Tagebuch einer Supernova: Wie (einige) Sterne explodieren

Paul Sutter ist Astrophysiker an der Ohio State University und Chefwissenschaftler am COSI Science Center. Sutter ist auch Gastgeber von Ask a Spaceman und Space Radio und führt AstroTours auf der ganzen Welt. Sutter hat diesen Artikel zu ProfoundSpace.org's Expert Voices: Op-Ed & Insights beigetragen.

Alles im Universum kommt irgendwann zu einem Ende. Sogar Sterne. Obwohl einige von ihnen Billionen von Jahren überdauern können, wenn sie ständig an ihren Wasserstoffreserven nippen und sie in Helium umwandeln, haben sie irgendwann keinen Treibstoff mehr. Und wenn sie es tun, können die Ergebnisse ziemlich spektakulär sein.

Unsere eigene Sonne wird das Sonnensystem durcheinander bringen, wenn es in 4 Milliarden Jahren die letzten Stadien seines Lebens erreicht. Es wird anschwellen, rot werden (die Erde dabei verschlingen) und seine äußeren Schichten abwerfen, bevor es sich als weißer Zwerg in die Post-Fusion zurückzieht. [Supernova-Fotos: Großartige Bilder von Sternenexplosionen]

Die spektakulärsten Todesfälle sind jedoch den massereichsten Sternen vorbehalten. Sobald sich ein Objekt auf mindestens das Achtfache der Sonnenmasse aufbaut, können interessante Spiele im Kern gespielt werden, mit ... explosiven Ergebnissen.

Die Atomlinie gehen

Jeder Stern, egal wie groß, geht eine dünne Gratwanderung. Auf der einen Seite liegt die drückende Schwerkraft des Eigengewichtes des Sterns, die die notwendigen Drücke und Temperaturen für die Kernfusion im Kern liefert und aus Wasserstoff Helium macht. Aber dieser Fusionsprozess setzt Energie frei, die den Stern in eine expansivere Stimmung versetzt, als die Schwerkraft allein.

Um zu verstehen, wie das funktioniert, lassen Sie uns ein Gedankenexperiment durcharbeiten. Stellen Sie sich vor, dass die Gravitation ein kleines bisschen zunehmen würde, dann würde der erhöhte Druck das Intensitätsniveau der Fusionsreaktionen erhöhen, was wiederum mehr Energie freisetzen würde und somit weiteren Kollaps des Sterns verhindern würde. Und auf der anderen Seite, wenn die Fusionsparty nur ein bisschen wilder werden würde, würde das dazu führen, dass die Sterne zu stark aufblähen, den Griff der Schwerkraft verringern und den Druck im Kern verringern, was die Dinge abkühlt.

Dieser Balanceakt ermöglicht es einem Stern, Millionen, Milliarden und sogar Billionen von Jahren zu halten.

Bis es nicht geht.

Das Spiel kann so lange gespielt werden, wie Treibstoff für die Beleuchtung vorhanden ist. Solange es in der Nähe des Kerns genügend Wasserstoff gibt, kann der Stern das Helium weiter austreiben und dem unvermeidlichen Zusammenbruch der Schwerkraft widerstehen.

Eine vernichtende Kraft

Ich benutze nicht nur ein Gespür für Sprache, wenn ich den Zusammenbruch der Schwerkraft als unvermeidlich beschreibe. Die Schwerkraft hört niemals auf, schläft niemals, hält niemals an. Es kann für eine lange Zeit widerstanden werden, aber nicht für immer.

Wenn ein Stern älter wird, baut er einen Kern aus inertem Helium auf. Sobald die Wasserstoffversorgung erschöpft ist, gibt es nichts, was das eindringende Gewicht des umgebenden Materials aufhalten könnte. Das heißt, bis der Kern eine Glühtemperatur von 100 Millionen Kelvin (180 Millionen Grad Fahrenheit) erreicht, an welchem ​​Punkt Helium selbst zu schmelzen beginnt.

Hurra, die Party ist wieder da! Nun, zumindest für eine Weile. Die Heliumfusion ist nicht so effizient wie die des guten alten Wasserstoffs, daher finden die Reaktionen noch schneller statt, um mit der Schwerkraft zu konkurrieren.

Während die "Hauptreihe" des Lebens eines Sterns Hunderte von Millionen von Jahren dauern kann, während es glücklich Wasserstoff verbrennt, dauert die Heliumphase kaum eine Million.

