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Supernovae : Vom Ende der Giganten

  • Aktualisiert am

Bild: F.A.Z.

Warum fliegt ein kollabierender Stern eigentlich auseinander? Vieles deutet daraufhin, daß ausgerechnet Unmengen masseloser Neutrinos dabei eine entscheidende Rolle spielen.

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          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

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