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Wir in unserem gemütlichen, provinziellen Sonnensystem sind uns an
einen stetigen Ablauf der Dinge am Himmel gewohnt. In den Tiefen des Weltraums
finden jedoch Explosionen statt, die selbst einen Asteroideneinschlag zu
einem kleinen Funken deklassieren. Im Jahr 1054 leuchtete ein neuer Stern
so hell wie die Venus im Sternbild Stier auf. Heute wissen wir, daß
es kein neuer Stern war, sondern daß ein Stern explodierte. Noch
heute sehen wir die Gaswolken dieser Explosion (Katalogbezeichnung M1). Was veranlaßt ein Stern plötzlich zu explodieren? Dieser Frage wollen wir im Folgenden etwas nachgehen. Bild © Martin Lysomirski : Supernovaüberrest (M1) der Supernova 1054 im Sterbild Stier. |
Dezember 1999: Nova im Sternbild Adler.
Wenn eine Sonne in ihrem Kern den Wasserstoff durch Kernfusion verbraucht und sich in ihrem Inneren eine Kugel aus Helium angesammelt hat, findet das Wasserstoffbrennen in einer Schale um diese Heliumkugel statt. Die Sonne verläßt die Hauptreihe (siehe HRD), wenn die Heliumkugel so schwer geworden ist, daß sie sich unter Erwärmung bis zur Größe eines Weißen Zwergs zusammenzieht. Die Hülle des Sterns dehnt sich aus. Er wird an der Oberfläche größer und kühler. Die Leuchtkraft des entstehenden roten Riesen steigt und sein Sonnenwind wird stärker. Unsere Sonne wird sich einmal als roter Riese bis knapp an die Erdbahn ausdehnen. Ist der innerste Bereich aus Helium heiß und dicht genug, so setzt der sogenannte 3-Alpha-Prozeß ein. Das ist die Kernfusion dreier Heliumkrerne zu einem Kohlenstoffkern. Der Stern gehört nun zu der Klasse von Sonnen, die als Horizontalast im HRD bezeichnet werden. Wenn der Drei-Alpha-Pozess nur noch in einer Schale um den entstandenen Kernbereich aus Kohlenstoff und Sauerstoff abläuft, gehört unser roter Riese sogar dem asymthotischen Riesenast an. Der asymthotischen Riesenast ist eine Klasse von sterbenden Sonnen, die sich durch kühle (3000 bis 4000 Grad) Oberflächen und grosse Leuchtkraft (100x bis 1000x unsere Sonne) auszeichnen. In dieser Phase stößt der Stern einen erheblichen Teil seiner Masse ab, bis der nackte, heiße Weiße Zwerg aus Kohlenstoff und Stickstoff zurückbleibt.
Massenreichere Sterne können durch weitere Fusionsreaktionen noch
Energie gewinnen, wobei sie sich zum Überriesen entwickeln. Bei mehr
als 9 Sonnenmassen endet die Entwicklung in einer Supernova Typ II.
Nova heißt neuer Stern. Konkret heißt das, daß ein Stern innerhalb einiger Tage seine Helligkeit um viele Größenklassen verstärkt, d.h. die Leuchtkraft steigt um einen Faktor 100 bis 100'000. Im Laufe der folgenden Monate kehrt der Stern allmählich zur Helligkeit zurück, die er vor dem Ausbruch hatte. In ein paar wenigen Fällen kommt es schon nach ein paar Jahren zum nächsten Ausbruch (rekurierende Nova). Doch die klassische Nova hat nur alle paar 100 bis alle 10'000 Jahre einen Ausbruch. Das heisst, daß bisher nur ein Ausbruch beobachtet wurde.
Die Nova findet in einem engen Doppelsternsystem statt, das aus einem
Weißen Zwerg und einer Sonne, die noch auf der Hauptreihe des HRD
einzuordnen ist oder erst am Anfang ihrer Nachhauptreihenentwicklung (Entwicklung
zum roten Riesen) steht, besteht. Wichtig ist, daß von der normalen
Sonne Gas zum Weißen Zwerg fließt, das sich über eine
Akkretionsscheibe (eine Art Strudel) langsam auf dem vorwiegend aus entartetem
Kohlenstoff- und Sauerstoffplasma bestehenden Weißen Zwerg ablagert.
