Ein massereicher Stern explodiert

Wie ein Stern, der viel schwerer ist als die Sonne, in sich zusammenstürzt und sich selbst zerreißt

Schritt für Schritt

Ein Überriese

Massereiche Sterne leben schnell. Dieser begann mit etwa der 18-fachen Masse der Sonne und verbrennt seinen Brennstoff so heftig, dass er etwa 90.000-mal so hell leuchtet wie die Sonne. Sein ganzes Leben dauert nur etwa zehn Millionen Jahre, ein Tausendstel dessen der Sonne.

Seine äußeren Schichten sind so aufgebläht und dünn, dass nur wenige riesige Zellen brodelnden Gases seine ganze Oberfläche bedecken, jede viele Male breiter als die Sonne.

Beteigeuze im Orion ist ein solcher Stern, etwa 550 Lichtjahre entfernt. Er wird irgendwann in den nächsten 100.000 Jahren explodieren: ein Augenblick für einen Stern, aber höchstwahrscheinlich nicht zu unseren Lebzeiten.

Schichten wie eine Zwiebel

Innen ist er aus Schichten aufgebaut. Um einen Kern aus Eisen liegen Schalen aus Silizium, Sauerstoff und Neon, Kohlenstoff und Helium, jede die Asche des Brennstoffs, der außerhalb von ihr brennt, alles eingehüllt in eine riesige Hülle aus Wasserstoff.

Ein Stern leuchtet, indem er leichte Elemente zu schwereren verschmilzt. Wenn der Wasserstoff in seinem Zentrum aufgebraucht ist, zieht sich der Kern zusammen und heizt sich auf, bis er die Heliumasche verbrennen kann, zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Jedes Mal, wenn ein Brennstoff ausgeht, schrumpft der Kern, wird heißer und macht sich an die Asche des vorigen: Kohlenstoff, dann Neon, Sauerstoff und Silizium.

Jeder Brennstoff brennt in einer dünnen Schale direkt außerhalb des Kerns weiter, so dass der Stern am Ende wie eine Zwiebel geschichtet ist. Die Schichten sind ungefähr maßstabsgetreu gezeichnet: Fast die ganze Breite des Sterns ist Wasserstoff, alles andere steckt in einem Kern, der kaum größer ist als die Sonne.

Hineinzoomen zeigt, wie tief sie reichen: Das Eisen in der Mitte ist etwa hunderttausendmal schmaler als der Stern.

Immer schneller

Jeder neue Brennstoff ist schneller aufgebraucht als der vorige: Wasserstoff reicht etwa 8 Millionen Jahre, Helium eine Million, Kohlenstoff tausend Jahre, Neon und Sauerstoff je etwa ein Jahr und Silizium nur etwa zehn Tage.

Schwerere Brennstoffe liefern bei jeder Verschmelzung weniger Energie, und der Kern muss heißer sein, um sie überhaupt zu verschmelzen. Bei solchen Temperaturen verliert er außerdem Energie in Form von Neutrinos, die geradewegs aus dem Stern fliegen, also muss er immer schneller brennen, nur um sich zu halten.

Wenn er Silizium verbrennt, bei etwa 3 Milliarden Grad, verbraucht der Kern seinen Brennstoff in Tagen. Von außen würde es niemand merken: Die Oberfläche des Sterns ändert sich viel zu langsam, um zu zeigen, wie der Kern seinem Ende entgegenrast.

Diese Zeiten gelten für einen Stern von etwa 20 Sonnenmassen in den Modellen von Woosley, Heger und Weaver; ein schwererer Stern durchläuft sie noch schneller.

Ein Kern aus Eisen

Der Atomkern des Eisens gehört zu den am festesten gebundenen überhaupt. Verschmilzt man ihn zu etwas Schwererem oder spaltet ihn in etwas Leichteres, muss man Energie hineinstecken. Also häuft sich das Eisen in der Mitte als tote Asche an, und nichts kann es verbrennen.

Der Kern wird nur von seinen Elektronen gehalten, die so dicht zusammengepresst sind, dass sie dagegendrücken: derselbe Druck, der einen Weißen Zwerg trägt. Dieser Druck hält nur etwa das 1,4-Fache der Sonnenmasse aus, und das Siliziumbrennen um den Kern fügt ihm ständig Eisen hinzu.

Der gestrichelte Kreis ist die Erde, maßstabsgetreu. In eine Kugel, kleiner als unser Planet, packt der Kern mehr Masse als die Sonne.

Der Kollaps

Während der Kern zusammengepresst wird, werden Elektronen in Protonen gedrückt, die dadurch zu Neutronen werden und Neutrinos abgeben. Mit weniger Elektronen, die dagegenhalten, beschleunigt sich der Kollaps nur noch. Der Rest des Sterns hat keine Zeit, es zu bemerken: Für ihn ist noch nichts geschehen.

Die eigene Schwerkraft des Kerns leistet die Arbeit und setzt eine gewaltige Energiemenge frei: einige hundert Mal mehr, als die Sonne in ihrem ganzen zehn Milliarden Jahre langen Leben abgeben wird, in weniger als einer Sekunde.

In weniger als einem Wimpernschlag schrumpft der Kern von fast der Größe der Erde, dem gestrichelten Kreis, auf eine Kugel von wenigen Dutzend Kilometern: den künftigen Neutronenstern.

