Supernova im Sternbild Kassiopeia. Das umgebende Material und die fortgesetzte Emission von EM-Strahlung spielen beide eine Rolle bei der fortgesetzten Beleuchtung des Überrests. NASA, ESA und die Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Danksagung: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) und James Long (ESA/Hubble)
Erschafft man einen Stern, der massiv genug ist, wird er nicht wie unsere Sonne mit einem Wimmern erlöschen, indem er Milliarden und Abermilliarden Jahre lang gleichmäßig brennt, bevor er zu einem Weißen Zwerg schrumpft. Stattdessen wird sein Kern kollabieren, was zu einer unkontrollierten Fusionsreaktion führt, die die äußeren Teile des Sterns in einer Supernovaexplosion auseinandersprengt, während das Innere entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch kollabiert. Zumindest ist das die gängige Meinung. Aber wenn Ihr Stern massiv genug ist, kommt es vielleicht gar nicht zu einer Supernova. Eine andere Möglichkeit ist der direkte Kollaps, bei dem der gesamte Stern einfach verschwindet und ein schwarzes Loch bildet. Eine weitere Möglichkeit ist eine so genannte Hypernova, die weitaus energiereicher und leuchtender ist als eine Supernova und keinerlei Kernreste hinterlässt. Wie werden die massivsten Sterne ihr Leben beenden? Hier ist, was die Wissenschaft bisher zu sagen hat.
sichtbar in Röntgenstrahlen, Radio- und Infrarotwellenlängen. Es braucht einen Stern, der mindestens 8-10 Mal so massiv ist wie die Sonne, um zur Supernova zu werden und die schweren Elemente zu erzeugen, die das Universum braucht, um einen Planeten wie die Erde zu haben. Röntgenstrahlen: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Infrarot: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Jeder Stern verschmilzt bei seiner Geburt in seinem Kern Wasserstoff zu Helium. Sonnenähnliche Sterne, Rote Zwerge, die nur wenige Male größer als der Jupiter sind, und supermassive Sterne, die zehn- oder hundertmal so massiv sind wie unser Stern, durchlaufen alle diese erste Stufe der Kernreaktion. Je massereicher ein Stern ist, desto heißer wird sein Kern, und desto schneller verbrennt er seinen Kernbrennstoff. Wenn der Kern eines Sterns keinen Wasserstoff mehr hat, der fusioniert werden kann, zieht er sich zusammen und heizt sich auf, wo er – wenn er heiß und dicht genug ist – mit der Fusion von noch schwereren Elementen beginnen kann. Sonnenähnliche Sterne werden nach Abschluss des Wasserstoffbrennens heiß genug, um Helium zu Kohlenstoff zu fusionieren, aber das ist das Ende der Fahnenstange bei der Sonne. Man braucht einen Stern, der etwa achtmal (oder mehr) so massiv ist wie unsere Sonne, um zur nächsten Stufe überzugehen: der Kohlenstofffusion.
Der Stern, der den Nebel umgibt, ist einer von Tausenden von Sternen in der Milchstraße, die die nächste Supernova in unserer Galaxie sein könnten. Er ist auch viel, viel größer und massereicher, als er in einem Universum, das nur aus Wasserstoff und Helium besteht, entstehen könnte, und befindet sich möglicherweise bereits in der Kohlenstoffverbrennungsphase seines Lebens. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Wenn Ihr Stern jedoch so massiv ist, ist er für ein wahres kosmisches Feuerwerk bestimmt. Im Gegensatz zu den sonnenähnlichen Sternen, die ihre äußeren Schichten in einem planetarischen Nebel sanft abblasen und zu einem (kohlenstoff- und sauerstoffreichen) Weißen Zwerg schrumpfen, oder zu den Roten Zwergen, die nie die Heliumverbrennung erreichen und einfach zu einem (heliumhaltigen) Weißen Zwerg schrumpfen, sind die massereichsten Sterne für ein kataklysmisches Ereignis bestimmt. In den meisten Fällen, vor allem am Ende des Spektrums mit geringerer Masse (~20 Sonnenmassen und darunter), steigt die Kerntemperatur weiter an, wenn die Fusion zu schwereren Elementen übergeht: von Kohlenstoff zu Sauerstoff und/oder Neon und dann weiter oben im Periodensystem zu Magnesium, Silizium und Schwefel, was schließlich in einem Kern aus Eisen, Kobalt und Nickel gipfelt. Da die Verschmelzung dieser Elemente mehr Energie kosten würde, als man gewinnt, implodiert der Kern und man erhält eine Kernkollaps-Supernova.
