Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...

7.2 Radialsymmetrische Himmelskörper 153
7.2.3 Neutronensterne
Abbildung 7.4: Neutronenstern. (NASA - Wikimedia Commons)
Kollabiert ein sehr schwerer Stern mit mehr als etwa 10 Sonnenmassen, so durchläuft er zunächst
das temporäre Stadium eines weißen Zwergs. Wenn es dabei jedoch zu Teilchenimpulsen
kommt, die höher als 1.5mec 2 sind, werden sogenannte inverse β-Zerfälle
p + e − → n + νe
(7.40)
möglich. Die Elektronen stehen damit nicht mehr zur Verfügung, um den Stern zu stabilisieren,
so dass sich der gravitative Kollaps zunächst fortsetzt, bis der Fermidruck der gebildeten Neutronen
stabilisierend wirken. Die oben hergeleiteten Formeln sollten also gültig bleiben, wobei
die Elektronen- durch die Neutronenmasse zu ersetzen ist. Weil diese Masse in Gl. (7.36) nur
als Vorfaktor auftritt und ein Neutron etwa 2000 mal schwerer als ein Elektron ist, wird ein
Neutronenstern auch 2000 mal kleiner als ein weißer Zwerg sein, also einen Radius in der Größenordnung
von 10 km besitzen, auf dem aber etwas mehr als eine Sonnenmasse konzentriert
ist und damit Dichten von etwa 100 Milliarden Tonnen pro Kubikzentimeter erreicht. Neutronensterne
sind durch ein Verhältnis rs/R ≈ 0.3 gekennzeichnet und sind damit bereits hochrelativistische
Objekte. Deshalb sind die Näherungen aus dem vergangenen Abschnitt allenfalls
qualitativ korrekt, insbesondere erhält man eine modifizierte Zustandsgleichung.
Auch hier gibt es eine kritische Grenzmasse, di sogenannte Oppenheimer-Volkoff-Grenzmasse,
die sich von der Chandrasekhar-Grenzmasse nur durch einen Vorfaktor unterscheidet.
Neutronensterne erzeugen keine Energie, kühlen also langsam aus und sind dann (sofern sie
keine weitere Materie einsammeln) stabil. Bis heute sind etwa 2000 Neutronensterne in der
Milchstraße identifiziert worden. 5% davon sind Teil eines Binärsystems, d.h. sie bilden mit
einem anderen Neutronenstern oder weißen Zwerg ein gravitativ gebundenes System. Solche
Haye Hinrichsen — Allgemeine Relativitätstheorie