Nach einer Supernova-Explosion kann sich ein Stern in einen Stern verwandeln. Warum explodieren Sterne?

Der Stern könnte sterben verschiedene Wege, aber normalerweise denken die Leute, dass Sterne explodieren.

Der Begriff „Supernova“ beschreibt Explosionen, die auslösen große Menge Energie in dem Moment, in dem bestimmte Sterne ein bestimmtes Entwicklungsstadium erreichen. Supernovae können heller leuchten als ganze Galaxien und alles im Umkreis von hundert Lichtjahren zerstören. Aber Supernovae sind nicht nur erstaunlich Naturphänomen. Dies sind die wichtigsten Phänomene, die für die Entwicklung komplexer Materie, einschließlich Leben, notwendig sind.

Suche nach Supernovae durch Astronomen

Beginnen wir damit, wie Supernovae entstehen. Wenn sich an einem Ort genügend Gas ansammelt, beginnt seine Masse einen Gravitationseffekt auszuüben, der sich auf das Zentrum der Wolke konzentriert. Wenn der Druck einen bestimmten Grenzwert überschreitet, beginnen die Wasserstoffatome im Zentrum der Kugel zu verschmelzen, wodurch das Gas entzündet und in einen Stern verwandelt wird. Aber während des gesamten Lebens eines Sterns und seiner Verbrennung gibt es eine Gegenwirkung zwischen dem nach außen gerichteten Druck der Temperaturreaktion und der nach innen gerichteten Gravitationskompression.

Künstlerische Idee der ersten Sterne

Im Laufe der Milliarden Jahre der Verbrennung nimmt der Außendruck ab, die Gravitationskraft bleibt jedoch annähernd gleich. Wenn also kleine und mittelgroße Sterne abkühlen, beginnt die Schwerkraft sie zu besiegen – aber da diese Sterne nicht sehr groß sind, tut die Schwerkraft nichts anderes, als die Materie zusammenzuhalten. Ein solcher sicher abgekühlter Stern wird Weißer Zwerg genannt. Die für das Auftreten einer Supernova erforderliche Massengrenze wird Chandrasekhar-Grenze genannt und liegt bei etwa 1,4 Sonnenmassen. Ist der Stern kleiner, erlischt er friedlich.

Supernovae sind so hell, dass sie sogar vor dem Hintergrund von Galaxien hervorstechen.

Gleichzeitig kann ein Weißer Zwerg auch am Ende seines Lebens noch leuchten. Grundsätzlich können solche Sterne wieder entfacht werden. Es kann so viel Masse an sich ziehen, dass der Druck im Zentrum stark ansteigt und die Kohlenstoffsynthese beginnt. Dann beginnt eine instabile Fusionsreaktion, die zu einer Explosion führt.

Oder wenn der Kern des Weißen Zwergs hauptsächlich aus Neon besteht, kollabiert sein Kern, was ebenfalls zu einer Explosion führt – aber erst danach bleibt ein Neutronenstern zurück. Dies geschieht fast immer in Doppelsternsystemen, in denen sich ein Stern der Chandrasekhar-Grenze nähert und seinem Partner Materie entzieht. Da Astronomen den Inhalt des Sternkerns nicht untersuchen können, wissen sie nicht, welchen der beiden Wege seine Entwicklung nehmen wird.

Tycho-Supernova-Überrest

Sterne mit einer Masse von mehr als 1,4 Sonnenmassen Lebenszyklus ein anderer. Der Rote Riese brennt langsam, wobei seine Schwerkraft stark genug ist, um einen Kernkollaps und eine Supernova-Explosion auszulösen. Sterne zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen kollabieren zu Neutronensternen.

Auch schwerere Sterne kollabieren, hören aber erst auf, wenn sie sich in einen Stern verwandeln schwarzes Loch. Dies ist ein recht seltenes Ereignis. Obwohl es im Universum viele Schwarze Löcher gibt, gibt es weitaus weniger davon als andere Arten von Sternüberresten.

Wie ein Künstler ein binäres System sieht

Supernovae können auf andere Weise auftreten. Obwohl beispielsweise die meisten Weißen Zwerge langsam an Masse zunehmen, können einige Sterne einen schnellen Massenzuwachs erfahren (z. B. durch eine Kollision mit einem anderen Stern) und schnell die Chandrasekhar-Grenze überschreiten – so schnell, dass sie keine Zeit haben, zu kollabieren .

Supernovae haben in der Astronomie mehrere Verwendungsmöglichkeiten. Beispielsweise senden Supernovae vom Typ Ia (ein Weißer Zwerg, der einer Kohlenstofffusion unterzogen wurde) gleichmäßige Signale in den Weltraum. Daher werden sie als „Standardkerzen“ bezeichnet, da sie als wissenschaftliche Standards dafür dienen optische Messungen. Ist es wahr, neueste Forschung Sie sagen, dass diese Kerzen nicht so Standard sind wie bisher angenommen.

