Supernovae

Supernova Sanduleak

Die gewaltige Explosion eines massereichen Sterns zur Supernova jedoch ist tagelang milliardenfach heller als der Ursprungsstern, ja er leuchtet heller als die gesamte, aus Milliarden von Einzelsternen bestehende Galaxie! In dieser mehrere Tage andauernden Phase kann soviel Energie abgestrahlt werden, wie unsere Sonne in ihrer gesamten, etwa 10 Milliarden Jahre währenden Lebensspanne erzeugt (etwa 10⁴⁴ Joule!).

Dem alternden Stern bieten sich am Ende drei Möglichkeiten:

• Er wird völlig "zerblasen" und verschwindet aus dem Kosmos
• Er kollabiert zum Neutronenstern
• Bei entsprechender Restmasse erfolgt der absolute Zusammenbruch bis zur Singularität, zum Schwarzen Loch

Solche dramatischen Ereignisse sind natürlich überaus selten, und es war schon ein großes Glück für die Astronomen, als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke die Supernova Sanduleak (SN 1987A) aufleuchtete, die während ihrer gesamten Entwicklung beobachtet werden konnte. Zumal der Stern, der hier zur Supernova wurde, recht gut bekannt und nicht allzu weit von uns entfernt war. In jedem Jahr werden mehrere Supernovae erfaßt, allerdings meist in mehr oder weniger entfernten Galaxien.

Die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke (in der Bildmitte). Die Überreste des ehemaligen Blauen Riesensterns sind umgeben von einem inneren und einem äußeren Ring aus abgestoßenem, gasförmigem Material und eingebettet in diffuse Wolken dünnen Gases.

Im Ausschnitt sieht man noch einen Ring im Zentrum, das ist eine weitere Schale heißer Materie, welche vom Explosionszentrum wegdriftet. Die beiden Sterne sind Vordergrundsterne unserer Milchstraße. Die Sterne in der Umgebung der Supernova sind ebenfalls Blaue Riesen, jeder hat mindestens die sechsfache Sonnenmasse und sie sind damit weitere Kandidaten für eine Supernova, weil sie derselben Generation angehören. In den großen Gaswolken des linken Bildes findet auch jetzt noch heftige Sternentstehung statt.
Mit freundlicher Genehmigung AURA/STScI und Hubble Heritage Team.

Lange war man der Überzeugung, dass eine SN II (Supernova Typ II, siehe weiter unten) nur aus einem Roten Überriesen entstehen kann, jedoch belehrte uns Sanduleak, daß dies auch einem Blauen Überriesen bevorstehen kann. Dieser Stern besaß ursprünglich eine etwa 20fache Sonnenmasse, zum Zeitpunkt der Explosion wird in seinem Innern ein Eisenkern von rund 1,5 Sonnenmassen mit einer Temperatur von 10 Milliarden K (!) verborgen gewesen sein.

Man unterscheidet Supernovae grob in zwei Klassen (es gibt noch weitere Unterklassen zur besseren Unterscheidung, diese sollen hier aber nicht weiter behandelt werden), die Typen SN I und SN II:

Supernova Typ SN I

Im Spektrum solcher Novae findet sich kein Wasserstoff, was bedeutet, daß SN I diesen bereits vor der Supernovaexplosion verloren (fusioniert) haben muß. Ähnlich wie bei den Novae wird ein Roter Riesenstern von einem Weißen Zwerg begleitet. Dieser kompakte, überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Zwergstern saugt von seinem Begleiter ständig Materie ab, weil dieser seine Rochesche Grenze überschritten hat. Sie spiralt dann in einer Akkretionsscheibe auf den Zwerg herunter, dessen Masse dementsprechend laufend zunimmt.

Zwar schleudert der Weiße Zwerg einen Teil dieser Masse während der Nova- Explosion in den Raum, auf Dauer gesehen wird er aber an Substanz zunehmen, da ein Rest an Helium- Asche zurückbleibt. Im Laufe der Zeit steigen damit seine Dichte und seine Temperatur, während sein Durchmesser schrumpft. Noch bietet das entartete Elektronengas der einwirkenden Gravitation neutralisierenden Gegendruck, aber nach Überschreiten der Chandrasekhar- Grenze von 1,4 Sonnenmassen funktioniert das nicht mehr.

