Dank Massenverlust können Sterne mit Startmassen bis mindestens 8 MSun (und vielleicht sogar mehr) beenden sie wahrscheinlich ihr Leben als weiße Zwerge. Aber wir wissen, dass Sterne Massen von bis zu 150 (oder mehr) MSun haben können. Sie haben eine andere Art von Tod auf Lager. Wie wir sehen werden, sterben diese Sterne mit einem Knall.

Kernfusion schwerer Elemente

Nachdem das Helium in seinem Kern erschöpft ist (siehe Die Entwicklung massereicherer Sterne), verläuft die Entwicklung eines massereichen Sterns signifikant anders als die von Sternen mit geringerer Masse. In einem massereichen Stern reicht das Gewicht der äußeren Schichten aus, um den Kohlenstoffkern zur Kontraktion zu zwingen, bis er heiß genug wird, um Kohlenstoff zu Sauerstoff, Neon und Magnesium zu verschmelzen. Dieser Zyklus der Kontraktion, Erwärmung und Zündung eines anderen Kernbrennstoffs wiederholt sich mehrmals. Nachdem jeder der möglichen Kernbrennstoffe erschöpft ist, zieht sich der Kern wieder zusammen, bis er eine neue Temperatur erreicht, die hoch genug ist, um noch schwerere Kerne zu verschmelzen. Die Produkte der Kohlenstofffusion können weiter in Silizium, Schwefel, Kalzium und Argon umgewandelt werden. Und diese Elemente können sich, wenn sie auf eine noch höhere Temperatur erhitzt werden, zu Eisen verbinden. Massereiche Sterne durchlaufen diese Phasen sehr, sehr schnell. In wirklich massereichen Sternen können einige Fusionsstadien gegen Ende nur Monate oder sogar Tage dauern! Dies ist weit entfernt von den Millionen von Jahren, die sie in der Hauptsequenzstufe verbringen.

In diesem Stadium seiner Entwicklung ähnelt ein massereicher Stern einer Zwiebel mit einem Eisenkern. Wenn wir uns weiter vom Zentrum entfernen, finden wir Schalen mit abnehmender Temperatur, in denen Kernreaktionen Kerne mit zunehmend geringerer Masse beinhalten — Silizium und Schwefel, Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und schließlich Wasserstoff (Abbildung 1).

Abbildung 1: Struktur eines alten massereichen Sterns. Kurz vor seinem endgültigen Gravitationskollaps ähnelt der Kern eines massereichen Sterns einer Zwiebel. Der Eisenkern ist von Schichten aus Silizium und Schwefel, Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff gemischt mit etwas Sauerstoff, Helium und schließlich Wasserstoff umgeben. Außerhalb des Kerns besteht die Zusammensetzung hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. (Beachten Sie, dass dieses Diagramm nicht genau maßstabsgetreu ist, sondern nur die allgemeine Vorstellung davon vermitteln soll, wie ein solcher Stern aussehen würde.) (credit: modification of work by ESO, Digitized Sky Survey)

Aber es gibt eine Grenze dafür, wie lange dieser Prozess des Aufbaus von Elementen durch Fusion dauern kann. Die Fusion von Silizium zu Eisen erweist sich als der letzte Schritt in der Sequenz der nichtexplosiven Elementproduktion. Bis zu diesem Punkt hat jede Fusionsreaktion Energie erzeugt, weil der Kern jedes Fusionsprodukts etwas stabiler war als die Kerne, die es gebildet haben. Wie in der Sonne diskutiert: Ein Kernkraftwerk, leichte Kerne geben einen Teil ihrer Bindungsenergie bei der Verschmelzung zu enger gebundenen, schwereren Kernen auf. Es ist diese freigesetzte Energie, die den äußeren Druck im Kern aufrechterhält, damit der Stern nicht zusammenbricht. Aber von allen bekannten Kernen ist Eisen am engsten gebunden und damit am stabilsten.

Man könnte sich die Situation so vorstellen: Alle kleineren Kerne wollen „aufwachsen“, um wie Eisen zu sein, und sie sind bereit zu zahlen (Energie zu produzieren), um sich diesem Ziel zu nähern. Aber Eisen ist ein reifer Kern mit gutem Selbstwertgefühl, perfekt zufrieden mit Eisen; es erfordert Zahlung (muss Energie absorbieren), um seine stabile Kernstruktur zu ändern. Dies ist das genaue Gegenteil von dem, was bisher bei jeder Kernreaktion passiert ist: Anstatt Energie bereitzustellen, um die Anziehungskraft der Schwerkraft nach innen auszugleichen, würden Kernreaktionen, an denen Eisen beteiligt ist, dem Kern des Sterns etwas Energie entziehen.

