4.5. Supernova und Supernovaüberreste

Viele Sterne verbringen ihr Sternleben nicht in Einsamkeit, sondern mit einem »Geschwisterstern« zusammen in einem Doppelsternsystem. Innerhalb eines solchen Systems kann es immer wieder zum Austausch von Materie zwischen den Sternen kommen. Dabei wird Gas spiralförmig vom etwas massereicheren Begleitstern auf den etwas masseärmeren übertragen. Wenn beide Sterne massearm sind und der massereichere von ihnen alle seine Entwicklungsstadien durchlaufen hat, wird er zu einem Weißen Zwerg. Dadurch wird der vormals masseärmere Begleiter zum massereicheren Objekt und kann nun Material an den Weißen Zwerg abgeben. Abbildung 4.5 illustriert diese Vorgänge.

Abb. 4.5: Die beiden verschiedenen Mechanismen, die zur Explosion eines Sterns bzw. eines Weißen Zwerges führen. Links: Das Entstehen einer Supernova vom Typ Ia durch das Explodieren eines Weißen Zwerges nach einem Massentransfer. Rechts: Eine Supernova vom Typ II entsteht am Ende des Lebens eines massereichen Sterns, dessen Kern kollabiert und so die Explosion auslöst.

Wenn ein solcher Weißer Zwerg etwas zusätzliche Materie von seinem Begleiter erhält, steigt dementsprechend seine Masse an. Übersteigt die Masse die sogenannte Chandraskhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen, kann der Druck der entarteten Elektronen der Gravitationskraft nicht mehr ausreichend entgegenwirken. Der Stern beginnt zu kontrahieren. Mit der ansteigenden Dichte im Zentrum bleibt die Temperatur des Weißen Zwerges aber konstant, da der Druck des entarteten Gases temperaturunabhängig ist. Die hohe Dichte führt schließlich zu einer erneuten heftigen Kernfusion: einem Kohlenstoffbrennen. Diese Kernfusion erzeugt Energie und heizt den Stern auf. Da Temperatur und Druck in einem Weißen Zwerg jedoch unabhängig voneinander sind, steigt der Druck nicht weiter an. Das Sterninnere wird nicht durch Expansion gekühlt, sondern heizt sich immer weiter auf, so dass die Kernreaktionen immer schneller ablaufen. Dies führt zu einer unkontrollierbaren Kette von Fusionsreaktionen, in denen Elemente bis hin zu Eisen und Nickel synthetisiert werden.

Diese Fusionen laufen so rasant ab, dass der Weiße Zwerg keine Chance auf Überleben hat. Er explodiert als sogenannte Typ-Ia-Supernova. In diesem gigantischen Ereignis wird der Weiße Zwerg komplett zerrissen, und die neu synthetisierten Elemente wie Sauerstoff und Eisen werden in das interstellare Medium gesprüht. Da explodierende Weiße Zwerge aufgrund der geringen Masse ihrer Vorgängersterne überall in großer Zahl vorhanden sind, sind sie heutzutage die Hauptproduzenten von Eisen im Universum.

Ein ähnliches Schicksal widerfährt einem Doppelsternsystem, in dem zwei Weiße Zwerge aufeinanderprallen und somit für kurze Zeit zu einem doppelt so schweren Objekt werden. Auch hier wird die Chandrasekhar-Grenze überschritten, was letztendlich zur Explosion des Doppel-Objekts führt.

Das Lebensende eines massereichen Sterns von 8 oder mehr Sonnenmassen gehört ebenfalls zu den spektakulärsten Ereignissen, die es im Kosmos gibt. Ein massereicher Stern enthält am Ende der vielen nuklearen Brennphasen einen Kern aus Eisen und Nickel in seinem Inneren, aus dem sich keine Energie mehr gewinnen lässt. Die Phasen der Explosion sind schematisch in Abbildung 4.5 dargestellt.

Zu diesem Zeitpunkt ist es im Sternzentrum wegen der vorangegangenen Brennphasen schon extrem heiß. Denn das Siliziumbrennen, die letzte Brennphase, hat bei mehr als einer Milliarde Grad im Zentrum stattgefunden. Dies ist so heiß, dass nun die sogenannte Photodisintegration einsetzt. Bei diesem Prozess werden die im Zentrum erzeugten Eisenatome mit Photonen beschossen und so in kürzester Zeit wieder in Protonen und Neutronen aufgebrochen. Die Milliarden Jahre währende Eisen-Nukleosynthese wird dadurch schlagartig rückgängig gemacht. Da bei der Fusion von Elementen Energie gewonnen wird, wird nun umgekehrt Energie für die Photodisintegration benötigt. Dieser Energieentzug führt zu einem Druckverlust, was den Kern zum Kollabieren bringt.