Gleich zwei Supernovae sind in der 300 Millionen Lichtjahre entfernten Spiralgalaxie NGC 664 explodiert. In relativer Nachbarschaft gingen hier zwei Bomben hoch, von denen jede eine Sprengkraft von 10³⁰ Megatonnen TNT (!) besaß. Diese Aufnahme besitzt Seltenheitswert, denn normalerweise ist in einer Spiralgalaxie nur alle 25 bis 100 Jahre eine Supernova zu beobachten. Das Blau der einen Supernova ist begründet in einer wesentlich höheren Temperatur.
Mit freundlicher Genehmigung von C. Hergenrother, Whipple Observatory, P. Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA)

Die Temperatur im Kern steigt auf 400 Millionen K an und der Kohlenstoff (¹²C) zündet. Die bei dieser thermonuklearen Reaktion freigesetzte Energie heizt nun das entartete Gas des Sterns auf, aber dieses dehnt sich nicht aus, wie es ja ein normales Gas tun würde, sondern bleibt von der ansteigenden Temperatur unbeeindruckt. Dadurch finden die Fusionen in noch schnellerer Folge statt, denn diese werden durch hohe Temperaturen begünstigt.

Innerhalb von Sekundenbruchteilen steigt die Temperatur sprunghaft auf einige Milliarden K und alles vorhandene Brennmaterial wird in Nickel (⁵⁶Ni) umgewandelt. Nun wandert die Fusionswelle immer weiter nach außen. Ihr läuft eine Druck- bzw. Stoßfront voraus, wodurch sofort neue Kernverschmelzungen zünden. Je weiter die Front jedoch nach außen gelangt (mit einem Tempo von bis zu 1000 km/s), um so verdünnter werden die einzelnen Schichten und auch der Grad der Entartung nimmt ab.

Die Verbrennung wird immer weniger vollständig, und die äußeren Schichten werden durch die Stoßfront völlig unverändert in den Raum geblasen. Da der Stern nur einen Radius von 3000 km besaß, ist der gesamte Vorgang nach drei Sekunden abgeschlossen, die größte bekannte Kernexplosion ist erfolgt.

1994 ereignete sich in der äußeren Randregion der diskusförmigen Galaxie NGC 4526 eine Supernovaexplosion (der helle Stern links unten). Sie war vom Typ SN 1a, wie die Astronomen aus der Lichtkurve ableiten konnten. Diese Supernovae sind für die Wissenschaftler nicht nur hinsichtlich der Entwicklung der Sterne interessant, sondern sie dienen auch als sogenannte Standardkerze zur Entfernungsbestimmung.
Mit freundlicher Genehmigung von High-Z Supernova Search Team, HST, NASA

Der Weiße Zwerg existiert nicht mehr, seine gesamte Materie wurde ins All geblasen. Die expandierende Hülle verliert nach und nach ihre Leuchtkraft, die sich aber noch zweimal gegen das absolute Ende aufbäumt: das bei der Explosion gebildete Nickel- Isotop (⁵⁶Ni) ist nicht stabil und zerfällt bald in Kobalt (⁵⁶Co) unter Abgabe eines Gamma- Photons. Dieses kann aber die expandierende Hülle nicht einfach verlassen, sondern überträgt seine Energie auf mit ihm zusammenprallende Teilchen.

So heizt sich die Hülle noch weiter auf und strahlt für kurze Zeit so hell wie 10 oder 20 Milliarden Sonnen. Bald zerfällt auch das Kobald-56, welches ebenfalls nicht stabil ist, in das stabile Eisen-56, wobei wiederum ein Gamma- Quant frei wird und die Hülle ein letztes Mal aufheizt.

Supernova Typ SN II

Die Helligkeitskurve einer SN II ist wesentlich unregelmäßer als beim Typ SN I. Nach dem Maximum folgt eine steiler Abfall über ca. 25 Tage. Sodann bleibt die Helligkeit 50 bis 100 Tage etwa konstant, worauf sie wieder steil abfällt.

