Supernova Allgemein: schnelles eintretendes, helles aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion Der Stern wird dadurch vernichtet

Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen– bis milliardenfach zu Wird für kurze Zeit so schnell wie eine ganze Galaxie

Leben und Tod eines Sterns Auf Bild kann man verschiedene Abschnitte, die ein Stern durchläuft sehen auch unsere Sonne kann dieses Stadien durchmachen

Dadurch kann entstehen: a) ein Weiße Zwerge b) Neutronestern c) Schwarzes Loch

Zwei grundsätzliche Mechanismen wie Sterne zu Supernoven werden 1. Massereiche Sterne mit einer Anfangmasse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung mit einem Kernkollaps nach dem völligen Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs. Es kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen. 2. Sterne mit geringerer Masse können ebenfalls als Supernova explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden und in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg

Beim 2. Mechanismus kann es in laufe der Zeit zu mehreren Nova- Ausbrüchen kommen. Dies dauert so lange an bis die Chandrasekhar-Grenze überschritten wird Die dabei einsetzende Kohlenstofffusion zerreißt den Stern völlig Es wird als thermonukleare Supernova bezeichnet

a) Weiße Zwerge Repräsentiert die letzte Entwicklungsphase eines Sterns Er muss weniger als 1,44 Sonnenmassen besitzen

Merkmale Weiße Zwerge haben nur einen Durchmesser von einigen tausend bis etwa zehntausend Kilometern (Größe der Erde) Ihre Oberflächentemperatur beträgt anfangs zwischen 10.000 und 100.000 Kelvin, was ihre weiße Farbe zur Folge hat

Da sie über keine Energiequelle mehr verfügen, kühlen sie anschließend langsam ab und enden nach vielen Milliarden Jahren als Schwarzer Zwerg. Die meisten Weißen Zwerge bestehen im Innern zum größten Teil aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die durch Kernfusion entstanden sind Ein Weißer Zwerg wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind.

Ist die Masse des Vorläufersterns größer als etwa 1,44 Sonnenmassen, die Chandrasekhar-Grenze, so ist kein Gleichgewicht möglich, und der Stern kollabiert weiter zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Weiße Zwerge können, wenn sie Teil eines Doppelsternsystems sind, zu Novae führen oder in einer Supernova enden.

b) Neutronenstern Als Neutronenstern bezeichnet man in der Astronomie ein kosmisches Objekt mit einem Durchmesser von typischerweise 20 km zudem hat es einer Masse zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen

Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Gewichtsklasse dar Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen mit einer extremen Dichte von etwa 1012 kg/cm3 im Zentrum und mehr Eine Portion dieser Materie von der Größe eines Stecknadelkopfes wiegt daher über 1.000.000 Tonnen und damit mehr als ein Wasserwürfel mit 100 m Kantenlänge Materieform vergleichbar mit einen Atomkern

Entdeckungsgeschichte Im Jahre 1932 entdeckte Sir James Chadwick das Neutronals Elementarteilchen und bekam dafür 1935 den Nobelpreis für Physik verliehen ein Jahr nach Chadwicks Entdeckung, schlugen nach Lew Dawidowitsch Landau (1932) Walter Baade und Fritz Zwicky theoretisch die Existenz von Neutronensternen vor Sie beschrieben bei der theoretischen Erklärung der Vorgänge einer Supernova den Neutronenstern als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung.

1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell und Antony Hewish Radioimpulse von einem Pulsar, die später als isolierte, rotierende Neutronensterne interpretiert wurden.

Entstehung eines Neutronensterns Neutronensterne entstehen bei einer Supernova vom Typ II (bereits beschrieben) beispielsweise beim Kollaps des Zentralbereiches Der Kollaps erfolgt, wenn am Ende seiner Entwicklung die Fusionsprozesse im Inneren des Sterns zum Erliegen kommen Sobald sich im Kern Eisen und Nickel angereichert haben, ist keine Fusion mehr möglich. Eisen und Nickel sind die Elemente mit der höchsten Bindungsenergie pro Nukleon, so dass für eine weitere Fusion Energie erforderlich wäre und nicht frei würde. Somit nimmt der Strahlungsdruck ab, welcher der Gravitation entgegenwirkt und den Stern stabilisiert.

Eigenschaften eins Neutronensterns Durch die gravitative Lichtablenkung ist mehr als die Hälfte der Oberfläche sichtbar (Karos: 30°×30°). Der Umfang des hier dargestellten Neutronensterns ist doppelt so groß wie das 2π-fache seines Schwarzschild-Radius. Bei einer typischen Neutronensternmasse von 1,4 Sonnenmassen entspricht das einem Sternumfang von 2π×8,4 km.

Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 2·1012-mal stärker als das der Erde Die Fluchtgeschwindigkeit, die man einem Objekt erteilen muss, damit es den Neutronenstern verlassen kann, ist von der Größenordnung 100.000 km/s, was etwa 1/3 der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse und lenkt vom Neutronenstern emittiertes Licht dergestalt ab, dass Teile der normalerweise nicht sichtbaren Rückseite des Sterns ins Blickfeld gelangen.

Die gravitative Bindungsenergie eines Neutronensterns der doppelten Sonnenmasse ist nach dem Gesetz über die Äquivalenz von Masse und Energie, E = mc2, äquivalent zu einer Sonnenmasse Die Temperatur im Inneren eines Neutronensterns beträgt anfangs 100 Milliarden Kelvin. Die Abstrahlung von Neutrinos entzieht jedoch soviel thermische Energie, dass sie innerhalb eines Jahres auf 1 Milliarde Kelvin sinkt

Das Magnetfeld von Neutronensternen Neutronensterne haben ein extrem starkes Magnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist

Pulsare Ist die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt, so wird eine periodische Radiowelle mit einer typischen Leistung im Bereich des 100.000-fachen der gesamten Strahlungsleistung der Sonne abgestrahlt

Schema Pulsar (NASA) Neutronenstern mit rotem Riesen(NASA)

c) Schwarzes Loch Ein fiktives nichtrotierendes Schwarzes Loch von 10 Sonnenmassen aus 600 km Abstand gesehen

Als Schwarzes Loch bezeichnet man ein astronomisches Objekt, welches aufgrund seines starken Gravitationsfeldes die Raumzeit so stark krümmt, dass weder Materie noch Licht oder Information aus dieser Region nach außen gelangen können. Die Grenze dieses Bereiches heißt Ereignishorizont. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“, 1967 von John Archibald Wheeler geprägt, verweist auf den Umstand, dass auch elektromagnetische Wellen, wie etwa Licht, aus dem Bereich nicht entweichen können und es einem menschlichen Auge daher schwarz erschiene.

Die Anziehungskraft in der Nähe eines Schwarzen Loches ist so hoch, dass die Fluchtgeschwindigkeit, die ein Körper aufbringen müsste, um das Gravitationsfeld dieses Objekts zu überwinden, größer als die Lichtgeschwindigkeit wäre. Laut der speziellen Relativitätstheorie ist das Überschreiten der Vakuumlichtgeschwindigkeit nicht möglich

Abschluss Wir bedanken uns für ihre Aufmerksamkeit und wünschen ihnen einen schönen Tag. Denny Anton und Christoph Bartsch Copyright by Denny und Christoph