Das Wasserstoffgas diffundiert in den entarteten Kohlenstoff hinein und
entartet selbst. Schließlich sind Temperatur und Wasserstoffdichte
hoch genug, daß über den CNO-Zyklus Kernfusion einsetzt. In
entarteter Materie geschieht das explosionsartig, so daß ein großer
Teil der abgelagerten Wasserstoffhülle in den Weltraum gesprengt wird.
Danach kann wiederum Wasserstoff vom normalen Stern abgelagert werden.
Somit kann es nach einer gewissen Zeit erneut zu einer Nova kommen.
Ein Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg aus entartetem Kohlenstoff und Sauerstoff und einem Nachhauptreihenstern, wie bei der Nova, stehen am Anfang der Supernova Typ I. Wenn der Materiefluß groß genug ist (etwa im Bereich einer Erdmasse in 10 Jahren), kann der angesammelte Wasserstoff kontinuierlich über den CNO-Zyklus zu Helium fusionieren. In der dadurch entstehenden Heliumhülle kann explosionsartig der 3-Alpha-Prozeß einsetzen und die Heliumhülle in Kohlenstoff umwandeln.
Der weiße Zwerg wird größer. Bei einer kritischen Masse sind Druck und Temperatur (Dichte 100'000 Tonnen pro m3, Temperatur über einer Milliarde Grad) hoch genug, daß Kohlenstoffusion einsetzt. Da der Weiße Zwerg aus entarteter Materie besteht, resultiert eine Temperaturerhöhung nicht in einer Ausdehnung wie beim normalen Gas. Die Fusion läuft deshalb explosionsartig durch den gesamten Weißen Zwerg. Die beim Aufbau von Elementen bis zu der Eisengruppe freiwerdende Energie reicht aus, um den Weißen Zwerg vollständig zu zerreißen. Es bleibt also kein Neutronenstern oder dergleichen übrig. Die mit einigen 1000 Kilometer pro Sekunde in den Weltraum geschleuderten sehr heissen Gase bestehen aus Mangan, Neon, Argon, Schwefel, Silizium, Kalzium, Eisen, Kobalt und Nickel.
Die absolute Helligkeit des explodierenden Weißen Zwergs erreicht die Grössenklasse -19.5 M. Unsere Sonne besitzt eine um einen Faktor 10 Milliarden geringere absolute Leuchtkraft. Selbst aus der Distanz der Orion-Sterne (500 bis 1000 Lichtjahre) kann es die Supernova Typ I an Helligkeit noch leicht mit dem Vollmond aufnehmen. Um unsere Sonne aus dieser Distanz noch zu sehen, bräuchte man schon ein besseres Amateurteleskop. Mit der Ausdehnung und Abkühlung der Gasblase sinkt die Helligkeit der Supernova. Der radioaktive Zerfall von gut einer halben Sonnenmasse des Isotops Nickel 56 zu Eisen 56 verzögert die Abkühlung und damit das Absinken der Helligkeit.
Da die Ausgangsbedingungen (Masse und Zustand des weißen Zwergs)
immer ziemlich genau dieselben sind, ist auch die erreichte maximale Leuchtkraft
immer dieselbe. Supernovae Typ I spielen deshalb als Standardkerzen eine
wichtige Rolle in der Entfernungsbestimmung weit entfernter Galaxien.
Die zweite Art, wie sich ein Stern selbst zur Explosion bringen kann, heißt Supernova Typ II. Hier wird ein blauer oder roter Überriese, der mindestens neun mal schwerer als die Sonne ist, durch den Kollaps seines Inneren zu einem Neutronenstern zerstört.
