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An article published in the journal "Nature Communications" describes a research on the craters found on the surface of the dwarf planet Ceres by NASA's Dawn space probe. A team of scientists led by Simone Marchi of the Southwest Research Institute in Boulder argues that there are fewer large craters than expected and the reason is that were obliterated.
A blog devoted to astronomy / astrophysics and space missions
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Hi,

M13 is one of the most prominent and best known globular clusters. Visible with binoculars in the constellation of Hercules, M13 is frequently one of the first objects found by curious sky gazers seeking celestials wonders beyond normal human vision. M13 is a colossal home to over 100,000 stars, spans over 150 light years across, lies over 20,000 light years distant, and is over 12 billion years old. At the 1974 dedication of Arecibo Observatory, a radio message about Earth was sent in the direction of M13. The featured image in HDR, taken through a small telescope, spans an angular size just larger than a full Moon, whereas the inset image, taken by Hubble Space Telescope, zooms in on the central 0.04 degrees.
http://tinyurl.com/zvs98nu

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http://tinyurl.com/zqj2c6w
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Bryan M

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Apparent sizes of the planets relative to the moon (as seen from Earth).
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Joseph A's profile photo
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The moon controls us. 
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Hi,

Lights sprawl toward the horizon in this night skyscape from Uludag National Park, Bursa Province, Turkey, planet Earth. The stars and nebulae of the Milky Way are still visible though, stretching above the lights on the northern summer night while three other planets shine brightly. Jupiter is at the far right, Mars near the center of the frame, and Saturn is just right of the bulging center of our galaxy. Because the panoramic scene was captured on July 6, all three planets pictured were hosting orbiting, operational, robotic spacecraft from Earth. Popular Mars has five (from three different space agencies): MAVEN (NASA), Mars Orbiter Mission (India), Mars Express (ESA), Mars Odyssey (NASA), Mars Reconnaissance Orbiter (NASA). Ringed Saturn hosts the daring Cassini spacecraft. Just arrived, Juno now orbits ruling gas giant Jupiter.
http://tinyurl.com/j2cea9h

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http://tinyurl.com/zqj2c6w
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Alan Brown

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Cassiopia A - Glowing remains of an old supernova

Glowing gaseous streamers of red, white, and blue — as well as green and pink — illuminate the heavens like Fourth of July fireworks. The colorful streamers that float across the sky in this photo taken by NASA's Hubble Space Telescope were created by one of the biggest firecrackers seen to go off in our galaxy in recorded history, the titanic supernova explosion of a massive star. The light from the exploding star reached Earth 320 years ago, nearly a century before our United States celebrated its birth with a bang.

The dead star's shredded remains are called Cassiopeia A, or "Cas A" for short. Cas A is the youngest known supernova remnant in our Milky Way Galaxy and resides 10,000 light-years away in the constellation Cassiopeia, so the star actually blew up 10,000 years before the light reached Earth in the late 1600s.

This stunning Hubble image of Cas A is allowing astronomers to study the supernova's remains with great clarity, showing for the first time that the debris is arranged into thousands of small, cooling knots of gas.

Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Acknowledgment: R. Fesen (Dartmouth) and J. Morse (Univ. of Colorado)
 
Cassiopia A - Glowing remains of an old supernova

Glowing gaseous streamers of red, white, and blue — as well as green and pink — illuminate the heavens like Fourth of July fireworks. The colorful streamers that float across the sky in this photo taken by NASA's Hubble Space Telescope were created by one of the biggest firecrackers seen to go off in our galaxy in recorded history, the titanic supernova explosion of a massive star. The light from the exploding star reached Earth 320 years ago, nearly a century before our United States celebrated its birth with a bang.

The dead star's shredded remains are called Cassiopeia A, or "Cas A" for short. Cas A is the youngest known supernova remnant in our Milky Way Galaxy and resides 10,000 light-years away in the constellation Cassiopeia, so the star actually blew up 10,000 years before the light reached Earth in the late 1600s.

This stunning Hubble image of Cas A is allowing astronomers to study the supernova's remains with great clarity, showing for the first time that the debris is arranged into thousands of small, cooling knots of gas. This material eventually will be recycled into building new generations of stars and planets. Our own Sun and planets are constructed from the debris of supernovae that exploded billions of years ago.

