Sprengbomben am Himmel

Dass der Fixsternhimmel nicht unveränderlich ist, sondern sich wandelt, hat als erster Mensch wohl der dänische Astronom Tycho Brahe erkannt, als er die Entfernung des am 11. November 1572 im Sternbild Cassiopeia neu entflammten Sterns abschätzte. Inzwischen gehört es zum Lehrbuchwissen der Astronomie, dass solche Supernovae nicht die Geburten neuer, sondern im Gegenteil das Ende alter, ausgebrannter Sterne sind. Ebenfalls zur astronomischen Allgemeinbildung zählt, dass bei solchen gigantischen Sternexplosionen die schwersten Elemente erzeugt und ins All geblasen werden – so entstanden zum Beispiel die Eisen-Atome in unseren roten Blutkörperchen. Wie und warum es aber zu diesen Extrem-Ereignissen kommt, beginnen die Wissenschaftler gerade erst zu verstehen. Dabei helfen ihnen die leistungsfähigsten Computer der Welt.

„Die Gründe für unsere Verständnisprobleme sind vielfältig”, resümierte Hans-Thomas Janka in einem glänzenden Übersichtsvortrag auf der diesjährigen Frühjahrstagung der Deutschen Physikalischen Gesellschaft in Heidelberg: „Die Masse und der Anteil der schwereren Elemente im Vorläuferstern schwanken stark. Und es gibt weitere Effekte durch Rotation, Magnetfelder, Nachbarsterne und den Masseverlust aufgrund von Sternwinden. Das führt zu einer großen Variabilität der Explosionen.” Der Forscher am Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching zählt mit dem dortigen Direktor Wolfgang Hillebrandt und seinem Team zu den weltweit führenden Experten der Supernova-Forschung. Mit Höchstleistungsrechnern versuchen die Wissenschaftler seit Jahren, den brachialsten Ereignissen seit dem Urknall auf die Schliche zu kommen. Janka: „Wir wollen wissen, wie und warum Sterne explodieren, welche Eigenschaften die Überbleibsel haben und welche überprüfbaren Voraussagen sich machen lassen für Messungen von Lichtkurven, schweren Elementen, Neutrinos und Gravitationswellen.”

Der Kollaps vor der Explosion

Viele – aber nicht alle – Supernovae werden durch den Kollaps des ausgebrannten Kerns eines massereichen Sterns ausgelöst. Alle Sterne gewinnen ihre Energie durch die Verschmelzung von leichteren zu schwereren Elementen. Das beginnt mit der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Mit der Zeit steigen Temperatur und Druck im Sternzentrum immer weiter an. Wenn schließlich der Kohlenstoff „zündet”, erreicht der Kern Temperaturen von einer Milliarde Grad Celsius. Immer mehr Neutrinos entstehen bei den Fusionsreaktionen und führen die Energie ab. Diese „ Geisterteilchen” treten nämlich kaum mit Materie in Wechselwirkung und können so fast mit Lichtgeschwindigkeit ins All entweichen, während die Strahlung sich den Weg zur Sternoberfläche mühsam erkämpfen muss. Der Stern- kern kompensiert den Energieverlust durch die Neutrinos, indem er seinen Brennstoff immer schneller verbraucht. Sterne vom mindestens Achtfachen der Sonnenmasse „ernähren” sich einige Dutzend Millionen Jahre lang von Wasserstoff, dann höchstens wenige Millionen Jahre von Helium und maximal einige Tausend Jahre von Kohlenstoff. Das darauf folgende Silizium-Brennen dauert bloß noch drei Wochen.

Übrig bleibt ein Eisen-Nickel-Kern von der Größe der Erde und etwa 1,5 Sonnenmassen. Da Eisen die energieärmsten Atomkerne hat, liefert die Fusion zu noch schwereren Elementen keine Energie mehr, sondern würde welche erfordern. Somit kommen die Kernverschmelzungsprozesse im ausgebrannten Sternkern rapide zum Erliegen. Daraufhin kollabiert der Stern. Der Eisenkern stürzt mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit zu einem heißen, dichten Proto-Neutronenstern zusammen, der nur etwa 30 Kilometer Durchmesser hat. Das geschieht in weniger als einer halben Sekunde. Dabei werden die frei beweglichen Elektronen gleichsam in die Protonen hineingedrückt und wandeln diese in Neutronen um, wobei ebenso viele Neutrinos entstehen. Soweit sind sich die Forscher einig. Doch wie kommt es unmittelbar nach dem Kollaps zur Explosion des Sterns, wenn doch die weiter außen gelegene Sternmaterie ebenfalls nach innen stürzt?