Unfähig, Energie zu erzeugen, steht der Stern nun vor einer Katastrophe.

Kollaps zu einer Kugel aus Neutronen

Wenn Kernreaktionen aufhören, wird der Kern eines massereichen Sterns von entarteten Elektronen unterstützt, genau wie ein weißer Zwerg. Für Sterne, die ihre Entwicklung mit Massen von mindestens 10 MSun beginnen, besteht dieser Kern wahrscheinlich hauptsächlich aus Eisen. (Bei Sternen mit Anfangsmassen im Bereich von 8 bis 10 MSun besteht der Kern wahrscheinlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium, da der Stern nie heiß genug wird, um Elemente zu bilden, die so schwer wie Eisen sind. Die genaue Zusammensetzung der Kerne von Sternen in diesem Massenbereich ist aufgrund der komplexen physikalischen Eigenschaften in den Kernen sehr schwierig zu bestimmen, insbesondere bei den sehr hohen Dichten und Temperaturen.) Wir werden uns in unserer Diskussion auf die massiveren Eisenkerne konzentrieren.

Während im weißen Zwergkern des Sterns keine Energie erzeugt wird, findet die Fusion immer noch in den Schalen statt, die den Kern umgeben. Wenn die Schalen ihre Fusionsreaktionen beenden und keine Energie mehr produzieren, fällt die Asche der letzten Reaktion auf den Kern des weißen Zwergs und erhöht seine Masse. Wie der Tod massearmer Sterne zeigt, bedeutet eine höhere Masse einen kleineren Kern. Der Kern kann sich zusammenziehen, weil selbst ein entartetes Gas immer noch größtenteils leerer Raum ist. Elektronen und Atomkerne sind schließlich extrem klein. Die Elektronen und Kerne in einem Sternkern können im Vergleich zur Luft in Ihrem Raum überfüllt sein, aber es gibt immer noch viel Platz zwischen ihnen.

Die Elektronen widerstehen zunächst einer engeren Aneinanderreihung, so dass der Kern nur wenig schrumpft. Letztendlich erreicht der Eisenkern jedoch eine Masse, die so groß ist, dass selbst entartete Elektronen ihn nicht mehr tragen können. Wenn die Dichte 4 × 1011 g / cm3 (400 Milliarden Mal die Dichte von Wasser) erreicht, werden einige Elektronen tatsächlich in die Atomkerne gedrückt, wo sie sich mit Protonen zu Neutronen und Neutrinos verbinden. Diese Transformation ist nicht aus dem Alltag bekannt, wird aber sehr wichtig, wenn ein so massereicher Sternkern zusammenbricht.

Einige der Elektronen sind nun verschwunden, so dass der Kern der zerquetschenden Masse der darüber liegenden Schichten des Sterns nicht mehr widerstehen kann. Der Kern beginnt schnell zu schrumpfen. Immer mehr Elektronen werden nun in die Atomkerne gedrückt, die schließlich so mit Neutronen gesättigt werden, dass sie diese nicht mehr festhalten können.

An diesem Punkt werden die Neutronen aus den Kernen herausgedrückt und können eine neue Kraft ausüben. Wie bei Elektronen stellt sich heraus, dass die Neutronen stark widerstehen, am selben Ort zu sein und sich auf die gleiche Weise zu bewegen. Die Kraft, die von solchen degenerierten Neutronen ausgeübt werden kann, ist viel größer als die, die von degenerierten Elektronen erzeugt wird.Dies bedeutet, dass der kollabierende Kern einen stabilen Zustand als zerquetschte Kugel erreichen kann, die hauptsächlich aus Neutronen besteht und von Astronomen als Neutronenstern bezeichnet wird. Wir haben keine genaue Zahl (eine „Chandrasekhar-Grenze“) für die maximale Masse eines Neutronensterns, aber Berechnungen sagen uns, dass die obere Massengrenze eines Körpers aus Neutronen nur etwa 3 MSun betragen könnte. Wenn also die Masse des Kerns größer wäre, könnte selbst die Neutronendegeneration den weiteren Zusammenbruch des Kerns nicht verhindern. Der sterbende Stern muss als etwas noch extrem Komprimiertes enden, von dem bis vor kurzem angenommen wurde, dass es sich nur um einen möglichen Objekttyp handelt — den Zustand der endgültigen Verdichtung, der als Schwarzes Loch bekannt ist (was das Thema unseres nächsten Kapitels ist). Dies liegt daran, dass angenommen wurde, dass keine Kraft existiert, die einen Kollaps jenseits des Neutronensternstadiums stoppen könnte.