Das Produkt der Heliumfusion ist Kohlenstoff und Sauerstoff, und das gleiche Spiel wird wieder gespielt, aber bei noch höheren Temperaturen und kürzeren Zeitskalen. Sobald das Helium trocken gesogen ist, bricht der Kern zusammen und verstärkt sich auf 1 Milliarde K (1,8 Milliarden Grad F), so dass diese neuen Elemente an die Reihe kommen können.

Außer Kontrolle

Dann schmilzt Silizium im Kern mit etwa 3 Milliarden K (5,4 Milliarden Grad F) und erzeugt Eisen. Umgeben von plasmatischen zwiebelartigen Schichten aus Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff wird die Situation im Zentrum brenzlig.

Das Problem besteht darin, dass das Schmelzen von Eisen aufgrund seiner internen Kernkonfiguration Energie verbraucht und nicht freisetzt. Die Schwerkraft drängt weiter und schleudert Eisenatome zusammen, aber es gibt nichts mehr, was sie aufhalten könnte.

In weniger als einem Tag, nach Millionen von Jahren friedlichen nuklearen Regimewechsels, bildet der Stern einen festen Kern aus Eisen, und alles geht drunter und drüber.

Innerhalb weniger Minuten werden durch den starken Gravitationsdruck Elektronen in die Eisenkerne getrieben und Protonen in Neutronen umgewandelt. Der kleine, dichte Neutronenkern hat schließlich den Mut, der Schwerkraft zu widerstehen, nicht durch die Freisetzung von Energie, sondern durch einen als Entartungsdruck bezeichneten Effekt. Sie können nur so viele Neutronen in eine Kiste packen; Schließlich werden sie sich ohne überwältigende Kraft nicht enger zusammendrücken, und in den ersten Stadien einer Supernova-Explosion kann selbst die Schwerkraft nicht genügend Zugkraft aufbringen.

Also haben Sie jetzt, sagen wir mal, ein paar Dutzend Sonnen, die Material auf einen unerbittlichen Kern zusammenfallen lassen. Zusammenbruch. Prallen. Boom.

Das Inside-Out-Inferno

Außer, es gibt einen Stand. Die Schockfront, die bereit ist, aus dem Kern herauszubrechen und den Stern zu Sternstücken zu zerkleinern, verliert Energie und verlangsamt sich. Es gibt einen Bounce, aber keinen Boom.

Um ganz ehrlich zu sein, sind wir nicht genau sicher, was als nächstes passiert. Unsere frühesten Simulationen dieses Prozesses ließen die Sterne nicht explodieren. Da sie in der Realität explodieren, wissen wir, dass etwas fehlt.

Astrophysiker vermuteten für eine Weile, Neutrinos könnten zur Rettung kommen. Diese geisterhaften Partikel interagieren kaum mit normaler Materie, aber sie werden während der "Bounce" -Phase in solch lächerlichen Mengen hergestellt, dass sie die Schockfront wieder beleben und ihre Segel füllen können, um den Job zu beenden.

Aber anspruchsvollere Simulationen im letzten Jahrzehnt haben gezeigt, dass nicht einmal Neutrinos das erreichen können.Es gibt eine Menge Energie, um eine Supernova-Explosion anzutreiben, aber sie ist nicht zur richtigen Zeit am richtigen Ort.

Die Anfangsmomente einer Supernova sind eine sehr schwierige Zeit zu verstehen, mit Plasmaphysik, Kernreaktionen, Strahlung, Neutrinos, Strahlung - ein ganzes Lehrbuch voll von Prozessen auf einmal. Nur weitere Beobachtungen und bessere Simulationen können die letzten Momente des Lebens eines Sterns vollständig freilegen. Bis dahin können wir uns nur zurücklehnen und die Show genießen.

Erfahren Sie mehr über die Episode "Warum explodieren einige Sterne?" im Ask A Spaceman-Podcast, erhältlich bei iTunes und im Internet unter //www.askaspaceman.com. Danke an @ionut_branea und @ ThomasPadden1 für die Fragen, die zu diesem Stück geführt haben! Stellen Sie Ihre eigene Frage auf Twitter mit #AskASpaceman oder indem Sie Paul @PaulMattSutter und facebook.com/PaulMattSutter folgen. Folge uns @Spacedotcom, Facebook und Google+. Originalartikel auf ProfoundSpace.org.