Neutronensterne

[wilfried]

Guten Tag zusammen

ich werde meine Antwort von einer anderen Warte aus geben:

Zunächst einmal ist das einfachste Modell eines Neutronensterns eine ideale Flüssigkeit. Damit dieses Modell arbeiten kann werden Vereinfachungen gemacht:
1. es wird eine kalte Sternmaterie vorausgesetzt und durch eine ideale Flüssigkeit mit Massedichten von ca. 1e7 g(cm^3 beschrieben
(bei weissen Zwergen etwa 1 Potenz höher)
2. Der Aussenraum wird als Vakuum angenommen und dieser mittels der Schwarzschildgeometrie beschrieben

Damit erreicht man, dass dieses System über den Einstein Tensor beschreibbar wird. (Kurzform: idelae Flüssigkeit - Beschreibung durch ein Linienelement = DFL 2. Ordnung in Abhängigkeit der Radialkoordinaten; Lösung aus den Einstein Feldgleichungen sind auf diesem Wege möglich; dann kann die T^oo Komponente des Energie-Impuls Vektors als relativistische Energiedichte des Materiefelds interpretiert werden; ein wenig rechnen und man erhält den Energie-Impuls Vektor einer idealen Flüssigkeit )

Warum dieser Aufsatnd?

Damit wird einerseits der Druck anschreibbar, ebenso die Energiedichte (Massendichte). Erst danach kann man weitergehen, denn eine der wichtigsten Eigenschaften zur Beschreibung von Neutronensterneigenschaften ist die Zustandsgleichung auch "equation of state eos" genannt.diese beschreibt den Druck als Funktion der Energiedichte. Damit das auch erreichbar wird muss zuvor noch etwas getan werden:

Nämlich die Elimination von:

1. Die Abhängigkeit der spezifischen Entropie s
2. Die Barionendichte n

Im Sterninneren wird der Druck im Wesentlichen durch das Fermigas entarteter Neutronen aufrecht erhalten. Damit können thermodynasche Effekte vernachlässigt werden (Memo: Vereinfachung der Modellvorstellung)
konsequenz aus Letzterem ist, dass sowohl die Temperatur als auch die Entropie zu Null gesetzt werden kann. Erst jetzt kann so eine barotropische Zustandsgleichung angeschrieben werden, welche sich eben aus den Einsteingleichungen und dem Energie-Impuls Tensor ableiten lässt. Nach ein wenig recht komplizierter Berechnung (Ricci Tensor, metrischer tensor, Krümmngsskalar, Bianchi Identitäten etc erhält man die Tolman-Oppenheimer-Volkov Gleichung (TOV genannt). Diese ist die relativistische Verallgemeinerung der Newton Gleichung für thermodynaisches Gleichgewicht und ab hier beginnt die eigentliche Arbeit. Die Vorbereitung ist geschaffen und die Zusatndsgleichungen können aufgestellt werden.

Was aber ist noch unsicher im System?

1. Die Wechselwirkungen im Neutronenstern sind weitesgehend unbekannt, insbesondere bei sehr hohen Dichten
2. Es gibt einige Zustandsgleichungsformulierungen (unterschiedliche Ansätze) ... welche sind die Anwendbaren?

Zu 2 sei zu erläutern:

a) EOS C (Bethe - Johnson)
Die Zusatngsgleichung (ZG) C liegt im Bereich mittlerer Steifigkeit bei einer Maximalmasse von etwa 1.85 Sonnenmassen. Die zentralen Energiedichten betragen etwa 1.7e14 bis 3.2 e15 g(cm^3. Zugrunde leigen den ZGs Hyperonen als auch Nukleonen, Annahme einer nichtrelativistischen Wechselwirkung. Zur Beschreibung der Vielteilchentherorie wird das Variationsprinzip angewandt

