An einem bestimmten Punkt setzt dann ein Vorgang ein, den man Photodissoziation nennt. Das können wir uns so vorstellen, dass durch das Schalenbrennen hochenergetische Photonen entstehen, die in den Kern eindringen und hier als Gamma- Quanten recht aktiv werden. Durch die voranschreitende Kontraktion des Sterns wird auch der Druck in den einzelnen Schalen höher und damit steigt die Temperatur. Die Kernfusionen laufen deshalb immer schneller ab und die freigesetzten Photonen erlangen ständig anwachsende Energieinhalte. Sie sind nun in der Lage, die Eisenkerne im Zentrum zum größten Teil zu zertrümmern (gemeint sind hier nur die "nackten" Atomkerne, sie sind vollständig ionisiert, besitzen keine Elektronen mehr). Übrig bleiben bei dieser Reaktion Alpha-Teilchen, das sind Heliumkerne, bestehend aus 2 Protonen und 2 Neutronen.</p><p></p><p>Neutronenstern RXJ 185635-3754In der Corona Australis (Südliche Krone) hat man schon 1992 eine Röntgenquelle in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren entdeckt. Das HST (Hubble-Teleskop) hat diesen Stern nun im sichtbaren Licht ausfindig gemacht. Das Objekt hat eine Oberflächentemperatur von über</p><p>650 000 [K] und einen Durchmesser von nur etwa 28 [Km], es kann sich dabei also nur um einen Neutronenstern handeln. Kein anderes Objekt mit solchen Eigenschaften könnte existieren. Der Neutronenstern erhielt die Bezeichnung RXJ 185635-3754.</p><p></p><p>Zur Zertrümmerung der Eisen- Atomkerne muss Bindungsenergie aufgewandt werden, wodurch nun der Druck absinkt und der Kollaps endgültig einsetzt. Der Kern des Sterns gerät völlig aus seinem Gleichgewicht und stürzt innerhalb von wenigen Millisekunden in sich zusammen. Dabei steigt die Dichte so ungeheuer an, dass die bislang immer noch ungebundenen Elektronen (e-) so nahe an die Protonen (p) gedrückt werden, dass sie mit ihnen zu Neutronen (N) verschmelzen. Bei diesem Vorgang (ein so genannter inverser ²- Zerfall) entstehen gleichzeitig massenhaft Neutrinos (n), die fast nie in Wechselwirkung mit anderen Kernteilchen treten:</p><p></p><p>p + e- ---> N + n</p><p></p><p>Letztere stellen den Großteil der nun freigesetzten Gravitationsenergie dar und enteilen ungehindert mit nahezu Lichtgeschwindigkeit dem Kern (siehe hierzu auch Supernova). Erreicht die Dichte etwa 4 · 1011 [gcm-3], treten die Neutronen aus den Kernen aus und bilden mit den restlichen Atomrümpfen eine Art Mischphase. Wenn die Dichte diejenige der Kernmaterie, 2,8 · 1014 [gcm-3] erreicht, existieren praktisch nur noch Neutronen. Zuvor, bei einer Dichte von 1012 [gcm-3], übernimmt aber bereits der jetzt einsetzende Entartungsdruck der Neutronen das Regime.</p><p></p><p>Ist nämlich dieser Punkt erreicht, wird schlagartig die Kompressibilität des Remnant's (= Überbleibsel) aufgehoben, die Neutronen lassen sich nicht weiter verdichten. Erst jetzt "bemerkt" die äußere Hülle des Sterns die Verkleinerung des Kerns und stürzt mit großer Geschwindigkeit nach innen. Sie wird brutal gestoppt wenn sie auf den Kern trifft, der allerdings aufgrund der Massenträgheit viel weiter zusammengequetscht wurde als sein Endstadium eigentlich zulässt. Infolgedessen schwingt er zurück, wobei die herabstürzende Sternmaterie schlagartig umgelenkt und nach außen beschleunigt wird. Mit Überschallgeschwindigkeit wird die Hülle des Sterns abgestoßen.