Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Explosion aber nicht vollständig zerrissen. Genauso wie im Falle eines massearmen Sterns ein Weißer Zwerg am Ende des Sternlebens übrig bleibt, entsteht bei massereichen Sterne stattdessen ein sogenannter Neutronenstern.
    Während der Supernovaexplosion bricht der Eisen-Nickel-Kern sehr schnell unter seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammen. Hierbei werden die anfangs noch freien Elektronen in die Atomkerne hineingepresst, wodurch sich die Protonen durch den inversen β-Zerfall in Neutronen verwandeln. Besitzt der nun ehemalige Eisen-Nickel-Kern eine Masse zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen, so bringt der in diesem Prozess entstandene quantenmechanische Entartungsdruck der Neutronen den Kollaps bei einem Radius von nur 10 bis 20 km zum Stillstand.
    Ein stabiler Neutronenstern ist entstanden, der nun ähnlich wie ein Weißer Zwerg im Verlauf der Äonen auskristallisiert und immer weiter abkühlt. Direkt beobachten kann man diese schwach glimmenden Objekte nur schwer. Dennoch machen sich viele von ihnen auf andere Art bemerkbar. Bei der Bildung des Neutronensterns aus einem langsam rotierenden massereichen Stern passiert das Gleiche wie bei einer Schlittschuhläuferin, die eine Pirouette beginnt und durch das Heranziehen ihrer Arme die Drehung beschleunigt. Ein Neutronenstern rotiert somit sehr schnell, da er ein kollabiertes Objekt ist. Bisweilen senden solche Neutronensterne von ihren magnetischen Polen richtungsmäßig stark gebündelte Radio- und Gammastrahlung aus. Wenn die Erde von dem Strahlungskegel getroffen wird, sehen wir den Neutronenstern periodisch einmal pro Rotation wie einen Leuchtturm kurz aufblitzen. Solche Neutronensterne werden Pulsare genannt und wurden im Jahr 1967 von den britischen Astronomen Jocelyn Bell-Burnell und Anthony Hewish zufällig entdeckt.
    Ist jedoch die ursprüngliche Masse des Sterns größer als 20 Sonnenmassen, so ist der am Ende der Entwicklung übrig bleibende kompakte Rest zu massereich, um noch ein Neutronenstern zu werden. Genaugenommen können Neutronensterne nur aus ursprünglichen Eisen-Nickel-Kernen mit weniger als 3 Sonnenmassen entstehen. Nur dann kann der Entartungsdruck der Neutronen den Gravitationskollaps des Kerns letztendlich aufhalten und ein kompaktes Objekt hervorbringen. Doch wie endet der Stern, wenn er nicht zu einem Neutronenstern werden kann? In diesem Fall bricht das Sterninnere unter seinem eigenen extremen Gewicht weiter zu einem unvorstellbar kompakten Objekt zusammen. Wenn drei bis fünf Sonnenmassen Materie auf ein winziges Volumen von weniger als eine Stecknadelkopfgröße zusammengequetscht werden, ist die Raumzeit in der Umgebung nach Einstein sehr stark gekrümmt. Nicht einmal mehr Licht kann die unmittelbare Umgebung verlassen. Dieses superkompakte Gebilde mit der unendlich stark verbogenen Raumzeitumgebung ist nichts anderes als ein Schwarzes Loch. Es kann nur indirekt nachgewiesen werden, indem die Strahlung gemessen wird, die die gerade auf das Loch einfallende Materie abgibt.

4.5. Supernova und Supernovaüberreste
    Viele Sterne verbringen ihr Sternleben nicht in Einsamkeit, sondern mit einem »Geschwisterstern« zusammen in einem Doppelsternsystem. Innerhalb eines solchen Systems kann es immer wieder zum Austausch von Materie zwischen den Sternen kommen. Dabei wird Gas spiralförmig vom etwas massereicheren Begleitstern auf den etwas masseärmeren übertragen. Wenn beide Sterne massearm sind und der massereichere von ihnen alle seine Entwicklungsstadien durchlaufen hat, wird er zu einem Weißen Zwerg. Dadurch wird der vormals masseärmere Begleiter zum massereicheren Objekt und kann nun Material an den Weißen Zwerg abgeben. Abbildung 4.5 illustriert diese Vorgänge.

Abb. 4.5: Die beiden verschiedenen Mechanismen, die zur Explosion eines Sterns bzw. eines Weißen Zwerges führen. Links: Das Entstehen einer Supernova vom Typ Ia durch das Explodieren eines Weißen Zwerges nach einem Massentransfer. Rechts: Eine Supernova vom Typ II entsteht am Ende des Lebens eines massereichen Sterns, dessen Kern kollabiert und so die Explosion auslöst.
    Wenn ein solcher Weißer Zwerg etwas zusätzliche Materie von seinem Begleiter erhält, steigt dementsprechend seine Masse an. Übersteigt die Masse die sogenannte Chandraskhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen, kann der Druck der entarteten Elektronen der Gravitationskraft nicht mehr ausreichend entgegenwirken. Der Stern beginnt zu kontrahieren. Mit der ansteigenden Dichte im Zentrum bleibt die