Leben, das in einer Supernova vom Typ II gipfelt. Nicole Rager Fuller für die NSF
Es ist ein brillantes, spektakuläres Ende für viele der massereichen Sterne in unserem Universum. Von allen Sternen, die in diesem Universum entstehen, sind weniger als 1 % massiv genug, um dieses Schicksal zu erleiden. Mit zunehmender Masse wird es immer seltener, einen so großen Stern zu haben. Etwa 80 % der Sterne im Universum sind Rote Zwerge: nur 40 % der Masse der Sonne oder weniger. Die Sonne selbst ist massereicher als etwa 95 % der Sterne im Universum. Der Nachthimmel ist voll von außergewöhnlich hellen Sternen, die für das menschliche Auge am leichtesten zu sehen sind. Jenseits der Untergrenze für Supernovae gibt es jedoch Sterne, die viele Dutzend oder sogar Hunderte Male so schwer sind wie unsere Sonne. Sie sind selten, aber kosmisch gesehen sind sie extrem wichtig. Der Grund dafür ist, dass Supernovae nicht die einzige Möglichkeit sind, wie diese massereichen Sterne leben oder sterben können.
Supernova-Überrest, der vor Tausenden von Jahren entstand. Wenn sich ferne Supernovae in staubigeren Umgebungen befinden als ihre heutigen Gegenstücke, könnte dies eine Korrektur unseres derzeitigen Verständnisses der dunklen Energie erfordern. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN und NOAO/AURA/NSF
Zunächst einmal haben viele massereiche Sterne Ausströmungen und Auswürfe. Im Laufe der Zeit, wenn sie sich entweder dem Ende ihres Lebens oder dem Ende eines bestimmten Fusionsstadiums nähern, zieht sich der Kern kurzzeitig zusammen, was wiederum zu einer Erwärmung des Kerns führt. Wenn der Kern heißer wird, erhöht sich die Rate aller Arten von Kernfusion, was zu einem raschen Anstieg der im Kern eines Sterns erzeugten Energie führt. Dieser Energieanstieg kann große Mengen an Masse wegblasen, was zu einem Ereignis führt, das als Supernova-Imitator bekannt ist: heller als jeder normale Stern, wobei bis zu zehn Sonnenmassen an Material verloren gehen. Der Stern Eta Carinae (unten) wurde im 19. Jahrhundert zum Supernova-Imitator, aber in dem von ihm geschaffenen Nebel brennt er noch immer vor sich hin und wartet auf sein endgültiges Schicksal.
löste eine gigantische Eruption aus, bei der Eta Carinae Material im Wert von mehreren Sonnen in das interstellare Medium schleuderte. Solche massereichen Sterne in metallreichen Galaxien wie der unseren stoßen große Mengen an Masse aus, was bei Sternen in kleineren Galaxien mit geringerer Metallizität nicht der Fall ist. Nathan Smith (University of California, Berkeley) und NASA
Was also wird das endgültige Schicksal eines Sterns sein, der mehr als 20 Mal so massiv ist wie unsere Sonne? Nun, es gibt drei Möglichkeiten, und wir sind uns nicht ganz sicher, welche Bedingungen für die einzelnen Möglichkeiten gelten. Eine davon ist eine Supernova, die wir bereits besprochen haben. Jeder ultramassereiche Stern, der genug von dem „Zeug“ verliert, aus dem er besteht, kann leicht zur Supernova werden, wenn die Gesamtstruktur des Sterns plötzlich in den richtigen Massenbereich fällt. Aber es gibt noch zwei weitere Massenbereiche – und auch hier sind wir uns über die genauen Zahlen nicht im Klaren -, die zwei weitere Ergebnisse ermöglichen. Beide müssen existieren; sie wurden bereits beobachtet.
