Über Novae

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Wir in unserem gemütlichen, provinziellen Sonnensystem sind uns an einen stetigen Ablauf der Dinge am Himmel gewohnt. In den Tiefen des Weltraums finden jedoch Explosionen statt, die selbst einen Asteroideneinschlag zu einem kleinen Funken deklassieren. Im Jahr 1054 leuchtete ein neuer venusheller Stern im Sternbild Stier auf. Heute wissen wir, daß es kein neuer Stern war, sondern daþ ein Stern explodiert war. Noch heute sehen wir die Gaswolken dieser Explosion. Was veranlaßt ein Stern plötzlich zu explodieren?
 

NOVA
 

Nova heißt neuer Stern. Konkret heißt das, daþ ein Stern innerhalb einiger Tage seine Helligkeit um viele Grössenklassen verstärkt, d.h. die Leuchtkraft steigt um einen Faktor 100 bis 10'000. Im Laufe der folgenden Monate kehrt der Stern allmählich zur Helligkeit, die er vor dem Ausbruch hatte, zurück. In ein paar wenigen Fällen kommt es schon nach ein paar Jahren zum nächsten Ausbruch (rekurierende Nova). Doch die klassische Nova hat nur alle paar 100 bis alle 10'000 Jahre einen Ausbruch.
 
Die Nova findet in einem engen Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg und einer Sonne, die noch auf der Hauptreihe des HRD einzuordnen ist oder erst am Anfang ihrer Nachhauptreihenentwicklung steht, statt. Wichtig ist, daß von der normalen Sonne Gas zum Weißen Zwerg fließt, das über eine Akkretionssscheibe sich langsam auf dem vorwiegend aus entartentem Kohlenstoff- und Sauerstoffplasma bestehenden Weißen Zwerg ablagert. Das Wasserstoffgas diffundiert in den entarteten Kohlenstoff hinein und entartet selbst. Schließlich sind Temperatur und Wasserstoffdichte hoch genug, daß über den CNO-Zyklus Kernfusion einsetzt. In entarteter Materie geschieht das explosionsartig, so daß ein großer Teil der abgelagerten Wasserstoffhülle in den Weltraum gesprengt wird. Danach kann wiederum Wasserstoff vom normalen Stern abgelagert werden. Somit kann es nach einer gewissen Zeit erneut zu einer Nova kommen.
 

Supernova Typ I
 

Ein Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg aus entartetem Kohlenstoff und Sauerstoff und einem Nachhauptreihenstern, wie bei der Nova, stehen am Anfang der Supernova Typ I. Wenn der Materiefluss groß genug ist (etwa im Bereich einer Erdmasse in 10 Jahren), kann der angesammelte Wasserstoff kontinuierlich über den CNO-Zyklus zu Helium fusionieren. In der dadurch entstehenden Heliumhülle kann explosionsartig der 3-Alpha-Prozeß einsetzen und die Heliumhülle in Kohlenstoff umwandeln.
 
Der weiße Zwerg wird größer. Bei einer kritischen Masse sind Druck und Temperatur (Dichte 100000 Tonnen pro m3, Temperatur über einer Milliarde Grad) hoch genug, daß Kohlenstoffusion einsetzt. Da der Weiße Zwerg aus entarteter Materie besteht, resultiert die damit verbundene Temperaturerhöhung nicht in einer Ausdehnung wie beim normalen Gas. Die Fusion läuft deshalb explosionsartig durch den gesamten Weißen Zwerg. Die beim Aufbau von Elementen bis zu der Eisengruppe freiwerdende Energie reicht aus, um den Weißen Zwerg vollständig zu zerreißen. Es bleibt also kein Neutronenstern oder dergleichen übrig. Die mit einigen 1000 km/s in den Weltraum geschleuderten Gase bestehen aus Mangan, Neon, Argon, Schwefel, Silizium, Kalzium, Eisen, Kobalt und Nickel.
 