This photo shows the upper rim of the supernova remnant's expanding shell. Near the top of the image are dozens of tiny clumps of matter. Each small clump, originally just a small fragment of the star, is tens of times larger than the diameter of our solar system.

The colors highlight parts of the debris where chemical elements are glowing. The dark blue fragments, for example, are richest in oxygen; the red material is rich in sulfur.

The star that created this colorful show was a big one, about 15 to 25 times more massive than our Sun. Massive stars like the one that created Cas A have short lives. They use up their supply of nuclear fuel in tens of millions of years, 1,000 times faster than our Sun. With their fuel exhausted, heavy stars begin a complex chain of events that lead to the final dramatic explosion. Their cores rapidly collapse, releasing an enormous amount of gravitational energy. This sudden burst of energy reverses the collapse and tosses most of the star's mass into space. The ejected material can travel as fast as 45 million miles per hour (72 million kilometers per hour).


Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Acknowledgment: R. Fesen (Dartmouth) and J. Morse (Univ. of Colorado)
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Second Largest Spiral Galaxy Distorted By Smaller Galaxy.
By : +murat izli 
This picture, taken by the NASA/ESA Hubble Space Telescope’s Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2), shows a galaxy known as NGC 6872 in the constellation of Pavo (The Peacock). Its unusual shape is caused by its interactions with the smaller galaxy that can be seen to the left of NGC 6872, called IC 4970. They both lie roughly 300 million light-years away from Earth.

From tip to tip, NGC 6872 measures over 500 000 light-years across, making it the second largest spiral galaxy discovered to date. In terms of size it is beaten only by NGC 262, a galaxy that measures a mind-boggling 1.3 million light-years in diameter! To put that into perspective, our own galaxy, the Milky Way, measures between 100 000 and 120 000 light-years across, making NGC 6872 about five times its size.

The lower left spiral arm of NGC 6872 is visibly distorted and is populated by star-forming regions, which appear blue on this image. This may have been caused by IC 4970 recently passing through this arm — although here, recent means 130 million years ago! Astronomers have noted that NGC 6872 seems to be relatively sparse in terms of free hydrogen, which is the basis material for new stars, meaning that if it weren’t for its interactions with IC 4970, NGC 6872 might not have been able to produce new bursts of star formation.
Image Credit:
Image credit: ESA/Hubble & NASA
Acknowledgement: Judy Schmidt
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Ali Albara's profile photo
 
Greats view
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A bounty of brown dwarfs - SpaceTime with Stuart Gary Series 19 Episode 48

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#astronomy #space #science #technology #news 
Hi...Stuart with the Show Notes for Series 19 Episode 48. *A bounty of Brown Dwarfs and planets discovered deep in the Orion Nebula New technology allowing astronomers to peer deeper into the heart of the Orion Nebula than ever before, has revealed a massive population of previously unseen planets and brown dwarfs. The discovery shows that the Orion Nebula may be forming proportionally far more low-mass objects than closer and less active star f...
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VÍDEO NOVO- Deixe o seu like e se inscreva no canal

Os astrônomos da Universidade LSA descobriram que os gases do halo da Via Láctea são gases que estão se movendo na mesma direção que o disco da Via Láctea está se movendo, e isso em uma velocidade comparável.
A Via Láctea está cerca por um halo, que têm gases em temperaturas que chegam aos milhões de graus Celsius, gases que esse artista pintou de azul, gases que só podemos ver com telescópios de raios-X no espaço.
Edmund, disse que o conceito de que os gases no halo da Via Láctea estar parado é falso, isso porque esses gases giram na mesma direção que o disco da Via Láctea, porém, a velocidade não é tão grande. Os cientistas descobriram que o halo da Via Láctea está se movendo a ~400.000 milhas por hora, ou, ~643 mil quilômetros por hora, enquanto o disco da Via Láctea a ~540.000 milhas por hora, ou ~870 mil quilômetros por hora.
Os astrônomos disseram que com essa descoberta será mais fácil para saber mais sobre a formação de nossa galáxia, e esse tema será mais uma missão para novos espectrógrafos de raio-X.