</p><p></p><p>Höhere Elemente</p><p></p><p>Das löst eine Schockwelle aus, welche nun den gesamten Reststern in Gegenrichtung durchläuft. Hierdurch wird die Temperatur der Hülle soweit erhöht (möglicherweise durch die zwar seltenen, aber doch stattfindenden Reaktionen von Neutrinos mit anderen Kernteilchen), dass weitere Kernfusionen ausgelöst werden. In dieser kurzen, dem Stern noch verbleibenden Zeit werden in den verschiedenen Schalen, überwiegend durch Neutroneneinfang, höhere Elemente bis hin zum Uran erzeugt. Die Verteilung entspricht weitgehend der mengenmäßigen Verteilung der Elemente, wie wir sie im gesamten Kosmos wiederfinden.</p><p></p><p>Neutronenstern in PuppisIm südlichen Sternbild Puppis (Schiff Argo) hat das Rosat- Observatorium eine der stärksten Röntgenquellen des Himmels entdeckt. Es handelt sich um eine Supernovaexplosion, die geschockten, heißen Reste der ehemaligen Sternhülle leuchten intensiv im Röntgenlicht. Man sieht noch einen kleinen hellen Punkt: Das ist der junge Neutronenstern, der seitlich mit weit über 1000 [Km/s] dem Zentrum der asymmetrischen Explosion entflieht.</p><p></p><p>otation</p><p></p><p>Die durch den Kollaps ausgelöste Schockwelle sprengt dann (nach mehreren Stunden) die äußere Hülle mit 10 000 [Km/s] oder mehr ab, wobei auch die schweren Elemente als heißes Gas ins All geschleudert werden - es entsteht eine Supernova. Dieser Auswurf dient später als interstellares Material wieder dem Aufbau neuer Sterngenerationen, der Bildung von Planeten und sogar der Entstehung von Leben. Wir alle bestehen aus diesem Material - nichts anderem als Sternenasche!</p><p></p><p>Während der Kontraktion behält der Restkern das Drehmoment des ursprünglichen Sterns, wodurch sich seine Rotation enorm erhöht. Aufgrund dieser Erhaltung des Drehimpulses kann ein Neutronenstern bis zu mehr als Tausend Mal pro Sekunde rotieren. Besitzt er dabei noch ein Magnetfeld, wird er zum Pulsar.</p><p></p><p>Bei einem Durchmesser von etwa 20 [Km] kommt der Zusammensturz zum Stillstand. Dieser entstandene Körper, welcher nun immer noch mehr als die Masse unserer Sonne besitzt, weist jetzt eine um eine Billiarde (1015) höhere Dichte als Wasser auf; ein Kubikzentimeter Materie auf seiner Oberfläche "wiegt" die Kleinigkeit von einer Milliarde Tonnen. Ein Mensch auf dieser Oberfläche würde demzufolge</p><p>70 000 000 000 000 Tonnen wiegen!</p><p></p><p>Exotische VerhältnisseAuf einem Neutronenstern herrschen wahrhaft exotische Verhältnisse. Die Gravitation ist 1012 Mal so groß wie auf der Erde, ein Mensch hätte hier ein unvorstellbares Gewicht. Durch die starke Krümmung des Lichts könnte man den halben Stern übersehen, ein entfernter Beobachter sieht sogar bis hinter den Horizont. Unser armer Besucher müsste fast die halbe Lichtgeschwindigkeit erreichen um dem Stern wieder zu entfliehen. Wollte er sich jedoch im "Bergsteigen" üben, müsste er zur Bezwingung des allerhöchstens 1 mm hohen Gipfels mehr Energie aufwenden, als er zum Verlassen des Erdgravitationsfeldes benötigen würde. Auch das im Vergleich zur Erde über 10 Milliarden Mal stärkere Magnetfeld und die bis zu 1000 Mal in der Sekunde stattfindende Rotation des Sterns wären dem Besucher nicht sehr zuträglich...sollten ihn einige Hunderttausend [K] bis dahin noch nichts angetan haben.