Der Punkt war jedoch, dass Supernovae nicht nur coole und nützliche Phänomene sind. Um Elemente zu erzeugen, die schwerer als Kohlenstoff und Neon sind, sind gewöhnliche Sterne nicht geeignet. Nur Supernovae, sterbende Sterne, können damit umgehen.

Fast alles, womit wir zu tun haben, wurde irgendwann in den letzten Momenten seines Lebens von einem Star weggeworfen. Die Erde ist eine felsige Ansammlung von Überresten, die von einer Supernova ausgestoßen wurden. Und auch alle Kometen, Asteroiden und alles andere, was aus schwererer Materie besteht. Und wir selbst, bestehend aus der Erde entnommener Materie, sind aus den Trümmern einer Supernova entstanden.

Ein Stern kann auf viele Arten sterben, aber die Leute denken normalerweise an explodierende Sterne.

Der Begriff „Supernova“ beschreibt Explosionen, die große Energiemengen freisetzen, wenn bestimmte Sterne ein bestimmtes Entwicklungsstadium erreichen. Supernovae können heller leuchten als ganze Galaxien und alles im Umkreis von hundert Lichtjahren zerstören. Aber Supernovae sind nicht nur erstaunliche Naturphänomene. Dies sind die wichtigsten Phänomene, die für die Entwicklung komplexer Materie, einschließlich Leben, notwendig sind.
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Wir beginnen damit, wie Supernovae entstehen. Wenn sich an einem Ort genügend Gas ansammelt, beginnt seine Masse einen Gravitationseffekt auszuüben, der sich auf das Zentrum der Wolke konzentriert. Wenn der Druck einen bestimmten Grenzwert überschreitet, beginnen die Wasserstoffatome im Zentrum der Kugel zu verschmelzen, wodurch das Gas entzündet und in einen Stern verwandelt wird. Aber während des gesamten Lebens eines Sterns und seiner Verbrennung gibt es eine Gegenwirkung zwischen dem nach außen gerichteten Druck der Temperaturreaktion und der nach innen gerichteten Gravitationskompression.

Im Laufe der Milliarden Jahre der Verbrennung nimmt der Außendruck ab, die Gravitationskraft bleibt jedoch annähernd gleich. Wenn also kleine und mittelgroße Sterne abkühlen, beginnt die Schwerkraft sie zu besiegen – aber da diese Sterne nicht sehr groß sind, führt die Schwerkraft zu nichts anderem, als die Materie zusammenzuhalten. Ein solcher sicher abgekühlter Stern wird Weißer Zwerg genannt. Die Massengrenze, die für das Auftreten einer Supernova erforderlich ist, wird Chandrasekhar-Grenze genannt und beträgt etwa das 1,4-fache der Sonnenmasse. Ist der Stern kleiner, erlischt er friedlich.

Sterne mit einer Masse von mehr als 1,4 Sonnenmassen haben einen anderen Lebenszyklus. Der Rote Riese brennt langsam, wobei seine Schwerkraft stark genug ist, um einen Kernkollaps und eine Supernova-Explosion auszulösen. Sterne mit Massen zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen kollabieren zu Neutronensternen.

Auch schwerere Sterne kollabieren, aber sie hören nicht auf, bis sie sich in ein Schwarzes Loch verwandeln. Dies ist ein recht seltenes Ereignis. Obwohl es im Universum viele Schwarze Löcher gibt, sind sie viel kleiner als andere Arten von Sternüberresten.

Supernovae haben in der Astronomie mehrere Verwendungsmöglichkeiten. Beispielsweise senden Supernovae vom Typ Ia (ein Weißer Zwerg, der einer Kohlenstofffusion unterzogen wurde) gleichmäßige Signale in den Weltraum. Daher werden sie als „Standardkerzen“ bezeichnet, da sie den Wissenschaftlern als Standards für optische Messungen dienen. Tatsächlich deuten neuere Untersuchungen darauf hin, dass diese Kerzen nicht dem Standard entsprechen, wie bisher angenommen.

Es ist ziemlich selten, dass Menschen ein so interessantes Phänomen wie eine Supernova beobachten können. Dies ist jedoch keine gewöhnliche Geburt eines Sterns, denn jedes Jahr werden in unserer Galaxie bis zu zehn Sterne geboren. Eine Supernova ist ein Phänomen, das nur alle hundert Jahre beobachtet werden kann. Die Sterne sterben so hell und schön.

