Der innere Aufbau von Neutronensternen

Aussagen über den Aufbau von Neutronensternen lassen sich aus der Analyse von Sternstrukturgleichungen gewinnen. Formuliert nach den Erfordernissen der hydrostatischen Gleichgewichtsbedingung eines sphärisch symmetrischen kalten Sterns, verbinden sie unter Berücksichtigung allgemein relativistischer Gesetzmäßigkeiten die Systemgrößen Druck P(r), Dichte $\rho(r)$, Leuchtkraft L_r und Temperatur T(r) durch ein nichtlineares gewöhnliches Differentialgleichungssystem. Die simultane Lösung dieses Differentialgleichungssystems liefert dann bei vorgegebener Gesamtmasse als Ergebnis die Charakteristika und stellare Evolution des Neutronensterns, sofern die Zustandsgleichung des Systems $P=P(\rho,T,X_i)$ sowie der Opazitätskoeffizient $\kappa = \kappa(\rho,T,X_i)$ und die Quellen und Senken der inneren Neutronensternenergie $\epsilon =\epsilon(\rho,T,X_i)$als Funktion von Dichte, Temperatur sowie den Massenanteilen der chemischen Elemente X_i bekannt sind (vergl. Scheffler & Elsässer 1990, Physik der Sterne und der Sonne). Wesentlich für die Bildung realistischer Neutronensternmodelle (Masse-Radius-Beziehung, Dichteprofile) ist die Bestimmung einer zuverlässigen Neutronenstern-Zustandsgleichung $P=P(\rho,T,X_i)$,wobei dies mit wachsender Materiedichte ein zunehmend schwieriger werdendes Problem darstellt. So wird für Sterndichten oberhalb der Atomkerndichte $\rho_n= 2.8\times 10^{14}\; \mbox{g cm}^{-3}$ nicht nur das Vielkörperproblem sehr anspruchsvoll, sondern es ist auch prinzipiell nicht klar, wie bei diesen hohen Dichten die Beschreibung der hadronischen Wechselwirkung zwischen den Nukleonen im Kern des Neutronensterns zu erfolgen hat. Ungeachtet all dieser, mit dem Kenntnisstand der Kernphysik sehr eng gekoppelten prinzipiellen Schwierigkeiten, läßt sich jedoch vom inneren Aufbau eines Neutronensterns das im folgenden beschriebene, allgemeine Bild zeichnen. Dabei ist es üblich, den Stern in mehrere charakteristische Zonen zu unterteilen, wobei jede Zone aufgrund einer signifikanten Änderung ihrer chemischen Zusammensetzung durch eine andere Zustandsgleichung zu beschreiben ist. Im einzelnen unterscheidet man die nachfolgend beschriebenen Bereiche.

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 Abb.A.1$\;$Querschnitt durch einen typischen Neutronenstern, wie er nach dem heutigen Kenntnisstand der Kernphysik für eine Sternmasse von $\mbox{M}=1.4$ $\mbox{M}_\odot\;$vorausgesagt wird.