Fonte: http://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/astronomers-discover-dizzying-spin-of-the-milky-way-galaxy-s-halo
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Are any of the planets' rotations random in direction or speed? Or are they all uniform?
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Matthew Wright's profile photoMichael G (mngrif)'s profile photo
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Here's a good graphic showing the axial tilt. It seems fairly random, too.
http://rossmannellcomments.edublogs.org/files/2013/12/Planetary-Axial-Tilts-1qtzpi8.jpg
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Space Nuts Episode 26 is all about discoveries!. It's an exciting time out there...

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#astronomy #space #science #technology #news 
Hi everyone...Andrew with the Show Notes for Episode 26... And in this episode we highlight and discuss three important recent discoveries: *Yet another dwarf planet has been (possibly) discovered beyond Neptune. *An unusual discovery...a plant orbiting a triple star system. *The discovery of a new particle by the Large Hadron Collider has scientists excited. We live in exciting times for scientists. Please rate, subscribe and review Space ...
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8 of the most ambitious space missions scheduled for the coming years.
Here, we have compiled a list of 8 of the most ambitious space missions that are scheduled for fruition in the near future.
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Ben Sheil's profile photoOperation Chaos's profile photo
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+Ben Sheil
I used to think so, too.  Have a great day:)
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Observing separate galaxies, their groups and clusters, we understand that the Universe is highly inhomogeneous on sufficiently small scales. At the same time, according to the cosmological principle, the Universe is supposed to be homogeneous and isotropic when viewed at a large enough scale. The natural question arises: what is this typical averaging scale, at which the cosmological principle comes into its own? The standard approach leads to the value ~ 370 Mpc, contradicting the fact of existence of the observed largest cosmic structures with Gpc dimensions. However, there is another suitable value in cosmology, which is 10 times larger at present, namely, the Yukawa range of gravitational interaction. Therefore, we can trust the cosmological principle starting from distances, which exceed ~ 3.7 Gpc, and then the contradiction associated with the Gpc structures may be removed.
#CosmologicalPrinciple #Universe #LargestCosmicStructures
#Yukawa #GravitationalInteraction
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NGC 6302 es una nebulosa planetaria bipolar en la constelación de Scorpius, el escorpión, también conocida como nebulosa del Insecto o nebulosa de la Mariposa. Al estar incluida en el Nuevo Catálogo General, este objeto es conocido al menos desde1888. El primer estudio conocido de NGC 6302 data de 1907 y fue llevado a cabo por Edward Emerson Barnard, quien dibujó y describió esta nebulosa.

A una distancia de 3400 años luz de la Tierra, NGC 6302 es una de las nebulosas planetarias más complejas que se conocen. Su espectro muestra que su estrella central es uno de los objetos más calientes del universo, con una temperatura superior a 200.000 K. No ha podido ser observada al estar rodeada de un denso disco ecuatorial compuesto de polvo y gas, que la oculta en todas las longitudes de onda. Este disco denso puede ser el responsable de que los flujos de la estrella formen una estructura bipolar.

La compleja morfología de la nebulosa puede aproximarse como bipolar con dos lóbulos principales, si bien hay evidencia de un segundo par de lóbulos que pueden provenir de un episodio previo de pérdida de masa. El lóbulo prominente, orientado en sentido norte-oeste, puede haberse formado hace unos 1900 años. A 1,71 minutos de arco del centro, la velocidad de expansión de este lóbulo es de 263 km/s, pero en la periferia del mismo la velocidad supera los 600 km/s. El borde oeste del lóbulo muestra características que sugieren una colisión con glóbulos de gas preexistentes que modificaron el flujo en esa región.

Junto a la Nebulosa de la Araña Roja (NGC 6537), es uno de los dos objetos en donde por vez primera se han encontrado carbonatos sin ninguna relación con el agua líquida. El descubrimiento (mediante elObservatorio Espacial Infrarrojo (ISO) de grandes cantidades de calcita y dolomita en NGC 6302, rompe la asociación automática entre estos minerales y el medio acuoso.

