Een neutronenster
Sterren ontlenen gedurende een groot deel van hun bestaan hun energie aan de fusie van
waterstof tot helium volgens de onderstaande netto kernreactievergelijking:
Als een groot deel van de waterstof in de kern van de ster is verbruikt, verliest de ster zijn
stabiliteit. De kern van de ster gaat zich dan samentrekken. De temperatuur loopt daarbij
zover op dat ook andere fusiereacties optreden, bijvoorbeeld de fusie van drie
42He-kernen tot één 162C-kern.
De bindingsenergie per nucleon van deze heliumkernen is kleiner dan de bindingsenergie
per nucleon van de koolstofkern.
In de laatste fase van de samentrekking van de kern van zeer zware sterren ontstaan daar
neutronen uit elektronen en protonen. De kern van de ster wordt daarbij een zeer
compacte massa die vrijwel uitsluitend uit neutronen bestaat en die neutronenster wordt
genoemd. Tegelijk worden de buitenste lagen van de ster explosief uitgestoten.
Een dergelijke explosie in het sterrenbeeld Krab werd in het jaar 1054 waargenomen. De
weggeslingerde buitenste lagen van de ster zijn nu nog te zien: ze staan bekend als de
Krabnevel. Het atomaire waterstofgas in de nevel zendt onder andere straling uit met de
golflengte die behoort bij de overgang van energieniveau n = 3 naar energieniveau n = 2.
Een waarnemer op aarde bestudeert straling uit een deel van de Krabnevel. De
waargenomen golflengte van de straling die hoort bij de genoemde overgang is 654 nm.
In 1982 is in het sterrenbeeld Vulpecula ook een neutronenster ontdekt. Deze ster heeft
een massa van 1,2·1030 kg en een straal van 13 km. Neem aan dat de ster bolvormig is.
We beschouwen een massa van 1,0 kg op de evenaar van de ster.
De omwentelingstijd van deze ster is zeer klein.
Als de ster echter een te kleine omwentelingstijd had, zou de gravitatiekracht niet sterk
genoeg zijn om de materie aan de evenaar van de ster vast te houden.