Neutronensterne Hallo alle zusammen, das Thema unseres Vortrags sind Neutronensterne.

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1 Neutronensterne Hallo alle zusammen, das Thema unseres Vortrags sind Neutronensterne.

2 Gliederung Was ist ein Neutronenstern? Historisches
Allgemeine Sternentwicklung Stabilität Entstehung Aufbau Eigenschaften Quellen Ich werde dabei insbesondere auf allgemeine Eigenschaften und die Entstehung von Neutronensternen eingehen. Aber am Anfang stellt sich natürlich die Frage: Was ist überhaupt ein Neutronenstern?

3 1. Was ist ein Neutronenstern?
Die Antwort: das ist ein Neutronenstern wir ihn mit dem Hubble Space Telescope sehen. Natürlich können wir uns da jetzt noch nicht viel drunter vorstellen, aber immerhin, erste Erkenntnis, er leuchtet und befindet sich irgendwo im Himmel.

4 1. Was ist ein Neutronenstern?
Astronomisches Objekt Hauptbestandteil Neutronen Endprodukt der Sternentwicklung Sehr hohe Dichte Allgemein: Was ist ein Neutronenstern? Wie der Name schon sagt ist es ein Stern aus Neutronen, dass heißt es ist ein astronomisches Objekt, das zum Großteil aus Neutronen besteht. Sie sind außerdem eine Möglichkeit von dem, was übrig bleiben kann, wenn Sterne am Ende ihre Lebens angekommen sind. Charakteristisch für Neutronensterne sind ihre exrem hohen Dichten, die für viele ihrer Eigenschaften verantwortlich sind. Aufgrund der großen Dichte haben sie auch eher einen kleinen Radius für astronomische Körper, nämlich nur etwa 10 km. Als nächstes will ich euch eine kurze historische Einordnung geben, wann, wie und warum Neutronensterne entdeckt wurden.

5 2. Historisches 1932: Entdeckung des Neutrons
1934: Baade und Zwicky sehen Neutronensterne als Rest einer Supernova 1939: Oppenheimer und Volkoff machen erste Berechnungen zu Neutronen bei großen Dichten 1932: alles begann quasi mit der Entdeckung des Neutrons 1932. 1934: untersuchten Baade und Zwicky Supernovaexplosionen und schlugen den Neutronenstern als Überbleibsel vor. Sie haben sich schon damals überlegt, dass ein Neutronenstern eine große Dichte und einen kleinen Radius haben müsste. 1939: machten dann Oppenheimer und Vollkoff erste explizite theoretische Modellrechnungen zu Neutronen bei hohen Dichten. alle theoretischen Bemühungen haben nicht den Hintergrund Neutronensterne wirklich zu sehen, sondern es war zu diesem Zeitpunkt die Frage der Energieproduktion der Sterne noch nicht geklärt und es wurde vermutet, dass Neutronenkerne im Innern von Sternen die Energie liefern. Danach fast 30 Jahre Ruhe um Neutronensterne, da Kernfusion als Energiequelle in Sternen entdeckt wurde. Alles theoretische Überlegungen. Man dachte, dass so kleine Objekte mit optischen Teleskopen nicht gesehen werden könnten.

6 2. Historisches 1962: Kosmische Röntgenquellen und Quasare 1967: Pulsare 1968: Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne 1962: erst 1962 als kosmische Röntgenquelle und Quasare entdeckt werden und man diese nicht erklären kann, gibt es weitere Überlegungen zu Neutronensternen als Erklärung für die Beobachtungen. 1967: wurden Pulsare entdeckt was die Frage nach Neutronensternen noch verschärfte. Als die Pulsare dann als rotierende Neutronensterne identifiziert werden, beginnt eigentlich die richtige Erforschung von Neutronensternen.

7 3. Allgemeine Sternentwicklung
Chandrasekhar-Limit: Obergrenze der Masse eines Sterns, der durch Elektronen- /Neutronenentartungsdruck stabilisiert wird Elektronen: ≈1,44 MSonne Neutronen: ≈3 MSonne Was passiert aus Sternen unterschiedlicher Massen? Die Entwicklung von Sternen ab der Hauptreihe wird fast nur noch von der Masse bestimmt. Wir interessieren uns für das Ende der Sternentwicklung. Dabei sind zwei Grenzmassen besonders wichtig. Die Chandrasekhar-Grenze bezeichnet die maximale Masse eines Sterns, der durch den Elektronen-/Neutronenentartungsdruck stabilisiert wird. Eine genaue Erklärung zu Entartungsdrücken kommt später. Ist die Masse größer, ist die Gravitation stärker als der entgegenwirkende Entartungsdruck und der Stern kollabiert. Die Werte für die jeweilige Grenze aus Folie