Gegen Ende der Brennphasen besitzt der Stern schon einen Kern, der durch den Druck von entartetem Elektronengas im Gleichgewicht gehalten wird. Die neuen, durch die Photodisintegration freigesetzten Protonen können dann von den vielen entarteten Elektronen eingefangen und in Neutronen und Neutrinos verwandelt werden. Aus jedem Protonen-Elektronen-Paar entsteht so ein Neutronen-Neutrino-Paar. Dies bedeutet eine enorme Neutrinoproduktion. Der damit verbundene Energieverlust ist für die nachfolgende Explosion des Sterns von zentraler Bedeutung.

Aber bevor die Rolle der Neutrinos weiter betrachtet wird, müssen die Vorgänge im Kern erläutert werden. Die nun fehlenden Elektronen sorgen für einen Druckverlust im Zentrum, was den Kern immer weiter kollabieren lässt. Der Kollaps geht mit ungeheurer Geschwindigkeit vor sich: mit etwa 70 000 km/s in den äußeren Teilen des Kerns. Zum Vergleich: Das Volumen der Erde würde unter solchen Bedingungen innerhalb von nur einer Sekunde in eine Kugel mit einem Radius von 50 km gepresst werden.

Die Vorgänge im Kern laufen so schnell ab, dass die äußeren Schichten des Sterns von den Veränderungen noch überhaupt nichts bemerken. Währenddessen erreicht der innere Teil des Kerns durch den rapiden Kollaps schnell eine ungeheuere Dichte von 10¹⁷ g/cm³. Bei dieser Dichte ist die Kernmateriedichte erreicht, d.h., sie ist vergleichbar mit der von Atomkernen. Das kollabierende Zentrum ist zu einem Neutronenstern geworden, der aus den zusammengepressten, nun entarteten Neutronen aus der Photodisintegration besteht. Neutronensterne sind extrem kompakt, haben eine Masse von ein bis zwei Sonnenmassen und einen typischen Durchmesser von 10 bis 20 km. Die Sonne hat dagegen einen Durchmesser von ungefähr 1 400 000 km. Ein Kubikzentimeter eines Neutronensterns, also ungefähr das Volumen eines Stückchen Würfelzuckers von 2 Gramm, wiegt im Vergleich dazu über 10 Millionen Tonnen.

Der Neutronenstern im Zentrum des zusammenbrechenden Sterns kann nicht weiter verdichtet werden. Der entartete Kern stoppt den weiteren Kollaps, in dem das einstürzende Material am »harten« Kern mit aller Wucht abprallt und wieder nach außen geschleudert wird. Die so entstehende, nach außen laufende Schockwelle durchläuft die äußeren Teile des immer noch kollabierenden Sterninneren, was dort zu einer weiteren Aufheizung der Materie und weiterer Photodisintegration führt. Die neue Produktion von Neutronen verursacht einen starken Neutronenfluss, durch den innerhalb von Sekunden viele weitere Elemente gebildet werden. Sie sind schwerer als Eisen und werden Neutroneneinfangelemente genannt. Ihre Rolle wird in Kapitel 5 im Detail geschildert. Die Aufheizung benötigt aber wiederum Energie, die jetzt der Schockwelle entzogen wird. Dadurch verlangsamt sich die Schockwelle und kommt fast zum Stillstand.

Allerdings hat sich in der Zwischenzeit eine riesige Ansammlung von Neutrinos hinter der Schockwelle gebildet. Diese der Schockwelle hinterherlaufende Neutrinowelle injiziert dementsprechend neue Energie von hinten in die zum Stillstand gekommene Schockwelle. Es ist dieser Anstoß durch die Neutrinos, der letztlich zu der Explosion und zum Auseinanderreißen des Sterns führt. Nur so kann die Schockwelle ihren Lauf wiederaufnehmen, um kurz darauf aus dem Kern in die äußere Sternhülle hinein und durch den gesamten Stern hindurchzurasen. Dieser Prozess zerreißt den Stern, wobei die Schockwelle die äußeren Sternschichten zusammen mit den synthetisierten Elementen der verschiedenen Brennphasen vor sich herschiebt. Wenn die Schockwelle das interstellare Medium erreicht hat, werden diese neu synthetisierten Elemente gleichzeitig ins All geschleudert. In dieser Phase können die Neutrinos den auseinandergetriebenen Stern noch vor den Photonen verlassen. Die Explosion eines Sterns mit 20 Sonnenmassen besitzt dann eine Neutrino-Leuchtkraft, die 10 Millionen Mal höher ist als seine spätere maximale Photonen-Leuchtkraft. Diese Art von Supernova, also der Kollaps des Eisenkerns eines massereichen Sterns, die Bildung einer Schockwelle und das darauf folgende Auseinanderreißen der Sternhülle, wird als Typ-II-Supernova bezeichnet.