Die absolute Helligkeit des explodierenden Weißen Zwergs erreicht -19M.5. Selbst aus der Distanz der Orion-Sterne (500 bis 1000 Lichtjahre) kann es die Supernova Typ I an Helligkeit noch leicht mit dem Vollmond aufnehmen. Um unsere Sonne aus dieser Distanz noch zu sehen, bräuchte man schon ein besseres Amateurteleskop. Mit der Ausdehnung und Abkühlung der Gasblase sinkt die Helligkeit der Supernova. Der radioaktive Zerfall von gut einer halben Sonnenmasse des Isotops Nickel 56 zu Eisen 56 verzögert die Abkühlung und damit das Absinken der Helligkeit. Da die Ausgangsbedingungen (Masse und Zustand des weißen Zwergs) immer ziemlich genau dieselben sind, ist auch die erreichte maximale Leuchtkraft immer dieselbe. Supernovae Typ I spielen deshalb als Standardkerzen eine wichtige Rolle in der Entfernungsbestimmung weit entfernter Galaxien.
 

Supernova Typ II
 

Die zweite Art, wie sich ein Stern selbst zur Explosion bringen kann, heißt Supernova Typ II. Hier wird ein blauer oder roter Überriese, der mindestens neun mal schwerer als die Sonne ist, durch den Kollaps seines inneren zu einem Neutronenstern zerstört.
 
Der Lebensweg einer massenreichen Sonne wie Rigel, Deneb oder Betelgeuze verläuft in wenigen Millionen Jahren. Die meiste Zeit befindet er sich wie unsere Sonne im Gleichgewicht von Energieerzeugung durch Wasserstoffbrennen (siehe CNO-Zyklus) und Abstrahlung an seiner Oberfläche. Dabei ist seine Leuchtkraft viele tausend bis zehntausende Mal größer, als die unserer Sonne. Im Spätstadium beginnt auch das im Inneren angehäufte Helium zu Kohlenstoff zu fusionieren, während das Wasserstoffbrennen in einer Schale um die He-Fusionszone weitergeht. Der Stern macht dabei im HRD eine komplizierte Schleife von den blauen Riesen zu den roten Überriesen und dann zu den blauen Ueberriesen und wieder zurück, wenn es nicht vorher zum Ende gekommen ist. Der genaue Verlauf hängt empfindlich vom anfänglichen Gehalt an Elementen schwerer als Helium ab. Ein Jahrhundert vor der Supernova beginnt im (nicht entarteten) Inneren bei 500 bis 800 Millionen Grad aus dem, durch den Drei-Alpha-Prozess angehäuften Kohlenstoff Silizium zu entstehen. Die anderen Fusionsreaktionen finden in Schalen weiterhin statt. Bei steigenden Temperaturen im Innersten setzen im letzen Jahr auch noch weitere Fusionen ein, wie das Neonbrennen und Sauerstoffbrennen. Am letzen Tag wird schließlich aus dem Silizium Eisen und Nickel 56 aufgebaut. Die Fusion zu schwereren Kernen als Eisen würde keine Energie mehr freisetzen. Wärend dieses letzten Tages sammelt sich im Inneren etwa 1 bis 2 Sonnenmassen 5-10 Milliarden Grad heißes Plasma aus Eisen und Nickel Atomkernen und Elektronen in einer Kugel von wenigen 1000 km an. Schließlich kommt es zur Katastrophe. Der im Inneren des Riesen versteckte "Weiße Zwerg" aus Eisen kollabiert plötzlich von einem Radius von zwei bis dreitausend Kilometer in ein paar Zehntelsekunden im (fast) freien Fall zu einem 100 mal kleineren Neutronenstern.
Warum? Das Eisenplasma wird plötzlich kompressibel (sein innerer Druck bricht zusammen). Dies geschieht durch die Neutronisation der Materie, d.h.
 