Kollaps und Explosion

Wenn der Kollaps des Kerns eines massereichen Sterns durch degenerierte Neutronen gestoppt wird, wird der Kern vor weiterer Zerstörung bewahrt, aber es stellt sich heraus, dass der Rest des Sterns buchstäblich auseinandergeblasen wird. Hier ist, wie es passiert.

Der Kollaps, der stattfindet, wenn Elektronen in die Kerne absorbiert werden, ist sehr schnell. In weniger als einer Sekunde kollabiert ein Kern mit einer Masse von etwa 1 MSun, der ursprünglich ungefähr die Größe der Erde hatte, auf einen Durchmesser von weniger als 20 Kilometern. Die Geschwindigkeit, mit der Material nach innen fällt, erreicht ein Viertel der Lichtgeschwindigkeit. Der Kollaps stoppt nur, wenn die Dichte des Kerns die Dichte eines Atomkerns übersteigt (was die dichteste Form von Materie ist, die wir kennen). Ein typischer Neutronenstern ist so komprimiert, dass wir alle Menschen der Welt in einen einzigen Zuckerwürfel pressen müssten, um seine Dichte zu verdoppeln! Dies würde uns einen Zuckerwürfel (einen Kubikzentimeter) eines Neutronensterns geben.

Der degenerierte Kern des Neutrons widersteht einer weiteren Kompression stark und stoppt abrupt den Kollaps. Der Schock des plötzlichen Rucks löst eine Schockwelle aus, die sich nach außen auszubreiten beginnt. Dieser Schock allein reicht jedoch nicht aus, um eine Sternenexplosion auszulösen. Die von der ausströmenden Materie erzeugte Energie wird von Atomkernen in den dichten, darüber liegenden Gasschichten schnell absorbiert und zerlegt die Kerne in einzelne Neutronen und Protonen.Unser Verständnis von Kernprozessen zeigt (wie oben erwähnt), dass jedes Mal, wenn ein Elektron und ein Proton im Kern des Sterns zu einem Neutron verschmelzen, die Fusion ein Neutrino freisetzt. Diese gespenstischen subatomaren Teilchen, die in die Sonne eingebracht wurden: Ein Kernkraftwerk, tragen einen Teil der Kernenergie weg. Es ist ihre Anwesenheit, die die letzte katastrophale Explosion des Sterns auslöst. Die Gesamtenergie der Neutrinos ist enorm. In der ersten Sekunde der Sternexplosion ist die von den Neutrinos getragene Leistung (1046 Watt) größer als die Leistung aller Sterne in über einer Milliarde Galaxien.Während Neutrinos normalerweise nicht sehr viel mit gewöhnlicher Materie interagieren (wir haben sie früher beschuldigt, geradezu unsozial zu sein), ist Materie in der Nähe des Zentrums eines kollabierenden Sterns so dicht, dass die Neutrinos bis zu einem gewissen Grad mit ihm interagieren. Sie lagern einen Teil dieser Energie in den Schichten des Sterns direkt außerhalb des Kerns ab. Dieser gewaltige, plötzliche Energieeintrag kehrt die Unfehlbarkeit dieser Schichten um und treibt sie explosionsartig nach außen. Der größte Teil der Masse des Sterns (abgesehen von der Masse, die in den Neutronenstern im Kern gelangt ist) wird dann nach außen in den Weltraum ausgestoßen. Wie wir bereits gesehen haben, erfordert eine solche Explosion einen Stern von mindestens 8 MSun, und der Neutronenstern kann eine Masse von höchstens 3 MSun haben. Folglich wird bei jedem solchen explosiven Ereignis mindestens die fünffache Masse unserer Sonne in den Weltraum geschleudert!