8 3. Allgemeine Sternentwicklung
MStern < 1,44 MSonne  weißer Zwerg 1,44 MSonne< MStern < 3 MSonne  Neutronenstern MStern > 3 MSonne  schwarzes Loch Daraus ergeben sich 3 mögliche Szenarien für Sterne: Massen bis zur Chandrasekhar-Grenze, Massen zwischen den beiden Grenzen und Massen über der Grenze für den Neutronenentartungsdruck. Masse kleiner => nicht groß genug um weitere Brennphasen zu zünden und kann durch entartetes Elektronengas stabilisiert werden Masse über Chandrasekhar-Limit => KK-SN , alle Hüllen werden weggeschleudert, nur der Kern bleibt zurück und kollabiert bis er vom Neutronenentartungsdruck stabilisiert wird Masse größer => KK-SN, aber keine Stabilisierung durch Neutronenentartungsdruck => schwarzes Loch Neutronensterne haben eine Ober- und Untergrenze für ihre Masse!!! Wir schauen uns die Neutronensterne genauer an.

9 4. Stabilität Entartungsdruck:  bei sehr hohen Dichten
 Pauli-Prinzip: Fermionen (Protonen, Neutronen, Elektronen) können nicht am gleichen Ort im gleichen Zustand vorliegen  Beispiele: weißer Zwerg (Elektronen), Neutronenstern (Neutronen) Warum fällt der Kern nicht einfach immer weiter zusammen? Was stabilisiert ihn? Was ist also der Neutronenentartungsdruck? Er wird erst relevant bei sehr hohen Dichten, weil dann die Teilchen so eng zusammengepresst sind, dass das Pauli-Prinzip greift. Das ist ein Prinzip aus der Quantenmechanik, das besagt, dass Fermionen nicht in allen vier Quantenzahlen übereinstimmen dürfen. Einfacher, sie können nicht am selben Ort im selben Zustand vorliegen. Bei großen Dichten wäre dies aber der Fall. Um dem Auszuweichen, besiedeln die Fermionen ein höheres Energieniveau, was energetisch nicht die beste Lösung ist und somit den Entartungsdruck erzeugt. Bei Elektronen wird das in weißen Zwergen wichtig, wenn das Brennen erlischt und der Kern kontrahiert. Ist die Masse nicht groß genug für eine Supernova, schrumpft der Kern solange bis er vom Elektronenentartungsdruck wieder stabilisiert wird. In diesem Zustand bleibt der weiße Zwerg dann auch. Ist die Masse des Kerns wie in unserem Fall größer als das Chandrasekhar-Limit, kommt es wie schon gesagt zu einer Supernova und der Kern kollabiert solange bis er vom Neutronenentartungsdruck stabilisiert wird. Die Gravtitationkräfte sind dabei zu groß um wie beim weißen Zwerg vom Elektronenentartungsdruck kompensiert zu werden. Der Kern kollabiert also noch weiter bis die kritische Dichte für den Neutronenentartungsdruck erreicht ist und dieser dann den Stern stabilisiert.

10 5. Entstehung Voraussetzungen:  Kernmasse zwischen 1,44 MSonne und
 Kern aus Eisen und Nickel durch Brennphasen  Kernkollaps-Supernova Kommen wir zur Entstehung von Neutronensternen. Was sind die Voraussetzungen für einen Stern, um zu einem Neutronenstern zu werden? Wie vorher gesagt muss die Kernmasse des Vorgängersterns zwischen den beiden Chandrasekhar-Grenzmassen zur Stabilisierung durch den Entartungsdruck liegen, damit es erstens überhaupt zu einer Supernova kommt und dabei aber auch ein stabiler Kern entsteht. Der Stern ist am Ende seiner Entwicklung und hat seine Brennphasen durchlaufen und damit in der letzten Phase schwere Elemente wie Eisen und Nickel erzeugt. Man könnte sich fragen warum der Kern nicht gleich kollabiert sobald er die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Das kommt daher, dass der Stern während die Kernfusion noch läuft durch den Strahlungsdruck stabilisiert wird. Die Gravitationskräfte werden dadurch kompensiert. Der Kern kollabiert also erst, wenn das Brennen erlischt. Dann kommt es zu einer Kernkollaps-Supernova, wobei die Hüllen des Sterns ins All geschleudert werden und der komprimierte Kern zurückbleibt. Um die Entstehung des Neutronensterns zu analysieren, muss man sich also anschauen, was bei der Kompression des Kerns geschieht, was also passiert wenn die Dichte im Kern immer größer wird.