Als erfolgversprechender Auslöser galt der „Rückprall” des Proto-Neutronensterns. Denn aufgrund einer repulsiven Eigenschaft der Starken Wechselwirkung – der stärksten bekannten Naturkraft, die unter anderem die Atomkerne zusammenhält – verhärtet sich der Proto-Neutronenstern und schwingt zurück. Dieser Rückprall schlägt wie ein Hammer gegen das nachstürzende Gas. „Wir dachten zunächst, dass diese Kollision eine Stoßfront erzeugt, die die Supernova startet”, sagt Adam Burrows. „Das machte Sinn, aber es funktioniert nicht”, bedauert der Astrophysiker von der University of Arizona in Tucson. Denn die aktuellsten Rechnungen zeigen: Während sich die Stoßfront nach außen bewegt, werden die zuvor entstandenen Eisen-Atomkerne in freie Neutronen und Protonen gespalten, was viel Energie verschlingt. Derart geschwächt, kann die Stoßfront die nachstürzende Materie zwar aufheizen, aber nicht aufhalten. Wenn jetzt nichts weiter geschähe, würde der Proto-Neutronenstern durch den Aufprall einiger Zehntel Sonnenmassen Sternmaterie zu einem Schwarzen Loch kollabieren – zu einer Supernova käme es jedoch nicht.

Geisterteilchen als Treibstoff

Einen anderen Explosionsmechanismus haben Stirling Colgate und Richard White vom Lawrence Livermore National Laboratory in Kalifornien schon 1966 vorgeschlagen: Die bei der Entstehung des Proto-Neutronensterns freigesetzten Neutrinos könnten die Energie liefern, die die äußeren Sternschichten ins All sprengt. Tatsächlich tragen diese Neutrinos das Hundertfache der kinetischen Energie der Explosion davon. Doch Computersimulationen in den Siebziger- bis Neunzigerjahren ergaben, dass dieses Neutrinoheizen nicht stark genug ist, um den Kollaps in eine Explosion zu verwandeln. Allerdings waren diese Rechnungen grob vereinfacht. Sie setzten Kugelsymmetrie voraus und ignorierten also Phänomene wie die Turbulenz des Gases und die Rotation des Sterns. Bei den komplexeren zwei- und dreidimensionalen Simulationen war das Ergebnis im Endeffekt freilich nicht besser: Im Computer entstand wiederum keine (simulierte) Supernova.

Das Problem ist freilich, dass auch die besten Rechnungen noch zu stark vereinfacht sind. Eine hinreichend detaillierte Simulation würde rund 1020 Fließkomma-Operationen und 1012 Byte Speicherplatz benötigen. „Selbst die heutzutage schnellsten Rechner mit mehreren Tausend Einzelprozessoren vermögen nur etwa 1012 Fließkomma-Operationen pro Sekunde auszuführen”, beschreibt Janka die Grenzen der Rechenkapazität. „Ein solcher Supercomputer müsste also an einer einzigen Simulation einige Jahre ununterbrochen arbeiten.” Die Komplexität der Rechenprozesse hat mehrere Gründe: Zum einen erstrecken sich die zu simulierenden Längen- und Zeitmaßstäbe über Größenordnungsbereiche von zehn Millionen. Ferner sind die thermonuklearen Brennvorgänge, der Neutrinotransport und die extremen Verhältnisse von Temperatur und Dichte äußerst kompliziert. Berücksichtigt man auch die Energien und Bewegungsrichtungen der Neutrinos, wird das vierdimensionale Strömungsproblem zu einem siebendimensionalen – und dabei ist noch nicht einmal berücksichtigt, dass es drei Arten von Neutrinos gibt, die sich zudem ineinander umwandeln können.

wie blasen in kochendem wasser

Immerhin zeigten die raffiniertesten Simulationen am Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching sowie am Los Alamos National Laboratory in New Mexico, dass die von Neutrinos geheizte Sternmaterie von starken konvektiven Strömungen umgewälzt wird. Das ähnelt den Verhältnissen in einem Topf mit kochendem Wasser. Pilzförmige Blasen aus heißem Plasma steigen diesen Simulationen zufolge in dem kollabierenden Stern empor und können, zumindest unter bestimmten Bedingungen, zu einer asymmetrischen Explosion führen, die nicht kugel-, sondern keulenförmig abläuft. „Die daraus resultierende Verteilung der verschiedenen Elemente ähnelt jener, die mit Röntgenmessungen bei dem 300 Jahre alten Supernova-Überrest Cassiopeia A gewonnen wurde”, sagt Janka. Doch ob das Neutrinoheizen immer ausreicht, alle Kernkollaps-Supernovae zu erklären, ist nach wie vor sehr umstritten.

Adam Burrows hat mit seinem Team einen anderen Mechanismus vorgeschlagen: Schallwellen. Er ließ seine zweidimensionalen Modellrechnungen länger laufen als alle seine Kollegen zuvor, die nur bis etwa 200 Millisekunden nach dem Rückprall des Proto-Neutronensterns warteten. Dabei entdeckte Burrows, dass die auf den Proto-Neutronenstern einstürzende Sternmaterie diesen zum Schwingen anregt: „Im Computer begann er mit Frequenzen um 300 Hertz zu oszillieren.” In der musikalischen Notation entspricht das etwa dem eingestrichenen dis. Diese vom oszillierenden Proto-Neutronenstern ausgelösten Schallwellen führen, so die Idee, gleichsam zu einer Wiederbelebung der Stoßfront – vielleicht mit zusätzlicher Unterstützung durch die Neutrinoheizung – und daraufhin zur Sternexplosion. Künftige Gravitationswellen-Detektoren könnten dieses Modell überprüfen. Denn der oszillierende Proto-Neutronenstern wäre eine prominente Quelle bestimmter Gravitationswellen – der von Albert Einstein vorausgesagten Schwingungen der Raumzeit.