Die resultierende Explosion wird als Supernova bezeichnet (Abbildung 2). Wenn diese Explosionen in der Nähe stattfinden, können sie zu den spektakulärsten Himmelsereignissen gehören, wie wir im nächsten Abschnitt besprechen werden. (Tatsächlich gibt es mindestens zwei verschiedene Arten von Supernova-Explosionen: Die Art, die wir beschrieben haben, nämlich den Zusammenbruch eines massereichen Sterns, wird aus historischen Gründen als Typ-II-Supernova bezeichnet. Wir werden später in diesem Kapitel beschreiben, wie sich die Typen unterscheiden).

Abbildung 2: Fünf Supernova-Explosionen in anderen Galaxien. Die Pfeile in der oberen Bildreihe zeigen auf die Supernovae. Die untere Reihe zeigt die Wirtsgalaxien vor oder nach der Explosion der Sterne. Jede dieser Supernovae explodierte vor 3,5 bis 10 Milliarden Jahren. Beachten Sie, dass die Supernovae, wenn sie zum ersten Mal explodieren, so hell sein können wie eine ganze Galaxie. (credit: modification of work by NASA, ESA, and A. Riess (STScI))

Tabelle 1 fasst die bisherige Diskussion darüber zusammen, was mit Sternen und substellaren Objekten unterschiedlicher Anfangsmassen am Ende ihres Lebens passiert. Wie so vieles von unserem wissenschaftlichen Verständnis stellt diese Liste einen Fortschrittsbericht dar: Es ist das Beste, was wir mit unseren gegenwärtigen Modellen und Beobachtungen tun können. Die Massengrenzen, die verschiedenen Ergebnissen entsprechen, können sich mit der Verbesserung der Modelle etwas ändern. Es gibt viel, was wir noch nicht über die Details verstehen, was passiert, wenn Sterne sterben.

Die Supernova gibt und die Supernova nimmt ab

Nach der Supernova-Explosion geht das Leben eines massereichen Sterns zu Ende. Aber der Tod jedes massereichen Sterns ist ein wichtiges Ereignis in der Geschichte seiner Galaxie. Die Elemente, die während des Lebens des Sterns durch Fusion entstanden sind, werden nun durch die Explosion in den Weltraum „recycelt“ und stehen zur Verfügung, um das Gas und den Staub anzureichern, die neue Sterne und Planeten bilden. Da diese schweren Elemente, die von Supernovae ausgestoßen werden, für die Bildung von Planeten und den Ursprung des Lebens entscheidend sind, kann man mit Recht sagen, dass ohne Massenverlust durch Supernovae und planetarische Nebel weder die Autoren noch die Leser dieses Buches existieren würden.

Aber die Supernova-Explosion hat noch einen kreativen Beitrag zu leisten, auf den wir in Stars from Adolescence to Old Age angespielt haben, als wir fragten, woher die Atome in Ihrem Schmuck stammen. Die Supernova-Explosion erzeugt eine Flut von energiereichen Neutronen, die durch das expandierende Material strömen. Diese Neutronen können von Eisen und anderen Kernen absorbiert werden, wo sie sich in Protonen verwandeln können. So bauen sie Elemente auf, die massiver sind als Eisen, einschließlich terrestrischer Favoriten wie Gold und Silber. Dies ist der einzige Ort, an dem schwerere Atome wie Blei oder Uran hergestellt werden können. Wenn Sie das nächste Mal Goldschmuck tragen (oder Ihrem Schatz etwas geben), denken Sie daran, dass diese Goldatome einst Teil eines explodierenden Sterns waren!

Wenn Supernovae explodieren, werden diese Elemente (sowie diejenigen, die der Stern in stabileren Zeiten gemacht hat) in das vorhandene Gas zwischen den Sternen ausgestoßen und mit ihm vermischt. Daher spielen Supernovae eine entscheidende Rolle bei der Anreicherung ihrer Galaxie mit schwereren Elementen, wodurch unter anderem die chemischen Elemente, aus denen erdähnliche Planeten und die Bausteine des Lebens bestehen, im Laufe der Zeit häufiger werden (Abbildung 3).