b) EOS G (Canuto - Chitre)
Die ZG G ist "sehr weich". Die Maximalmasse leigt bei ca. 1.45 Sonnenmassen (sphärisch symmetrisch). Konsequenz: Ausschliessbarkeit der Beschreibung als relativistische Neutronenmaterie. Trotzdem angewandt, da diese als Grenzgebiet der am "weichsten" beschreibbaren ZGs liegt. Zentrale Energiedichten: 2.37e15 bis 7.2 e15 g/cm^3

c) EOS WWF (Wringa-Fiks-Farbrocini)
Diese ZS WFF ist von mittlerer Steifigkeit. Bei hohen Dichten bietet sie recht gute Ergebnisse. Zugrunde liegen hier die Nukleon-Nukleon WW, welche mittels des 2-Teilchen Potentials beschrieben wird als auch die phänomenologische 3-Nukleonen WW. Die Maximalmasse leigt bei 1.84 Sonnenmassen.

d) EOS MPA (Machleidt Potential A - Müther)
Diese ZG geht bis zu einer maximalen Neutronensternmasse von 1.56 Sonnenmasse mit Rotationsperioden von bis zu 0.5 msec. Auch diese zählt zu den weichen ZGs. Sie gilt in der Fachwelt als recht brauchbare ZG zur Beschreibung realistischer Neutronensternmodelle.

Haben wir ein starkes Magnetfeld, führt dieses zur einer Verminderung des Phasenraums der Elektronen in transversaler Richtung. Damit setzt deren Entartung erst bei höheren Dichten ein. Das ist quasi eine Art Entartungsbremse. bei sehr hohen Dichten kann das Vorhandensein eines Magnetfedls wahrscheinlich vernachlässigt werden.

Hier höre ich erst einmal auf. Später beschreibe ich für dieses System die Stabilitäten, die Aussenraum- Innenraumlösung und danach kann ich ja noch bei Interesse auf Neutronensterne mit Magnetfeld eingehen. Dann könnenw ir über die Deformationen und die Elliptizität reden.

Ihr seht, ganz so einfach ist die Physik der Neutronensterne nicht. Ich vermeide es die mathematischen Gleichungen hinzuschreiben, diese sind sehr komplex und sagen im Kontext dieses Beitrags nichts bedeutsames aus. Ich wenrde mich auf die Aussagen und die Konsequenzen beschränken.

Erst einmal

netter Gruß und bald geht es hier weiter ... ich hoffe es gehörte zum Themenkomplex

Wilfried

[gravi]

Die stärksten mir bekannten Dauermagnete sind die Neodym-Eisen-Bor-Magnete, ein Sintermaterial. Die erreichbaren magnetischen Flussdichten betragen bei diesem Material etwa 1,5 Tesla. Das Problem beim Magnetisieren: Wie viel bleibt danach dauerhaft erhalten? Das nennet man Remanenz und die ist materialabhängig und recht begrenzt, egal wie stark dein magnetisierendes Feld vorher war.

Grüße
seeker

Danke! Ich dachte mir schon so etwas...

Mal noch ne Frage dazu:
Bei derartigen Energiedichten wie bei einem Pulsar müsste es doch zu spontaner Paarbildung von Teilchen (aus dem Vakuum) kommen - oder?

Interessante Überlegung! Sehe ich hier eine Parallele zu den Paarinstabilitäts- Novae? Hier werden ja Gammaphotonen so energiereich, dass sich spontan Teilchenpaare bilden. Vorstellen kann ich mir das durchaus. Man müsste aber in den Magnetfeldern dann auch eine spezifische Strahlung detektieren können (z.B. Gamma-) aufgrund der Teilchenvernichtung. Wahrscheinlich aber würde diese durch die Neutronensternemission völlig überstrahlt, so wie die Hawkingstrahlung bei einem SL von der Scheibenemission.