</p><p></p><p>Entartung</p><p></p><p>Weshalb kollabiert der Kern nicht weiter, werden wir uns nun fragen? Die obere Massegrenze für einen Neutronenstern liegt etwa zwischen 1,8 und 2 Sonnenmassen. Überschreitet er diese Grenze, wird er unweigerlich zum Schwarzen Loch. Bleibt er darunter, kann er der einwirkenden Gravitation einen Druck entgegensetzen, der von den Neutronen stammt. Diese sind unter solch extremen Verhältnissen entartet, d.h. sie bewegen sich mit relativistischen Geschwindigkeiten. Ihre kinetischen Energien (Bewegungsenergien) sind dabei so hoch, dass sie mit der Ruhemasse (E = mc2) der Teilchen vergleichbar sind.</p><p></p><p>Unter diesen relativistischen Bedingungen liefert die kinetische Energie einen nicht mehr zu vernachlässigenden Beitrag zur Masse.</p><p>Neutronen sind normalerweise nur stabil, wenn sie, wie in gewöhnlichen Atomkernen, an Protonen gebunden sind. Ansonsten zerfallen sie (durch den ²- Zerfall) mit einer Halbwertszeit von rund 10 Minuten in ein Proton, ein Elektron und ein Antineutrino (das Gegenstück zum Neutrino). Doch in der ungeheuren Dichte innerhalb eines Neutronensterns sind die Elektronen bereits so dicht an die ursprünglichen Protonen gepackt, dass aufgrund des Paulischen Ausschließungsprinzips kein Raum mehr für weitere Elektronen ist.</p><p>Das heißt, dass keine unbesetzten Quantenzustände mehr vorhanden sind, welche die Elektronen einnehmen könnten. Deshalb können unter solch extremen Bedingungen (fast) nur noch Neutronen existieren. Das Neutronen- Gas ist dabei entartet.</p><p></p><p>Aufbau</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91587, member: 2506"] Über der Kernzone werden, wie gesagt, noch in verschiedenen Schalen die Fusionen fortgesetzt, während sich unter dem Druck der Gravitation der Kern immer weiter verdichtet, wobei er eine Temperatur von 5 bis 10 Milliarden [K] erreichen kann. An einem bestimmten Punkt setzt dann ein Vorgang ein, den man Photodissoziation nennt. Das können wir uns so vorstellen, dass durch das Schalenbrennen hochenergetische Photonen entstehen, die in den Kern eindringen und hier als Gamma- Quanten recht aktiv werden. Durch die voranschreitende Kontraktion des Sterns wird auch der Druck in den einzelnen Schalen höher und damit steigt die Temperatur. Die Kernfusionen laufen deshalb immer schneller ab und die freigesetzten Photonen erlangen ständig anwachsende Energieinhalte. Sie sind nun in der Lage, die Eisenkerne im Zentrum zum größten Teil zu zertrümmern (gemeint sind hier nur die "nackten" Atomkerne, sie sind vollständig ionisiert, besitzen keine Elektronen mehr). Übrig bleiben bei dieser Reaktion Alpha-Teilchen, das sind Heliumkerne, bestehend aus 2 Protonen und 2 Neutronen. Neutronenstern RXJ 185635-3754In der Corona Australis (Südliche Krone) hat man schon 1992 eine Röntgenquelle in einer Entfernung von nur 400 Lichtjahren entdeckt. Das HST (Hubble-Teleskop) hat diesen Stern nun im sichtbaren Licht ausfindig gemacht. Das Objekt hat eine Oberflächentemperatur von über 650 000 [K] und einen Durchmesser von nur etwa 28 [Km], es kann sich dabei also nur um einen Neutronenstern handeln. Kein anderes Objekt mit solchen Eigenschaften könnte existieren. Der Neutronenstern erhielt die Bezeichnung RXJ 185635-3754. Zur Zertrümmerung