Wie bereits weiter oben erwähnt, ist eine Supernova vom Typ II das Ende eines massereichen Sterns. Zum Ende seiner (thermonuklearen) Brennphase weist er in seinem Innern einen kompakten Eisenkern auf, der nicht weiter fusionieren kann. In den ihn umgebenden Schalen laufen jedoch noch verschiedene Kernprozesse ab (u.a. das Siliziumbrennen in der den Kern überlagernden Schale), bei denen auch weiter Eisen erzeugt wird, was letztendlich die Masse und die Temperatur des (entarteten) Kerns weiter erhöht.

Im Sternbild Kassiopeia, welches das bekannte W ans Firmament schreibt, finden wir den Stern rho cas (rho Cassiopeia, siehe unteres Bild). Das ist ein gelber Hyperriese, eine recht seltene Spezies, die am Ende ihrer stellaren Entwicklung angekommen ist. Nur sieben dieser 20 bis 40 Sonnenmassen schweren Sterne gibt es in unserer Galaxis. Rho cas zeigt etwa alle 50 Jahre starke Materieausbrüche, bei denen er jeweils rund 0,1 Sonnemassen in Form einer expandierenden Gashülle verliert. Allerdings scheint die letzte abgestoßene Hülle aus dem Jahr 2000 wieder zu kollabieren. Alles deutet darauf hin, dass dieser ehemals 40 Sonnenmassen schwere Stern als Supernova explodieren wird (obere Darstellung), wahrscheinlich ist sogar inzwischen bereits ein Schwarzes Loch aus ihm entstanden und er existiert nicht mehr. Man kann den Stern trotz seiner Entfernung von 10 000 Lichtjahren mit bloßem Auge erkennen (Helligkeit 4m5), weil seine Leuchtkraft über 1/2 millionenmal größer als die der Sonne ist.

Mit freundlicher Genehmigung von David Aguilar, Harvard- Smihtsonian Center for Astrophysics

Ab einem bestimmten Punkt, bei dem die Temperatur etwa 5 bis 10 Milliarden K beträgt, wird der Kern instabil. Er ist plötzlich so stark komprimierbar, daß er im Freien Fall in sich zusammenstürzt. Bei der genannten Temperatur sind die im Kern vorhandenen Gamma- Quanten derart reaktiv, dass sie die Eisenkerne in Alphateilchen (Heliumkerne, 2 Protonen und 2 Neutronen) aufspalten. Man nennt dies Fotodissoziation - Aufspaltung von Teilchen durch Photonen. Die Dichte im Kern beträgt jetzt unvorstellbare 10 Milliarden Gramm pro Kubikzentimeter.

Die Elektronen werden so nahe an die Protonen und Alpha- Teilchen gebracht, dass sie sich mit ihnen zu Neutronen vereinen. Bei dieser Reaktion werden Neutrinos freigesetzt, welche den Kern mit Lichtgeschwindigkeit verlassen. Doch je weiter der Kern kollabiert, um so schwieriger wird es auch für die Neutrinos, diesem zu entweichen, und am Ende ist es ihnen nicht mehr möglich.

Der gesamte Vorgang währt nur Millisekunden, und nach einer Viertelsekunde ist der Kern soweit kollabiert, daß er praktisch nur noch aus Neutronen in dichtester Packung besteht und seine Dichte derjenigen von Kernteilchen entspricht (4×10¹⁴g cm^-3). Jetzt aber kommt der Kollaps schlagartig zum Stillstand, da die Neutronen in der dichtesten Packung vorliegen und nicht weiter komprimierbar sind.

Erst jetzt merkt die Hülle, dass ihr quasi der Boden unter den Füßen weggezogen wurde, und der Rest des Sterns fällt auf die Kernregion hinunter. Jedoch wird durch den plötzlichen Stop des Zusammenbruchs eine Schockwelle erzeugt, welche nun in Gegenrichtung die Hülle durchläuft (mit anfangs 30 000 km/s). Diese Schockwelle erreicht nach mehreren Stunden die äußeren Bereiche des Sterns (man bedenke die Ausmaße eines Sterns) und führt zum Abstoßen der Hülle.

