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�ber Sterne: Extreme Endstadien, Supernova

Wenn der Eisenkern z.B. eines Roten �berriesen in sich zusammenst�rzt und dieser �ber 1,44 Sonnenmassen hat (was auf jeden Fall so sein sollte, sonst w�re er nicht bis zum Eisen gekommen), dann geschieht erstaunliches. Es ist nicht mehr genug Hitze da, um dem Druck zu widerstehen. Der immense Druck knackt die Atome und presst die Elektronen mit den Protonen auf kleinstem Raum zusammen. Die H�lle st�rzt nach innen gegen die Schockwelle des kollabierenden Kerns und fusioniert daraufhin auf einen Schlag - eine Supernovaexplosion (vom Typ Ib, Ic oder II). Es entsteht ein Neutronenstern von sehr gro�er Dichte und einem Durchmesser von nur ein paar Kilometern. Dieser ist extrem hei� und rotiert sehr schnell, wobei er hochenergetische R�ntgenstrahlung aussendet. Uns erscheint er mit den geeigneten Messger�ten als regelm��ige, schnelle Folge von R�ntgenblitzen.
Pulsare sind Neutronensterne, welche in Pulsen starke Strahlung von Radio- bis R�ntgenwellen aussenden.

Je massereicher der Neutronenstern, desto kleiner ist er (durch den Druck, der von der eigenen Gravitation ausgel�st wird). Bei �ber 3,2 Sonnenmassen halten auch die Neutronen nicht mehr und es entsteht ein Schwarzes Loch.

Bei Supernovae vom Typ I ist, im Gegensatz zum Typ II, in der Explosionswolke kein Wasserstoff mehr vorhanden. Bei Ic fehlt auch Helium. Eine Ib und Ic Supernova wird von einem Stern mit �ber etwa 30 Sonnenmassen ausgel�st, der vorher seine H�lle in den Raum gesto�en hat (z.B. ein Wolf-Rayet Stern). Eine Typ II Supernova wird dagegen von einem weniger massiven Stern, einem Roten �berriesen, verursacht.
Supernovae haben f�r eine kurze Zeit (wenige Tage bis Wochen) die milliardenfache Leuchtkraft der Sonne. Noch lange danach kann der Emissionsnebel beobachtet werden. In unserer Galaxie wird etwa alle 50 Jahre eine Supernova erwartet.

Beispiele: Pulsar im Krebsnebel, Schwarzes Loch bei Cygnus X-1

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Ein Neutronenstern.
Foto: Nasa

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