Créditos: ESO
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The Milky Way’s plane obscures our view of most stars in our own galaxy, but an even grander spiral — Andromeda — lies 2.5 million light years away.
Our nearest neighboring galaxy shows us a view of stars we could never see in our own Milky Way.
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Hi,

Can you find the comet? True, a careful eye can find thousands of stars, tens of constellations, four planets, three galaxies, and the central band of our Milky Way Galaxy -- all visible in the sky of this spectacular 180-degree panorama. Also, if you know what to look for, you can identify pervasive green airglow, an earthly cloud, the south celestial pole, and even a distant cluster of stars. But these are all easier to find than Comet 252P/LINEAR. The featured image, taken in el Leoncito National Park, Argentina in early April, also features the dome of the Jorge Sahade telescope on the hill on the far right. Have you found the comet yet? If so, good for you (it was the green spot on the left), but really the harder thing to find is Small Cloud of Magellan.
http://tinyurl.com/hqhtv8j

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http://tinyurl.com/zqj2c6w
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Neutronenstern was ist das?



Neutronensterne entstehen aus massereichen Sternen der Hauptreihe am Ende ihrer Entwicklung. Zwei Wege der Entwicklung zum Neutronenstern werden unterschieden.
1.Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns zwischen 8 und etwa 12 Sonnenmassen lag, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von ca. 1,25 Sonnenmassen. Durch das Kohlenstoffbrennen entsteht ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern. Ein Vorgang der Entartung schließt sich an. Infolge Überschreitens der Roche-Grenze kommt es durch Wind Roche-Lobe Overflow zu Masseverlust. Nach Annäherung an die Chandrasekhar-Grenze kollabiert er zum Neutronenstern. Dieser bewegt sich mit ähnlicher Geschwindigkeit wie der ursprüngliche Stern durch den Raum. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Teil eines Wechselwirkenden Doppelsternes waren, während Einzelsterne dieser Masse sich zum AGB-Stern entwickeln, dann weiter Masse verlieren und so zum Weißen Zwerg werden.
2.Wenn die Masse des ursprünglichen Hauptreihen-Sterns größer als etwa 12 Sonnenmassen war, resultiert ein Neutronenstern mit einer Masse von mehr als 1,3 Sonnenmassen. Nachdem durch das Kohlenstoffbrennen ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist, folgen als weitere Entwicklungsstufen das Sauerstoffbrennen und das Siliciumbrennen, sodass ein Eisen-Kern entsteht. Sobald dieser eine kritische Masse überschreitet, kollabiert er zum Neutronenstern. Ein auf diesem Weg entstandener Neutronenstern bewegt sich wesentlich schneller durch den Raum als der ursprüngliche Stern und kann 500 km/s erreichen. Die Ursache wird gesehen in enormen Bewegungen der Konvektion im Kern während der letzten beiden Phasen des Brennens, die die Homogenität der Dichte des Sternenmantels derartig beeinträchtigt, dass Neutrinos in asymmetrischer Weise ausgestoßen werden. Diesen Weg können Sterne durchlaufen, die Einzelsterne oder Teil eines nicht wechselwirkenden Doppelsterns waren.

Beiden Wegen ist gemeinsam, dass als späte Entwicklungsphase ein unmittelbarer Vorläuferstern entsteht, dessen Kernmasse gängigen Modellen zufolge zwischen 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa drei Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze) liegen muss. damit über eine Kernkollaps-Supernova (Typen II, Ib, Ic) der Neutronenstern entsteht. Liegt die Masse darüber, entsteht stattdessen ein Schwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg. Astronomische Beobachtungen zeigen jedoch Abweichungen von den genauen Grenzen dieses Modells, denn es wurden Neutronensterne mit weniger als 1,4 Sonnenmassen gefunden.

Sobald sich durch das Siliciumbrennen im Kern Eisen angereichert hat, ist keine weitere Energiegewinnung über Kernfusion mehr möglich, da für eine weitere Fusion aufgrund der hohen Bindungsenergie pro Nukleon des Eisens Energie aufgewendet werden müsste anstatt freigesetzt zu werden. Ohne diese Energiegewinnung nimmt der Strahlungsdruck im Inneren des Sterns ab, der der Gravitation im Inneren des Sterns entgegenwirkt. Nur solange sich die einander entgegenwirkenden Kräfte von Strahlungsdruck und Gravitation im Gleichgewicht befinden, bleibt der Stern stabil – durch die Abnahme des Strahlungsdrucks wird der Stern instabil und kollabiert.

