Wie schnell explodiert ein Stern

Ich habe kürzlich einige Artikel über das Leben der Sterne geschrieben und dazu nicht nur ein älteres Buch über das Thema durchgelesen, sondern mir ein neues gekauft. Dabei kam ich auf etwas was ich vorher nicht wusste: Wie schnell explodiert eine Supernova. Also ich war immer der Meinung, das wäre eine schnelle Explosion, so sieht man es in den Animationen und schließlich leuchtet sie auch sofort auf – weit gefehlt.

Aber fangen wir mal ganz von vorne an, warum explodiert ein Stern (es gibt auch Supernova bei denen ein weißer Zwerg explodiert)? der Grund dafür wurde schon bei der Entstehung des Sterns gelegt, es ist die Gravitationskraft. Je mehr Materie vorliegt, desto stärker ist sie. Bei der Erde reicht die Masse der darüberlegenden Schichten schon aus, die Atome im Erdkern stärker zusammenzupressen bis die Abstoßungskräfte zwischen den Elektronen wieder die Gravitation ausgleicht.

Bei einem Stern mit 300.000 mal höherer Masse ist sie im Zentrum extrem stark. Als Folge wird die Materie stark komprimiert und die Temperatur steigt durch den Druck an. Gleichen Druck und Temperatur die Gravitationskraft aus, so befindet sich der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht. Das hydrostatische Gleichgewicht herrscht über die größte Zeit im Inneren des Sterns, allerdings oft nur deswegen, weil nukleare Brennprozesse Energie liefern um der Gravitationskraft stand zu halten. Sie gleichen die Abgabe von Energie aus, die frei wird, wenn der Kern kontrahiert. Langfristig, d.h. wenn man das Kernbrennen ignoriert, das ja irgendwann immer endet, wenn der Brennstoff verbraucht ist, hat ein Stern genau folgende Optionen:

• Er ist kleiner als 0,08 Sonnenmassen. So kann er keine Fusion zünden. Es resultiert ein brauner Zwerg er ist durch die Gravitation um so kleiner, je massereicher er ist. Gliesse 229B hat bei 0,065 Sonnenmassen nur eine Größe von 0,12 Sonnenradien, das ist eine mittlere Dichte von über 50 g/cm³.
• Sein Kern ist später mal kleiner als 0,4 Sonnenmassen: Dann wird er nach Verbrauch des Wasserstoffbrennens als kompakter Sternüberrest enden. Da dies nur bei sehr massearmen Sternen passiert, hat es bisher noch keiner zu diesem Stadium geschafft, da diese massearmen Sterne extrem langlebig sind.
• Sein Kern ist kleiner als 1,4 Sonnenmassen. Er kann dann die Heliumfusion zünden und endet schließlich als weißer Zwerg, Das ist der Kern eines Sterns, wenn er seine Wasserstoffhülle verloren hat. Er ist so groß wie die Erde, enthält aber die 100-fache Masse und ist extrem dicht.
• Massereiche Sterne, deren Kernen mehr als 1,4 Sonnenmassen aufweisen endeten in einer Supernovaeexplosion. Damit beschäftigen wir uns nun genauer.

Sehr massereiche Sterne (ab 8 Sonnenmassen) können in ihrem Kern nach Helium noch Kohlenstoff fusionieren, dann Neon, Natrium und zuletzt Silizium. Was sich für eine Lösung anhört, ist in Wirklichkeit eine Sackgase. Die Fusionstemperaturen steigen immer weiter an, was auch mit einem Anstieg der Energieabgabe einhergeht. Vor allem aber verliert der Stern bei immer höheren Temperaturen immer mehr Energie in Form von Neutrinos. Sie entstehen wenn zwei energiereiche Photonen zusammenstoßen. Anders als die Photonen, die Hunderttausende von Jahren brauchen, um vom Kern zur Oberfläche zu gelangen und dabei den größten Teil der Energie an die Hülle abgeben, schaffen das Neutrinos in Sekunden. Sie tragen daher Energie vom Kern weg. Der letzte Fusionsschritt vom Silizium zum Eisen verläuft in weniger als einer Woche. Ohne Neutrinoverluste würde es 1 Million mal so lange dauern.