@Wilfried: Danke für den tollen "Einstand" - aber das muss ich aber noch 3 mal lesen... )

Netten Gruß
gravi

[tomS]

Eine spontane Erzeugung von Teilchen-Antiteilchen-Paaren ist bei extrem starken Gradienten elektrischer Felder bekannt. Hohe, jedoch konstante Feldstärke, führt nich zu derartigen Effekten. Nun dürften in Magnetaren jedoch auch zeitweise extrem starke Gradienten sowie zeitabhängige magnetische (und damit ebensolche elektrische) Felder entstehen, z.B. bei Instabilitäten und Beben des Magnetars. In diesen Fällen könnten tatsächlich auch Paarerzeugungseffekte eine Rolle spielen.

[seeker]

Danke für den schönen Beitrag, Wilfried!
Ich sehe, dass die Sache nicht so einfach ist und dass man auch noch an der theoretischen Beschreibung werkelt.
Mit der Empirik hat man es ja in dem Bereich auch nicht ganz leicht, da man Neutronensterne nicht einfach im Labor sezieren kann...

Zu einem empirischen Beleg der (heißen!) Superfluidität im Inneren von Neutronensternen kann ich auf diesen Bericht hier hinweisen:
http://www.scinexx.de/wissen-aktuell-13 ... 02-28.html

Viele Grüße
seeker

[gravi]

Haben wir ein starkes Magnetfeld, führt dieses zur einer Verminderung des Phasenraums der Elektronen in transversaler Richtung. Damit setzt deren Entartung erst bei höheren Dichten ein. Das ist quasi eine Art Entartungsbremse. bei sehr hohen Dichten kann das Vorhandensein eines Magnetfedls wahrscheinlich vernachlässigt werden.

Meinst Du jetzt wirklich Elektronen (bei denen ich mir die Verringerung des Phasenraums durch ein Magnetfeld leicht vorstellen kann), oder waren doch eher Neutronen gemeint? Bei letzteren würde es mir nicht so einleuchten.
Vielleicht könntest Du diese Aussage noch ein wenig detaillierter beschreiben, vor allem, weshalb bei hohen Dichten das Magnetfeld vernachlässigt werden kann. Magnetfelder spielen ja ein große Rolle im Neutronenstern...

Gruß
gravi

[wilfried]

Guten Tag zusammen

ich fahre erst einmal mit meinen Ausführungen fort. Eventuell zeigt sich danach die Beantwortung Deiner Frage, lieber Werner. Ansonsten möchte ich erst aufkommende Fragen nach Fertigstellung des gesamt Beitrags beantworten, denn sonst wird alles ein wenig durcheinander geraten. Dazu bitte ich um Verständnis.


Fortführung:

bei Neutronensternern liegt ein starkes magnetisches Feld vor. Dieses führt zur Reduktion des Phasenraums von Elektronen in transversaler Richtung. Das bedeutet, die Elektronenentartung setzt erst bei höheren Dichten ein, wird quasi "Dichte verzögert". Die Vernachlässigung des magnetischen Feldes darf angenommen werden (aber Achtung, dies ist damit auch gleichbedeutund mit einer Vereinfachung des physikalischen Bildes bzw. des physikalischen Modells!) weil die thermodynamischen Eigenschaften hier deutlich überpräsent sind. Schaut man sich in einschlägigen Diagrammen die Beziehung zwischen dem Druck des Sterns und dessen Energiedichte an, so erkennt man in einem Energiebereich zwischen 4.2 und 4.5 e11 g/cm^3 einen deutlichen Knick. Dieser Knick wird Neutronentropfpunkt oder n-drip genannt. Meist liegt er bei ziemilich exakt 4.3e11 g/cm^3. Oberhalb dieser Dichte, die einem Druck von sage und schreibe 2.8e29 dyn/cm^3 und somit einer Elektronen-Fermienergie von 23 MeV entspricht erfolgt die Freisetzung eines n-Gases. (http://web-docs.gsi.de/~wolle/TELEKOLLE ... 701web.pdf).
Das ist direkt verbunden mit einem Phasenübergang erster Ordnung und das begründet die Annahme der Koexistenz der Kernmaterie als auch der Nukleonenmaterie. Mit zunehmendem Druck (zunehmende Dichte) verschwinden die Kerne (abnehmende Bindungsenergie). Aber gleichzeitig verbietet das Pauli-Prinzip diesen Effekt zwischen gleichartigen Nukleonen. Daher wird das System der Atomkerne mit zunehmendem Druck instabil und die Atomkerne lösen sich regelrecht auf.