Abbildung 3: Kepler Supernova Remant. Dieses Bild zeigt die sich ausdehnenden Überreste einer Supernova-Explosion, die vor etwa 400 Jahren erstmals von Himmelsbeobachtern, darunter dem berühmten Astronomen Johannes Kepler, gesehen wurde. Die blasenförmige Hülle aus Gas und Staub ist jetzt 14 Lichtjahre breit und dehnt sich mit 2.000 Kilometern pro Sekunde (4 Millionen Meilen pro Stunde) aus. Der Rest emittiert Energie bei Wellenlängen von Röntgenstrahlen (blau und grün dargestellt) über sichtbares Licht (gelb) bis ins Infrarote (rot). Die expandierende Schale ist reich an Eisen, das in dem explodierten Stern produziert wurde. Das Hauptbild kombiniert die einzelnen einfarbigen Bilder, die unten zu sehen sind, zu einem Bild mit mehreren Wellenlängen. (credit: modification of work by NASA, ESA, R. Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University))

Es wird auch angenommen, dass Supernovae die Quelle vieler der hochenergetischen kosmischen Strahlenteilchen sind, die in der Kosmischen Strahlung diskutiert werden. Gefangen vom Magnetfeld der Galaxie zirkulieren die Teilchen explodierter Sterne weiterhin um die riesige Spirale der Milchstraße. Wissenschaftler spekulieren, dass kosmische Hochgeschwindigkeitsstrahlen, die über Milliarden von Jahren auf das genetische Material von Erdorganismen treffen, zu den stetigen Mutationen — subtilen Veränderungen im genetischen Code — beigetragen haben könnten, die die Entwicklung des Lebens auf unserem Planeten vorantreiben. In all den erwähnten Weisen haben Supernovae eine Rolle bei der Entwicklung neuer Generationen von Sternen, Planeten und Leben gespielt.

Aber Supernovae haben auch eine dunkle Seite. Angenommen, eine Lebensform hat das Pech, sich um einen Stern zu entwickeln, der zufällig in der Nähe eines massereichen Sterns liegt, der dazu bestimmt ist, eine Supernova zu werden. Solche Lebensformen könnten ausgelöscht werden, wenn die harte Strahlung und die hochenergetischen Teilchen der Explosion des Nachbarsterns ihre Welt erreichen. Wenn, wie einige Astronomen spekulieren, sich Leben auf vielen Planeten um langlebige Sterne (mit geringerer Masse) entwickeln kann, dann ist die Eignung des eigenen Sterns und Planeten dieses Lebens möglicherweise nicht alles, was für seine langfristige Entwicklung und sein Überleben von Bedeutung ist. Das Leben könnte sich um eine Reihe von angenehm stabilen Sternen gebildet haben, nur um ausgelöscht zu werden, weil ein massereicher Stern in der Nähe plötzlich zur Supernova wurde. So wie Kinder, die in einem Kriegsgebiet geboren wurden, ungerechte Opfer ihrer gewalttätigen Nachbarschaft werden können, kann ein Leben in der Nähe eines Sterns, der zur Supernova wird, dazu führen, dass sie zur falschen Zeit am falschen Ort geboren wurden.

Wie groß ist der Sicherheitsabstand zu einer Supernova-Explosion? Viel hängt von der Gewalt der jeweiligen Explosion ab, um welche Art von Supernova es sich handelt (siehe Die Entwicklung von Doppelsternsystemen) und welchen Grad an Zerstörung wir bereit sind zu akzeptieren. Berechnungen deuten darauf hin, dass eine Supernova, die weniger als 50 Lichtjahre von uns entfernt ist, sicherlich alles Leben auf der Erde beenden würde und dass selbst eine 100 Lichtjahre entfernte Supernova drastische Konsequenzen für die Strahlungswerte hier hätte. Ein geringfügiges Aussterben von Meerestieren vor etwa 2 Millionen Jahren auf der Erde könnte tatsächlich durch eine Supernova in einer Entfernung von etwa 120 Lichtjahren verursacht worden sein.Die gute Nachricht ist, dass es derzeit keine massereichen Sterne gibt, die versprechen, innerhalb von 50 Lichtjahren um die Sonne zu Supernovae zu werden. (Dies liegt zum Teil daran, dass die Arten von massereichen Sternen, die zu Supernovae werden, insgesamt ziemlich selten sind.) Der massereiche Stern, der uns am nächsten liegt, Spica (im Sternbild Jungfrau), ist etwa 260 Lichtjahre entfernt, wahrscheinlich eine sichere Entfernung, selbst wenn er in naher Zukunft als Supernova explodieren würde.

Glossar

Neutronenstern: ein kompaktes Objekt von extrem hoher Dichte, das fast ausschließlich aus Neutronen besteht

Supernova Typ II: eine Sternexplosion, die am Endpunkt der Evolution von Sternen erzeugt wird, deren Masse ungefähr das 10–fache der Sonnenmasse überschreitet