Proton + Elektron => Neutron + Neutrino, 
die Spaltung der Eisenkerne durch die ultraharte Gammastrahlung (im Gegensatz zu schweren Kernen wie Uran kostet die Spaltung leichterer Kerne wie Eisen Energie) und spontane Paarbildungen, namentlich Neutrino - Antineutrino und Elektron-Positron Paare. Diese Reaktionen entziehen dem Plasma Energie. Die Gaskugel reagiert gemäss den Gesetzen der Physik auf die höhere Kompressibilität mit Zusammenziehen und Temperaturerhöhung. Dadurch laufen die Paarbildungen, Neutronisation und Atomkernspaltungen noch schneller ab. Dieser Teufelskreis läßt den Zentralbereich in weniger als einer Sekunde zu einer nur noch ein bis zwei Dutzend Kilometer dicken Kugel aus Neutronen zusammenfallen. Die Neutrinos tragen dabei die frei werdende Gravitationsenergie von gegen 1E46 Joule (also paar hundert Mal mehr als unsere Sonne in ihrem ganzen Leben erzeugen wird) fort in den Weltraum. Dieser Neutrinopuls wurde erstmals 1987 bei einer Supernova gemessen.
 
Die Neutrinos führen 99% der Kollapsenergie weg. Mit dem restlichen Prozent Energie läuft eine Schockwelle durch den Rest des Sterns. Ihre Dynamik ist sehr kompliziert, unter anderem läuft in ihr Kernfusion bis zur Erzeugung so schwerer Kerne wie Gold, Blei und Uran ab, das durch die Explosion in den interstellaren Raum geschleudert wird. In sehr massenreichen Sternen könnte die Schockwelle noch vor Erreichen der Oberfläche zum Stehen kommen. Das Sternmaterial stürzt dann zum Neutronenstern zurück, wo sich ein schwarzes Loch bildet. Erreicht die Schockwelle jedoch nach einer Stunde die Sternoberfläche, so erhöht sich die Temperatur der Photosphäre (im Falle der Supernova 1987A) von 28'000 Grad sofort auf eine Million Grad. Die Leuchtkraft steigt dabei vom 40'000-Fachen auf das 40 Milliardenfache der Stärke unserer Sonne. Der Stern steigert vor allem im harten UV seine Helligkeit sofort. Aber auch im sichtbaren Licht steigt die Helligkeit im Moment dieses UV-Pulses um 3 Grössenklassen. Der Stern expandiert mit etwa 20'000 km pro Sekunde. Obwohl der Stern rasch abkühlt, macht die rasante Ausdehnung und damit die Vergrößerung der Oberfläche dies mehr als wett. Die Leuchtkraft steigt rasch an und erreicht nach 100 Tagen ihr Maximum von einer absoluten Leuchtkraft um -18M (eine Milliarde mal die Sonne), wobei aber auch schon erheblich andere Werte gemessen wurden.
 
In den folgenden Monaten expandieren die Hüllen weiter, wobei die Helligkeit zunächst relativ schnell, dann durch die Heizung mit radioaktivem Kobalt 56 langsam zurückgeht.
 
Supernovae sind für das Entstehen von Planeten von der Größe der Erde von entscheidender Bedeutung. Sie reichern das interstellare Gas, aus dem auch die Erde einst entstand, mit Elementen wie Eisen an. Auch das Uran in den Kernkraftwerken stammt von einer oder mehrerer Supernovae, die vor 5 Milliarden Jahren stattgefunden haben. Wenn sie am öffentlichen Stromnetz hängen, so läuft Ihr Computer zum Teil gerade jetzt mit der Energie einer Supernova. Einmal mehr erkennen wir, daß das Weltall nicht irgendwo weit draußen ist, sondern daß wir mittendrin sind und direkt auch von so gewaltigen Ereignissen wie einer Supernova abhängen.
 
(Ge)Bäck