Um zu verstehen, warum es zu einer Supernova-Explosion kommt, müssen wir bis zur Geburt des Sterns zurückgehen. Wasserstoff fliegt im Weltraum, der sich nach und nach zu Wolken sammelt. Wenn die Wolke groß genug ist, beginnt sich in ihrem Zentrum kondensierter Wasserstoff anzusammeln und die Temperatur steigt allmählich an. Unter dem Einfluss der Schwerkraft entsteht der Kern des zukünftigen Sterns, wo dank erhöhter Temperatur und zunehmender Schwerkraft die thermonukleare Fusionsreaktion beginnt. Wie viel Wasserstoff ein Stern anziehen kann, bestimmt seine zukünftige Größe – vom Roten Zwerg bis zum Blauen Riesen. Mit der Zeit stellt sich das Gleichgewicht der Sternarbeit ein, die äußeren Schichten üben Druck auf den Kern aus und der Kern dehnt sich aufgrund der Energie der Kernfusion aus.

Der Stern ist einzigartig und wie jeder Reaktor wird ihm eines Tages der Brennstoff ausgehen – Wasserstoff. Aber damit wir sehen können, wie eine Supernova explodiert, muss etwas mehr Zeit vergehen, denn im Reaktor wurde anstelle von Wasserstoff ein anderer Brennstoff (Helium) gebildet, den der Stern zu verbrennen beginnt und ihn in Sauerstoff und dann in Sauerstoff umwandelt Kohlenstoff. Und das so lange, bis im Kern des Sterns Eisen entsteht, das bei einer thermonuklearen Reaktion keine Energie freisetzt, sondern verbraucht. Unter solchen Bedingungen kann es zu einer Supernova-Explosion kommen.

Der Kern wird schwerer und kälter, wodurch die leichteren oberen Schichten auf ihn herabfallen. Die Fusion beginnt erneut, diesmal jedoch schneller als gewöhnlich, wodurch der Stern einfach explodiert und seine Materie in den umgebenden Raum verstreut. Je nachdem, was bekannt ist, kann es auch sein, dass danach ein Stoff mit einer unglaublich hohen Dichte zurückbleibt, der sehr hoch ist und Licht aussenden kann. Solche Formationen bleiben bestehen, nachdem sehr große Sterne entstanden sind thermonukleare Fusion bis hin zu sehr schweren Elementen. Kleinere Sterne hinterlassen kleine Neutronen- oder Eisensterne, die fast kein Licht aussenden, aber auch eine hohe Materiedichte aufweisen.

Novas und Supernovae sind eng miteinander verbunden, denn der Tod einer von ihnen kann die Geburt einer neuen bedeuten. Dieser Prozess geht endlos weiter. Eine Supernova trägt Millionen Tonnen Materie in den umgebenden Raum, die sich wieder zu Wolken zusammenballt und die Bildung einer neuen beginnt Himmelskörper. Wissenschaftler behaupten, dass alle schweren Elemente in unserem Sonnensystem von der Sonne während ihrer Geburt einem einst explodierten Stern „gestohlen“ wurden. Die Natur ist erstaunlich und der Tod einer Sache bedeutet immer die Geburt von etwas Neuem. IN Weltraum Materie zerfällt und entsteht in Sternen, wodurch das große Gleichgewicht des Universums entsteht.

Wenn der Sternbrennstoff, der die thermonukleare Reaktion unterstützt, aufgebraucht ist, beginnt die Temperatur in den inneren Regionen des Sterns zu sinken und sie können der Gravitationskompression nicht mehr standhalten. Der Stern kollabiert, d.h. seine Substanz fällt hinein. In diesem Fall werden manchmal eine Supernova-Explosion oder andere heftige Phänomene beobachtet. Eine Supernova kann heller leuchten als Milliarden gewöhnlicher Sterne und ungefähr die gleiche Menge an Lichtenergie freisetzen, die unsere Sonne in einer Milliarde Jahren produziert.

Im letzten Jahrtausend sind in unserer Galaxie nur fünf Supernovae explodiert (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). Zumindest sind so viele von ihnen in schriftlichen Quellen erwähnt (einige weitere wurden möglicherweise nicht erwähnt oder explodierten hinter dicken Gas- und Staubwolken). Doch mittlerweile gelingt es Astronomen, jedes Jahr bis zu 10 Supernova-Explosionen in anderen Galaxien zu beobachten. Allerdings kommen solche Ausbrüche immer noch selten vor. In den meisten Fällen werden die äußeren Hüllen eines Sterns abgestreift, ohne dass es zu einer so starken Explosion kommt. Oder der Stern „stirbt“ noch ruhiger. Es sind also mehrere Szenarien eines Sternkollapses möglich. Schauen wir sie uns einzeln an.