Ein massereicher Stern, etwa 25-mal so schwer wie die Sonne, der ohne Supernova oder andere Erklärung aus dem Leben geschwunden ist. Ein direkter Kollaps ist der einzige vernünftige Erklärungsansatz. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Direkt kollabierende schwarze Löcher. Wenn ein Stern zur Supernova wird, implodiert sein Kern und kann je nach Masse entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch werden. Erst letztes Jahr haben Astronomen zum ersten Mal beobachtet, wie ein Stern mit 25 Sonnenmassen einfach verschwindet. Sterne verschwinden nicht einfach ohne Vorzeichen, aber es gibt eine physikalische Erklärung für das, was passiert sein könnte: Der Kern des Sterns erzeugt nicht mehr genügend Strahlungsdruck nach außen, um die Anziehungskraft nach innen auszugleichen. Wenn die zentrale Region dicht genug ist, d. h. wenn genügend Masse in einem ausreichend kleinen Volumen zusammengepresst wird, bildet sich ein Ereignishorizont und ein Schwarzes Loch entsteht. Und wenn man ein schwarzes Loch erzeugt, kann alles andere hineingezogen werden.
hervorgehoben durch massive, kurzlebige, helle blaue Sterne. Innerhalb von nur etwa 10 Millionen Jahren werden die meisten der massereichsten Sterne in einer Supernova vom Typ II explodieren… oder sie können einfach direkt kollabieren. ESO/VST-Untersuchung
Der direkte Kollaps wurde für sehr massereiche Sterne jenseits von vielleicht 200-250 Sonnenmassen vermutet. Doch das kürzliche Verschwinden eines solchen massearmen Sterns hat all dies in Frage gestellt. Vielleicht verstehen wir das Innere von Sternenkernen nicht so gut, wie wir glauben, und vielleicht gibt es mehrere Möglichkeiten, wie ein Stern einfach vollständig implodieren und aus dem Leben scheiden kann, ohne eine nennenswerte Menge an Materie abzustoßen. Wenn dies der Fall ist, könnte die Bildung von Schwarzen Löchern durch direkten Kollaps weitaus häufiger vorkommen, als wir bisher angenommen haben, und es könnte ein sehr eleganter Weg für das Universum sein, seine supermassiven Schwarzen Löcher aus extrem frühen Zeiten aufzubauen. Aber es gibt noch ein anderes Ergebnis, das in die völlig entgegengesetzte Richtung geht: eine Lichtshow, die weitaus spektakulärer ist, als es eine Supernova sein kann.
Das ganze Ding könnte auseinanderfliegen und überhaupt keinen Überrest hinterlassen! NASA / Skyworks Digital
Hypernova-Explosionen. Diese auch als superluminöse Supernova bezeichneten Ereignisse sind viel heller und zeigen ganz andere Lichtkurven (das Muster des Aufleuchtens und Abklingens) als andere Supernovae. Die wichtigste Erklärung für diese Ereignisse ist der so genannte Mechanismus der Paarinstabilität. Wenn eine große Masse – etwas, das Hunderttausende bis viele Millionen Mal so groß ist wie unser gesamter Planet – in einem kleinen Volumen kollabiert, gibt sie eine enorme Energiemenge ab. Theoretisch könnte ein Stern, der so massiv ist, dass er mehr als 100-mal so massiv ist wie die Sonne, so viel Energie abgeben, dass sich die einzelnen Photonen in Elektronen- und Positronenpaare aufspalten könnten. Elektronen kennen Sie, aber Positronen sind die Antimaterie-Gegenstücke der Elektronen, und sie sind etwas ganz Besonderes.