Grenzen der Stabilität

Ist die Sterndichte druckunabhängig, dann ist die Materie nicht komprimierfähig. Schaut man sich dieses in den Gleichungen (TOV) an, so erkennt man, dass diese Situation mit der Begrenzung des Sternradius zusammenhängt. Ab einem gewissen Radius divergiert der Druck nicht mehr. Das klingt zunächst ein wenig fremdartig, ist aber so und die Beobachtungen bestätigen dies. Das ist die Begründung, weshalb diese Sterne eine Masseobergrenze bei vorgegebenem Sternradius besitzen. Eine Zahl dazu: Pulsar PSR 1913+16 besitzt 1.44 Sonnenmassen. Als obere Massengrenze hat sich die Oppenheimer-Volkov-Grenze erwiesen mit 3.23 Sonnenmassen. (Folgerung aus den TOV Gleichungen). Überschreitet die Sternmasse diese Grenze, dann kann sogar der Druck des entarteten Neutronengases (Gravitationswirkung) das Sterngleichgewicht nicht mehr halten, der Stern kollabiert zu einem shcwarzen Loch.

Die Aussenraum Lösung

Mit den Einstein Gleichungen der Gravitation erhält man zwei Lösungen der Schwarzschildmetrik:
a) die Aussenraumlösung
b) die Innenraumlösung

Was ist hier los?

Die Einstein Gleichungen können linearisiert werden, wenn hohe Symmetrie -heisst schwache Felder- vorliegt. Dann ist eine analytische Lösung möglich. Die Schwarzschildlösung ist solch eine exakte (und auch durchaus einfache) Lösung der recht komplizierten Einstein Feldgleichungen. Diese beschreibt das Gravitationsfeld ausserhalb eines symmetrischen Sterns. Aus der isotropen statischen Metrik lassen so die Gravitationspotentiale explizit berechnen.

Die Innenraumlösung

Für beliebige Zustandsgleichungen ist die Innenraumlösung nur numerisch vollständig lösbar, wohingegen eine analytische Lösung nur als Näherung um den Ursprung herum existiert. (Numerisch: Runge-Kutta 4. Ordung). Der trick dabei ist, dass von einen unendlich kleinen (infinitesimalen) Radius so lange integriert wird ("stetiges Lösen bis es passt") bis der Druck gegen Null geht ("verwchwindet").

Als Ergebnis erhält man dann bei einer gegebenen Energiedichte des dazu gehörigen Radius mit der zugehörigen Gesamtmasse. Das ist die sogenannte Anschlussbedingung für die Aussenraumlösung.

Das Schwierige und damit auch das kritikwürdige an diesem Vorgehen ist, dass sich die Aussenraumlösungen bei Vorhandenseins des oben angesprochenen Knicks in der MPA-Zustandsgleichung, erweisen als:
Verschwinden von Druck und Energiedichte eben im Aussenraum - Begründung ist die Annahme, dass sich dort keine Materie mehr befindet

Die Innenraumlösungen jedoch zeigen stets eine Vilezahl von Lösungen, welche unterschiedlich steif sind Diese Steifigkeit entspricht offensichtlich dem Druckanstieg mit der Sterndichte oder anders herum gesagt: dem Entgegenwirken der Sternkopressibilität. Schaut man daher auf die Schallgeschwindigkeit innerhalb eines solchen Systems, erkannt man, dass sich diese überproportional von Druck und Energiedichte abhängt.

Das kommende Kapitel wird sich mit statischen Neutronensterne mit Magnetfeld beschäftigen und ich werde es noch im Laufe der Woche hier einstellen.

