Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

Temperatur des Weißen Zwerges aber konstant, da der Druck des entarteten Gases temperaturunabhängig ist. Die hohe Dichte führt schließlich zu einer erneuten heftigen Kernfusion: einem Kohlenstoffbrennen. Diese Kernfusion erzeugt Energie und heizt den Stern auf. Da Temperatur und Druck in einem Weißen Zwerg jedoch unabhängig voneinander sind, steigt der Druck nicht weiter an. Das Sterninnere wird nicht durch Expansion gekühlt, sondern heizt sich immer weiter auf, so dass die Kernreaktionen immer schneller ablaufen. Dies führt zu einer unkontrollierbaren Kette von Fusionsreaktionen, in denen Elemente bis hin zu Eisen und Nickel synthetisiert werden.
    Diese Fusionen laufen so rasant ab, dass der Weiße Zwerg keine Chance auf Überleben hat. Er explodiert als sogenannte Typ-Ia-Supernova. In diesem gigantischen Ereignis wird der Weiße Zwerg komplett zerrissen, und die neu synthetisierten Elemente wie Sauerstoff und Eisen werden in das interstellare Medium gesprüht. Da explodierende Weiße Zwerge aufgrund der geringen Masse ihrer Vorgängersterne überall in großer Zahl vorhanden sind, sind sie heutzutage die Hauptproduzenten von Eisen im Universum.
    Ein ähnliches Schicksal widerfährt einem Doppelsternsystem, in dem zwei Weiße Zwerge aufeinanderprallen und somit für kurze Zeit zu einem doppelt so schweren Objekt werden. Auch hier wird die Chandrasekhar-Grenze überschritten, was letztendlich zur Explosion des Doppel-Objekts führt.
    Das Lebensende eines massereichen Sterns von 8 oder mehr Sonnenmassen gehört ebenfalls zu den spektakulärsten Ereignissen, die es im Kosmos gibt. Ein massereicher Stern enthält am Ende der vielen nuklearen Brennphasen einen Kern aus Eisen und Nickel in seinem Inneren, aus dem sich keine Energie mehr gewinnen lässt. Die Phasen der Explosion sind schematisch in Abbildung 4.5 dargestellt.
    Zu diesem Zeitpunkt ist es im Sternzentrum wegen der vorangegangenen Brennphasen schon extrem heiß. Denn das Siliziumbrennen, die letzte Brennphase, hat bei mehr als einer Milliarde Grad im Zentrum stattgefunden. Dies ist so heiß, dass nun die sogenannte Photodisintegration einsetzt. Bei diesem Prozess werden die im Zentrum erzeugten Eisenatome mit Photonen beschossen und so in kürzester Zeit wieder in Protonen und Neutronen aufgebrochen. Die Milliarden Jahre währende Eisen-Nukleosynthese wird dadurch schlagartig rückgängig gemacht. Da bei der Fusion von Elementen Energie gewonnen wird, wird nun umgekehrt Energie für die Photodisintegration benötigt. Dieser Energieentzug führt zu einem Druckverlust, was den Kern zum Kollabieren bringt.
    Gegen Ende der Brennphasen besitzt der Stern schon einen Kern, der durch den Druck von entartetem Elektronengas im Gleichgewicht gehalten wird. Die neuen, durch die Photodisintegration freigesetzten Protonen können dann von den vielen entarteten Elektronen eingefangen und in Neutronen und Neutrinos verwandelt werden. Aus jedem Protonen-Elektronen-Paar entsteht so ein Neutronen-Neutrino-Paar. Dies bedeutet eine enorme Neutrinoproduktion. Der damit verbundene Energieverlust ist für die nachfolgende Explosion des Sterns von zentraler Bedeutung.
    Aber bevor die Rolle der Neutrinos weiter betrachtet wird, müssen die Vorgänge im Kern erläutert werden. Die nun fehlenden Elektronen sorgen für einen Druckverlust im Zentrum, was den Kern immer weiter kollabieren lässt. Der Kollaps geht mit ungeheurer Geschwindigkeit vor sich: mit etwa 70 000 km/s in den äußeren Teilen des Kerns. Zum Vergleich: Das Volumen der Erde würde unter solchen Bedingungen innerhalb von nur einer Sekunde in eine Kugel mit einem Radius von 50 km gepresst werden.
    Die Vorgänge im Kern laufen so schnell ab, dass die äußeren Schichten des Sterns von den Veränderungen noch überhaupt nichts bemerken. Währenddessen erreicht der innere Teil des Kerns durch den rapiden Kollaps schnell eine ungeheuere Dichte von 10 17 g/cm 3 . Bei dieser Dichte ist die Kernmateriedichte erreicht, d.h., sie ist vergleichbar mit der von Atomkernen. Das kollabierende Zentrum ist zu einem Neutronenstern geworden, der aus den zusammengepressten, nun entarteten Neutronen aus der Photodisintegration besteht. Neutronensterne sind extrem kompakt, haben eine Masse von ein bis zwei Sonnenmassen und einen typischen Durchmesser von 10 bis 20 km. Die Sonne hat dagegen einen Durchmesser von ungefähr 1 400 000 km. Ein Kubikzentimeter eines Neutronensterns, also ungefähr das Volumen eines Stückchen Würfelzuckers