Verdichtung von Flüssigkeiten?!??

Talax

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Hallo!

Eine Frage interessiert mich sehr:
Im Physik Unterricht lernt man, dass sich Flüssigkeiten
nicht verdichten lassen. Auch in der Praxis bewahrheitet
sich dies. Auch mehrere 1000 Bar Druck bewirkt keine
Verdichtung.

In der Astrophysik, werden Körper in der Größe der Erde,
rein rechnerich auf eine Größe von wenigen cm koprimiert.

Dies ist nur möglich, wenn die normal bekannte Atomstruktur
zusammenbricht.

Meine Frage:
Ist etwas bekannt, welche Bedingungen herrschen, damit
eben diese Strukturen zusammen brechen?

Grüße
Marcus
 

jonas

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Hi Talax

Am besten schaust Du mal in Wikipedia unter dem Stichwort "entartete Materie" nach.
In der Astrophysik, werden Körper in der Größe der Erde,
rein rechnerich auf eine Größe von wenigen cm koprimiert.
Das tut man nur, um zu veranschaulichen wie klein ein Neutronenstern ist im Vergleich zu seiner Masse. Die Erde könnte nie zu so einem kleinen Kügelchen kollabieren.

Wenn ein Stern entsteht, dann fällt Gas unter seiner eigenen Gravitation zusammen. Dieser Kollaps setzt sich so lange fort, bis im Inneren die Fusion einsetzt und einen Gegendruck gegen die Gravitation aufbaut. Erlischt irgendwann die Fusion endgültig, dann verschwindet der Gegendruck und der Kollaps setzt sich fort, und zwar so lange bis Quantenmechanische Kräfte den Kollaps wieder aufhalten.

Dieser Widerstand, der sich dem weiteren Kollaps entgegenstemmt resultiert aus dem Pauliprinzip, das sinngemäss besagt dass sich nicht zwei Teilchen am gleichen Ort im selben quantenmechanischen Zustand befinden dürfen.

Der quantenmechanische Druck ist allerdings nicht unendlich. Ist die Masse des kollabierenden Sterns höher als 1,44 Sonnenmassen, so überwindet die Gravitation den Entartungsdruck und presst die Elektronen in den Kern. Diese kritische Masse wurde vom indischen Physiker Chandrasekhar während eine zweiwöchigen Schiffspassage errechnet und er erhielt dafür später den Nobelpreis (Chandrasekhar-Grenze).

Genauso wie Elektronen sind auch Neutronen sogenannte Fermionen. Ein Neutronenstern wird also ebenfalls wieder durch einen auf dem Pauli-Prinzip beruhenden Entartungsdruck stabilisiert. Hat der Stern über ca. 5.8 Sonnenmassen, so überwindet die Gravitation auch diesen Druck, und er kollabiert zu einem schwarzen Loch.
 

mac

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Hallo jonas,

im Prinzip gut erklärt, nur hier
Hat der Stern über ca. 5.8 Sonnenmassen, so überwindet die Gravitation auch diesen Druck, und er kollabiert zu einem schwarzen Loch.
sind sich alle Quellen die ich kenne z.B. Wicki einig, daß knapp über 3 M0 nötig sind.

Herzliche Grüße

MAC
 

jonas

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Hi Mac

Auch ich habe mich etwas über die 5.8 M0 gewundert. Die Quelle ist aber auch Wikipedia, nämlich der Artikel Chandrasekhar-Grenze.
Dort heisst es dass die kritische Masse sich folgendermassen errechnet:
M(krit.)=1,456 * (2/μ)^2 * M(Sonne)
Dabei ist μ die mittlere Masse pro freiem Teilchen in atomaren Masseneinheiten.

Weiter heisst es dort:
Diese Formel kann ganz naiv auch auf Neutronensterne und Quarksterne angewandt werden.

Da ein Neutronenstern näherungsweise nur aus Neutronen besteht gilt: μ ungefähr gleich Eins (auf ein Neutron kommt im Mittel eine atomare Masseneinheit), woraus sich für Neutronensterne eine kritische Masse von rund 5.8 Sonnenmassen ergibt.

Also nach Formel: M(krit.) = 1,456 * (2/1)^2 * M(Sonne) = 1,456 * 4 M(Sonne) = 5,824 M(Sonne)

Interessant ist folgender Diskussionsabschnitt im Wiki Artikel "Schwarzes Loch":
In diesem Artikel steht etwas davon, dass Sterne ab 8facher Sonnenmasse in einer Supernova explodieren und dann zu einem schwarzen Loch zusammenfallen. Sterne, die zwischen den Extremen (ich nehme an, das bezieht sich auf die 1,4 Sonnenmassen und die 8 Sonnenmassen) stehen, werden laut dem Text Neutronensterne. Auf der Seite Weißer Zwerg steht, dass Schwarze Löcher beim Tod eines Sterns ab 3facher Sonnenmasse entstehen. Ebenso bei Neutronenstern. Wie denn nun? 8 oder 3? Oder ist der Text einfach nur missverständlich formuliert?