Ein Prozess, von dem Astronomen glauben, dass er das als SN 2006gy bekannte Hypernova-Ereignis auslöste. Wenn hochenergetische Photonen erzeugt werden, erzeugen sie Elektron/Positron-Paare, die einen Druckabfall und eine Durchgangsreaktion verursachen, die den Stern zerstört. NASA/CXC/M. Weiss
Wenn Positronen in großer Menge vorhanden sind, kollidieren sie unweigerlich mit vorhandenen Elektronen. Dieser Zusammenstoß führt zur Annihilation beider, wobei zwei Gammastrahlenphotonen mit einer sehr spezifischen, hohen Energie entstehen. Wenn die Produktionsrate der Positronen (und damit der Gammastrahlen) niedrig genug ist, bleibt der Kern des Sterns stabil. Wenn die Gammastrahlenproduktion jedoch schnell genug ist, heizen all diese überschüssigen 511 keV-Photonen den Kern auf. Mit anderen Worten: Wenn man anfängt, diese Elektron-Positron-Paare mit einer bestimmten Rate zu produzieren, aber der Kern kollabiert, produziert man sie immer schneller… und heizt den Kern weiter auf! Und das kann man nicht unbegrenzt tun; es führt schließlich zur spektakulärsten Supernova-Explosion von allen: einer Paar-Instabilitäts-Supernova, bei der der gesamte Stern mit mehr als 100 Sonnenmassen auseinandergesprengt wird!
Das bedeutet, dass es vier mögliche Ergebnisse gibt, die von einem supermassereichen Stern ausgehen können:
- ein Neutronenstern und das Gas aus einem Supernovaüberrest, aus einer massearmen Supernova,
- ein Schwarzes Loch und das Gas aus einem Supernovaüberrest, aus einer massereicheren Supernova,
- ein sehr massereiches Schwarzes Loch ohne Überrest, aus dem direkten Kollaps eines massereichen Sterns,
- oder das Gas aus einem Überrest allein, aus einer Hypernovaexplosion.
Massiver Stern im Endstadium der Siliziumverbrennung vor einer Supernova. Ein Chandra-Bild (rechts) des Supernova-Überrests Cassiopeia A zeigt heute Elemente wie Eisen (blau), Schwefel (grün) und Magnesium (rot). Aber das war vielleicht nicht unvermeidlich. NASA/CXC/M.Weiss; Röntgenbild: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Wenn wir einen sehr massereichen Stern sehen, ist es verlockend anzunehmen, dass er zur Supernova wird und ein schwarzes Loch oder ein Neutronenstern übrig bleibt. In Wirklichkeit gibt es jedoch zwei weitere mögliche Ergebnisse, die beobachtet wurden und im kosmischen Maßstab recht häufig vorkommen. Die Wissenschaftler arbeiten noch daran, zu verstehen, wann und unter welchen Bedingungen jedes dieser Ereignisse eintritt, aber sie kommen alle vor. Wenn Sie das nächste Mal einen Stern betrachten, der ein Vielfaches der Größe und Masse unserer Sonne hat, denken Sie nicht gleich an eine Supernova. In diesen Objekten steckt noch eine Menge Leben, und es gibt auch viele Möglichkeiten für ihr Ende. Wir wissen, dass unser sichtbares Universum mit einem Knall begann. Bei den massereichsten Sternen sind wir uns immer noch nicht sicher, ob sie mit dem ultimativen Knall enden, indem sie sich selbst vollständig zerstören, oder mit dem ultimativen Wimmern, indem sie vollständig in einen gravitativen Abgrund des Nichts kollabieren.
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