Supernovae

Sterne die mindestens das 8fache der Sonnenmasse haben, beenden ihr Leben in Form einer gewaltigen Explosion, genannt Supernova. Dabei steigert der Stern kurzzeitig seine Leuchtkraft um das millionen- oder milliardenfache und leuchtet heller als eine ganze Milchstraße, heller als 100 Milliarden Sterne zusammen.

Vorläuferstern einer Supernova

Hat ein massiver Stern seinen Wasserstoff fast komplett in Helium umgewandelt, läßt in seinem Innern der Gasdruck nach außen nach. Die Schwerkraft gewinnt die Oberhand und der Kern fällt in sich zusammen, so daß sich Dichte und Temperatur im Kern erhöhen. Erreicht der Kern eine Temperatur von etwa 100 Millionen Grad, wird die nächste Fusionsstufe gezündet und Helium in Kohlenstoff umgewandelt. Durch die frei werdene Energie nimmt der Druck im Kerninnern nach außen wieder zu und der Zusammenfall des Kerns wird vorläufig gestoppt. Gleichzeitig dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus - er wird zum roten Riesen.

Ist auch das Helium verbraucht, beginnt der Vorgang von neuem: Die Fusion versiegt, Temperatur und Druck im Kern nehmen ab und die Schwerkraft läßt den Kern erneut schrumpfen. Dabei werden Dichte und Temperatur wieder erhöht und es beginnt die nächste Fusionsstufe.

Im Kern des Sterns bauen sich so einzelne, kugelförmige Schalen auf. Ganz außen befindet sich die Wasserstoffschale, als nächste nach innen folgt die Heliumschale usw.

Je nachdem wieviel Masse der Stern hat, kann sich das ganze fortführen bis zum Element Eisen. Beim Eisen ist eine natürliche Grenze erreicht, denn bei der Fusion von Eisen würde keine Energie mehr erzeugt, sondern welche verbraucht werden. In einem Stern können durch Kernfusion chemische Elemente bis maximal zum Eisen hin erzeugt werden.

Sehr massive Sterne besitzen daher einen Eisenkern. Sobald dieser Eisenkern eine bestimmte Grenzmasse überschreitet, die bei 1,44 Sonnenmassen liegt (Chandrasekhar-Massegrenze) ist er nicht mehr stabil und kann jederzeit in wenigen Millisekunden kollabieren. Der Kern kollabiert dann zu einem Neutronenstern, in dem die Atomkerne dicht an dicht ohne Leerräume gepackt sind. Der Kern eines solchen Neutronensterns erreicht eine unvorstellbar hohe Dichte und der Kollaps wird durch die Neutronen in Atomkernen gestoppt.

Bei diesem sehr schnellen Kollaps werden unvorstellbare Energiemengen frei, welche die äußeren Schichten des Sterns explosionsartig in den Raum abstoßen: Der Stern explodiert zu einer Supernova.

Zurück bleibt der innere Kern - der kleine Neutronenstern. Er hat eine Größe von einigen 10 Kilometern. Die Dichte ist unvorstellbar hoch und liegt bei einigen Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter! Ein würfelzuckergroßes Stück Materie aus einem Neutronenstern würde auf der Erde soviel wiegen wie 3.000 Flugzeugträger übereinandergestapelt...

Nach der Supernovaexplosion breiten sich die abgestoßenen Gasmassen als Explosionswolke rasend schnell vom Neutronenstern in den Weltraum aus. In den winzigen Augenblick der Explosion selbst entstehen auch höhere Elemente wie Eisen, die nicht durch Kernfusion im Sterninnern entstehen können. Diese neu entstandenen höheren Elemente werden nach der Explosion an das Weltall abgegeben und stehen künftigen Generationen von Sternen und Planeten zur Verfügung.

Simulation einer Supernova

In Gedanken können wir einmal eine Supernova erzeugen, die in der folgenden Bilderserie dargestellt wird:

Aber nicht immer entsteht ein Neutronenstern. Hat der Kern im Innern des Sterns eine Masse von mehr als drei Sonnenmassen, oder erreicht er durch Massezunahme diese Masse, ist der Kollaps so stark, daß er nicht einmal von den Neutronen in den Atomkernen aufgehalten werden kann und es entsteht ein Schwarzes Loch.

Unter welchen Bedingungen genau ein Schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht restlos geklärt. Vielleicht gibt es auch eine Zwischenstufe, einen sogenannten Quark-Stern, bei dem selbst die Neutronen zerstört wären und nur noch die Quarks (kleinste Bauteile der Materie) direkt nebeneinander liegen würden.

Typen von Supernovae

Es gibt verschiedene Typen von Supernovae, die einmal kurz genannt werden sollen. Der eben beschriebene Vorgang, also die Explosion eines massereichen Sterns an seinem Lebensende, ist eine Supernova vom Typ II.

Typ	Beschreibung
I	Das Spektrum enthält keine Wasserstofflinie. Vor der Explosion hat der Stern seine Wasserstoffhülle abgestoßen.
Ia	Das Spektrum enthält viel Silizium.
Ib	Das Spektrum enthält viel Helium, aber kein Silizium.
Ib	Das Spektrum enthält wenig Helium und kein Silizium.
II	Das Spektrum enthält eine Wasserstofflinie, die dominiert. Der Stern hatte vor der Explosion eine Wasserstoffhülle.
IIb	Das Spektrum enthält eine Heliumlinie, die dominiert.
IIL	Die Helligkeit geht nach der Supernova linear zurück.
IIP	Die Helligkeit bleibt nach dem Maximum eine Zeit relativ hoch.

Thermonukleare Supernova

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach heutigem Stand nur in Doppelsternsystemen, wo der eine Stern ein roter Riese und der Partnerstern ein weißer Zwerg ist. Der weiße Zwerg kann Materie von seinem Partnerstern absaugen, wodurch die Masse des weißen Zwerges zunimmt.

Erreicht der weiße Zwerg die Chandrasekhar-Massegrenze, so kollabiert der Kern des weißen Zwerges. Da ein weißer Zwerg aber viel Kohlenstoff enthält, wird der Kollaps rasch gestoppt, weil schlagartig die Fusion des Kohlenstoffs einsetzt. Dies passiert, weil durch den Kollaps die Masse extrem verdichtet wird und letztlich eine so hohe Temperatur im Kern erreicht wird, daß die Kohlenstoff-Fusion einsetzen kann. Durch das schlagartige Einsetzen der Kohlenstoff-Fusion kommt es zu einer Explosion - der weiße Zwerg wird zu einer Supernova.

Supernovaüberreste

In der Milchstraße kann man eine ganze Menge Überreste vergangener Supernovaexplosionen finden. Ein Beispiel ist z. B. der bekannte Krebsnebel M1 im Sternbild Stier. Dieser entstand im Jahr 1054, als an dieser Stelle des Himmels ein heller Stern aufleuchtete.

Weitere bekannte Supernovaüberreste sind der Cirrusnebel im Sternbild Schwan und ein weiterer im Sternbild Segel am Südhimmel.