Supernovae

Vom Ende der Giganten

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16. August 2005 Auch Sterne sind vergänglich. Ihr Leuchten verbraucht Energie, und die beziehen sie durch die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Der Wasserstoff aber ist in der heißen Kernzone, wo die Fusionen stattfinden, irgendwann alle - und zwar um so schneller, je dicker der Stern ist. Hat unsere Sonne nach knapp fünf Milliarden Jahren erst die Hälfte ihres Brennstoffs verbraucht, ist bei dem zwanzigmal schwereren, aber erst elf Millionen Jahre alten Stern Beteigeuze demnächst Schluß. Er wird in einer Typ-II-Supernova enden.

Wie so etwas vonstatten geht, ist noch immer nicht ganz klar. Geht einem Stern der Wasserstoff aus, passiert zunächst immer dasselbe: Sein Kernbereich stürzt zusammen. Bei nicht allzu kleinen Sternen, etwa unserer Sonne, heizt sich die Heliumasche dabei so stark auf, daß sie ihrerseits anfängt, zu Kohlenstoff zu fusionieren oder zu „verbrennen“, wie die Astrophysiker etwas ungenau sagen. Das zögert das Ende noch etwas hinaus, allerdings kommt es nun um die zentrale Heliumkugel herum zusätzlich zum Wasserstoffbrennen, und das ändert die Struktur des Sternes völlig: Seine Wasserstoffhülle bläht sich auf, und ein roter Riese entsteht. Ist diese zweite Brennphase beendet, zieht sich der Kernbereich zu einer langsam auskühlenden Kugel aus Kohlenstoff und Helium zusammen - einem weißen Zwerg. Die dünne Hülle aus unverbranntem Wasserstoff treibt ins All hinaus.

Weitere Kernreaktionen bei sehr schweren Sternen

Ist der Stern aber sehr schwer, zünden nun weitere Kernreaktionen. Dabei verschmelzen immer schwerere Elemente in immer kürzeren Brennphasen: Währte das Wasserstoffbrennen eines Sternes von 20 Sonnenmassen noch Jahrmillionen, hält das Helium keine 600 000 Jahre, der Kohlenstoff keine tausend. Der Sauerstoff schließlich brennt einige Monate, das Silizium nur ein paar Tage. Am Ende legen sich mehrere Schichten um einen Kern aus Eisen, dem Fusionsprodukt des Siliziums (siehe Graphik). Das Eisen ist irrwitzig heiß, gut eine halbe Milliarde Grad, trotzdem verschmilzt es nicht weiter. Da Kernbausteine in keinen Atomkernen so fest gebunden sind wie in denen des Eisens, würde eine weitere Verschmelzung dem Stern keine Energie mehr liefern, sondern sie ihm im Gegenteil entziehen.

Energieverlust ist das letzte, was ein Stern in seinem Zentrum gebrauchen kann. Denn dort steht er unter enormem Druck. Da das Eisen aber nicht brennt, werden seine Atome nun immer weiter zusammengequetscht. Der Stern kollabiert - bis in seinem Zentrum selbst die Elektronen dem Druck nicht mehr standhalten und quasi in die Kerne hineingedrückt werden, um dort mit den Protonen zu Neutronen und Neutrinos zu reagieren. Ohne die einander abstoßenden Elektronen sackt das Zentrum des Eisenkerns jetzt erst recht zusammen und bildet quasi einen einzigen großen Atomkern aus neutronenreicher Kernmaterie. Die aber ist so hart, daß sie den Kollaps schlagartig stoppt. Das scheint zu erklären, warum sich der Zusammenbruch schließlich zu einer Explosion umkehrt: Wenn im Inneren der zentralen Eisenkugel die nachrutschende Sternmaterie plötzlich auf einen harten Kern trifft, prallt sie daran ab. Es bildet sich eine konzentrische Stoßwelle, die nun nach außen läuft, um den Stern zu zerreißen und nichts übrigzulassen als eine heiße Kugel aus Kernmaterie - den zukünftigen Neutronenstern.

