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Nachdem der Stern so große Teile seiner Masse eingebüßt hat, bleibt ein kleiner, harter, sehr kompakter und dichter Eisenkern zurück. Er entwickelt sich zu einem Neutronenstern und wird deshalb auch Proto-Neutronenstern genannt. Dies geschieht durch zwei Prozesse: ein Teil der Kernmaterie wird mit der Hülle in den Weltraum gerissen. Diese Materie besteht aus neutronenreichem Material, welches schwerere Elemente, vom Eisen bis zum Blei, erzeugt. Dabei lagern die Atomkerne viele Neutronen an, woraufhin ein Beta-Zerfall erfolgt, der das nächsthöhere Element erzeugt. Die Anlagerung findet dabei immer in Sekundenbruchteilen, die Betazerfälle dagegen in Tausenden von Jahren statt. Auf diese Weise bilden sich extrem neutronenreiche Isotope. Die gesamte Materie ist äußerst entartet und sehr dicht. Der Kern ist zu einem Neutronenstern geworden.
Aufgrund des Pauli-Verbots, dem auch die Neutronen unterliegen, müssen alle Neutronen sehr unterschiedliche Geschwindigkeiten haben, selbst wenn die Temperatur nahe dem absoluten Nullpunkt ist. Da die Neutronen im Neutronenstern extrem dicht sind, erreichen einige von ihnen nahezu Lichtgeschwindigkeit. Dadurch steigt ihre Masse und damit auch die des Neutronensterns. Diesen Zustand nennt man auch relativistische Entartung.
Der Neutronenstern liegt aber nicht völlig ruhig in der Mitte der sich ausbreitenden Supernova-Überreste, sondern bewegt sich mit erstaunlich hoher Geschwindigkeit. Dies liegt daran, daß eine Supernova nicht völlig symmetrisch stattfindet, sondern im Gegenteil ziemlich starke Geschwindigkeitsunterschiede beim Aufprall der Hülle an verschiedenen Stellen des Kerns auftreten. Durch diese Asymmetrie kann der Kern mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde selbst in Bewegung geraten.
Die Hülle eilt ihm zwar gewissermaßen davon, da sie unter Umständen eine Geschwindigkeit von mehr als zehntausend Sekundenkilometern erreicht, doch da sie aus Gas besteht, wird sie früher oder später vom umliegenden stellaren Gas ausgebremst. So kann ein Neutronenstern einige Jahrtausende nach der Supernova aus deren Überresten herausfliegen.
Durch den Verdichtungsvorgang bei der Supernova hat er außerdem noch zwei andere Eigenschaften verstärkt. Jeder Stern rotiert ein wenig, wie wir am Anfang gesehen haben. Außerdem hat jeder Stern Magnetfelder. Durch die extreme Verdichtung stieg die Rotationsgeschwindigkeit extrem an, wie es der Drehimpulssatz erfordert. Auch die Magnetfeldstärke wird stark erhöht, da sich die Magnetfelder konzentrieren. Durch die nun rasende Rotation können einige Teilchen an der Oberfläche, wie zum Beispiel Protonen oder Elektronen, den Stern verlassen, und zwar entlang der Magnetfeldachse. Ist diese gegenüber der Rotationsachse geneigt, so sendet der Stern wie ein Blinklicht zwei Strahlungsströme aus, die mit der Rotation mitwandern. Dabei kann so ein Kern mit über tausend Umdrehungen pro Sekunde rotieren. Durch Zufall rotiert einer dieser eng begrenzten Ströme manchmal in einer Bahn, daß er für kurze Zeit in Richtung Erde Strahlung emittiert. Die von den Teilchen erzeugten Strahlungen liegen dabei meist im Radiobereich, so daß es für Radioteleskope so aussieht, als würde der Neutronenstern periodisch aufblinken. Solche Sterne nennt man Pulsare.
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