11 5. Entstehung Ausgangspunkt:
 Kern des Sterns aus Eisenatomkernen und freien Elektronen ≈ 1x1012 kg/m3 : Neutronisation  p+ + e-  n + νe  Anreicherung von Neutronen in den Atomkernen Der Ausgangspunkt dabei ist der Kern des Sterns vor der Supernova. Dieser besteht nach durchlaufen der Brennphasen aus Eisenatomkernen und freien Elektronen. Sobald die Dichte den Wert von ungefähr 1*10^12 kg/m³ erreicht, setzt die sogenannte Neutronisation ein. Dabei werden Elektronen quasi in die Atomkerne reingepresst und es finden Elektroneneinfangreaktionen statt, wobei sich ein Proton und ein Elektron zu einem Neutron verwandeln. Logischerweise steigt dadurch der Neutronenanteil in den Atomkernen. Normalerweise würde die Neutronen einfach wieder mit einem Betazerfall zerfallen, aber diese Reaktion wird durch die hohen Dichten unterdrückt. In dieser Phase der Entstehung haben wir also Atomkerne mit einem hohem Anteil an Neutronen und freie Elektronen.

12 5. Entstehung ≈ 4x1014 kg/m3 : „neutron drip“  freie Neutronen
≈ 4x1015 kg/m3 : Neutronenentartungsdruck  supraflüssige Neutronen Ab einer Dichte von ca 4*10^14 kg/m³ befinden sich manche Neutronen nicht mehr in den Atomkernen sondern außerhalb davon, da das jetzt energetisch günstiger ist. Man nennt das „neutron drip“, da die Neutronen anfangen aus den Atomkernen zu „tropfen“. Es entsteht jetzt ein Mix aus freien Neutronen, mit Neutronen angereicherten Atomkernen und freien Elektronen. Bei einer weiteren Größenordnung beginnt sich der Neutronenentartungsdruck aufzubauen. Vorher gab es nur den Elektronenentartungsdruck, der aber zu schwach war den Kollaps zu stabilisieren. In der Flüssigkeit findet eine Paarung von Neutronen statt, was die Flüssigkeit supraflüssig macht. Das heißt sie hat keine Viskosität und verliert auch keine Energie.

13 5. Entstehung ≈ 2x1017 kg/m3 : Auflösung der Atomkerne
 supraleitende Protonen ??≈ 4x1017 kg/m3 : Elementarteilchen??  so hohe Dichten kaum erforscht Wenn die Dichte noch weiter ansteigt kommt man langsam in den Bereich der Dichte von Atomkernen. Deshalb fangen bei einer Dichte von 2*10^17 die Atomkernen an sich aufzulösen und nicht mehr als Kerne zu existieren, sondern als eine Großen Masse an Protonen, Neutronen und Elektronen. Durch den gleichen Paarungseffekt wie bei den Neutronen vorher werden die Protonen jetzt supraleitend. Alles was danach passiert ist noch sehr vage, da noch kaum etwas erforscht ist. Aber man geht davon aus, dass bei so großen Dichten noch weitere Elementarteilchen entstehen, deren Einfluss auf die Eigenschaften nicht geklärt sind. Natürlich besteht ein Neutronenstern nicht nur aus einem Teil dieser Entstehung. Die Dichte eines Neutronensterns steigt zum Kern hin an. Das bringt uns zum Aufbau eines Neutronensterns.

14 6. Aufbau Aufgrund der gerade erwähnten Dichteabhängigkeit der Materie ergibt sich ein Schalenmodell. Man unterscheidet zwischen 5 verschiedenen Schichten: Atmosphäre, wobei nicht sicher ist, ob diese überhaupt existiert, äußere Kruste, innere Kruste, äußerer Kern und innerer Kern. Es wird angenommen, dass die Oberfläche von Neutronensternen für unsere Verhältnisse sehr eben ist. Die große Gravitation an der Oberfläche lässt nur Erhöhungen von einigen Millimetern.

15 6. Aufbau Atmosphäre:  wenige Zentimeterdicke Plasmaschicht
 bestimmt Photonen- spektrum Auch die Atmosphäre eines Neutronensterns ist nicht sehr dick, nur einige cm. Sie besteht aus einem Plasma aus Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff und Eisen, das den Neutronenstern umgibt. Diese Schicht bestimmt das Photonenspektrum des Sterns, dass heißt welche Wellenlängen abgestrahlt werden und wie wir den Neutronenstern sehen.