Als wäre die Modellvielfalt nicht schon groß genug, kommen noch weitere Explosionsmechanismen infrage. Einer besteht in der Umwandlung von Rotations- in magnetische Energie. Die meisten ausgebrannten Sternkerne rotieren langsamer als einmal alle Hundert Sekunden, doch manche scheinen sich über hundertmal schneller zu drehen. Das genügt, um eine extrem asymmetrische, aber dafür umso heftigere Sternexplosion auszulösen, bei der die Trümmer nur entlang der Rotationsachsen ins All geschleudert werden. Solche Hypernovae, bei denen vermutlich Schwarze Löcher entstehen, sind die Ursache von Gammastrahlen-Ausbrüchen, die Astrophysikern lange Zeit schweres Kopfzerbrechen bereitet haben (bild der wissenschaft 8/2001, „Kosmische Knaller”). Bei einem anderen Mechanismus wird ein Stern zerrissen, ohne dass ein kompakter Rest – ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch – übrig bleibt. Dieser Mechanismus kann aber nur bei sehr massereichen Sternen – zwischen 140 und 260 Sonnenmassen – greifen, die zudem bei ihrer Entstehung nur sehr wenig schwere Elemente enthalten. Er ist heute daher sehr selten, war aber vermutlich im frühen Universum eher die Regel als die Ausnahme (bild der wissenschaft 6/2006, „Wie entstanden die ersten Sterne?” ). Hier erzeugen die Kernreaktionen im Sternkern Gammastrahlung, die sich in Elektron-Positron-Paare umwandelt: Aus Energie wird Materie, wie es Einsteins Formel E = mc2 beschreibt; und umgekehrt kann bei der Kernfusion auch Materie zu Energie werden. Durch die Paarerzeugung lässt der Strahlungsdruck im Sternzentrum plötzlich nach, der Stern kollabiert erst und wird dann sofort in einer gigantischen thermonuklearen Explosion zerfetzt.

„Solche Sterne von 100 bis 300 Sonnenmassen besitzen zum Zeitpunkt des Kollapses nicht Eisen in ihren Kernen, sondern Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff, die noch nuklear brennen können. Diese Kernfusion zündet dann aufgrund des Temperaturanstiegs, der mit dem Kollaps einhergeht”, erläutert Hans-Thomas Janka. „Bei der Kernverschmelzung zu Nickel wird so viel Energie frei, dass der Stern auseinandergesprengt wird.”

Dabei entstehen gewaltige Mengen an schweren Elementen – beispielsweise mehr als 40 Sonnenmassen des Isotops Nickel-56. Durch dessen radioaktiven Zerfall leuchten die Sternentrümmer wochen- und sogar monatelang als extrem helle Supernova auf. Solche sogenannten Paarinstabilität-Supernovae hatten William A. Fowler vom California Institute of Technology in Pasadena und Fred Hoyle von der Cambridge University bereits 1964 vorhergesagt. Erstmals beobachtet wurde ein solcher Vorgang aber wohl erst am 18. September 2006. In jener Nacht entdeckte ein automatisches 45-Zentimeter-Teleskop auf dem Mount Fowlkes in Texas die Supernova SN 2006gy in der 240 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 1260. Während die meisten Sternexplosionen etwa drei Wochen lang heller werden und dann verblassen, nahm die Leuchtkraft von SN 2006gy 70 Tage lang immer weiter zu und strahlte mehr als 100 Tage lang stärker als jede andere Supernova zuvor. Im Maximum war sie 50 Milliarden Mal heller als unsere Sonne und zehnmal so hell wie ihre Heimatgalaxie. Diese leuchtkräftigste aller bekannten Supernovae ist Messungen des Chandra-Röntgenobservatoriums und Berechnungen eines Forscherteams um Nathan Smith von der University of California in Berkeley zufolge nur mit dem Paarinstabilität-Modell zu erklären. „Offenbar gibt es verschiedene Supernova-Mechanismen”, resümiert Thomas Janka. „Das würde die Vielfalt der beobachteten Erscheinungen verständlich machen.”

Fest steht jedenfalls, dass die ins All gesprengten und mit schweren Elementen angereicherten Gasfetzen den Rohstoff für die Entstehung neuer Sterne bilden. Dieser kosmische Materiekreislauf ist die Voraussetzung dafür, dass im Universum auch Planeten entstehen konnten – und schließlich sogar Leben und Intelligenz. ■

Rüdiger Vaas