Das Phänomen der Supernova. Definition, Entstehung und Entwicklung

Inhaltsverzeichnis

1 Einleitung

2 Sterne
2.1 Definition Stern
2.2 Die Entstehung & Entwicklung eines Sternes
2.3 Die Kernfusion

3 Supernova
3.1 Definition von Supernova
3.2 Der Weg zur Supernova
3.3 Die Explosion
3.4 Die Standardexplosion des Typs II
3.4.1 Eigenschaften der Supernova Typ II
3.5 Die thermonukleare Supernova des Typs Ia
3.5.1 Eigenschaften der Supernova Typ Ia
3.6 Vergleich der Supernova Typ I und Typ II
3.7 Supernova Überreste
3.7.1 Planetarischer Nebel
3.7.2 Neutronensterne und Pulsare
3.7.3 Schwarze Löcher

4 Fazit

5 Literatur -und Quellenverzeichnis

6 Abbildungsverzeichnis

1 Einleitung

Die Größe des Universums ist jenseits unserer Vorstellungskraft. Es geschehen in diesem unendlich viele Prozesse gleichzeitig, von denen wir nur die Wenigsten mitbekommen. Allerdings ist unsere Technik mittlerweile so ausgereift, dass wir einige Ereignisse im Universum beobachten und analysieren können, um die Entstehung und Entwicklung des Makrokosmos besser verstehen zu können.

Einer dieser Prozesse ist verantwortlich für die Zusammensetzung der Galaxie und die fortwährende Entstehung weiterer Himmelskörper. Die Rede ist von einer Supernova, denn solch eine Explosion bereichert das interstellare Medium mit leichten bis schweren Elementen und über dieses spektakuläre Ereignis wird in dieser Facharbeit berichtet.

Ziel dieser Arbeit soll es sein, einen Einblick in das Phänomen zu geben und einen Überblick über die verschiedenen Prozesse zu verschaffen.

Zunächst wird vorgestellt, wie es zur Entstehung von Sternen kommt und wie sich diese zu Hauptreihensternen weiterentwickeln. Im Anschluss daran wird die Sternentwicklung eines massereichen Sterns bis hin zur Supernova erläutert. Anschließend wird die Supernova selbst betrachtet und zum Abschluss auch die Überreste der Supernova.

Das Thema ist kompliziert, weshalb ich versuchen werde, die jeweiligen Prozesse so einfach wie möglich zu erläutern und mit Abbildungen darzustellen. Auf Sachlichkeit und fachliche Richtigkeit soll jedoch nicht verzichtet werden. Ich werde mich konsequent auf wissenschaftliche Bücher von Astrophysikern wie z.B. Harald Lesch und andere Quellen beziehen. Meine Facharbeit folgt also dem Motto:

„So einfach wie möglich. Aber nicht einfacher!“ - Albert Einstein

2 Sterne

2.1 Definition Stern

Sterne sind massereiche Himmelskörper, welche aus Wasserstoff und Helium bestehen und ständig im inneren Wasserstoff zu Helium fusionieren und dadurch im Inneren mehrere Millionen Grad heiß werden, wodurch sie anfangen zu glühen bzw. sehr stark zu leuchten.¹ Unsere Sonne ist ebenfalls ein Stern, welcher jedoch im Vergleich zu anderen eine ziemlich geringere Masse besitzt.

2.2 Die Entstehung & Entwicklung eines Sternes

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abbildung 1 Carinanebel Quelle: Wikipedia

Den Raum zwischen den Sternen und der Galaxie machen enorme Gas- und Staubwolken aus.² Das interstellare Medium, also der Raum zwischen den Sternen und der Galaxie, besteht zu 70,4% aus Wasserstoff, zu 28,1% aus Helium, zu ca. 1% aus Staub und zu 1,5% aus schweren Elementen wie Kohlenstoff oder Eisen³ und auch aus magnetischen Feldern sowie aus kosmischer Strahlung.⁴ Durch die Gravitation, ist es der Wolke möglich sich zusammenzuziehen und sich somit zu einem Stern zu entwickeln. Damit die interstellare Wolke kollabieren kann, muss die Gravitationskraft dem thermischen und magnetischen Druck sowie die Zentrifugalkraft überwiegen.⁵ Jedoch besteht nicht immer die Möglichkeit, dass sich aus einer Wolke Sterne bilden können, denn nach der Gleichung des englischen Physikers Sir James Hopwood Jeans ist es massearmen und heißen Wolken nicht möglich, sich zu einem Stern zu entwickeln.⁶

