Quarkstern
Ein Quarkstern ist ein Stern, der komplett aus (Speise-)Quark[1] besteht. Für ein solches astronomisches Objekt ergeben sich interessante physikalische Phänomene:
Quarkstern mit der Größe der Sonne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Ein Quarkstern mit der Größe der Sonne würde (vereinfacht) aus 0.71 Sonnenmassen Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und anderen Metallen bestehen und ca. 0.14 Sonnenmassen Wasserstoff.
Kelvin-Helmholtz-Zeit: Aufgrund der großen Masse würde der Quarkstern durch seine eigene Gravitation in sich zusammenfallen. Normalerweise können Molekülwolken lange in sich zusammenfallen, ohne sich aufzuheizen, da die entstehende Wärmeenergie abgestrahlt werden kann. Dadurch, dass Quark undurchsichtig ist, kann ein Quarkstern das nicht. Er würde sich sofort aufheizen. Quark hat eine Anfangstemperatur von ca. 20 °C (300 K)[2]. Am Ende, nach ca. 120 Mio. Jahren, hat der Quarkstern im Inneren eine Temperatur von ca. 16 Mio. K und eine Leuchtkraft von ca. 1/9 der Leuchtkraft unserer Sonne, allein durch den Gravitationskollaps.
Verbleib als Brauner Zwerg: Nach dem Gravitationskollaps ist das spannende Leben des Sonnen-großen Quarksterns schon vorbei. Da Wasserstoff nur in den äußeren Schalen des Sterns zu finden sind, die deutlich kälter sind, ist dort die nötige Temperatur für das Zünden der Kernfusion nicht erreicht. Der Quarkstern kühlt nun ab und bleibt als Brauner Zwerg übrig. Er besteht nun aus sehr heißem Quarkplasma.
Quarkstern mit dem doppelten Radius der Sonne[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Die chemische Zusammensetzung dieses Quarksterns würde sich nicht ändern, wohl aber sein Lebenszyklus.
Kelvin-Helmholtz-Zeit: Der deutlich schwerere Quarkstern würde länger brauchen um in sich zusammenzufallen. Er benötigt ca. 660 Mio. Jahre zu kollabieren und heizt sich im Inneren auf 40 Mio. K auf und strahlt allein durch den Gravitationskollaps mit 150 % der Leuchtkraft unserer Sonne.
Kernfusion: Durch die hohen Temperaturen ist auch für die äußere Wasserstoffschicht die erforderliche Grenze für die Kernfusion erreicht: Die äußere Schicht beginnt, für eine vergleichsweise kurze Zeit Kernfusion zu betreiben, während sie mit dem Kern weiter in sich zusammenfällt.
Kollaps des Kerns: Der Metallkern hat eine Masse, die fast 4x größer ist als die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze. Ab dieser Grenze überwiegt die Gravitation den Entartungsdruck der Neutronen und eine Bildung eines Neutronensterns ist nicht mehr möglich. Der gesamte Quarkstern kollabiert und bildet ein schwarzes Loch.
Vom Quarkstern zum Quarkstern[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Zwischen Braunem Zwerg und Schwarzem Loch gibt es noch eine dritte Option, was mit einem Quarkstern passieren kann. Die Chandrasekhar-Grenze für einen Quarkstern liegt bei einem Radius von 1.25 Sonnenradien. Ab dieser Grenze ist die Menge an Metallen in dem Stern so groß, dass der Entartungsdruck der Elektronen nicht mehr ausreicht und der Kern zum Neutronenstern kollabiert. Quarksterne, die noch größer sind, werden, wie oben beschrieben zu einem schwarzen Loch, wenn ihre Masse die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze erreicht. Nähert sich die Größe einem Radius von 1.4 - 1.5 Sonnenradien, ist der Kern beinahe so schwer, dass sich ein schwarzes Loch bilden kann. Der Neutronenstern wird zu einem sogenannten Quarkstern, in dem die Masse als seltsame Materie vorliegt. Hier schließt sich der Lebenszyklus eines Quarksterns.