der Eisen- Atomkerne muss Bindungsenergie aufgewandt werden, wodurch nun der Druck absinkt und der Kollaps endgültig einsetzt. Der Kern des Sterns gerät völlig aus seinem Gleichgewicht und stürzt innerhalb von wenigen Millisekunden in sich zusammen. Dabei steigt die Dichte so ungeheuer an, dass die bislang immer noch ungebundenen Elektronen (e-) so nahe an die Protonen (p) gedrückt werden, dass sie mit ihnen zu Neutronen (N) verschmelzen. Bei diesem Vorgang (ein so genannter inverser ²- Zerfall) entstehen gleichzeitig massenhaft Neutrinos (n), die fast nie in Wechselwirkung mit anderen Kernteilchen treten: p + e- ---> N + n Letztere stellen den Großteil der nun freigesetzten Gravitationsenergie dar und enteilen ungehindert mit nahezu Lichtgeschwindigkeit dem Kern (siehe hierzu auch Supernova). Erreicht die Dichte etwa 4 · 1011 [gcm-3], treten die Neutronen aus den Kernen aus und bilden mit den restlichen Atomrümpfen eine Art Mischphase. Wenn die Dichte diejenige der Kernmaterie, 2,8 · 1014 [gcm-3] erreicht, existieren praktisch nur noch Neutronen. Zuvor, bei einer Dichte von 1012 [gcm-3], übernimmt aber bereits der jetzt einsetzende Entartungsdruck der Neutronen das Regime. Ist nämlich dieser Punkt erreicht, wird schlagartig die Kompressibilität des Remnant's (= Überbleibsel) aufgehoben, die Neutronen lassen sich nicht weiter verdichten. Erst jetzt "bemerkt" die äußere Hülle des Sterns die Verkleinerung des Kerns und stürzt mit großer Geschwindigkeit nach innen. Sie wird brutal gestoppt wenn sie auf den Kern trifft, der allerdings aufgrund der Massenträgheit viel weiter zusammengequetscht wurde als sein Endstadium eigentlich zulässt. Infolgedessen schwingt er zurück, wobei die herabstürzende Sternmaterie schlagartig umgelenkt und nach außen beschleunigt wird. Mit Überschallgeschwindigkeit wird die Hülle des Sterns abgestoßen. Höhere Elemente Das löst eine Schockwelle aus, welche nun den gesamten Reststern in Gegenrichtung durchläuft. Hierdurch wird die Temperatur der Hülle soweit erhöht (möglicherweise durch die zwar seltenen, aber doch stattfindenden Reaktionen von Neutrinos mit anderen Kernteilchen), dass weitere Kernfusionen ausgelöst werden. In dieser kurzen, dem Stern noch verbleibenden Zeit werden in den verschiedenen Schalen, überwiegend durch Neutroneneinfang, höhere Elemente bis hin zum Uran erzeugt. Die Verteilung entspricht weitgehend der mengenmäßigen Verteilung der Elemente, wie wir sie im gesamten Kosmos wiederfinden. Neutronenstern in PuppisIm südlichen Sternbild Puppis (Schiff Argo) hat das Rosat- Observatorium eine der stärksten Röntgenquellen des Himmels entdeckt. Es handelt sich um eine Supernovaexplosion, die geschockten, heißen Reste der ehemaligen Sternhülle leuchten intensiv im Röntgenlicht. Man sieht noch einen kleinen hellen Punkt: Das ist der junge Neutronenstern, der seitlich mit weit über 1000 [Km/s] dem Zentrum der asymmetrischen Explosion entflieht. otation Die durch den Kollaps ausgelöste Schockwelle sprengt dann (nach mehreren Stunden) die äußere Hülle mit 10 000 [Km/s] oder mehr ab, wobei auch die schweren Elemente als heißes Gas ins All geschleudert werden - es entsteht eine Supernova. Dieser Auswurf dient später als interstellares Material wieder dem Aufbau neuer Sterngenerationen, der Bildung von Planeten und