Der Rückprall

Bei der Dichte eines Atomkerns wird der fallende Kern steif und prallt zurück, wobei er eine Stoßwelle nach außen schickt. Ein Neutronenstern entsteht, und 10⁵⁸ Neutrinos brechen aus ihm hervor und tragen 99 % der Energie davon.

So dichte Materie ist so eng gepackt, wie Materie nur sein kann: Ein Teelöffel davon würde etwa eine Milliarde Tonnen wiegen. Wenn der innere Kern diese Dichte erreicht, lässt er sich nicht weiter zusammendrücken, und Gas, das noch auf ihn fällt, prallt zurück wie ein Ball von einer Wand.

Neutrinos wechselwirken kaum mit irgendetwas: Billionen von der Sonne durchqueren jede Sekunde deinen Körper. Selbst sie werden in diesem Gedränge gebremst, doch innerhalb von etwa zehn Sekunden sind alle entkommen und tragen fast die ganze Energie des Kollapses davon.

Sie sind das Einzige, was je direkt aus einem kollabierenden Kern aufgefangen wurde: 1987 fingen Detektoren in Japan, den USA und Russland etwa zwei Dutzend von SN 1987A ein, Stunden bevor ihr Licht ankam.

Die Stoßwelle stockt und kommt dann frei

Innerhalb weniger Hundertstelsekunden verliert die Stoßwelle ihren Schwung und bleibt etwa 150 km vom Zentrum stehen. Neutrinos heizen das Gas hinter ihr auf und bringen es zum Brodeln, und nach einigen Zehntelsekunden kommt die Stoßwelle frei.

Die Stoßwelle verbraucht ihre Energie damit, die Eisenkerne zu zerschlagen, die auf sie fallen, und kommt zum Stillstand. Jahrzehntelang scheiterten Computermodelle von Supernovae genau hier: In einfachen Modellen explodiert der Stern überhaupt nicht.

Die Antwort liegt in den Neutrinos. Das Gas hinter der Stoßwelle fängt einige Prozent ihrer Energie ein, brodelt und schwappt in riesigen Blasen und drückt die Stoßwelle nach außen, bis sie freikommt. Nur dreidimensionale Simulationen auf einigen der größten Supercomputer erfassen das, und in ihnen explodieren Sterne inzwischen.

Einmal frei, fegt die Stoßwelle mit Tausenden Kilometern pro Sekunde durch die Schichten des Sterns.

Der Durchbruch

Etwa einen Tag später erreicht die Stoßwelle die Oberfläche des Sterns und bricht in einem etwa halbstündigen Blitz aus ultraviolettem Licht durch. Der ganze Stern wird zerrissen.

Nur ein einziger solcher Blitz wurde zu Beginn erfasst: 2008 beobachtete der Satellit Swift zufällig eine Galaxie, als die Stoßwelle der Supernova SN 2008D durchbrach und etwa fünf Minuten lang im Röntgenlicht leuchtete.

Bei einem so großen Stern braucht die Stoßwelle etwa einen Tag, um herauszukommen. Der Stern von SN 1987A war kleiner, ein Blauer Überriese, und sein Licht begann etwa drei Stunden nach den Neutrinos.

Die äußeren Schichten des Sterns, mehr als zehn Sonnenmassen Gas, werden mit etwa 10.000 km/s hinausgeschleudert.

Eine Supernova

Monatelang leuchtet dieser eine Stern wie Hunderte Millionen Sonnen, hell genug, um über weite Teile des Universums hinweg gesehen zu werden.

Das lange, gleichmäßige Leuchten stammt vom ausgestoßenen Wasserstoff. Von der Explosion erhitzt, kühlt das Gas beim Ausbreiten ab, und sein Licht entweicht von außen nach innen. Danach kommt das Licht vom Nickel-56 aus der Explosion, das zu Kobalt und dann zu Eisen zerfällt und die Trümmer aufheizt.

SN 1987A, 168.000 Lichtjahre entfernt in der Großen Magellanschen Wolke, war die nächste Supernova seit der Erfindung des Fernrohrs, hell genug, um sie mit bloßem Auge zu sehen.

Sternenstaub

Jahrhunderte später sind die Trümmer eine Schale von Lichtjahren Durchmesser, reich an Sauerstoff, Silizium, Kalzium und Eisen, die im Stern entstanden. In ihrer Mitte dreht sich der Neutronenstern.

Der Überrest wächst weiter, während er sich in das umgebende Gas pflügt, und leuchtet im Röntgenlicht, wo seine Stoßwelle dieses Gas auf Millionen Grad aufheizt. Cassiopeia A, 11.000 Lichtjahre entfernt, ist ein solcher Überrest, etwa 340 Jahre alt und 10 Lichtjahre breit; die Farben hier folgen den Elementen, die Chandra darin kartiert hat.

Mit der Zeit vermischen sich die Trümmer mit dem Gas der Galaxie, aus dem neue Sterne und Planeten entstehen. Ein Großteil des Sauerstoffs, den wir atmen, und ein Teil des Eisens in unserem Blut entstand in Sternen wie diesem und wurde durch Explosionen wie diese verstreut.

Der zurückbleibende Neutronenstern kann als Pulsar leuchten, wie der im Krebsnebel, den Überresten einer 1054 gesehenen Supernova. Der Kern eines schwereren Sterns kann noch weiter kollabieren, zu einem Schwarzen Loch.