Neutronen entstehen

Ist ein Stern mit 25 Sonnenmassen am Ende seiner nuklearen Brennphase angelangt, so wird seine Restmasse über der Chandrasekhar- Grenze liegen (1,4 SM). Wir erinnern uns: ein weißer Zwerg kann demnach nicht das Endprodukt dieser "Sternenklasse" sein. Beobachten wir seine letzten Stunden einmal.

Im letzten Jahr seines Daseins fusioniert dieser "Koloß" Sauerstoff zu Silizium. Die Fusionen laufen bei diesen Sternen in Schalen um das Kerngebiet ab, der Leser erinnert sich. Wenn innerhalb von Stunden im Kerngebiet sämtliches Silizium in Nickel umgewandelt wurde, erlischt in ihm die thermonukleare Brennphase endgültig. Der fehlende Strahlungsdruck bewirkt, daß die Gravitationskraft den Kern kollabieren läßt und das geht sehr schnell! Der Kollaps dauert nur Bruchteile einer Sekunde, die Kerntemperatur steigt enorm an. Von anfänglich 3 Milliarden Grad kann sie schnell 5 bis 10 Milliarden Grad erreichen. Ist eine bestimmte Temperatur erreicht, setzt ein neuer Vorgang ein, die Photodissoziation! Die Photodissoziation ist das Gegenstück der Fusion, hier wird jedoch Energie absorbiert! Bei so hohen Temperaturen werden die Gamma- Quanten der entarteten Eisenkerne (sie besitzen keine Elektronen mehr), so energiereich, daß die Atomkerne zertrümmert werden. Das Produkt der Photodissoziation sind die sogenannten Alpha- Teilchen, elektronenlose Heliumkerne ( 2 Protonen und 2 Neutronen).

Und der Kern kollabiert immer weiter...

Animation: Aufbau eines Neutronensterns. Das Innere des Kerns wird sehr wahrscheinlich nur noch aus Neutronen bestehen. Dieses Gas hat Supraleitfähigkeit, das heißt, es gibt keinen elektrischen Wiederstand. Einmal induzierter Strom würde immer fließen.