Ruhiges Verblassen charakteristisch für Sterne mit einer Masse von weniger als 0,8 Sonnen. Zwergsterne verschwinden leise (alle roten und braunen Zwerge und wahrscheinlich auch einige orangefarbene Zwerge). Sie verwandeln sich in „kühle“ Helium-Wasserstoff-Kugeln wie Jupiter, aber immer noch um ein Vielfaches größer als dieser (Schwarze Zwerge). Dieser Prozess läuft natürlich sehr langsam ab, da der Stern nach der Erschöpfung seines thermonuklearen Brennstoffs aufgrund der allmählichen Gravitationskompression noch sehr lange weiterleuchtet. Unsere Region des Universums ist so jung, dass es wahrscheinlich noch keine stillschweigend erloschenen Sterne gibt.

Kollabieren, um einen Weißen Zwerg zu bilden charakteristisch für Sterne mit Massen von 0,8 bis 8 Sonnenmassen. „Ausgebrannte“ Sterne werfen ihre Hülle ab, wodurch ein planetarischer Nebel aus Staub und Gas entsteht. Es geht so. Während im Kern Helium „brannte“, das sich in Kohlenstoff verwandelte, hohe Temperatur Der Kern (d. h. die hohe Teilchengeschwindigkeit) verhinderte eine gravitative Kompression des Kerns. Als das Helium im Kern zur Neige ging, begann der abkühlende Kohlenstoffkern allmählich zu schrumpfen und Helium (sowie Wasserstoff) aus den äußeren Schichten in den Stern zu ziehen. Dann „entzündete“ sich dieses neue Helium in der Hülle und die Hülle begann sich mit enormer Geschwindigkeit auszudehnen. Es stellte sich heraus, dass ein relativ „leichter“ Stern die fliegende Hülle nicht enthalten kann und sich in einen sogenannten planetarischen Nebel verwandelt. Früher glaubte man, dass aus solchen Nebeln Planeten entstanden seien. Es stellte sich heraus, dass dies nicht der Fall ist: Solche Nebel dehnen sich aus und lösen sich im Raum auf, aber der Name blieb erhalten. Die Ausbreitungsgeschwindigkeit planetarischer Nebel liegt zwischen 5 und 100 km/s, im Durchschnitt bei 20 km/s. Der Kern des Sterns zieht sich weiter zusammen, d.h. kollabiert zu einem blau-weißen Zwerg, der nach einiger Zeit des Abkühlens zu einem weißen Zwerg wird. Junge Weiße Zwerge sind in einem Staubkokon versteckt, der noch keine Zeit hatte, sich in einen deutlich sichtbaren planetarischen Nebel zu verwandeln. Bei einem solchen Kollaps kommt es nicht zu einer Supernova-Explosion, und dieses Szenario für das Ende des aktiven Lebens eines Sterns kommt sehr häufig vor. Oben wurden Weiße Zwerge beschrieben, und wir können uns nur daran erinnern, dass ihr Volumen mit unserem Planeten vergleichbar ist, dass die Atome in ihnen so dicht wie möglich gepackt sind und dass die Materie auf Dichten komprimiert ist, die anderthalb Milliarden Mal größer sind als die unseres Planeten Wasser, und dass diese Sterne aufgrund der Abstoßung eng aneinander gepresster Elektronen in einem relativ stabilen Zustand gehalten werden.

Wenn der Stern anfangs etwas massereicher war, endet die thermonukleare Reaktion nicht im Stadium der Heliumverbrennung, sondern etwas später (z. B. im Stadium der Kohlenstoffverbrennung), was jedoch das Schicksal des Sterns nicht grundlegend ändert.

Weiße Zwerge „schwelen“ auf unbestimmte Zeit und leuchten aufgrund der sehr langsamen Gravitationskompression. In einigen besonderen Fällen kollabieren sie jedoch schnell und explodieren völlige Zerstörung.

Kollaps eines Weißen Zwergs mit vollständiger Zerstörung des Sterns passiert, wenn der Weiße Zwerg Materie vom Satelliten auf eine kritische Masse von 1,44 Sonnenmassen zieht. Diese Masse wird Chandrasekhar-Masse genannt, nach dem indischen Mathematiker Subramanian Chandrasekhar, der sie berechnete und die Möglichkeit eines Zusammenbruchs entdeckte. Bei einer solchen Masse kann die gegenseitige Abstoßung der Elektronen die Schwerkraft nicht mehr beeinträchtigen. Dies führt zu einem plötzlichen Fall von Materie in den Stern, zu einer starken Kompression des Sterns und einem Temperaturanstieg, zum „Aufblitzen“ von Kohlenstoff im Zentrum des Sterns und zu seinem „Verbrennen“ in der nach außen gerichteten Welle. Und obwohl das thermonukleare „Verbrennen“ von Kohlenstoff nicht vollständig explosiv ist (keine Detonation, sondern eine Deflagration, also ein „Verbrennen“ im Unterschallbereich), wird der Stern vollständig zerstört und seine Überreste zerstreuen sich mit einer Geschwindigkeit von 10.000 km/s in alle Richtungen. Dieser Mechanismus wurde 1960 von Hoyle und Fowler untersucht und wird als Typ-I-Supernova-Explosion bezeichnet.