Diesen Vorgang sehen wir dann als Supernova. Übrig bleibt allein der Neutronenstern. Eigentlich sind die Vorgänge im Sterninnern noch komplizierter als hier beschrieben, denn in den einzelnen Schalen des Sterns werden durch den Zusammenbruch (Dichte- und Temperaturerhöhung) weitere, blitzartige Kernfusionen gezündet, wobei Elemente vom Helium bis zum Nickel (⁵⁶Ni) entstehen. Die Energie einer Supernova ist so hoch, dass sogar noch schwerere Elemente als Eisen gebildet werden, allerdings geschieht dies nur noch durch Einfang von Neutronen. Diese Kernbrennasche reichert dann das interstellare Medium mit frischem Material an, welches später vielleicht wieder zur Bildung eines neuen Sterns und von Planeten herangezogen wird.

Vor 11 000 Jahren explodierte im Sternbild Vela (Segel) eine Supernova. Noch heute kann man die fortgeblasene Sternhülle als zarten Schleier erkennen. Die verschiedenen Farben des Materieschleiers deuten auf unterschiedliche Energieinhalte der Schockfronten hin, welche die Hülle abstießen. Im Zentrum der Reste befindet sich heute ein Neutronenstern, ein Pulsar, welcher sich 10 mal pro Sekunde um seine Achse dreht. Der helle Stern ist ein Vordergrundstern.
Mit freundlicher Genehmigung von David Malin (AAO), AATB

Neutrinos

Bei der oben geschilderten Bildung eines Neutronensterns wird das negativ geladene Kernbauteilchen Elektron in das positive Proton gedrückt, wodurch ein (neutrales) Neutron entsteht. Die Masse des Neutrons sollte logischerweise der Summe der Massen von Elektron und Proton entsprechen.

Dies ist jedoch nicht der Fall, denn das Neutron ist immer etwas leichter als die Gesamtmasse beider Ausgangsteilchen. Der Massendefekt beruht darauf, dass der fehlende Masseanteil als Energie (Wärme-, Radio-, Röntgen-, Gammastrahlung usw.) abgestrahlt wird. Darüber hinaus entsteht bei solchen Prozessen ein winziges Teilchen, das sogenannte Neutrino. Schon 1930 wurde das Neutrino von Wolfgang Pauli vorhergesagt, doch erst seit 1998 wissen wir, dass es eine sehr geringe, aber doch vorhandene Masse aufweist.

Neutrinos reagieren nur äußerst selten mit anderen Kernteilchen, und zwar so selten, dass sie bequem die Erde, die Sonne, ja sogar einen Bleiklotz von einem Lichtjahr Länge komplett durchfliegen können, ohne dass sie mit einem Kernteilchen reagieren (das gilt auch für Menschen; jeder von uns wird in jeder Sekunde von Milliarden von ihnen durchquert!). Somit sind diese Teilchen auch nur schwer nachzuweisen, dennoch haben Physiker einen geeigneten Weg gefunden, wenigstens einige von ihnen aufzuspüren.

Beim Kollaps zu einem Neutronenstern werden ungeheure Mengen an Neutrinos ausgestoßen (10⁵⁸). Trotz ihrer schwachen Wechselwirkungen sind sie aber vermutlich aufgrund ihrer großen Zahl entscheidend am Abstoßen der Hülle einer Supernova mitverantwortlich. Bei einer Supernova wird eine Energie von 10⁴⁶ Joule freigesetzt (Gravitationsenergie), wobei die Neutrinos den größten Teil der freigesetzten Energie darstellen.

Beim Kollaps der Supernova 1987A geschah dies natürlich auch, und einige Stunden vor Sichtung der Nova wurden bereits die Neutrinos in unseren Detektoren entdeckt. Die Zeitverzögerung erklärt sich dadurch, dass die Neutrinos sofort beim Kollaps mit fast Lichtgeschwindigkeit den Ort des Geschehens verlassen, während es Stunden dauert, bis die Schockwelle die Sternhülle fortbläst und man im optischen (oder einem anderen) Bereich die Explosion beobachten kann. Jeder Mensch auf der Erde wurde von 100 Billionen (!) Neutrinos dieser Supernova durchquert, und bei etwa 10 Menschen der Erde bestand die Chance, dass ein Neutrino im Auge einen kurzen Lichtblitz erzeugte. Wenn Sie einer von ihnen waren, lassen Sie's den Autor wissen...

© by Werner Kasper 2005