Der Lebensweg einer massenreichen Sonne wie Rigel, Deneb oder Betelgeuze verläuft in wenigen Millionen Jahren. Die meiste Zeit befindet er sich wie unsere Sonne im Gleichgewicht von Energieerzeugung durch Wasserstoffbrennen (siehe CNO-Zyklus) und Abstrahlung an seiner Oberfläche. Dabei ist seine Leuchtkraft viele tausend bis zehntausende Mal größer, als die unserer Sonne. Im Spätstadium beginnt auch das im Inneren angehäufte Helium zu Kohlenstoff zu fusionieren, während das Wasserstoffbrennen in einer Schale um die He-Fusionszone weitergeht. Der Stern macht dabei im HRD eine komplizierte Schleife von den blauen Riesen zu den roten Überriesen und dann zu den blauen Überriesen und wieder zurück, wenn es nicht vorher zum Ende gekommen ist. Der genaue Verlauf hängt empfindlich vom anfänglichen Gehalt an Elementen schwerer als Helium ab. Ein Jahrhundert vor der Supernova beginnt im (nicht entarteten) Inneren bei 500 bis 800 Millionen Grad aus dem durch den Drei-Alpha-Prozeß angehäuften Kohlenstoff Silizium zu entstehen. Die anderen Fusionsreaktionen finden in Schalen weiterhin statt. Bei steigenden Temperaturen im Innersten setzen im letzen Jahr auch noch weitere Fusionen ein, wie das Neonbrennen und Sauerstoffbrennen. Am letzen Tag wird schließlich aus dem Silizium Eisen 56, Nickel 56 und Kobalt 56 aufgebaut. Die Fusion schwererer Kerne als Eisen würde keine Energie mehr freisetzen. Während dieses letzten Tages sammelt sich im Inneren etwa 1 bis 2 Sonnenmassen 5-10 Milliarden Grad heißes Plasma aus Eisen Kobalt und Nickel Atomkernen und Elektronen in einer Kugel von wenigen 1000 km an. Schließlich kommt es zur Katastrophe. Der im Inneren des Riesen versteckte "Weiße Zwerg" aus Elementen der Eisengruppe kollabiert plötzlich von einem Radius von zwei bis dreitausend Kilometer in ein paar Zehntelsekunden im (fast) freien Fall zu einem 100 mal kleineren Neutronenstern.
Warum? Das Eisenplasma wird plötzlich kompressibel (sein innerer Druck bricht zusammen). Dies geschieht durch die Neutronisation der Materie, d.h. Proton + Elektron => Neutron + Neutrino. Die Spaltung der Eisenkerne durch die in einem Milliarden Grad heißen Plasma reichlich vorhandene ultraharte Gammastrahlung kostet Energie und fördert ebanfalls die Neutronisation, da die enstandenen kleineren Atomkerne sofort wieder zu grösseren Kernen funsionieren, wobei auch hier ein Teil der noch vorhandenen Protonen in Neutronen verwandelt wird. Im heissen Plasma enstehen auch spontan Paare von Elektronen und Positronen und auch Neutrinos und Antineutrinos, wobei die letzteren aus dem heissen Inneren entkommen und so das heisse Plasma kühlen. Alle Prozesse bewirken, daß sich das Gas leichter zusammedrücken lässt, es wird kompressibel. Die Gaskugel reagiert gemäß den Gesetzen der Physik auf die höhere Kompressibilität mit Zusammenziehen und Temperaturerhöhung. Dadurch laufen die Paarbildungen, Neutronisation und Atomkernspaltungen noch schneller ab. Dieser Teufelskreis läßt, wenn er einmal in Gang gekommen ist, den Zentralbereich in weniger als einer Sekunde zu einer nur noch ein bis zwei Dutzend Kilometer dicken Kugel aus Neutronen zusammenfallen. Die Neutrinos tragen dabei die frei werdende Gravitationsenergie von gegen 1E46 Joule (also ein paar hundert Mal mehr als unsere Sonne in ihrem ganzen Leben erzeugen wird) fort in den Weltraum. Dieser Neutrinopuls wurde erstmals 1987 bei einer Supernova gemessen.
Die Neutrinos führen 99% der Kollapsenergie weg. Mit dem restlichen Prozent Energie läuft eine Schockwelle durch den Rest des Sterns. Ihre Dynamik ist sehr kompliziert. Unter anderem läuft in ihr Kernfusion bis zur Erzeugung so schwerer Kerne wie Gold, Blei und Uran ab, das durch die Explosion in den interstellaren Raum geschleudert wird. In sehr schweren Sternen könnte die Schockwelle noch vor Erreichen der Oberfläche zum Stehen kommen. Das Sternmaterial stürzt dann zum Neutronenstern zurück, wo sich ein schwarzes Loch bildet. Erreicht die Schockwelle jedoch nach einer Stunde die Sternoberfläche, so erhöht sich die Temperatur der Photosphäre (im Falle der Supernova 1987A) von 28'000 Grad sofort auf eine Million Grad. Die Leuchtkraft steigt dabei vom 40'000-Fachen auf das 40 Milliardenfache der Stärke unserer Sonne. Der Stern steigert vor allem im harten UV seine Helligkeit sofort. Aber auch im sichtbaren Licht steigt die Helligkeit im Moment dieses UV-Pulses um 3 Größenklassen. Der Stern expandiert mit etwa 20'000 km pro Sekunde. Obwohl der Stern rasch abkühlt, macht die rasante Ausdehnung und damit die Vergrößerung der Oberfläche dies mehr als wett. Die Leuchtkraft steigt rasch an und erreicht nach 100 Tagen ihr Maximum von einer absoluten Leuchtkraft um -18M (eine Milliarde mal die Sonne), wobei aber auch schon erheblich andere Werte gemessen wurden. In den folgenden Monaten expandieren die Hüllen weiter, wobei die Helligkeit zunächst relativ schnell, dann durch die Heizung mit radioaktivem Kobalt 56 langsam zurückgeht.
