Die innere Neutronensternkruste

Bei einer Dichte von etwa $4\times 10^{11}\;\mbox{g cm}^{-3}$ ist das letzte Neutron in ¹¹⁸Kr nur noch schwach an den Kern gebunden, so daß die Neutronen vom Kern abzuwandern beginnen und eine entartete Flüssigkeit bilden, sobald die Dichte einen Wert von $\sim 4.3\times 10^{11}\;\mbox{g cm}^{-3}$(neutron drip point) überstiegen hat (Baym et al 1971). Bei weiter ansteigendem Druck werden dann die zu Kristallgittern organisierten Kerne (Schmelztemperatur $\sim 10^{10}$ $\mbox{K}\;$) unter dem Neutronentropfregime immer neutronenreicher und wachsen in ihrer Größe, bis sie sich schließlich bei $\sim 2.8\times 10^{14}\; \mbox{g cm}^{-3}$ berühren und ineinander eintauchen. Es bildet sich eine Flüssigkeit aus nicht-relativistischen entarteten Neutronen und Protonen sowie relativistischen Elektronen, wobei für die Neutronen unterhalb von $T^n_c\sim 10^9\;\mbox{K}$ der Phasenübergang in den superfluiden Zustand möglich ist (Ginzburg 1969, Weisskopf 1981, Alpar & Pines 1993). Jeweils zwei Neutronen mit entgegensetztem Spin und Impuls bilden dabei ein sogenanntes Cooper-Paar, dessen Gesamtspin sich zu Null addiert und das sich deshalb in vieler Hinsicht wie ein Boson verhält. Obwohl die Auswirkung der Superfluidität auf die Zustandsgleichung der inneren Kruste nur von vernachlässigbarer Größenordnung ist (die Paarungsenergie der Cooper-Paare beträgt weniger als 1% der gesamten hadronischen Wechselwirkungsenergie in dieser Region), so sind doch die Konsequenzen für die physikalischen Eigenschaften des Neutronensterns von ganz entscheidender Bedeutung. Sie reichen von der Beeinflussung der Magnetfeldevolution bei Millisekundenpulsaren und der tektonischen Plattenbewegung der Neutronensternkruste (Ruderman 1993) bis zur Bestimmung des Glitch- und Postglitch-Verhaltens von Pulsaren (Alpar et al 1984) und spielen nicht zuletzt bei der thermischen Evolution von Neutronensternen eine entscheidende Rolle (Umeda et al 1993, vergl. Abschnitt A.2). Der $\beta$-Zerfall der Neutronen ist in der betrachteten Region durch das Pauli-Prinzip unterdrückt, da das Zerfallselektron eine Energie unterhalb der Elektronen-Fermi-Energie $\epsilon_f(e)$ besitzen würde.