Meiste Energie in masselosen Neutrinos

Doch so einfach ist es nicht. Als man Ende der siebziger Jahre damit begann, solche Szenarien auf Computern zu simulieren, zeigte sich, daß solch eine Stoßwelle nicht weit käme. Noch bevor sie die Eisenkugel verließe, würde sie ihre Energie wieder verlieren. Das geschieht durch das Aufbrechen von Eisenkernen, aber auch durch die Produktion harter Gammaquanten, die sich in Paare aus Teilchen und Antiteilchen verwandeln. Mitunter handelt es sich dabei um Neutrinos und Antineutrinos, die sich von Materie nur selten wieder einfangen lassen und daher den Stern samt ihrer Energie in großer Zahl verlassen.

Tatsächlich steckt der Löwenanteil der Energie einer Typ-II-Supernova nicht in der Strahlung oder der Wucht der auseinanderspratzenden Sterntrümmer, sondern in der Energie von Zintilliarden fast masseloser Neutrinos. Diese Elementarteilchen entstehen in allen Phasen des Kernbrennens, vor allem aber bei der Umwandlung des Eisens in Kernmaterie im Zentrum einer beginnenden Supernova. Obgleich Neutrinos gerade wegen ihrer Eigenschaft, alles zu durchdringen, sehr schwer nachzuweisen sind, wurde dies bei der Supernova in der Großen Magellanschen Wolke im Jahr 1987 beobachtet: Stunden bevor der Lichtblitz sichtbar wurde, maßen mehrere Detektoren zeitgleich eine erhöhte Neutrinorate. Das zeigte, daß die physikalischen Vorstellungen über die Prozesse während einer Supernova so falsch nicht sein konnten - und machte das Problem der steckengebliebenen Stoßfront eher noch schlimmer.

Spielen Neutrinos den Auslöser?

Heute vermutet man, daß es ebenfalls Neutrinos sind, die die Stoßfront wieder flottmachen und den Stern letztlich zum Zerplatzen bringen. Denn sie sind so zahlreich und die Materiedichte ist so hoch, daß hinreichend viele vor der Durchquerung der Stoßfront wieder hängenbleiben und ihre Energie dort deponieren. „Doch wenn man sich die Mikrophysik genauer ansieht, gibt es wieder Probleme“, sagt Wolfgang Hillebrandt vom Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) in Garching. Diese Neutrinoheizung ist eindeutig zu schwach.

„Es gibt eigentlich zwei Möglichkeiten“, sagt Hillebrandt. „Entweder wir verstehen die Physik des Kernplasmas und seiner Wechselwirkung mit den Neutrinos noch nicht. Oder die Neutrinoenergie wird durch makroskopische Strömungen zur Stoßfront befördert.“ Hillebrandt favorisiert die zweite Möglichkeit. Demnach spielt sich die Physik im Zentrum einer Supernova eben nicht mehr in konzentrischen Schalen ab. Vielmehr führt ein Wechselspiel zwischen aufsteigender Energie und herabziehender Schwerkraft zu sogenannten Raleigh-Taylor-Instabilitäten, welche die Kugelsymmetrie aufbrechen und die Materieströme zu blumenkohlartigen Gebilden verzerren (siehe Bilder rechts), aber genau dadurch die Neutrinoenergie effektiver nach außen dringen lassen. Sich so etwas vorzustellen ist eine Sache, es quantitativ auszurechnen eine ganz andere - und wurde eigentlich erst mit modernen Hochleistungsrechnern möglich. Mit ihnen konnten Forscherteams wie das um Hillebrandts MPA-Kollegen Ewald Müller und Hans-Thomas Janka in den letzten Jahren zeigen, daß die Neutrinos den heißen Eisenbrei in den ersten Sekundenbruchteilen nach Beginn des Kollapses tatsächlich so aufmischen, daß die Stoßfront sich wieder nach außen in Bewegung setzen und den Stern schließlich zerstören kann.

Das alles spielt sich tief im Inneren des Sternes ab. Bei einem Riesen wie Beteigeuze würde es dann noch anderthalb Tage dauern, bis die Stoßfront die Oberfläche erreicht. Erst dann würde sie die einst zwiebelschalenartig geschichteten Elemente über die galaktische Nachbarschaft verteilen und nichts übriglassen außer einem heißen Neutronenklumpen - und sehr vielen glücklichen Astrophysikern.

Text: UvR / Frankfurter Allgemeine Sonntagszeitung, 14.08.2005
Bildmaterial: F.A.Z.

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