Supernovae sind für das Entstehen von Planeten von der Größe der Erde von entscheidender Bedeutung. Sie reichern das interstellare Gas, aus dem auch die Erde einst entstand, mit Elementen wie Eisen an. Auch das Uran in den Kernkraftwerken stammt von einer oder mehreren Supernovae, die vor 5 Milliarden Jahren stattgefunden haben. Wenn sie am öffentlichen Stromnetz hängen, so läuft Ihr Computer zum Teil gerade jetzt mit der Energie einer Supernova. Einmal mehr erkennen wir, daß das Weltall nicht irgendwo weit draußen ist, sondern daß wir mittendrin sind und direkt auch von so gewaltigen Ereignissen wie einer Supernova abhängen.
Hinter der wissenschaftlichen Bezeichnung "Gamma-Ray Bursters" oder zu Deutsch "plötzliche Ausbrüche von Gammastrahlen" verbergen sich die größten bekannten Explosionen im Weltall überhaupt. Sie können im Energieausstoß die Supernovae noch um Grössenordnungen übertreffen. Während eine Supernova relativ gut verstanden wird, umgibt die gewaltigen Ausbrüche im Kosmos noch tiefes Geheimnis. Wie der Name schon vermuten läßt, handelt es sich um kurzzeitig (Sekunden bis Minuten) auftretende Quellen von Strahlung am kurzwelligen Ende des Spektrums. Im Bereich dieser hochenergetischen Strahlung werden die Ausbrüche schon seit vielen Jahren beobachtet. Ihre zufällige Verteilung am Himmel und die statistische Verteilung ihrer Stärke legt nahe, daß sie gleichmäßig über den ganzen Kosmos verteilt sind, und daß wir sie bis an den Rand des prinzipiell einsehbaren Weltalls sehen können. Nicht einmal Supernovae können sich über die Distanz des ganzen einsehbaren Kosmos bemerkbar machen. Deshalb müssen diese Gammastrahlenausbrüche wesentlich energiereicher als eine Supernova sein.
Ein Erklärungsversuch geht von zwei Neutronensternen aus, die einander umkreisen. Wie bei Beispielen aus unserer Galaxis beobachtet, kommen sich die beiden Neutronensterne aufgrund der in Form von Gravitationsenergie abgestrahlten Energie im Laufe der Jahrmillionen immer näher. Wenn sie sich schließlich berühren, stoßen sie mit relativistischer Geschwindigkeit zusammen und kollabieren zu einem schwarzen Loch. Dabei wird in den letzten paar Sekunden eine enorm heiße und leuchtkräftige Akkretionsscheibe gebildet, bevor etwas in das Weltall geschleudert wird und das meiste das neue schwarze Loch bildet. Dieses Szenario könnte mindestens ein Teil der Ausbrüche erklären. Vielleicht bildet sich auch kurzzeitig ein relativistischer Jet senkrecht zur Akkretionsscheibe, so daß in Richtung dieses Jets der Ausbruch besonders hell erscheint. Doch das ist nun definitiv Spekulation.