Netter Gruß

Wilfried

[gravi]

Danke erst mal für Deinen sehr interessanten Beitrag - und mach weiter so!

Doch noch mal zu den Elektronen: Die finden wir ja nur im äußeren Bereich (äußere und innere Kruste) und zu einem geringen Teil im äußeren Kern.
Auf welche dieser Schalen bezieht sich nun Deine Aussage, dass der Phasenraum durch das Magnetfeld eingegrenzt wird?

Gruß
gravi

[wilfried]

Danke erst mal für Deinen sehr interessanten Beitrag - und mach weiter so!

Doch noch mal zu den Elektronen: Die finden wir ja nur im äußeren Bereich (äußere und innere Kruste) und zu einem geringen Teil im äußeren Kern.
Auf welche dieser Schalen bezieht sich nun Deine Aussage, dass der Phasenraum durch das Magnetfeld eingegrenzt wird?

Gruß
gravi

Guten Tag

@Werner
Die Elektronen werden in transversaler Richtung des magnetischen Felds bzgl. ihres Phasenraums immer weiter reduziert. Die Entartung der Elektronen findet dann erst bei recht hohen Dichten statt. Damit ist Deine Annahme, dass die Elektronen nur im äusseren Bereich und der inneren "Kruste" vorhanden sind (in dieser Richtung auch somit abnehemnd) richtig.

Meine Aussage jedoch bezieht sich natürlich auf das Gesamtsystem, denn die Reduktion des Phasenraums bedingt dann bei sehr hohem Druck (innerer bereich) eben die Entartung.

Nur: im (sehr) vereinfachten Modell wird das vorhandene Magnetfeld vernachlässigt, da die thermodynaischen Eigenschaften deutlicher sind. Aber bitte auch hier VORSICHT!! Ich sage: sehr vereinfachtes Modell. Die Physiker abstrahieren gerne schrittweise. Erst mal einfach beginnen und dann schauen, ob die Modellvorstellung zumindest einigermassen zutrifft, denn komplizierter machen kann man immer. Wird aber eine Modellvorstellung hoher Komplexität an den Anfang gestellt, so ist das Scheitern eines anwendbaren Modells im Grunde vorgeplant.

Dann mal weiter im Text....

Modellerweiterung: statisch mit Magnetfeld

Neutronensterne sind sicherlich deformierte Gebilde. Was führt zur Deformation solch eines Sterns?
Wenn ein Magnetfeld vorliegt, so liegt auch ein elektrisches Feld vor. Diese Aussage ist eine der Fundamentalaussagen von Maxwell. Damit wirkt die Lorentzkraft auf das System und folglich wird ein magnetischer Druck ausgeübt. Dieser magnetische Druck muss zu einer Deformation des Sterns führen, denn er wird zunächst einmal nicht im Sterninneren kompensiert. Die erste Annahme eines vorhanden Magnetfelds ist so, dass es in etwa der Stärke von Gravitationsfeldern entsprechen soll. (das wird auch bei den Magnetaren so gemacht). Weiter vereinfachend wird das Magnetfeld als axialsymmetrisch und polorientiert beschrieben. (Die Sonnenphysik lehrt uns das natürlich anders. Die Magnetfelder sind stark verwirbelt und alles andere als axialsymmetrisch und polorientiert. Aber das macht erst einmal nichts, denn hier geht es ja in erster Linie um den Aufbau, den Beginn des Verständnisses ... und wie ich oben sagte: erst mal einfach, kompliziert werden können wir später immer noch). Noch eine Vereinfeichung ist, dass die elektrische Leitfähigkeit als indel vorausgesetzt wird.
Nun kommt eine erstaunliche Vereinfachung: die Beobachtung von Neutronensternen zeigt Rotationsperioden von einigen Sekunden. Das ist schnell und trotzdem gehen unsere Physiker hin und vereinfach auch hier, indem sie sagen: wir vernachlässigen die Rotation und wenden uns dem statischen Neutronensternmodell hin.

