Was würde passieren, wenn ein Mensch in einen Neutronenstern fällt?
Er würde schon aus der Entfernung Sonne-Erde von der extremen Strahlung des Neutronensterns nicht nur gegrillt, sondern VERDAMPFT werden! Wäre der Neutronenstern aber kalt und inaktiv, käme sein Schwerefeld zum Zuge. Man wird in einiger Entfernung des überdichten Objektes so großen Gezeitenkräften ausgesetzt, dass der Körper brutal zu einer "Spaghetti" gedehnt und in seine Atome zerfetzt würde. Die Materie ist so dicht, dass 1 Kubikzentimeter davon eine Masse von 1 Milliarde TONNEN besitzt. Das ist etwa die Zugspitze, zusammengequetscht auf dem Inhalt eines Kaffeelöffels.
Neutronensterne
Neutronensterne Härter als Diamant? Geht das überhaupt? Ja, gegenüber einem Neutronenstern ist ein Diamant eher ein Gummibärchen... Die Chandrasekhar- Grenze Der Zusammenbruch Photodissoziation Höhere Elemente Rotation Entartung Aufbau Geht es noch dichter? Quarksterne! Chandrasekhar- Grenze V on einer bestimmten Masse an aufwärts kann ein Stern nicht mehr den relativ "stillen Tod" sterben, wie ihn eines Tages auch unsere Sonne ereilen wird und sie schließlich nach dem Roten Riesen - Stadium zu einem Weißen Zwerg mutiert. Bereits 1931 berechnete der Astronom S. Chandrasekhar , dass ein Stern oberhalb einer Grenze von 1,4 Sonnenmassen nicht mehr als erdgroßer Weißer Zwerg existieren kann. Vielmehr wird der Rest des Sterns, sein Zentralbereich, durch die ungehemmt einwirkende Gravitation zu einem Ball von nur noch 20 [km] Durchmesser zusammen gequetscht. Dieses Gebilde ist ein Neutronenstern. Liegt die Restmasse über 2 Sonnenmassen, geht der Kollaps unweigerlich weiter bis zum Schwarzen Loch. Der Zusammenbruch Ein massiver Stern verliert ständig durch emittierte Strahlung und starken Sonnenwind an Masse. Besitzt sein Zentrum nach Ablauf aller Fusionsreaktionen und damit seiner aktiven Lebensspanne noch eine Masse oberhalb der Chandrasekhar- Grenze, so wird sein Ende höchst dramatisch verlaufen. Der Kern besteht nur noch aus Eisen und Nickel, welches nicht weiter fusionieren kann. Zwar werden in verschiedenen, wie bei einer Zwiebel um den Kern zentrierten Schalen noch weitere Fusionen ablaufen, aber die hier noch freigesetzte Energie reicht nun nicht aus, der Gravitation Paroli zu bieten. Immerhin befindet sich jetzt im Sternzentrum eine Eisen/Nickel- Kugel von mehr als Erdgröße. Hier aber fehlt nun völlig der bislang durch die Kernfusionen erzeugte Gas- und Strahlungsdruck, der die nach innen gerichtete Gravitationswirkung ausglich. Die Gravitation wird jetzt übermächtig und presst den Kern zusammen. Selbst auch der zunächst einsetzende Entartungsdruck der Elektronen kann ihr nicht mehr standhalten, der Kollaps des Sterns geht unaufhaltsam weiter. Photodissoziation Ü ber 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" Atomkern
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Neutronenstern – Physik-Schule
Gammastrahlung des Vela-Pulsars in Zeitlupe. Er war 1968 als Resultat einer Supernova erkannt worden. Ein Neutronenstern ist ein astronomisches Objekt , dessen wesentlicher und namensgebender Bestandteil Neutronen sind. Ein Neutronenstern stellt ein Endstadium in der Sternentwicklung eines massereichen Sterns dar. Neutronensterne sind kugelförmige Körper mit typischen Radien von etwa 10 bis 12 km, nach stellaren Maßstäben also sehr klein. Die Massen der bislang entdeckten Neutronensterne liegen zwischen etwa 1,2 und 2,0 Sonnenmassen , damit sind sie extrem kompakt. Ihre Dichte nimmt von etwa 1 · 10 9 kg/m 3 an ihrer Kruste mit der Tiefe bis auf etwa 6 · 10 17 bis 8 · 10 17 kg/m 3 zu, was etwa der dreifachen Dichte eines Atomkerns entspricht. [1] [2] Die mittlere Dichte eines Neutronensterns beträgt etwa 3,7 bis 5,9 · 10 17 kg/m 3 . [3] Damit sind Neutronensterne die dichtesten bekannten Objekte ohne Ereignishorizont . Typische Sterne dieser Art rotieren sehr schnell und haben ein starkes Magnetfeld . Der am schnellsten rotierende bekannte Neutronenstern ist der 2004 entdeckte PSR J1748-2446ad mit 716 Umdrehungen pro Sekunde. Das bedeutet bei einem angenommenen Radius von ≤16 km, dass die Umfangsgeschwindigkeit an seinem Äquator etwa 70.000 km/s beträgt, was fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Eine für den 1999 entdeckten Neutronenstern XTE J1739-285 angenommene noch höhere Rotationsfrequenz von 1122 Hz [4] konnte in späteren Untersuchungen nicht bestätigt werden. [5] Neutronensternen gilt intensives Forschungsinteresse, da Details ihres dynamischen Verhaltens und ihrer Zusammensetzung noch unbekannt sind und an ihnen extreme Materieeigenschaften unter in der Natur beobachtbaren Bedingungen untersucht werden können. [6] Größenvergleich eines stellaren Schwarzen Lochs , eines Neutronensterns (jeweils eine Sonnenmasse) und einer simulierten Stadt auf einer quadratischen Fläche mit einer Kantenlänge von 40 km Entdeckungsgeschichte Im Jahr 1932 entdeckte James Chadwick das Neutron [7] als Elementarteilchen und erhielt dafür 1935 den Nobelpreis für Physik . Bereits 1931, ein Jahr vor Chadwicks Entdeckung, schlug Lew Dawidowitsch Landau theoretisch die Existenz von Neutronenkernen vor, nämlich von extrem dichten Kernregionen im Inneren herkömmlicher Sterne. [8] 1933 schlugen Walter Baade und Fritz Zwicky die moderne Variante von Neutronen sternen vor: aus Neutronen bestehende Sternreste als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung. Auf diese Deutung waren sie bei dem Versuch gekommen, die Vorgänge im Laufe einer Supernova zu erklären. [9] Robert Oppenheimer und George Michael Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns und gaben die maximale Masse mit 0,7 M ☉ an [10] (siehe auch Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze ). 1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell, Antony Hewish und Martin Ryle Radioimpulse von einem Pulsar , der später als isolierter, rotierender Neutronenstern interpretiert wurde. Die Energie
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