Hi! erstmal: unterschreibe bitte mit ~~~~, auch wenn du kein angemeldeter Benutzer bist.
Was die Massen von Neutronensternen angeht, ist vieles ungeklärt... nicht mal die untere (Chandrasekhar-) Grenze ist unbedingt richtig, da eine sehr einfache Zustandsgleichung für den Neutronenstern angenommen wird. Die wahre Struktur eines NS ist aber ungewiss. Aus dem gleichen Grund kann man auch über die Obergrenze wenig sagen. Genaue Massenbestimmung aus Beobachtungen könnten hier Einsichten in die Mikrophysik geben. Man erhofft sich also Erkenntnisse in der Kern- und Teilchenphysik aus astrophysikalischen Beobachtungen. Diese sind aber noch zu ungenau um exakte Grenzen festzulegen.
Ich hoffe das hat Deine Unklarheiten wenn nicht beseitigt, dann doch wenigstens etwas ausgemalt ;-) Szs 12:24, 7. Jul 2006 (CEST)

Danke für die Antwort, auch wenn die das Problem nicht wirklich beseitigt. Hier stehen immerhin sich widersprechende Angaben in der Wikipedia. Deswegen würde mich interessieren, ob man überhaupt schon einen Neutronenstern mit deutlich mehr als 3 Sonnenmassen gefunden hat, welcher die Angaben im SL-Artikel unterstützen würde. 217.83.94.119 18:49, 8. Jul 2006 (CEST)
Ich hatte den Text bereits geändert. Damit ein Stern zu einem schwarzen Loch kollabiert, muss er am Anfang seiner Entwicklung mehr als 8 Sonnenmassen und nach der Supernova noch mehr als 3 Sonnenmassen übrig haben. Natürlich verlieren Sterne während ihrer Entwicklung viel Masse, daher ist immer Anfangs von Endmasse zu unterscheiden! --A.McC. 02:55, 9. Jul 2006 (CEST)

Vielleicht gibt es ja Beobachtungsdaten von Neutronensternen (bzw. der sie umkreisenden Sterne) welche Rückschlüsse auf die Masse des Neutronensterns zulassen und somit auch die Formel der Chandrasekhar Grenze und μ genauer bestimmbar machen.
 

mac

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Hallo Jonas,

wenn ich nach Angaben zur Größe eines Neutronensterns suche, finde ich die meisten Antworten zwischen 5 und 15 km Radius. Nicht immer bin ich mir sicher, ob der Autor Radius und Durchmesser unterscheiden kann. ;)

Ein Teil der Unsicherheit könnte in der Vorsicht begründet sein, Dichte von Atomkernen und Dichte von Neutronensternen gleich zu setzen. Da SN-Explosionen bisher in Simulationen nicht funktionieren, sind Angaben zu Neutronensternen wahrscheinlich auch nicht sehr zuverlässig.

Rechnet man die Fluchtgeschwindigkeit
V=Wurzel(2*Gravitationskonstante*Masse/Abstand)
für diese verschiedenen Angaben, ergibt sich folgendes Bild:

Radius 5 km: hier genügt eine Grenzmasse von 1,7 M0 um den Raum zu schließen. Würde zwar noch zu der unteren Grenze (1,4 M0) für Neutronensterne passen, nicht aber zu den oberen Grenzen.

Radius 10 km: hier braucht man 3,4 M0 um einen Schwarzschildradius zu bekommen. Das stimmt ganz gut mit den meisten Angaben zum Durchmesser und der oberen Grenzmasse überein.

Für 5,8 M0 müßte der Radius bei ca. 17 km liegen. Ich kann mich zumindest nicht erinnern, eine solche Angabe zum Durchmesser (34 km) gefunden zu haben.

Es wäre ja, zumindest in meiner Naivität denkbar, dass dieser weitere Kollaps zwar den Gravitationsdruck von 5,8 M0 braucht, aber der Neutronenstern halt schon vorher sein ‚Privatuniversum’ erzeugt, ohne dadurch weiter zu kollabieren.

In einem älteren (ca. 1970) Buch zur Atomphysik habe ich eine Dichteangabe für Atomkerne von 2E17 kg/m^3 gefunden, während in Wickipedia für Neutronen eine (unsichere) Dichteangabe von 9E17 kg/m^3 zu errechnen ist. Hier scheint auch eine Ursache für die sehr breit gefächerten Größenangaben zu liegen.


Herzliche Grüße

MAC
 

VooDoo

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meinst du die urzeitlöcher? also die Primordiale?

soviel ich weiss, kann man die nicht berechnen, da sie nur in theorien bestehen und auf Grund ihrer winzigkeit sowieso kaum zu berechnen wären.
 

Martin

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Hallo!

Eine Frage interessiert mich sehr:
Im Physik Unterricht lernt man, dass sich Flüssigkeiten
nicht verdichten lassen. Auch in der Praxis bewahrheitet
sich dies. Auch mehrere 1000 Bar Druck bewirkt keine
Verdichtung.

Um eine Verdichtung von Feststoffen oder Flüssigkeiten zu erreichen, sind einige hundert kbar nötig. In Implosionkernwaffen macht man sich das zu nutze, hier komprimiert ein chemischer Sprengstoff eine Plutonium- oder Urankugel um den Faktor 2 bis 3. Mit effizienten Sprengstoffen erreicht man so 400kbar, mit ausgeklügelten Designs auch den Gbar Bereich. Allerdings dauert soetwas nur 5 Mikrosekunden.

Martin
 
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