„Mir ist gerade ein Stern geplatzt…“

…ist ein beliebter Spruch unter Astroforschern, wenn diese eine Supernova, oder einen jungen Neutronenstern entdecken.

 

Neutronenstern: Baby-Stern! Geburt im Weltall

Neutronenstern, aufgenommen vom NASA Röntgenteleskop Chandra


Wir sehen einen kleinen blauen Fleck mitten im All … ein „Baby-Neutronenstern“…  gerade einmal 330 Jahre alt!

Ein solcher entsteht, wenn ein Stern auf Grund dessen explodiert, weil seine innere „Fusionsmaschine“ zum Stillstand gekommen ist und der Stern somit zu einer Supernova mutiert. Eine solche zeigt das Bild. Außenherum zeigt es die wegtreibende Materie des ehemaligen Sterns – im Innern (der winzigkleine Punkt) sehen wir das, was von dem Stern letztendlich übrig bleibt: eine Kugel mit einem Durchmesser von nur 10 bis 20 Kilometern – ein Neutronenstern!

Die Bezeichnung „Neutronenstern“ rührt daher, da es sich bei dem Material aus welchem ein solcher Sternenüberrest besteht um Neutronen handelt, welche durch extremen Druck entstanden. Dabei wurde die Materie des Sterns derart stark komprimiert, dass die Elektronen und die Protonen „ineinandergequetscht“ wurden. Proton (positiv geladen) und Elektron (negativ geladen) ergibt „Neutralität“ sprich: aus einem Proton und einem Elektron entsteht ein Neutron.

Um sich die Dimension der „normalen Abstände“ innerhalb eines Atoms überhaupt vorstellen zu können, geht man am Besten auf ein Fußballfeld und legt dort ein Reiskorn in die Mitte des Anstoßkreises, welches das Proton darstellt. Das Elektron, welches sich um das Proton bewegt, würde sich in diesem Beispiel in etwa im Bereich der äußersten Sitzreihen auf der Zuschauertribüne befinden.

Doch was muss nun eigentlich passieren, damit ein Elektron sich bis an den „Anstoßkreis“, in welchem sich das Proton befindet, nicht nur annähern- sondern sogar in das Proton „hineingequetscht“ werden kann!? Dies passiert genau dann, wenn ein Stern am Ende seines Lebens angekommen ist und das läuft wie folgt ab:

Ein Stern – so wie z.B. auch unsere Sonne – fusioniert in seinem inneren Kern, Wasserstoff zu Helium. Dazu benötigt es einer Temperatur von ca. 15 Millionen Grad Kelvin und extrem hohe Druckverhältnisse, welche durch die Gravitation auf den Sternkern ausgeübt werden. Hat ein solcher Stern seinen inneren Wasserstoffkern zu Helium umgewandelt, „zündet“ die nächste Stufe. Dies kann allerdings nur dann geschehen, wenn der Stern groß genug ist und dementsprechend hohe Gravitationskräfte auf dem Kern lasten. Ist dem so, so wird nun Helium zu Kohlenstoff fusioniert.

Für die nächste „Brennstufe“ (Kohlenstoff zu Sauerstoff) benötigt es widerum noch höhere Temperaturen und noch höhere Drücke. Kann der Stern diese Drücke auf die „innere Maschine“ namens seiner Gravitationskraft nicht erzeugen, so endet an dieser Stelle das Fusionsszenario. Da sich „Fusionsdruck“ und „Gravitationsdruck“ bis dahin die Waage hielten, konnte der Stern bis zu diesem Punkt existieren.

Doch nun reißt urplötzlich der nach Aussen wirkende Fusionsdruck im Inneren des Sterns ab!

Dies hat zur Folge, dass der Stern seine äusseren Hüllen nicht mehr auf Distanz halten kann und die gewaltige Gravitation des Sterns dafür sorgt, dass die äusseren Hüllen sich nun in Richtung des Sternkernes bewegen. Der Stern fällt also buchstäblich in sich zusammen. Dies geschieht mit unvorstellbaren Geschwindigkeiten, nämlich mit ca. 30.000 bis 70.000 Kilometern pro Stunde. Dabei werden unglaublich hohe Drücke auf den Kern ausgeübt was dazu führt, dass die Elektronen der Atome in die Protonen hineingequetscht werden und schliesslich daraus die Neutronen entstehen.

Übrig bleibt eine ca. 20 Kilometer große verdichtete Kugel, bestehend aus Neutronen, welche sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von bis zu 1000 Mal pro Sekunde um ihre eigene Achse dreht. Auch noch interessant zu wissen: nur ein einziger gefüllter Teelöffel dieser Neutronensternmaterie hat in etwas das Gewicht von 300 „Supertankern“!

Es geht aber noch „perverser“ und zwar dann, wenn aus einem ehemaligen Stern ein „schwarzes Loch“ entsteht. Dazu benötigt es einen Stern der mindestens die 3,5-fache Masse unserer Sonne aufweist, welche nebenbei erwähnt, eine Masse von ca. 28 Quattrilliarden Tonnen ihr Eigen nennt, wovon sie ca. 4 Millionen Tonnen pro Sekunde durch Ausstoß von Energie verliert. Das hört sich zwar viel an, „stört“ die Sonne aber nicht im Geringsten.

Unsere Sonne ist ca. 4,66  Milliarden Jahre alt – wird das Alter von 10 Milliarden Jahren erreichen – und wird in diesem gewaltigen Zeitraum gerade einmal ca. 0,4 Quattrilliarden Tonnen ihrer Ursprungsmasse verlieren.

 

 

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