Wenn der inneren Kern aus Eisen besteht, dann gibt es aber ein Endstadium. Aus Eisen kann man keine Energie gewinnen, weder durch Kernfusion noch durch Kernfission. Er kontrahiert nun unter der Gravitationskraft. An der Außengrenze des Kerns kann die Fusion noch weiter gehen, doch das ist eher eine Verschlimmerung, denn die Kernmasse, in der keine Fusion mehr stattfindet, steigt dadurch immer weiter an, er schrumpft weiter. Er wird immer heißer und wenn er 8 Milliarden Grad und eine Masse von 1,4 Sonnenmassen erreicht ist, kommt es zur Katastrophe: Zuerst reicht die Energie nun aus das Photonen die Eisenkerne wieder spalten, das verbraucht jedoch Energie und liefet keine. Dadurch beschleunigt sich sie die Katastrophe, der innere Kern gibt unter dem Druck nach und kollabiert. Durch die abgegebene Energie reichen die Abstoßungskräfte zwischen Elektronen und Protonen nicht mehr aus um gegen die Gravitationskraft zu bestehen Der Kollaps mit einem Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit und diese kommt erst zum Stillstand wenn der vorher etwa 10.000 km große Kern nur noch einen Durchmesser von 20 km hat. Bei diesem Radius wirken nun andere Kräfte, nämlich die starke Kernkraft. Elektronen werden in die Protonen hineingedrückt, es entsteht eine dichte Packung von Neutronen, so dicht wie ein Atomkern. Damit stoppt der Kollaps des inneren Kerns abrupt.

Der äußere Kern und die darüberlegenden Schichten haben von dem Kollaps noch nicht viel mitbekommen, weil er so rasch passiert, doch auch er fällt nun Richtung Zentrum. Trifft er nun auf den riesigen Atomkern, der praktisch inkompressibel ist, so gibt es eine Rückstoßwelle die nun durch den äußeren Kern nach außen läuft. Sie würde, noch bevor sie den Rand des Sterns erreicht, wieder abflauen, doch nun kommen erneut die Neutrinos ins Spiel: Beim Kollaps wird Gravitationsenergie frei. das heizt den Kern erneut auf, es bilden sich erneut Neutrinos. Während die normale Sternmaterie für Neutrinos so durchlässig ist, wie ein Stück Papier für ein Projektil, sieht es bei einem Atomkern anders aus. Die Neutrinos können zuerst nicht entkommen, tunneln aber langsam an den Rand des Neutronensterns heran, dort angekommen übertragen sie die Energie auf die Stoßwelle die so den Kernbereich verlassen kann und schlussendlich den Stern explodieren lässt. Nur: bis diese Stoßwelle den Rand erreicht vergehen Stunden. Die Neutrinos verlassen den Stern dagegen sofort. So wurden diese bei der SN 1987A drei Stunden vor der sichtbaren Explosion detektiert. Bei einer Supernova wird die meiste Energie von diesen Neutrinos abtransportiert, 100-mal mehr die sichtbare Leuchtkraft beträgt.

Die freiwerdende Gravitationsenergie (eine Kugel von etwa 10000 km Durchmesser hat sich in 10-20 ms auf 20 km Größe verkleinert) steckt zu einem großen Teil in der Schockwelle. Sie heizt das umgebende Medium bei der Passage weiter auf. Wo noch fusionsfähige Elemente sind, fusionieren diese spontan. Es entstehen jede Menge Neutronen, die bei den hohen Dichten in die Atomkerne gepresst werden und die neutronenreiche Isotope der Elemente im r-Prozess (r=rapid) bilden. Dabei entstehen auch radioaktive Isotope wie Nickel, das zu Kobalt zerfällt. Dieser Zerfall bewirkt dann den langsamen Helligkeitsabfall nach der Fusion, denn dieses Element zerfällt rasch und die Kernfusion ist recht schnell bei der Explosion beendet, denn bald reduziert sich die Dichte so rasch, dass keine Fusion mehr möglich ist. Es leuchtet dann nicht mehr die Supernova selbst, sondern die Gasschichten um sie, die nun von dem Gammastrahlen der radioaktiven Isotope ionisiert werden.

Kurze Antwort auf obige Frage: Ein Stern implodiert in 10-20 ms, doch bis wir das optisch sehen, vergehen rund 3 Stunden. Schon komisch oder? Wäre unsere Sonne so massereich, dass sie in einer supernova explodiert, dann würden unsre Neutrinodetektoren das einige Stunden vorher erkennen, nur denke ich wäre es dann für eine Rettungsaktion zu spät.

Und da wir ja nicht bei einem Plagiator-Blog sind: Zwei Bücher zum Nachlesen:

James Kaler: Sterne: Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. ISBN 3827410460: Sehr umfangreich auch eingehend auf die Entdeckungsgeschichte und die Methoden der Astrophysik
Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne ISBN 3406397204: Kurz und knapp, das wichtigste, eher geeignet für jemanden der schon ein Vorwissen in Astronomie hat.