Alle Sternexplosionen dieser Art sind in erster Näherung gleich: Die Leuchtkraft nimmt drei Wochen lang zu und nimmt dann im Laufe von sechs Monaten oder über einen etwas längeren Zeitraum allmählich ab. Daher ist es aus Supernova-Explosionen vom Typ I möglich, Entfernungen zu anderen Galaxien zu bestimmen, weil Solche Blitze sind weithin sichtbar und wir kennen ihre wahre Helligkeit. Kürzlich stellte sich jedoch heraus, dass diese Supernovae asymmetrisch explodieren (schon allein deshalb, weil sie einen nahen Begleiter haben) und ihre Helligkeit zu 10 % davon abhängt, von welcher Seite die Explosion gesehen wird. Um Entfernungen zu bestimmen, ist es besser, die Helligkeit dieser Supernovae nicht im Moment der maximalen Helligkeit zu messen, sondern ein bis zwei Wochen später, wenn die sichtbare Oberfläche der Hülle nahezu kugelförmig wird.

Die Fähigkeit, sehr weit entfernte Supernovae vom Typ I zu beobachten, hilft dabei, die Expansionsrate des Universums in verschiedenen Epochen zu untersuchen (die Leuchtkraft eines Sterns zeigt die Entfernung zu ihm und den Zeitpunkt des Ereignisses an, und die Farbe zeigt die Geschwindigkeit seiner Entfernung an). So wurde die Verlangsamung der Expansion des Universums in den ersten 8,7 Milliarden Jahren und die Beschleunigung dieser Expansion in den letzten 5 Milliarden Jahren entdeckt, d.h. „Der zweite Urknall“.

Kollabieren, um einen Neutronenstern zu bilden inhärent bei Sternen, die mehr als achtmal massereicher als die Sonne sind. Im Endstadium ihrer Entwicklung beginnt sich innerhalb der Siliziumhülle ein Eisenkern zu bilden. Ein solcher Kern wächst innerhalb eines Tages und kollabiert in weniger als einer Sekunde, sobald er die Chandrasekhar-Grenze erreicht. Für den Kern liegt diese Grenze bei 1,2 bis 1,5 Sonnenmassen. Materie fällt in den Stern und die Abstoßung der Elektronen kann den Fall nicht aufhalten. Der Stoff beschleunigt, sinkt und komprimiert sich weiter, bis die Abstoßung zwischen den Nukleonen des Atomkerns (Protonen, Neutronen) zu wirken beginnt. Streng genommen kommt es auch jenseits dieser Grenze zu einer Kompression: Die fallende Materie überschreitet aufgrund ihrer Trägheit den Gleichgewichtspunkt aufgrund der Elastizität der Nukleonen um 50 % („maximale Kompression“). Danach „gibt der komprimierte Gummiball nach“ und Schockwelle dringt mit einer Geschwindigkeit von 30.000 bis 50.000 km/s in die äußeren Schichten des Sterns ein. Die äußeren Teile des Sterns fliegen in alle Richtungen weg und im Zentrum der explodierten Region bleibt ein kompakter Neutronenstern zurück. Dieses Phänomen wird als Supernova-Explosion vom Typ II bezeichnet. Diese Explosionen unterscheiden sich in der Kraft und anderen Parametern, weil Sterne unterschiedlicher Masse und unterschiedlicher Größe explodieren chemische Zusammensetzung[verschiedene Quellen]. Es gibt Hinweise darauf, dass bei einer Explosion vom Typ II nicht mehr Energie freigesetzt wird als bei einer Explosion vom Typ I, denn Ein Teil der Energie wird von der Hülle absorbiert, dies könnte jedoch eine veraltete Information sein.

Das beschriebene Szenario weist eine Reihe von Unklarheiten auf. Astronomische Beobachtungen haben gezeigt, dass massereiche Sterne tatsächlich explodieren, was zur Bildung sich ausdehnender Nebel führt und im Zentrum einen schnell rotierenden Neutronenstern zurücklässt, der regelmäßige Radiowellenimpulse (Pulsare) aussendet. Die Theorie zeigt jedoch, dass die nach außen gerichtete Stoßwelle Atome in Nukleonen (Protonen, Neutronen) spalten sollte. Dafür muss Energie aufgewendet werden, wodurch die Stoßwelle ausgehen muss. Doch aus irgendeinem Grund geschieht dies nicht: Die Stoßwelle erreicht in wenigen Sekunden die Oberfläche des Kerns, dann die Oberfläche des Sterns und bläst die Materie weg. Die Autoren betrachten mehrere Hypothesen dafür verschiedene Massen, aber sie scheinen nicht überzeugend zu sein. Vielleicht treten im Zustand „maximaler Kompression“ oder bei der Wechselwirkung einer Stoßwelle mit weiter fallender Materie einige grundlegend neue und unbekannte physikalische Gesetze in Kraft.

