Physik compact, Basiswissen 8, Schulbuch

88 Makrokosmos 23 Supernova (supernova) A1 Gib an, welche Himmelsobjekte ihr Aussehen än- dern! Am 23. Feber 1987 fand ein astronomisches„Jahrhun- dertereignis“ statt: Am Südhimmel flammte in einer Nachbargalaxie (vgl. Abb. 93.4), im Gebiet der Großen Magellan´schen Wolke, ein Stern auf, dessen Hellig- keit in den folgenden Monaten noch stieg. Der Stern war dann mit bloßem Auge auf der Südhalbkugel zu sehen: Ein Stern (Sanduleak 69° 202), der erst vor etwa 20 Jahren entdeckt wurde, war explodiert. Eine der- artige Sternexplosion wird als Supernova bezeichnet. Sie ist zugleich der Zusammenbruch eines masserei- chen Sternes sowie die Geburt neuer astronomischer Systeme und neuer chemischer Elemente. Genaugenommen wurde die Supernova schon Stunden vorher durch einen Neutri- noschauer in entsprechenden Detektoren in Japan, USA und der früheren Sowjetuni- on nachweisbar. Die für derartige Ereignisse geringe Entfernung von 165 000 Lj. machte eine genaue Untersuchung der Vorgänge des Endstadiums des Sternes möglich. A2 Überlege: Wann fand die Supernova 1987-A tatsächlich statt? Der Stern hatte in etwa 10 Millionen Jahren seinen Wasserstoffvorrat im Kern zur Ver- schmelzung zu Helium aufgebraucht. Weil seine Masse 18-mal größer war als die der Sonne, musste der Stern größereMengen an Wasserstoff umsetzen, um dem Gravitati- onsdruck im Innern durch hinreichend große thermische Energien das Gleichgewicht zu halten. Die Leuchtkraft war daher auch etwa 40000-mal so stark wie die der Sonne! Der 23.3.4 Kern des Sternes schrumpfte und die damit verbunde- ne Erhöhung der Dichte von 10 3 kg · m –3 auf 10 6 kg · m –3 führte gemeinsam mit der Temperaturerhöhung von 4 · 10 7 K auf 2 · 10 8 K zur Fusion von Helium zu Kohlen- stoff. Während im Kern in einer weiteren Million Jahre Helium zu Kohlenstoff verbrannte, dehnten sich die äußeren Schichten aus Wasserstoff bis auf einen Radi- us von 3 · 10 11 m wegen der zusätzlichen Strahlung aus dem Innern aus. Weitere Kernfusionen zu Sauerstoff, Neon, Silizium bis zum Eisen im Inneren des Sternes verhinderten den Kollaps des Kerns des Riesensterns noch einige 10 4 Jahre. Dann war die Kernenergie des Sternes verbraucht und der Kern des Sternes stürzte in sich zusammen. In wenigen Zehntelsekunden kollabierte der Kern, er schrumpfte auf einen Radius von nur rund 100 km! Dabei erreichte die Materie die Dichte des Atomkerns: In einer gewaltigen Stoßwelle prallte der innere Kern gegen die nach innen stürzenden äußeren Schichten des Sternes. Durch hochenergetische Gammastrahlen bildeten sich Elektron-Positron-Paare, die durch nach- folgende Annihilation unter anderem Neutrinos her- vorbringen konnten. Damit konnte der kollabierende Kern gewaltige Energiemengen abstrahlen, die zu ei- ner Abkühlung und zum Schrumpfen des Kernes führ- ten und die Explosion der Sternhülle in Gang halten konnten. Während die Schockwelle die Sternmaterie durchdrang, wurden weitere schwere Elemente gebil- det. Diese waren zum Teil instabil und zerfielen. Damit war die Energiequelle gegeben, die in der Folge zu ei- ner thermischen Aufhellung der Supernova führte. Die Supernova löste sich in einem turbulenten Nebel auf. Abb. 88.1 Das Ende eines Sternes – Der Vorstern (rechts oben) wies eine 40 000-mal größere Leuchtkraft als die Sonne auf. An ihremMaximum erreichte die Supernova das 200 Millionenfache der Leuchtkraft der Sonne. Abb. 88.2 Zeitlicher Verlauf der Helligkeit der Supernova 1987-A – Maximum nach 4 Monaten und dann „zerfallskurvenähnlicher“ Abfall. Nur zu Prüfzwe ken – Eigentum des Verlags öbv