Erst nach einer Ausdehnung der Schockwelle auf etwa 15 Milliarden km wird das Gas dünn genug, so dass die darin enthaltenen Photonen entfliehen können. Genau dann können wir ein solches Ereignis als eine Supernova beobachten. Während ihres Ausbruchs leuchtet eine Supernova für einige Tage milliardenfach heller als die Sonne. Dies ist so hell wie die gesamte Galaxie, in der sich die Supernova befindet. Für einige Zeit werden diese Energieausbrüche somit zu den hellsten Erscheinungen des beobachtbaren Universums, so dass Supernovae in anderen, weit entfernten Galaxien beobachtet werden können. Die weggeschleuderten Gasschichten bilden später einen sogenannten Supernovaüberrest, der noch einige 10 000 Jahre weiter vor sich hinglimmt und Radiowellen aussendet. Abbildung 4.C im Farbbildteil zeigt als Beispiel den 11 000 Jahre alten Vela-Supernovaüberrest, dessen Gas sich seit der Explosion mit dem interstellaren Gas vermischt.

Abb. 4.C

Egal von welchem Typ, Supernova-Explosionen sind also ungeheure Energieschleudern. Über Wochen hinweg kann man die verglühenden, immer schwächer werdenden Überreste der Explosion mitverfolgen. Das Leuchten wird durch den Zerfall von riesigen Mengen von radioaktivem Nickel (⁵⁶Ni; Halbwertszeit von etwa sechs Tagen) hervorgerufen, welches über Kobalt (⁵⁶Co; Halbwertszeit von 78 Tagen) zu Eisen (⁵⁶Fe) zerfällt. Der zeitliche Verlauf der Helligkeit kann als sogenannte Lichtkurve beobachtet werden, und er spiegelt diese beiden Zerfallsprozesse in der zerrissenen Sternhülle exakt wider.

Abbildung 4.6 zeigt den schematischen Verlauf der Lichtkurven der beiden Supernova-Explosionsmechanismen, also den eines explodierenden Weißen Zwergs (Supernova Typ Ia) und den eines Kern-Kollaps eines Sterns (Supernova Typ II). Die Überreste einer Typ-Ia-Supernova machen sich über längere Zeiten nur durch den radioaktiven Zerfall von Nickel und Kobalt bemerkbar. Dementsprechend fällt die Lichtkurve schneller ab als die der Typ-II-Explosionen. Supernovae vom Typ Ia behalten ihre maximale Helligkeit deswegen nur einige Tage bei. Die sich ausbreitende Schockwelle nach dem Kern-Kollaps führt dazu, dass die Supernova noch länger heller bleibt, da das leuchtende Material bei diesem Vorgang nach außen geschoben wird. Die daraus entstehende Verzögerung der Lichtabschwächung kann in Abbildung 4.6 gesehen werden. Die Kern-Kollaps-Supernovae strahlen somit für mehrere Wochen, bevor auch sie an Helligkeit verlieren.

Abb. 4.6: Schematischer Verlauf der Lichtkurven der beiden Arten von Supernovaexplosionen. Die Helligkeit von Typ-Ia-Supernova fällt innerhalb einiger Tage rasch ab, während die von Typ-II -Supernovae erst über einen längeren Zeitraum von mehreren Wochen dunkler wird.

Je nach Art des Explosionsmechanismus hat die Lichtkurve also eine charakteristische Form, die bei der Identifizierung des Supernovatyps behilflich ist. Diese Tatsache ist auch für die Modellierung von Supernovae wichtig: Denn die Details der vielen verschiedenen derartig komplexen Prozesse, die während einer Supernova ablaufen, können nur mit Hilfe von äußerst ausgeklügelten Computersimulationen nachempfunden werden. Und dennoch ist unser theoretisches Verständnis von diesen Explosionen noch immer begrenzt.

In der Geschichte der letzten 1000 Jahre sind mehrere Supernovaexplosionen in der Milchstraße dokumentiert worden. Im Jahre 1006 gab es die bisher hellste, nur 7000 Lichtjahre entfernte Supernova, die mit bloßem Auge am Himmel sichtbar war. Die Mönche im Kloster St. Gallen haben sie in ihrer Chronik beschrieben. Moderne Beobachtungen haben ergeben, dass es sich bei dieser Supernova um einen explodierten Weißen Zwerg gehandelt haben muss. 1054 erwähnen asiatische Quellen eine sehr helle Supernova, deren Überrest der hübsche Krebs- oder Krabbennebel im Sternbild Stier ist. Abbildung 4.C im Farbbildteil zeigt diesen immer noch leuchtenden Überrest. Heute wissen wir, dass es sich um den Kern-Kollaps eines 6300 Lichtjahre entfernten massereichen Sterns gehandelt haben muss.

