Wie sterben die massereichsten Sterne: Supernova, Hypernova oder direkter Zusammenbruch?

Illustration der Supernova-Explosion, die im 17. Jahrhundert von der Erde im Sternbild Cassiopeia beobachtet wurde. Das umgebende Material und die ständige Emission elektromagnetischer Strahlung spielten eine Rolle bei der kontinuierlichen Beleuchtung der Reste des Sterns

Erstellen Sie einen ausreichend massiven Stern, und er wird seine Tage nicht ruhig beenden - wie es für unsere Sonne der Fall sein wird, die zuerst Milliarden und Abermilliarden Jahre glatt brennt und dann zu einem weißen Zwerg schrumpft. Stattdessen kollabiert sein Kern und startet eine unkontrollierte Fusionsreaktion, die die äußeren Schichten des Sterns bei einer Supernova-Explosion streut und die inneren Teile zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch komprimiert. Zumindest wird allgemein angenommen. Aber wenn Sie einen ziemlich massiven Stern nehmen, funktioniert eine Supernova möglicherweise nicht. Stattdessen gibt es eine andere Möglichkeit - den direkten Zusammenbruch, bei dem der ganze Stern einfach verschwindet und sich in ein Schwarzes Loch verwandelt. Und eine andere Möglichkeit ist als Hypernova bekannt - sie ist viel energischer und heller als eine Supernova und hinterlässt keine Reste des Kerns. Wie werden die massereichsten Sterne ihr Leben beenden? Das sagt die Wissenschaft darüber.


Der Nebel aus den Überresten der Supernova W49B , noch im Röntgenbereich sowie auf Radio- und Infrarotwellen sichtbar. Ein Stern muss die Masse der Sonne um mindestens das 8- bis 10-fache überschreiten, um eine Supernova zu erzeugen und schwere Elemente zu erzeugen, die für das Erscheinen von Planeten wie der Erde im Universum erforderlich sind.

Jeder Stern synthetisiert unmittelbar nach der Geburt Helium in seinem Kern aus Wasserstoff. Sonnenähnliche Sterne, rote Zwerge, die nur um ein Vielfaches größer als Jupiter sind, und supermassereiche Sterne, die zehn- und hundertmal größer sind als unsere, durchlaufen alle diese erste Stufe der Kernreaktionen. Je massereicher der Stern ist, desto höher sind die Temperaturen, die sein Kern erreicht, und desto schneller verbrennt er Kernbrennstoff. Wenn Wasserstoff im Kern des Sterns endet, zieht er sich zusammen und erwärmt sich. Danach kann er - wenn er die gewünschte Dichte und Temperatur erreicht - mit der Synthese schwererer Elemente beginnen. Sonnenähnliche Sterne können sich nach dem Auslaufen des Wasserstoffbrennstoffs ausreichend erwärmen und beginnen, Kohlenstoff aus Helium zu synthetisieren. Diese Phase ist jedoch die letzte für unsere Sonne. Um zur nächsten Stufe, der Synthese aus Kohlenstoff, zu gelangen, muss ein Stern die Masse der Sonne um das 8-fache (oder mehr) überschreiten.


Der ultramassive Stern WR 124 (Stern der Wolf-Rayet-Klasse ) mit seinem umgebenden Nebel ist einer von Tausenden von Milchstraßensternen, die die nächste Supernova werden könnten. Es ist auch viel größer und massereicher als jene Sterne, die in einem Universum erzeugt werden können, das nur Wasserstoff und Helium enthält, und sich möglicherweise bereits im Stadium der Kohlenstoffverbrennung befinden.

Wenn der Stern so massiv ist, wird es ein echtes kosmisches Feuerwerk sein. Im Gegensatz zu sonnenähnlichen Sternen reißen sie sanft ihre oberen Schichten ab, aus denen sich ein planetarischer Nebel bildet, und schrumpfen zu einem weißen Zwerg, der reich an Kohlenstoff und Sauerstoff ist, oder zu einem roten Zwerg, der niemals das Stadium der Heliumverbrennung erreicht, und schrumpfen einfach zu einem weißen Zwerg, der reich an Helium ist Die massereichsten Sterne sind für eine echte Katastrophe bestimmt. Am häufigsten, insbesondere bei Sternen mit nicht der größten Masse (≈ 20 Sonnenmassen oder weniger), steigt die Kerntemperatur weiter an, während sich der Synthesevorgang zu schwereren Elementen bewegt: von Kohlenstoff zu Sauerstoff und / oder Neon und dann weiter gemäß dem Periodensystem zu Magnesium, Silizium, Schwefel und schließlich zu Eisen, Kobalt und Nickel. Die Synthese weiterer Elemente würde mehr Energie erfordern, als während der Reaktion freigesetzt wird, so dass der Kern zusammenbricht und eine Supernova erscheint.