In unserer Galaxie war der Zusammenhang zwischen einem Supernova-Überrest und einem Pulsar Mitte der 1980er Jahre nur für den Krebsnebel bekannt.

Kollabieren, um ein Schwarzes Loch zu bilden charakteristisch für die massereichsten Sterne. Sie wird auch als Supernova-Explosion vom Typ II bezeichnet und findet nach einem ähnlichen Szenario statt, allerdings entsteht dadurch anstelle eines Neutronensterns ein Schwarzes Loch. Dies geschieht in Fällen, in denen die Masse des kollabierenden Sterns so groß ist, dass die gegenseitige Abstoßung zwischen Nukleonen (Protonen, Neutronen) die Gravitationskompression nicht verhindern kann. Es ist anzumerken, dass dieses Phänomen theoretisch weniger verstanden ist und von der beobachtenden Astronomie kaum untersucht wurde. Warum fällt beispielsweise Materie nicht vollständig in ein Schwarzes Loch? Gibt es etwas Ähnliches wie „Maximum Squeeze“? Gibt es eine äußere Schockwelle? Warum wird sie nicht langsamer?

Kürzlich wurden Beobachtungen gemacht, die darauf hindeuten, dass die Supernova-Stoßwelle einen Gammastrahlenausbruch oder Röntgenstrahlenausbruch in der expandierenden Hülle des ehemaligen Riesensterns erzeugt (siehe Abschnitt über Gammastrahlenausbrüche).

Jede Supernova vom Typ II erzeugt das aktive Isotop Aluminium (26Al) mit etwa 0,0001 Sonnenmassen. Der Zerfall dieses Isotops erzeugt harte Strahlung, die seit langem beobachtet wird und aus deren Intensität errechnet wird, dass es in der Galaxie weniger als drei Sonnenmassen dieses Isotops gibt. Das bedeutet, dass Supernovae vom Typ II im Durchschnitt zweimal pro Jahrhundert in der Galaxie explodieren, was nicht beobachtet wird. Wahrscheinlich wurden in den letzten Jahrhunderten viele solcher Explosionen nicht bemerkt (sie waren beispielsweise weit entfernt oder ereigneten sich hinter Wolken aus kosmischem Staub). Auf jeden Fall ist es höchste Zeit, dass eine Supernova explodiert ...

Astronomen zufolge wird im Jahr 2022 die hellste Supernova-Explosion im Sternbild Schwan von der Erde aus sichtbar sein. Der Blitz kann den Glanz der meisten Sterne am Himmel überstrahlen! Eine Supernova-Explosion ist ein seltenes Phänomen, aber es wird nicht das erste Mal sein, dass die Menschheit dieses Phänomen beobachtet. Warum ist dieses Phänomen so faszinierend?

SCHRECKLICHE ZEICHEN DER VERGANGENHEIT

Vor 5000 Jahren hatten die Bewohner des antiken Sumer Angst – die Götter zeigten ihre Wut, indem sie ein Zeichen zeigten. Die zweite Sonne schien am Himmel, sodass es selbst nachts so hell wie der Tag war! Um eine Katastrophe abzuwenden, brachten die Sumerer reiche Opfer und beteten unermüdlich zu den Göttern – und das zeigte Wirkung. An, der Gott des Himmels, wandte seinen Zorn ab – die zweite Sonne begann zu verblassen und verschwand bald ganz vom Himmel.

Auf diese Weise rekonstruieren Wissenschaftler Ereignisse, die sich vor mehr als fünftausend Jahren ereigneten, als eine Supernova über dem antiken Sumer explodierte. Diese Ereignisse wurden durch eine Keilschrifttafel bekannt, die eine Geschichte über die „zweite Sonnengottheit“ enthielt, die auf der Südseite des Himmels erschien. Astronomen haben Spuren einer Sternkatastrophe gefunden – der Parus-X-Nebel bleibt von der Supernova übrig, die die Sumerer erschreckte.

Nach modernen wissenschaftlichen Daten war der Schrecken der alten Bewohner Mesopotamiens weitgehend berechtigt – wenn eine Supernova-Explosion etwas näher am Sonnensystem stattgefunden hätte, wäre alles Leben auf der Oberfläche unseres Planeten durch Strahlung versengt worden.