Erst mit der Einrichtung automatischer Überwachungssysteme gelang es, ein paar dieser Explosionen auch im sichtbaren Licht zu identifizieren. Der bisher spektakulärste Erfolg gelang am 23. Januar 1999. Weniger als eine Minute nachdem ein Satellit ein solcher Gammastrahlenausbruch festgestellt hatte, nahm ein automatisches Kamerasystem (ROSTE-1, Robotic Optical Transient Search Experiment) diese Meldung auf und richtete sich auf die fragliche Himmelsstelle aus. Etwa eine Minute nach dem Beginn des Ausbruchs erreichte die Explosion eine visuelle Helligkeit der 9. Größenklasse, was in einem kleinen Amateurteleskop problemlos zu sehen gewesen wäre. Nach 10 Minuten war die Helligkeit auf die 12. Größenklasse zurückgegangen, was ein Rückgang um einen Faktor 16 bedeutete. In der nächsten Nacht war nur noch ein hunderttaudsenstel der anfänglichen Maximalhelligkeit meßbar. Trotzdem gelang es den professionellen Astronomen die Entfernung zu schätzen. Sie beträgt danach etwa 9 Milliarden Lichtjahre. Das bedeutet, daß das Licht dieses Ausbruchs fast doppelt so lang unterwegs war, wie unser Sonnensystem alt ist. Um unsere Milchstrasse zu durchqueren, braucht das Licht nur 100'000 Jahre. Zu unserer Nachbarsonne Proxima Centauri braucht es 4 Jahre und von der Sonne zur Erde reichen winzige 8 Minuten. Somit erhält auch die oft gehörte, naive Frage, wie weit kann man mit diesem oder jenem Fernrohr sehen, eine neue Antwort. In jener Nacht hätte man mit einem Kaufhausfernrohr etwas sehen können, was über die Hälfte des Weges zum Rande des prinzipiell einsehbaren Weltalls weit entfernt war. Hätte man nur in den wenigen entscheidenden Minuten das kleine Fernrohr an die richtige Stelle am Sternenhimmel gerichtet.
Welche Vorgänge so kurze Explosionen verursachen können, die über die Distanz des gesamten einsehbaren Universum problemlos beobachtbar sind, ist noch unklar. Ratlos steht man vor der Frage, was könnte praktisch aus dem Nichts so viel Leuchtkraft entwickeln wie 20 Billiarden Sonnen? Da der Anstieg auf die volle Leuchtkraft in wenigen Sekunden so dramatisch hochschnellt, muß das Objekt sehr klein sein, höchstens so groß, wie die Strecke, die das Licht in einigen Sekunden zurücklegt. Somit ist es gut möglich, daß sich alles in einem Raum abspielt, der in der Sonne, möglicherweise sogar in der Bahn des Mondes um die Erde Platz hätte. Das oben erwähnte Verschmelzen zweier Neutronensterne zu einem schwarzen Loch fände in einen Raum statt, der kleiner als die Erde wäre. Möglicherweise gehen einige der kosmischen Gammastrahlenausbrüche auf das Konto von verschmelzenden Neutronensternen. Aber der im Januar 1999 beobachtete Ausbruch war offenbar zu energiereich, als daß er damit erklärt werden könnte. Auch die theoretisch mögliche Explosion eines kompakten, leuchtkräftigen Sterns, eine sogenannte Hypernova, die zur Erklärung der Gammastrahlenausbrüche ebenfalls als Möglichkeit in Betracht gezogen wird, steht vor dem gleichen Problem, diese enorme Leuchtkraft zu erklären. Möglicherweise strahlte die Explosion ihre Energie wie ein Scheinwerfer gebündelt in Richtung unserer Milchtrasse, oder das Licht wurde durch die Gravitationswirkung einer im Weg liegenden Masse (z.B. ein Galaxienhaufen) gebündelt. Beide Möglichkeiten kämen dann mit wesentlich geringeren Energien der Explosion aus, was den Erklärungsnotstand etwas lindern würde. Man könnte dann doch auf Hypernova oder Neutronendoppelstern zurückgreifen.
Am 8. und 9. Februar 1999 beobachtete das im Weltraum stationierte Teleskop HST die fragliche Stelle am Himmel. Es zeigte sich, daß die Explosion in einer durch eine Kollision mit einer zweiten Galaxie stark verformten Galaxie stattfand. Diese Galaxie weist deshalb wahrscheinlich starke Sternentstehung auf. Ein Hinweis auf ein Objekt im Vordergrund, das mit seiner Gravitationslinse das Licht hätte in unsere Richtung bündeln können, wird vom HST - Team nicht erwähnt, somit scheint die Theorie der Lichtverstärkung nicht zutreffend zu sein.
Es bleibt also spannend, was die Erklärung dieser exotischen und gigantischen Vorgänge angeht. Vielleicht können weitere Beobachtungen zur Klärung beitragen.
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