Auf der Suche nach den ältesten Sternen (German Edition)

von 2 Gramm, wiegt im Vergleich dazu über 10 Millionen Tonnen.
    Der Neutronenstern im Zentrum des zusammenbrechenden Sterns kann nicht weiter verdichtet werden. Der entartete Kern stoppt den weiteren Kollaps, in dem das einstürzende Material am »harten« Kern mit aller Wucht abprallt und wieder nach außen geschleudert wird. Die so entstehende, nach außen laufende Schockwelle durchläuft die äußeren Teile des immer noch kollabierenden Sterninneren, was dort zu einer weiteren Aufheizung der Materie und weiterer Photodisintegration führt. Die neue Produktion von Neutronen verursacht einen starken Neutronenfluss, durch den innerhalb von Sekunden viele weitere Elemente gebildet werden. Sie sind schwerer als Eisen und werden Neutroneneinfangelemente genannt. Ihre Rolle wird in Kapitel 5 im Detail geschildert. Die Aufheizung benötigt aber wiederum Energie, die jetzt der Schockwelle entzogen wird. Dadurch verlangsamt sich die Schockwelle und kommt fast zum Stillstand.
    Allerdings hat sich in der Zwischenzeit eine riesige Ansammlung von Neutrinos hinter der Schockwelle gebildet. Diese der Schockwelle hinterherlaufende Neutrinowelle injiziert dementsprechend neue Energie von hinten in die zum Stillstand gekommene Schockwelle. Es ist dieser Anstoß durch die Neutrinos, der letztlich zu der Explosion und zum Auseinanderreißen des Sterns führt. Nur so kann die Schockwelle ihren Lauf wiederaufnehmen, um kurz darauf aus dem Kern in die äußere Sternhülle hinein und durch den gesamten Stern hindurchzurasen. Dieser Prozess zerreißt den Stern, wobei die Schockwelle die äußeren Sternschichten zusammen mit den synthetisierten Elementen der verschiedenen Brennphasen vor sich herschiebt. Wenn die Schockwelle das interstellare Medium erreicht hat, werden diese neu synthetisierten Elemente gleichzeitig ins All geschleudert. In dieser Phase können die Neutrinos den auseinandergetriebenen Stern noch vor den Photonen verlassen. Die Explosion eines Sterns mit 20 Sonnenmassen besitzt dann eine Neutrino-Leuchtkraft, die 10 Millionen Mal höher ist als seine spätere maximale Photonen-Leuchtkraft. Diese Art von Supernova, also der Kollaps des Eisenkerns eines massereichen Sterns, die Bildung einer Schockwelle und das darauf folgende Auseinanderreißen der Sternhülle, wird als Typ-II-Supernova bezeichnet.
    Erst nach einer Ausdehnung der Schockwelle auf etwa 15 Milliarden km wird das Gas dünn genug, so dass die darin enthaltenen Photonen entfliehen können. Genau dann können wir ein solches Ereignis als eine Supernova beobachten. Während ihres Ausbruchs leuchtet eine Supernova für einige Tage milliardenfach heller als die Sonne. Dies ist so hell wie die gesamte Galaxie, in der sich die Supernova befindet. Für einige Zeit werden diese Energieausbrüche somit zu den hellsten Erscheinungen des beobachtbaren Universums, so dass Supernovae in anderen, weit entfernten Galaxien beobachtet werden können. Die weggeschleuderten Gasschichten bilden später einen sogenannten Supernovaüberrest, der noch einige 10 000 Jahre weiter vor sich hinglimmt und Radiowellen aussendet. Abbildung 4.C im Farbbildteil zeigt als Beispiel den 11 000 Jahre alten Vela-Supernovaüberrest, dessen Gas sich seit der Explosion mit dem interstellaren Gas vermischt.

Abb. 4.C
    Egal von welchem Typ, Supernova-Explosionen sind also ungeheure Energieschleudern. Über Wochen hinweg kann man die verglühenden, immer schwächer werdenden Überreste der Explosion mitverfolgen. Das Leuchten wird durch den Zerfall von riesigen Mengen von radioaktivem Nickel ( 56 Ni; Halbwertszeit von etwa sechs Tagen) hervorgerufen, welches über Kobalt ( 56 Co; Halbwertszeit von 78 Tagen) zu Eisen ( 56 Fe) zerfällt. Der zeitliche Verlauf der Helligkeit kann als sogenannte Lichtkurve beobachtet werden, und er spiegelt diese beiden Zerfallsprozesse in der zerrissenen Sternhülle exakt wider.
    Abbildung 4.6 zeigt den schematischen Verlauf der Lichtkurven der beiden Supernova-Explosionsmechanismen, also den eines explodierenden Weißen Zwergs (Supernova Typ Ia) und den eines Kern-Kollaps eines Sterns (Supernova Typ II). Die Überreste einer Typ-Ia-Supernova machen sich über längere Zeiten nur durch den radioaktiven Zerfall von Nickel und Kobalt bemerkbar. Dementsprechend fällt die Lichtkurve schneller ab als die der Typ-II-Explosionen. Supernovae vom Typ Ia behalten ihre maximale Helligkeit deswegen nur einige Tage bei. Die sich ausbreitende Schockwelle nach dem Kern-Kollaps führt