Zugrunde gelegt wird für den Neutronenstern eine sphärisch symmetrische Raumzeit. Diese wird mittels des Linienelements beschrieben und somit kann für das magnetische Feld ein Viererstrom angeschrieben werden. Mit diesen Ansätzen wird das Maxwell Gleichungssystem aufgestellt und durch gewisse Reduktionen (beim 4-er Potential wird nur die A_mu=(0,0,0,A_Phi) Komponente genutzt) und damit wird für den Aussenraum die Stromkomonente zu Null ermittelt. Man erhält damit eine erste Aussge des Potentials für das magnetische Dipolmoment. Wieder mit Hilfe einer numerischen Lösung wird die Innenraumlösung berechnet (Analytische Lösung um den Ursprung). Damit erhält man eine Kurve des magnetischen Potentials in Abhängikeit vom Sternradius (siehe Bild unten).

Bei dieser vereinfachung ist der Oberflächenstrom in jedem Punkt stets parallel zur Oberfläche und die Tangentialkomponente ist unstetig, deren Richtung ist parallel zum Kreuzprodukt des Oberflächenstroms mit der Normalkompnente des Magnetfelds. Jedes weitere Detail führt zu sehr komplizierten Gleichungen (die ich selber auch nicht in allen Details verstehe). Wenn jemand daran interessiert ist, möge er dieses lesen:
http://www.physik.tu-freiberg.de/~wwwth ... n/Kap3.pdf
http://elib.uni-stuttgart.de/opus/vollt ... f/diss.pdf
http://www.physik.hu-berlin.de/nano/leh ... _pk2/3mag5 (dies ist ein wenig einfacher und transparaneter, vernachlässigt aber viele Details)

Mit diesen Vorüberlegungen kommt man dann (nach wie gesagt recht komplizierten Betrachtungen) zur Frage der Deformation:

Zugrunde liegt hier auch wieder unser bereits bekannte Linienelement (das ja bekanntlich bei Raumzeit Betrachtungen stets den Anfang aller Überlegungen darstellt). Diese Metrik wird weiterentwickelt in sogenannte Multipole durch Betrachtung der Deformation als Prozess zweiter Ordnung. Nun folgt hier eine Korrektur für die sphärische Darstellung )Entwicklung der Metrik in spärische Harmonische), wieder eine Vereinfachung mit Korrektur in Radialrichtung = 0 und so wird ein Deformationsparameter gefunden, der sich als Linienelement anschreiben lässt. Mit Hilfe des "deformierten" Linienelements lassen sich dann der Druck und auch die Energiedichte in Multipole entwickeln und die Korrekturterme stellen sich als Dipolordnung bzw. Quadrupolordnung dar.

Das ist der Grund, warum bei den tehoretsichen Arbeiten immer wieder der Begriff des Ozillators auftaucht. Anders ausgedrückt setzt sich der gesamt Energie Impuls Tensor des Neutronensterns summenförmig zusammen aus folgenden Komponenten:
Komponente 1: Energie Impuls Tensor des idealen Fluids
Komponente 2: Maxwell Energie Impuls Tensor der elektromagnetischen Eigenschaft.

Diese hier genannten Grundbausteine ermöglich die Berechnung der relativistischen Beschreibung von magnetisierten Neutronensternen
hat man diese Beschreibungen gefunden, werden wieder um die beiden Lösungen abgesondert:
Aussenraumlösung
Im Aussenraum wird der magnetisch induzierte Strom zu Null gesetzt.
Innenraumlösung
Nur numerisch durchführbar. Der magnbetisch induzierte Strom ist die Quelle des magnetischen Felds.

Mit diesen Ansätzen erfolgt dann die "Durchmodellierung" des Sterns. Was erhält man danach, was soll das Ganze?