Wenn der Stern durch die Abnahme des Strahlungsdrucks kollabiert, wird der Kern durch die auf ihn einstürzenden Massen der Sternenhülle und durch seine eigene, nun „übermächtige“ Gravitation stark komprimiert. Dadurch wird die Temperatur auf ca. 1011 Kelvin erhöht, also eine Temperatur auf stieg bis zum 737,85 Celsius herrscht dann. Dabei wird Strahlung abgegeben, wovon Röntgenstrahlung den größten Anteil hat. Die so freigesetzte Energie ruft eine Photodesintegration der Eisen-Atomkerne in Neutronen und Protonen hervor sowie den Elektroneneinfang der Elektronen von den Protonen, sodass Neutronen und Elektron-Neutrinos entstehen. Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genannten Entartungsdruck aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. Bei dem Kollaps des Stern werden etwa 10 % seiner Gravitationsenergie freigesetzt, und zwar im Wesentlichen durch die Emission von Neutrinos. Im Kern des Sterns entstehen Neutrinos in durch diese Vorgänge bedingter großer Zahl und stellen ein heißes Fermigas dar. Diese Neutrinos entfalten nun kinetische Energie und streben nach außen. Andererseits fällt Materie äußerer Schichten des kollabierenden Sterns auf seinen Kern zurück. Dieser weist aber bereits extremste Dichte auf, sodass die Materie abprallt. Sie bildet eine Hülle um den Kern und unterliegt starker, durch Entropie getriebener Konvektion. Sobald sich durch die Neutrinos genügend Energie angesammelt hat und einen Grenzwert überschreitet, prallen die zurückfallenden äußeren Schichten an den Grenzflächen endgültig ab und werden durch die Neutrinos stark beschleunigt, sodass sich das kompakte Sternenmaterial explosiv auf einen großen Raum verteilt. Dies ist eine der wenigen bekannten Situationen, in denen Neutrinos wesentlich mit normaler Materie wechselwirken. Somit wurde die Thermische Energie in Elektromagnetische Wellen umgewandelt, die innerhalb weniger Minuten explosiv freigesetzt wird und die Kernkollaps-Supernova weithin sichtbar macht. Durch diese Supernova werden zudem per Nukleosynthese schwerere Elemente als Eisen gebildet.

Bei sehr massereichen Hauptreihe-Sternen von mehr als ca. 40 Sonnenmassen kann die Energie der nach außen strebenden Neutrinos die Gravitation des zurückfallenden Materials nicht kompensieren, sodass anstelle der Explosion ein Schwarzes Loch entsteht.
Bemerkenswert ist, dass die Bildung des Neutronensterns zunächst vollständig im Kern des Sternes abläuft, während der Stern äußerlich unauffällig bleibt. Erst nach einigen Tagen wird die Supernova nach außen sichtbar. So können Neutrinodetektoren eine Supernova früher nachweisen als optische Teleskope.

Auch gibt es einen Nebenweg der Entwicklung zu Neutronensternen, der für weniger als 1 % dieser Sterne zutrifft. Dabei überschreitet ein Weißer Zwerg eines Wechselwirkenden Doppelsternes die Chandrasekhar-Grenze, indem er Material von dem anderen Stern aufnimmt. Er bildet keine feste Hülle und explodiert daher.


Aufbau eines Neutronensterns

Dichteverteilung
Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligten Teilchen ergibt sich für einen typischen Neutronenstern von 20 km Durchmesser folgende Schalenstruktur:

An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke von einigen Zentimetern.

Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa zehn Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte des Kristallgitters auf etwa ein Tausendstel der Dichte von Atomkernen. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen, extremen Druckverhältnissen stabil sind.

Ab einer Tiefe von zehn Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste: eine Übergangsschicht, die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der Neutronen entsprechend zunimmt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen und darüber hinaus.

Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im thermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort supraflüssig und die Protonen supraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörige kritische Temperatur bei etwa 1011 Kelvin also herrscht eine Temperatur von 737,85 Celsius; Neutronensterne werden also bereits sehr kurz nach ihrer Entstehung supraflüssig ( heist das es Überfluss mit, Zuviel Neutronen hat).

Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das Dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Teilchenbeschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen.

Möglicherweise beginnt dort eine Kernzone aus Pionen (gehört zum Neutrum ist schwierig zu erklären). Da diese Teilchen Bosonen sind und nicht dem Pauli-Prinzip (ist ein physikalisches Gesetzunterliegen, das sich in der Quantenphysik auswirkt) könnten sie alle den gleichen energetischen Grundzustand einnehmen und damit ein sogenanntes Bose-Einstein-Kondensat (Das Bose-Einstein-Kondensat ist ein extremer Aggregatzustand eines Systems ununterscheidbarer Teilchen, in dem sich der überwiegende Anteil der Teilchen im selben quantenmechanischen Zustand befindet) bilden. Dabei könnten sie dem enormen Außendruck wenig entgegensetzen, so dass ein zweiter Kollaps zu einem Schwarzen Loch möglich wäre.

Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen freier Quarks. Da neben Up- und Down-Quarks (das sind Standardmodell der Teilchenphysik die elementaren Bestandteile, aus denen Hadronen bestehen) auch Strange-Quarks (sind im Standardmodell der Teilchenphysik die elementaren Bestandteile (Elementarteilchen), aus denen Hadronen z. B. die Atomkern-Bausteine Protonen und Neutronen bestehen) vorkämen, bezeichnet man ein solches Objekt als seltsamen Stern oder Quarkstern. Eine derartige Materieform würde durch die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne den gravitativen Außendruck existieren. Da Quarksterne dichter und damit kleiner sind, sollten sie rascher rotieren können als reine Neutronensterne. Ein Pulsar mit einer Rotationsperiode unter 0,5 Millisekunde und das wäre bereits ein Hinweis auf die Existenz dieser Materieform (das ist einfach zum Kapieren und sind Bezeichnungen für die Substanz worauf alles auf der Welt/Universum besteht also Materie).

Bei vier Pulsaren wurde mehrfach ein plötzlicher winziger Anstieg der Rotationsfrequenz (das ist die Winkelgeschwindigkeit. Die Winkelgeschwindigkeit ist in der Physik eine vektorielle Größe, die angibt, wie schnell sich ein Winkel mit der Zeit um eine Achse ändert) beobachtet, gefolgt von einer mehrtägigen Relaxationsphase. Dabei könnte es sich um eine Art Beben (so was wie ein Erdbeben) handeln, bei dem ein Austausch von Drehimpuls zwischen der kristallinen Eisenkruste und den weiter innen reibungsfrei rotierenden Wirbeln aus supraflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.

Neutronensterne haben ein extrem starkes Magnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als Folge der Gesetze der Elektrodynamik bleibt das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant. Für einen typischen Neutronenstern ergibt sich daraus eine Zunahme des Magnetfeldes um den Faktor 1010 auf Werte im Bereich von 108 Tesla (1012 Gauß). Die Massendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß E = mc² zugeordnet werden kann, liegt im Bereich einiger Dutzend g/cm³. Diese Magnetfelder sind so stark, dass Atome in ihrem Einflussbereich eine längliche Zigarrenform annehmen würden, da die Wechselwirkung der Elektronen mit dem Magnetfeld über jene mit dem Kern dominiert. Aufgrund der Rotation des Neutronensterns stellt sich zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung der Größenordnung 1018 V ein. Das entspricht einer elektrischen Feldstärke von einigen 1000 V pro Atomdurchmesser. Und wenn ein Neutronenstern zu uns kommt, spüren wir seine Anziehungskraft erst in 100 Mio Lichtjahre und in 70 Mio Lichtjahre be Einflusst er unseren Nervensystem und in 60 Mio Lichtjahre Stört er unseren Gehirn Ströme und das führt zum Tod und in 50 Mio Lichtjahre werden wir wegen den Neutronenstern bis zum einzelnen Atome gespalten und das Magnetfeld ist so stark das ein Teelöffel 150 000 Tonne wiegt so stark ist das Magnetfeld des Neutronenstern.


Lings sehen sie wie ein Neutronenstern gefilmt wurde von Habel auser halb der Milchstraße.

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