Abb. 4.C

500 Jahre später beobachteten der dänische Astronom Tycho Brahe sowie auch andere Astronomen 1572 eine weitere Typ-Ia-Supernova. Nur einige Jahrzehnte später, nämlich 1604, hatte der berühmte Mathematiker und Astronom Johannes Kepler das große Glück, die bisher letzte Supernova in unserer eigenen Galaxie miterleben zu können. Denn alle diese Supernovae haben in vielen Farben leuchtende Überreste hinterlassen, die auch heute noch beobachtet und studiert werden. In unserer Milchstraße kommt es im Mittel also zu ein bis zwei Supernovaexplosionen pro 100 Jahren.

Eine weitere Supernova, die in diesem Zusammenhang erwähnt werden muss, ist die Supernova 1987A. Sie explodierte im Jahr 1987 in der Großen Magellan’schen Wolke, einer der großen, 160 000 Lichtjahre entfernten Satellitengalaxien der Milchstraße. Dieses Ereignis ist nur knapp 25 Jahre her, und ich kann mich sogar noch verschwommen daran erinnern. Von explodierenden Sternen verstand ich damals allerdings noch nichts. Aber die Erwachsenen sprachen darüber, so dass ich daraus schloss, dass etwas Wichtiges geschehen sein musste. Tatsächlich war auch diese Supernova mit bloßem Auge auf der Südhalbkugel sichtbar und die am wenigsten weit entfernte Supernova seit der Typ-II-Explosion im Jahr 1604.

Dank moderner Fernsehübertragung konnte zudem jeder Mensch mit einem Fernseher ein Bild des kleinen exotischen Lichtpunktes in einer anderen Galaxie sehen, dessen Licht die letzten 160 000 Jahre zu uns unterwegs gewesen war. Diese Begebenheit war gleichzeitig eine außerordentliche Möglichkeit für professionelle Astronomen, eine Supernova »direkt vor der Haustür« im Detail untersuchen zu können. Besonders die Hypothese des riesigen, die Schockwelle antreibenden Neutrinostroms konnte in diesem Fall experimentell nachgewiesen werden. Da Neutrinos den explodierenden Stern schneller und somit früher als Photonen verlassen, müssten diese auch früher auf der Erde ankommen. Tatsächlich registrierten riesige Neutrinodetektoren in Japan und den USA genau diese Neutrinos etwa drei Stunden vor den Beobachtungen der eintreffenden Photonen, die als Licht mit Teleskopen beobachtet werden konnten.

Wenn Supernova-Ausbrüche heutzutage in fernen Galaxien entdeckt werden, benötigt es aber meist ein zusätzliches Spektrum, um die Supernova eindeutig klassifizieren zu können. Denn spektroskopische Beobachtungen zeigen signifikante Unterschiede: Spektren von Typ-II-Supernovae zeigen prominente Wasserstofflinien, während die Typ-Ia-Objekte keinen Wasserstoff aufweisen. Dementsprechend ist eine eigene Spektralklassifikation für Supernovaspektren eingeführt worden. Abbildung 4.7 zeigt dieses Schema, an dem auch deutlich wird, dass es noch weitere Untergruppen von Supernovaexplosionen gibt.

Abb. 4.7: Schema für die Klassifizierung von Supernovaspektren. Der Hauptunterschied zwischen einer Supernova vom Typ Ia und einer vom Typ II macht die Existenz von Wasserstofflinien im Spektrum aus. Die Analyse von Kern-Kollaps-Spektren hat ergeben, dass es noch zwei weitere Untergruppen gibt, Typ Ib und Typ Ic, die aber nur relativ selten auftreten.

Aufgrund ihrer enormen Helligkeiten sind beide Supernovatypen nützliche Entfernungsindikatoren, da man sie auch in sehr weit entfernten Galaxien beobachten kann. Dementsprechend sind sie sehr wichtig für diverse kosmologische Studien wie z.B. zur Expansionsgeschichte des Universums. Schließlich verdanken wir den Supernovae vom Typ Ia die erstaunliche Erkenntnis, dass sich das Universum seit ein paar Milliarden Jahren immer schneller ausdehnt. Für dieses wichtige Ergebnis bekamen die amerikanischen und australischen Astronomen Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess 2011 den Nobelpreis für Physik. Für die beschleunigte Expansion wird die sogenannte dunkle Energie verantwortlich gemacht, deren wahre Natur allerdings noch völlig rätselhaft ist.