Man erhält ein Modell mit:
- der Masseverteilung über den Radius
- dem Druckverlauf für die Polytropengleichung in Abhängigkeit von Radius und Raumwinkel
- der Korrekturfunktion der Polytropengleichung

Damit wird die zu Anfang beschrieben Zustandsgleichung relativistisch betrachtet und man ist der Wahrheit mal wieder ein Stück weit näher gekommen.

Was verbleibt?

Wenn schon die Deformation eingeführt wird ist auch die Elliptizität eine wichte Information

Das Mangentfeld (Gleichgewichtszustand) an der Oberfläche des Sterns erzeugt eine Lorentzkraft (J x B). Diese führt zur Abflachung des Sertns, da auch diese vom Stern nicht kompensiert wird. Schaut man sich die Ergebnisse der theoretischen Betrachtungen an, so stellt man hier fest, dass sich im Wesentlichen 3 Terme hervortun:

Term 1: der reine Effekt der Lorentzkraft
Term 2: der Effekt der Störung auf das Gravitationsfeld
Term 3: der Radius als relativistischer Anteil

Einführung der Rotation

Bis lang wurden in den Ansätzen die Rotation vernachlässigt. Das muss sich in den weiteren Verfeinerungen eines Modells ändern.
Langsam rotierende Neutronensterne besitzen Perioden im unteren Sekundenbereich. Was macht man damit?

Nun auch hier wird das Linienelemt oder die Metrik als Beginn der Betrachtungen stehen und durch die Metrik eines rotierenden System (Erweiterung mit Rotationswinkeln) beschrieben. Diese metrik unterscheidet sich von der "normalen" nicht rotierenden Metrik dadurch, dass jetzt die Nebendiagonalen nicht mehr null sind, sondern mit g_t Phi und g_Phi t , also den rotativen Elementen beschrieben werden. Danach erfolgt wieder die hochkomplexe Berechnung der Deformation und dann deren Aussen- und Innenlösung


Fazit

Neutronensterne als Vorzimmer des Schwazen Lochs sind gebilde, welche sich mit normalen, von uns noch gerade so verständlichen relativistischen Ansätzen nicht mehr beschreiben lassen. Wenn danach auch noch schnelle Rotationen hinzukommen ist das Verständnis des Normalphysikers endgültig vorbei. Was verblebt uns denn in einer Diskussion, wie z.B. hier im Forum?

Spekulationen??
Annahmen??
gesunden Halbwissen??

Ich weiss es selber nicht, ich weiss nur, dass diese Klasse von Sternen mein Gehirn auseinadersprengt und ich nicht mehr weiss, wo in diesen theoretischen Ansätzen die Wahrheit steckt.....

Ich habe versucht den Weg des Verständnisses nachzuvollziehen (so weit ich es vermag) und muss auch klar und detlich sagen: meine Wissensgrenze ist in diesem Thema absolut erreicht. Ich scheue mich davor aus diesen Sachinformationen wietere Dinge abzuleiten, es wären nur Spekulationen.

Was jedoch interessant ist und da hoffe ich auf Forenbeiträge sind Beobachtungsergebnisse und deren Auswertungen. Eventuell auch solche, wo diese Sterne den Übergang zum Schwazen Loch darstellen.

Auch hier ist eine Frage interessant:

ist der Kollaps eines Monstersterns stets direkt in ein schwarzes Loch oder ist ein (temporärer) Neutronensternzustand eine Zwischenlösung? Wie alt können solche Neutronensterne werden?

Netter Gruß

Wilfried

[Skeltek]

Grenzen der Stabilität

Ist die Sterndichte druckunabhängig, dann ist die Materie nicht komprimierfähig. Schaut man sich dieses in den Gleichungen (TOV) an, so erkennt man, dass diese Situation mit der Begrenzung des Sternradius zusammenhängt. Ab einem gewissen Radius divergiert der Druck nicht mehr. Das klingt zunächst ein wenig fremdartig, ist aber so und die Beobachtungen bestätigen dies.

Das ist auch einer der Gründe, weshalb ich es mit einem Gas-Flüssigkeits-Übergang verglichen habe : )