Dies geschah bereits einmal, als vor 440 Millionen Jahren eine Supernova-Explosion in sonnennahen Regionen des Weltraums stattfand. Tausende Lichtjahre von der Erde entfernt wurde ein riesiger Stern zur Supernova und unser Planet wurde von tödlicher Strahlung verbrannt. Die paläozoischen Monster, die das Pech hatten, zu dieser Zeit zu leben, konnten sehen, wie ein blendender Glanz, der plötzlich am Himmel erschien, die Sonne verdunkelte – und das war das Letzte, was sie in ihrem Leben sahen. Innerhalb von Sekunden zerstörte die Strahlung der Supernova die Ozonschicht des Planeten und die Strahlung tötete das Leben auf der Erdoberfläche. Glücklicherweise war die Oberfläche der Kontinente unseres Planeten zu dieser Zeit fast menschenleer und das Leben war in den Ozeanen verborgen. Die Dicke des Wassers schützte vor der Strahlung der Supernova, aber dennoch starben mehr als 60 % der Meerestiere!

Eine Supernova-Explosion ist eine der gewaltigsten Katastrophen im Universum. Ein explodierender Stern setzt unglaublich viel Energie frei – innerhalb kurzer Zeit strahlt ein Stern mehr Licht aus als Milliarden Sterne in der Galaxie.

ENTWICKLUNG DER SUPERNOVES

Astronomen beobachten seit langem entfernte Supernova-Explosionen leistungsstarke Teleskope. Anfangs wurde dieses Phänomen als unverständliche Kuriosität wahrgenommen, doch Ende des ersten Viertels des 20. Jahrhunderts lernten Astronomen, intergalaktische Entfernungen zu bestimmen. Dann wurde deutlich, aus welch unvorstellbarer Entfernung das Licht von Supernovae zur Erde kommt und welche unglaubliche Kraft diese Blitze haben. Aber was ist die Natur dieses Phänomens?

Sterne entstehen aus kosmischen Ansammlungen von Wasserstoff. Solche Gaswolken nehmen riesige Räume ein und können eine kolossale Masse haben, die Hunderten von Sonnenmassen entspricht. Wenn eine solche Wolke dicht genug ist, beginnen Gravitationskräfte zu wirken, die zu einer Kompression des Gases führen, was zu einer starken Erwärmung führt. Bei Erreichen einer bestimmten Grenze beginnen im erhitzten und komprimierten Zentrum der Wolke thermonukleare Reaktionen – so „leuchten“ Sterne.

Der flackernde Stern hat ein langes Leben: Wasserstoff im Inneren des Sterns verwandelt sich über Millionen und sogar Milliarden Jahre in Helium (und dann in andere Elemente des Periodensystems, einschließlich Eisen). Darüber hinaus gilt: Je größer der Stern, desto kürzer ist seine Lebensdauer. Rote Zwerge (die sogenannte Klasse kleiner Sterne) haben eine Lebensdauer von einer Billion Jahren, während Riesensterne in Tausendstel dieses Zeitraums „ausbrennen“ können.

Der Stern „lebt“, solange das „Kräftegleichgewicht“ zwischen den Gravitationskräften, die ihn komprimieren, und thermonuklearen Reaktionen, die Energie abgeben und dazu neigen, die Materie „auseinanderzudrücken“, aufrechterhalten wird. Wenn der Stern groß genug ist (eine Masse hat, die größer ist als die Masse der Sonne), kommt es zu einem Moment, in dem die thermonuklearen Reaktionen im Stern schwächer werden (der „Brennstoff“ ist zu diesem Zeitpunkt ausgebrannt) und die Gravitationskräfte stärker werden. An diesem Punkt wird die Kraft, die den Kern des Sterns zusammendrückt, so stark, dass der Strahlungsdruck nicht mehr in der Lage ist, die Kontraktion der Materie zu verhindern. Es kommt zu einem katastrophal schnellen Kollaps – in wenigen Sekunden sinkt das Volumen des Sternkerns um das 100.000-fache!

Die schnelle Kompression des Sterns führt dazu, dass die kinetische Energie der Materie in Wärme umgewandelt wird und die Temperatur auf Hunderte Milliarden Kelvin ansteigt! Gleichzeitig erhöht sich die Leuchtkraft des sterbenden Sterns um ein Vielfaches – und die „Supernova-Explosion“ brennt alles in benachbarten Bereichen des Weltraums aus. Im Kern eines sterbenden Sterns werden Elektronen zu Protonen „gepresst“, sodass fast nur noch Neutronen im Kern verbleiben.