sogar der Entstehung von Leben. Wir alle bestehen aus diesem Material - nichts anderem als Sternenasche! Während der Kontraktion behält der Restkern das Drehmoment des ursprünglichen Sterns, wodurch sich seine Rotation enorm erhöht. Aufgrund dieser Erhaltung des Drehimpulses kann ein Neutronenstern bis zu mehr als Tausend Mal pro Sekunde rotieren. Besitzt er dabei noch ein Magnetfeld, wird er zum Pulsar. Bei einem Durchmesser von etwa 20 [Km] kommt der Zusammensturz zum Stillstand. Dieser entstandene Körper, welcher nun immer noch mehr als die Masse unserer Sonne besitzt, weist jetzt eine um eine Billiarde (1015) höhere Dichte als Wasser auf; ein Kubikzentimeter Materie auf seiner Oberfläche "wiegt" die Kleinigkeit von einer Milliarde Tonnen. Ein Mensch auf dieser Oberfläche würde demzufolge 70 000 000 000 000 Tonnen wiegen! Exotische VerhältnisseAuf einem Neutronenstern herrschen wahrhaft exotische Verhältnisse. Die Gravitation ist 1012 Mal so groß wie auf der Erde, ein Mensch hätte hier ein unvorstellbares Gewicht. Durch die starke Krümmung des Lichts könnte man den halben Stern übersehen, ein entfernter Beobachter sieht sogar bis hinter den Horizont. Unser armer Besucher müsste fast die halbe Lichtgeschwindigkeit erreichen um dem Stern wieder zu entfliehen. Wollte er sich jedoch im "Bergsteigen" üben, müsste er zur Bezwingung des allerhöchstens 1 mm hohen Gipfels mehr Energie aufwenden, als er zum Verlassen des Erdgravitationsfeldes benötigen würde. Auch das im Vergleich zur Erde über 10 Milliarden Mal stärkere Magnetfeld und die bis zu 1000 Mal in der Sekunde stattfindende Rotation des Sterns wären dem Besucher nicht sehr zuträglich...sollten ihn einige Hunderttausend [K] bis dahin noch nichts angetan haben. Entartung Weshalb kollabiert der Kern nicht weiter, werden wir uns nun fragen? Die obere Massegrenze für einen Neutronenstern liegt etwa zwischen 1,8 und 2 Sonnenmassen. Überschreitet er diese Grenze, wird er unweigerlich zum Schwarzen Loch. Bleibt er darunter, kann er der einwirkenden Gravitation einen Druck entgegensetzen, der von den Neutronen stammt. Diese sind unter solch extremen Verhältnissen entartet, d.h. sie bewegen sich mit relativistischen Geschwindigkeiten. Ihre kinetischen Energien (Bewegungsenergien) sind dabei so hoch, dass sie mit der Ruhemasse (E = mc2) der Teilchen vergleichbar sind. Unter diesen relativistischen Bedingungen liefert die kinetische Energie einen nicht mehr zu vernachlässigenden Beitrag zur Masse. Neutronen sind normalerweise nur stabil, wenn sie, wie in gewöhnlichen Atomkernen, an Protonen gebunden sind. Ansonsten zerfallen sie (durch den ²- Zerfall) mit einer Halbwertszeit von rund 10 Minuten in ein Proton, ein Elektron und ein Antineutrino (das Gegenstück zum Neutrino). Doch in der ungeheuren Dichte innerhalb eines Neutronensterns sind die Elektronen bereits so dicht an die ursprünglichen Protonen gepackt, dass aufgrund des Paulischen Ausschließungsprinzips kein Raum mehr für weitere Elektronen ist. Das heißt, dass keine unbesetzten Quantenzustände mehr vorhanden sind, welche die Elektronen einnehmen könnten. Deshalb können unter solch extremen Bedingungen (fast) nur noch Neutronen existieren. Das Neutronen- Gas ist dabei entartet. Aufbau [/QUOTE]
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