Überwiegt nun die Schwerkraft den nach außen gerichteten Kräfte und besitzt die Wolke genügend Masse,⁷ kollabiert sie, wobei die entstehende Gravitationsenergie frei und in thermische Energie umgewandelt wird.⁸ Bei diesem dynamischen Kollaps formiert sich die Wolke zu einem Kern und dessen Temperatur und Druck steigt. Dadurch befindet sich der Kern in einem hydrostatischen Gleichgewicht. Es herrscht ein Kräftegleichgewicht zwischen der Gravitationskraft und den nach außen hin gerichteten Kräften. Im weiteren Verlauf verbraucht der Kern eine Menge Energie, da die Wasserstoffatome aufgrund der erreichten Temperatur von 1800 Kelvin dissoziieren, also in zwei ungebundene Wasserstoffatome getrennt werden, wodurch der Kern aufgrund der überwiegenden Schwerkraft ein zweites Mal kollabiert und nach einer einiger Zeit der Vorläufer eines Stern, nämlich der Protostern, entsteht.⁹ Allerdings ist es durch die dichte Gashülle noch nicht möglich, den strahlenden Stern zu sehen, da diese die Strahlungen absorbiert.¹⁰

Nachdem sich das Verdichtungsgebiet aufgelöst hat, wird der Stern auch sichtbar und man bezeichnet ihn nun als Vorhauptreihenstern. Während der Rest der Wolke, durch die Gravitation angezogen wird, steigt die Dichte sowie die Temperatur immer weiter an, bis der Kern eine Temperatur von 10 Million Kelvin erreicht hat, wodurch nun die Wasserstoffatome zu Helium verschmelzen¹¹ und damit ist der Vorhauptreihenstern zu einem Hauptreihenstern geworden.¹² Nun befindet sich der Stern in einem vollkommenen hydrostatischen Gleichgewicht. Vom Zeitpunkt des ersten Kollaps bis hier sind inzwischen ca. 10 Millionen Jahre vergangen.¹³

2.3 Die Kernfusion

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abbildung 2Proton-Proton-Kette Quelle: Wikipedia

Die Kernfusion ist die Energiequelle eines Hauptreihensterns und diese durchläuft die sogenannte Proton-Proton-Kette. In dieser zerschmelzen zwei Wasserstoffatome zu einem D euterium, wobei ein Proton zum Neutron wird. Bei dieser Verwandlung wird ein Positron sowie ein Neutrino frei und allein dieser Prozess beansprucht zehn Milliarden Jahre. In den nächsten zehn Sekunden kommt ein weiteres Proton dazu und bei der Aussendung eines y- Quants, also eines Gammastrahls, verwandelt es sich in Helium-3. Zuletzt verschmelzen zwei Helium-3 Kerne zu einem Heliumkern und auch diese Verschmelzung dauert eine Million Jahre.¹⁴

Doch warum wird nun bei der Proton-Proton-Kette Energie frei? Das liegt daran, dass während der Fusion von vier Protonen zu Helium ein Massendefekt auftritt, was bedeutet, dass die Ausgansmasse größer als der entstehende Heliumkern ist. Dabei wurde die „verlorene Masse“ in Energie umgewandelt und diese beträgt 26,23 MeV.¹⁵

Nun bleibt noch die Frage offen, wie es möglich ist, dass Sterne trotz dieser zehn Milliarden Jahre so viele Wasserstoffatome fusionieren können?