LEBEN NACH DER EXPLOSION

Die Oberflächenschichten des Sterns explodieren und unter Bedingungen gigantischer Temperaturen und ungeheuren Drucks finden Reaktionen unter Bildung schwerer Elemente (bis hin zu Uran) statt. Und damit erfüllen Supernovae ihre große (aus Sicht der Menschheit) Mission – sie ermöglichen die Entstehung von Leben im Universum. „Fast alle Elemente, aus denen wir und unsere Welt bestehen, sind durch Supernova-Explosionen entstanden“, sagen Wissenschaftler. Alles, was uns umgibt: das Kalzium in unseren Knochen, das Eisen in unseren roten Blutkörperchen, das Silizium in unseren Computerchips und das Kupfer in unseren Drähten – all das kam aus den höllischen Öfen explodierender Supernovae. Die meisten chemischen Elemente traten im Universum ausschließlich während Supernova-Explosionen auf. Und die Atome dieser wenigen Elemente (von Helium bis Eisen), die Sterne in einem „ruhigen“ Zustand synthetisieren, können erst dann zur Grundlage für die Entstehung von Planeten werden, wenn sie während einer Supernova-Explosion in den interstellaren Raum geschleudert werden. Daher bestehen sowohl der Mensch selbst als auch alles um ihn herum aus Überresten antiker Supernova-Explosionen.

Der nach der Explosion verbleibende Kern wird zu einem Neutronenstern. Dies ist ein erstaunliches Weltraumobjekt mit kleinem Volumen, aber ungeheurer Dichte. Der Durchmesser eines gewöhnlichen Neutronensterns beträgt 10-20 km, aber die Dichte der Materie ist unglaublich – 665 Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter! Bei dieser Dichte würde ein Stück Neutronium (die Substanz, aus der ein solcher Stern besteht) von der Größe eines Streichholzkopfes ein Vielfaches wiegen als die Cheops-Pyramide, und ein Teelöffel Neutronium hätte eine Masse von mehr als einer Milliarde Tonnen . Neutronium hat auch eine unglaubliche Kraft: Ein Stück Neutronium (wenn eines in den Händen der Menschheit wäre) kann durch keine physikalische Kraft in Stücke gebrochen werden – jedes menschliche Instrument wäre absolut nutzlos. Der Versuch, ein Stück Neutronium abzuschneiden oder abzureißen, wäre ebenso aussichtslos wie das Absägen eines Stücks Metall mit Luft.

BETELGEUSE IST DER GEFÄHRLICHSTE STERN

Allerdings verwandeln sich nicht alle Supernovae in Neutronensterne. Wenn die Masse eines Sterns eine bestimmte Grenze überschreitet (die sogenannte zweite Chandrasekhar-Grenze), hinterlässt der Prozess einer Supernova-Explosion zu viel Masse an Materie und der Gravitationsdruck kann nichts mehr zurückhalten. Der Prozess wird irreversibel – alle Materie wird an einem Punkt zusammengezogen und es entsteht ein Schwarzes Loch – ein Misserfolg, der unwiderruflich alles absorbiert, sogar das Sonnenlicht.

Könnte eine Supernova-Explosion die Erde bedrohen? Leider bejahen die Wissenschaftler die Frage. Der Stern Beteigeuze ist nach kosmischen Maßstäben ein enger Nachbar. Sonnensystem, könnte sehr bald explodieren. Laut Sergei Popov, einem Forscher am Staatlichen Astronomischen Institut, „ist Beteigeuze in der Tat einer der besten Kandidaten und sicherlich der berühmteste für (zeitlich) nahe Supernovae.“ Dieser massereiche Stern befindet sich im Endstadium seiner Entwicklung und wird höchstwahrscheinlich als Supernova explodieren und zurückbleiben Neutronenstern" Beteigeuze ist ein Stern, der zwanzigmal schwerer als unsere Sonne und hunderttausendmal heller ist und etwa ein halbes Tausend Lichtjahre entfernt liegt. Da dieser Stern das Endstadium seiner Entwicklung erreicht hat, hat er in naher Zukunft (nach kosmischen Maßstäben) alle Chancen, eine Supernova zu werden. Laut Wissenschaftlern sollte diese Katastrophe für die Erde nicht gefährlich sein, allerdings mit einer Einschränkung.

Tatsache ist, dass die Strahlung einer Supernova während einer Explosion ungleichmäßig gerichtet ist – die Richtung der Strahlung wird durch die magnetischen Pole des Sterns bestimmt. Und wenn sich herausstellt, dass einer der Pole von Beteigeuze direkt auf die Erde gerichtet ist, wird nach der Supernova-Explosion ein tödlicher Strom Röntgenstrahlung auf unsere Erde freigesetzt, der zumindest die Ozonschicht zerstören kann. Leider sind den Astronomen heute keine Anzeichen bekannt, die es ermöglichen würden, eine Katastrophe vorherzusagen und ein „Frühwarnsystem“ für eine Supernova-Explosion zu schaffen. Obwohl Betelgeuse sein Leben lang lebt, ist die Sternzeit jedoch nicht mit der menschlichen Zeit vergleichbar, und die Katastrophe ist höchstwahrscheinlich Tausende, wenn nicht Zehntausende von Jahren entfernt. Man kann hoffen, dass die Menschheit innerhalb eines solchen Zeitraums einen zuverlässigen Schutz gegen Supernova-Ausbrüche schafft.

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