16 6. Aufbau Äußere Kruste:  Gitter aus Atom- kernen  freie Elektronen
 ≈ 300 m dick Als nächstes kommt die äußere Kruste. Sie besteht aus schweren Atomkernen und ist rund 300 meter dick. An der Oberfläche sind der Großteil davon Eisenatomkerne, umso größer die Dichte dann aber wird, umso größer wird auch der Neutronenanteil der Atomkerne. Das ist die angesprochene Neutronisation. Die Atomkerne sind in dieser Schicht wie in einem Feststoff als Gitter angeordnet. Der Übergang zur inneren Kruste ist dann, wenn der neutron drip beginnt, dass heißt wenn die Neutronen langsam die Atomkerne verlassen.

17 6. Aufbau Innere Kruste:  freie Neutronen  neutronenreiche Atomkerne
 freie Elektronen  ≈ 600 m dick Hier sind also dann freie Neutronen zu finden, die eine Supraflüssigkeit bilden in der dann auch noch der Rest der durch die Neutronisation angereicherten Atomkerne ist. Die innere Kruste ist eine Art Übergangsschicht, die bis zu einer Dichte im Bereich von Atomkernen geht. Der Anteil der Atomkerne in der Neutronenflüssigkeit nimmt zum Kern hin immer mehr ab.

18 6. Aufbau Äußerer Kern:  freie Neutronen  freie Protonen
 freie Elektronen  Verhältnis 8:1:1 Der äußere Kern beginnt dann, wenn sich die Atomkerne anfangen aufzulösen. Er besteht dann aus einem flüssigen Mix aus Protonen, Neutronen und Elektronen. Das Verhältnis der Bestandteile stellt sich ungefähr bei 8:1:1 ein, da sich hier die verschiedenen Zerfallsarten die Waage halten. Wir sind hier schon bei Dichten die größer sind als in Atomkernen. Deshalb ist alles was sich noch weiter im inneren befindet nur sehr schlecht verstanden, da man zur Zeit diese großen Dichten auf der Erde selbst mit den größten Beschleunigern nicht erreichen kann.

19 6. Aufbau Innerer Kern:  freie Quarks oder  Bose-Einstein- Kondensat
 ??? Fakt ist das man bei diesen Dichten nur Vermutungen aufstellen kann. Es gibt mehrere Überlegungen dazu, was im inneren Kern eines Neutronensterns sein könnte, wobei davon noch nichts bewiesen wurde. Es könnte sein, dass auch die Protonen, Neutronen und Elektronen noch weiter zerfallen und somit einen Kern aus freien Quarks bilden. Eine weitere Möglichkeit ist, dass als Kern ein sogenanntes Bose-Einstein-Kondensat vorliegt. Das ist ein extremer Aggregatszustand, wobei eine Masse aus ununterscheidbaren Teilchen entsteht. Aber wie gesagt, das ist alles nur Spekulation.

20 7. Eigenschaften Masse:  zwischen 1,44 MSonne und 3 MSonne Radius:
 10 bis 15 km Dichte:  0 an der Oberfläche bis 1018 kg/m³ im Kern Temperatur:  ≈ 1011 K nach Supernova, abkühlend Das letzte Kapitel ist nochmal eine Zusammenfassung der wichtigsten Eigenschaften von Neutronensternen. Neutronensterne haben Massen zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen. Das ist der Entstehungsgeschichte geschuldet und kann deshalb so genau berechnet und auch beobachtet werden. Die Radien von Neutronensternen sind ungefähr 10 bis 15 km, wobei hier die Ungenauigkeit größer ist als bei der Masse. Es ist durchaus auch möglich noch Neutronensterne mit kleineren Radien zu entdecken Die Dichte ist das, was einen Neutronen Stern so besonderes macht. Es werden Dichten im Bereich von Atomkernen und sogar darüber erreicht. Im Kern ist sie so groß, dass noch keine genauen Aussagen darüber getroffen werden können. Die Temperatur eines Neutronensterns ist anfangs aufgrund der Supernovaexplosion extrem hoch bei ca 10^11 K kühlt dann aber ab. Zu den genauen Prozessen wird euch der Kevin dann noch was erzählen.

21 7. Eigenschaften Gravitation:  ≈ 1012 m/s
Die Gravitation an der Oberfläche eines Neutronensterns ist ungefähr 10^12 Meter pro Sekunde, dass heißt 100 Milliarden mal stärker als auf der Erde. Das hat einen interessanten Effekt zur Folge. Die Gravitation ist so groß, dass Neutronensternen als Gravitationslinsen dienen. Sie lenken Photonen ab und machen es dadurch möglich, dass man mehr als nur die Hälfte eines Neutronensterns sieht.

22 8. Quellen An Introduction to Modern Astrophysics, Second Edition, Bradley W. Carroll, Dale A. Ostlie, Second Edition Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars, The Physics of Compact Objects, Stuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky e2.shtml aft-interessant-gemacht-%E2%80%93-teil-28-%E2%80%93- was-ist-ein-quarkstern/