Das liegt am Tunneleffekt der Quantenmechanik. Durch diesen ist es den Protonen möglich, den Coulomb- Wall, welcher durch die gleiche Ladung der beiden Protonen entsteht, einfach zu untertunneln. Ohne diesen Tunneleffekt wäre es den Protonen gar nicht erst möglich, diesen Coulomb- Wall zu überwinden, denn eigentlich würden sie eine riesige Menge an kinetischer Energie benötigen, welche jedoch bei einer Kerntemperatur von 15 Million Kelvin nicht vorhanden ist. Jedoch ist die Wahrscheinlichkeit, dass einem Proton das Untertunneln gelingt, ziemlich gering. Da der Hauptreihenstern allerdings zu 75% aus Wasserstoffatomen besteht, versuchen unzählige von diesen den Coulomb-Wall zu untertunneln, wodurch es dann doch möglich ist, den Prozess der Proton- Proton- Kette beizubehalten und um somit genügend Energie für den Stern freizusetzen.¹⁶

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abbildung 3Tunneleffekt Quelle: Leifiphysik

3 Supernova

3.1 Definition von Supernova

Im Jahr 1572 bemerkte der Astrophysiker Tycho Brahe ein plötzlich auftauchendes sternähnliches Objekt am Himmel und daher stammt auch der Begriff Nova. Bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts dachte man noch, dass jeder Helligkeitsausbruch eine Nova war. Als man dann jedoch die Ursache für einen Helligkeitsausbruch herausfand, änderte sich die Definition für Supernova und heute steht sie für „das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.“17

3.2 Der Weg zur Supernova

Sterne, die in einer Supernova enden, haben eine enorme Masse von mindestens acht Sonnenmassen. Ein solcher Stern unterscheidet sich soweit in der Entwicklung von Sternen mit weniger als acht Sonnenmassen, dass dieser mehrere Brennstufen hat und in einer Supernova endet. Diese Entwicklung wird anhand eines Sterns mit 25 Sonnenmassen veranschaulicht. Nachdem der Hauptreihenstern aufgrund seiner großen Masse ziemlich schnell seinen Wasserstoffvorrat verbraucht und zu Heliumkernen fusioniert hat, bildet sich eine Schale um den Kern, in welcher der restliche Wasserstoff weiter fusioniert. Nun befindet sich der Stern nicht mehr in einem hydrostatischen Gleichgewicht, da nach jeder Brennstufe immer weniger Energie durch die Fusion freigesetzt wird. Dementsprechend beginnt die Gravitation, die nach außen hin gerichteten Kräfte langsam zu überwiegen, wodurch die Temperatur des Kerns steigt und nun aufgrund der erreichten Temperatur die Heliumkerne zu Kohlenstoff fusionieren können.18 Nachdem auch diese Brennstufe zu Ende geht, bildet sich auch hier eine weitere Schale um den Kern, in welcher das Helium weiter fusioniert. Nach jeder Brennstufe bildet sich also eine Schale, in der der jeweilige Brennstoff weiter fusioniert. Außerdem bringt jede Brennstufe immer ein schwereres Element als davor hervor, weshalb auch immer das schwerere Element im inneren des Kerns fusioniert, da es schwerer als das Element davor ist und da der Kern die ausreichenden Temperatur hat. Durch das Heliumbrennen ist der Kern auf 700 Million Kelvin erhitzt worden, weshalb nun das Kohlenstoffbrennen startet.

Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten

Abbildung 4 Schalenbrennen Quelle: Wikipedia

Hier verschmelzen zwei Kohlenstoffatome zu Sauerstoff, Natrium, Magnesium sowie Neon und dementsprechend entsteht ein Neutron, Proton oder Heliumkern, wobei die Gammastrahlen einen Teil der Prozessenergie davontragen. Nach 300 Jahren ist das Kohlenstoffbrennen am Ende angelangt und durch die Gravitation schrumpft der Kern weiter, bis er sich auf 1200 Million Kelvin erhitzt hat. Dadurch startet das Neonbrennen und bei der Fusion entsteht Silizium, Magnesium sowie Helium, Sauerstoff und a-Teilchen, aufgrund der Spaltung des Neonkerns, durch hochenergetische Gammastrahlung - Photodesintegration19 Bereits nach zehn Jahren endet auch diese Brennstufe und das Sauerstoffbrennen beginnt. Nach einem halben Jahr ist der Kern auf 5000 Million Kelvin erhitzt worden, wodurch das Siliziumbrennen startet. Hierbei entsteht aus zwei Siliziumkernen ein Eisenkern. Beim Eisenkern hört der Brennvorgang jedoch auf, da Eisen die höchste Bindungsenergie pro Nukleon besitzt und somit die Fusion zu noch schwereren Elementen mehr Energie verbrauchen würde, als sie schlussendlich freisetzt.¹⁷

Der Stern besteht nun aus mehreren Atomschichten, die nach außen hin immer leichtere Elemente fusioniert und dadurchdem Aufbau einer Zwiebel ähnelt.

Da der Eisenkern nicht in der Lage ist, Energie freizusetzen, überwiegt die Gravitation die nach außen hin gerichteten Kräfte und der Stern implodiert.

3.3 Die Explosion

3.4 Die Standardexplosion des Typs II

Der Kern des Sterns, der zu Anfang 25 Sonnenmassen groß war, ist auf zwei Sonnenmassen geschrumpft und da nun alle Brennstoffe aufgebraucht sind, wird auch keine Energie mehr freigesetzt, wodurch der Strahlungsdruck nicht mehr dem Druck der Gravitation entgegenwirken kann und der Kern erneut kontrahiert.¹⁸ Dadurch, dass der Kern schrumpft, erhitzt er sich, wodurch die Photonen noch energiereicher werden und die Eisenatomkerne durch Photodesintegration zerstören. Für diesen Prozess muss eine Menge Energie aufgewendet werden, da Eisen die höchste Bindungsenergie pro Nukleon besitzt. Bei der Zerstörung entstehen a-Teilchen und Neutronen, wobei die a-Teilchen mittels der Photonen in Neutronen und Protonen zerlegt werden.¹⁹ Außerdem wird durch die Kontraktion das Elektronengas so stark zusammengepresst, dass die Elektronen mit den Protonen zu Neutronen verschmelzen, wobei auch Neutrinos entstehen. Diesen Vorgang bezeichnet man als inversen ß-Zerfall, denn bei einem normalen ß-Zerfall geschieht genau das Gegenteil, dabei wird aus einem Neutron ein Elektron und Proton. Da die Neutrinos die Eigenschaft haben, dass sie nicht mit Materie wechselwirken, verlassen etwa95% ungehindert den Stern und tragen dabei eine großen Teil der Energie mit sich, wodurch der Stern ziemlich stark abkühlt und weiter kontrahiert.23 Der Elektroneneinfang und die Photodesintegration führen dazu, dass der Stern sehr viel Energie verliert und dadurch der Druck nach Außen geschwächt wird. Außerdem ist die Zahl der freien Elektronen so stark durch den Elektroneneinfang gesunken, dass Entartungsdruck nicht mehr dem Druck der Gravitation entgegenhalten kann. Der Entartungsdruck tritt normalerweise dem Gravitationsdruck entgegen und dieser entsteht, wenn Elektronen in Sternen zu großer Dichte konzentriert sind24. Da dieser allerdings nicht mehr vorhanden ist, ist der Kollaps nicht mehr zu verhindern und eskommtzur Implosion.

[...]

¹ 3

² 1 S.86-87

³ 1 S.90

⁴ 1 S.92

⁵ 1S.108

⁶ 1 S.94

⁷ 1 S.108

⁸ 1 S.111

⁹ 1 S.111

¹⁰ 2 S.226

¹¹ 4S. 555

¹² 2 S.226

¹³ 1 S.123

¹⁴ 1 S.128-131

¹⁵ 1 S.133

¹⁶ 1 S. 174-180

¹⁷ 1 S.180

¹⁸ 7

¹⁹ 13