Sternstunden des Universums

Gashülle gewaltig aufgebläht ist, einander umkreisen oder in dem sich zwei Weiße Zwerge umrunden. Weiße Zwerge sind die extrem dichten, erdballgroßen Kerne ausgebrannter, massearmer Sterne. Sie bestehen im Wesentlichen aus Kohlenstoff und Sauerstoff, der jedoch nicht gasförmig, sondern fest ist. Zu einer SN Ia kommt es, wenn einer der Weißen Zwerge durch Zugewinn von Materie eine gewisse Grenzmasse überschreitet. Dazu zieht der Weiße Zwerg entweder Gas von dem aufgeblähten Stern auf sich, oder, wie Forscher am Max-Planck-Institut für Astrophysik erst kürzlich anhand neuer Daten des Röntgen-Weltraumteleskops Chandra zeigen konnten, die beiden Weißen Zwerge kommen einander immer näher und vereinigen sich schließlich. Das Ergebnis ist in beiden Fällen gleich: Die Weißen Zwerge werden instabil und explodieren in einem gigantischen, thermonuklearen Feuerball.
    Eine SN des Typs II markiert das Ende eines massereichen Sterns. Nachdem der Stern in einer Reihe von Kernfusionsprozessen seinen »Brennstoff« aufgebraucht hat, erlischt der nukleare »Ofen« im Zentrum des Sterns endgültig. Damit verschwindet auch der nach außen gerichtete Strahlungsdruck, der den zu diesem Zeitpunkt vornehmlich aus Atomkernen des Elements Eisen und freien Elektronen bestehenden Sternkern gegen die Gravitation stabilisiert hat. Folglich beginnt der Kern unter seiner eigenen Schwerkraft zu schrumpfen und wird dichter und heißer. In diesem Umfeld gewinnen die Elektronen so viel Energie, dass sie mit den Protonen des Kerns zu Neutronen verschmelzen, wobei jeweils ein Neutrino frei wird.
    Da durch die Verschmelzung mit den Protonen die Elektronen verschwinden, entfällt auch der von den Elektronen ausgeübte, nach außen gerichtete Druck, der bislang den weiteren Kollaps des Sternkerns verhindert hat. Der Druck entsteht, weil Elektronen dem sogenannten Pauli-Prinzip unterliegen. Das Volumen, das den Elektronen zur Verfügung steht, ist in Quantenzellen unterschiedlicher Energie aufgeteilt. Entsprechend dem Pauli-Prinzip kann eine Quantenzelle höchstens von zwei Elektronen mit entgegengesetztem Spin besetzt werden, das heißt mit zwei Elektronen, die sich in der Richtung ihrer Eigendrehung unterscheiden. Wird der Sternkern unter dem Einfluss der Gravitation etwas komprimiert, so wird auch das den Elektronen zur Verfügung stehende Volumen kleiner, und die Elektronendichte steigt an. Das heißt, die Elektronen müssen enger zusammenrücken. Da jedoch die Quantenzellen niedriger Energie bereits besetzt sind, müssten die Elektronen auf noch unbesetzte Quantenzellen höherer Energie ausweichen. Aufgrund dessen entsteht ein hoher innerer Druck, der sogenannte Fermi-Druck, der sich gegen die Gravitationskraft stemmt und den Kollaps des Kerns verhindert.
    Sind jedoch die Elektronen durch die Verschmelzung mit den Protonen verschwunden, so verschwindet auch der Fermi-Druck, und die Gravitation gewinnt die Oberhand. Jetzt kollabiert der Sternkern im Bruchteil einer Sekunde unter seiner eigenen Schwerkraft zu einem kompakten Neutronenkern. Die nachstürzenden äußeren Sternschalen prallen auf den harten Kern, lösen dort Schockwellen aus, die nun gemeinsam mit den bei der Verschmelzung der Elektronen mit den Protonen freigesetzten Neutrinos nach außen rasen. Die Sternhülle wird dadurch so stark aufgeheizt, dass der gesamte Stern in einer gewaltigen Explosion zerrissen wird und seine Hüllen weit in den Raum hinausgeschleudert werden. Zurück bleibt lediglich ein etwa 20 Kilometer großer Neutronenstern, der ehemalige, extrem dichte Neutronenkern des explodierten Sterns.
    Auch ein Neutronenstern wird durch den Fermi-Druck vor dem weiteren Kollaps bewahrt. Allerdings sind es dort nicht Elektronen, die für den Druck verantwortlich sind, sondern die Neutronen. Wie Elektronen unterliegen auch sie dem Pauli-Prinzip und können nicht beliebig eng zusammenrücken. Aufgrund ihrer gegenüber den Elektronen wesentlich größeren Masse ist der Fermi-Druck der Neutronen viel höher als der von Elektronen. In einem 20 Kilometer großen Neutronenstern können daher bis zu circa 2,5 Sonnenmassen zusammengepresst sein, ohne dass der Stern unter seiner Eigengravitation zusammenbricht. Ist die Masse jedoch größer, so kollabiert der Neutronenstern augenblicklich zu einem Schwarzen Loch, einem Objekt, in dem die Materie extrem dicht gepackt ist und dessen Schwerkraft so groß ist, dass selbst Licht nicht entkommen kann.
    Modellrechnungen haben gezeigt,