Neutronensterne

Ist ein Stern schwerer als $1{,}4$ Sonnenmassen, so kann der Entartungsdruck der Elektronen den weiteren Kollaps nicht aufhalten. Die Elektronen verschmelzen dann nämlich mit den Protonen zu Neutronen unter Aussendung eines Elektronenneutrinos [9, S. 304]:

$$\hbox{e}^-+\hbox{p}\to\nu_{\hbox{e}}+\hbox{n}$$

Erst wenn nahezu alle Elektronen und Protonen zu Neutronen geworden sind, ist wieder ein Gleichgewicht möglich. Auch hier ist es wieder der Entartungsdruck, der die Gravitation ausgleicht; dieses Mal wird er jedoch von den Neutronen hervorgerufen. Den entstehenden stabilen Himmelskörper nennt man deshalb auch Neutronenstern. Eine obere Massengrenze für Neutronensterne ist nicht so einfach zu bestimmen wie für Weiße Zwerge, da bei den Neutronensternen die Kernkräfte eine große Rolle spielen, deren Verhalten bei den auftretenden enormen Dichten noch nicht vollständig erforscht ist. Theoretische Überlegungen können jedoch mit ziemlicher Sicherheit Neutronensterne mit mehr als 3 Sonnenmassen ausschließen [2, S. 47].

Der erste Neutronenstern wurde im Jahr 1968 von der amerikanischen Doktorandin Jocelyn Bell und ihrem Doktorvater Anthony Hewish entdeckt. Das entdeckte Himmelsobjekt war ein Radiopulsar mit der erstaunlich kurzen Periodendauer von $1{,}3$ Sekunden. Um dieses kurze Intervall zu erklären, musste das beobachtete Objekt sehr kompakt sein. Die plausibelste Erklärung ist, dass es sich um einen rotierenden Neutronenstern handelt.