Anatomie eines supermassiven Sterns während seines Lebens, die mit einer Typ-II-Supernova endet

Dies ist ein sehr helles und farbenfrohes Ende, das viele massive Sterne im Universum überholt. Von allen Sternen, die darin erschienen, gewinnen nur 1% genug Masse, um diesen Zustand zu erreichen. Mit zunehmender Masse nimmt die Anzahl der Sterne ab, die sie erreicht haben. Ungefähr 80% aller Sterne im Universum sind rote Zwerge; Die Masse von 40% von ihnen überschreitet nicht die Masse der Sonne. In diesem Fall ist die Sonne massereicher als 95% der Sterne im Universum. Der Nachthimmel ist voller sehr heller Sterne: diejenigen, die für eine Person am einfachsten zu sehen sind. Aber jenseits der Schwelle der Untergrenze für das Auftreten einer Supernova gibt es Sterne, deren Masse zehn- oder sogar hundertmal größer ist als die der Sonne. Sie sind sehr selten, aber sehr wichtig für den Weltraum - alles nur, weil massive Sterne ihre Existenz nicht nur in Form einer Supernova beenden können.


Der Blasennebel befindet sich auf der Rückseite der Überreste einer Supernova, die vor Tausenden von Jahren aufgetaucht ist. Befinden sich entfernte Supernovae in einer staubigeren Umgebung als ihre modernen Gegenstücke, muss unser derzeitiges Verständnis der Dunklen Energie korrigiert werden.

Erstens haben viele massive Sterne fließende Ströme und Material herausgeworfen. Im Laufe der Zeit, wenn sie sich entweder dem Ende ihres Lebens oder dem Ende einer der Stufen der Synthese nähern, zieht sich der Kern für kurze Zeit zusammen, weshalb er sich erwärmt. Wenn der Kern heiß wird, nimmt die Geschwindigkeit aller Arten von Kernreaktionen zu, was zu einem raschen Anstieg der im Kern des Sterns erzeugten Energiemenge führt. Diese Zunahme der Energie kann eine große Menge an Masse freisetzen, was zu einem Phänomen führt, das als Pseudo-Supernova bekannt ist : Ein Ausbruch tritt heller auf als jeder normale Stern, und bis zu zehn Sonnenmassen gehen verloren. Der Stern Dieses Kiel (unten) wurde im 19. Jahrhundert zu einer Pseudo-Supernova, aber in dem von ihr geschaffenen Nebel brennt er immer noch und wartet auf das endgültige Schicksal.


Die Pseudo-Supernova des 19. Jahrhunderts manifestierte sich in Form einer riesigen Explosion, die Material aus Eta Kiel in mehrere interstellare Räume warf. Solche massereichen Sterne in metallreichen Galaxien (wie unserer) emittieren einen signifikanten Teil ihrer Masse, der sich von Sternen in kleineren Galaxien mit weniger Metallen unterscheidet

Was ist das ultimative Schicksal von Sternen, die mehr als das 20-fache der Masse unserer Sonne betragen? Sie haben drei Möglichkeiten, und wir sind uns immer noch nicht ganz sicher, welche Bedingungen zur Entwicklung der drei führen. Eine davon ist eine Supernova, die wir bereits besprochen haben. Jeder ultramassive Stern, der viel Masse verliert, kann sich in eine Supernova verwandeln, wenn seine Masse plötzlich innerhalb der richtigen Grenzen liegt. Es gibt jedoch noch zwei weitere Intervalle der Massen - und wir wissen auch nicht genau, um welche Massen es sich handelt -, sodass zwei weitere Ereignisse auftreten können. Beide Ereignisse existieren definitiv - wir haben sie bereits beobachtet.


Fotos im sichtbaren und nahen Infrarotlicht des Hubble zeigen einen massiven Stern, der etwa 25-mal so groß wie die Sonnenmasse ist, plötzlich verschwindet und keine Supernova oder andere Erklärung hinterlässt. Die einzig vernünftige Erklärung ist der direkte Zusammenbruch.

Schwarze Löcher des direkten Zusammenbruchs. Wenn sich ein Stern in eine Supernova verwandelt, kollabiert sein Kern und kann je nach Masse entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch werden. Aber erst im letzten Jahr haben Astronomen zum ersten Mal beobachtet, wie ein Stern mit einem Gewicht von 25 Sonnenlicht einfach verschwunden ist. Sterne verschwinden nicht spurlos, aber es könnte eine physikalische Erklärung dafür geben, was hätte passieren können: Der Kern des Sterns erzeugt keinen ausreichenden Strahlungsdruck mehr, um die Gravitationskompression auszugleichen. Wenn der zentrale Bereich ausreichend dicht wird, dh wenn eine ausreichend große Masse zu einem ausreichend kleinen Volumen komprimiert wird, wird ein Ereignishorizont gebildet und ein Schwarzes Loch entsteht. Und nach dem Erscheinen des Schwarzen Lochs wird alles andere einfach nach innen gezogen.


Einer der vielen Cluster in dieser Region wird durch massive, kurzlebige blaue Sterne hervorgehoben. In nur 10 Millionen Jahren werden die meisten der massereichsten Sterne explodieren und zu Supernovae vom Typ II werden - oder einfach einen direkten Zusammenbruch erleben

Die theoretische Möglichkeit eines direkten Zusammenbruchs wurde für sehr massive Sterne mit mehr als 200-250 Sonnenmassen vorhergesagt. Aber das jüngste Verschwinden eines Sterns mit einer so relativ kleinen Masse hat die Theorie in Frage gestellt. Vielleicht verstehen wir die inneren Prozesse der Sternkerne nicht so gut wie wir dachten, und vielleicht hat der Stern mehrere Möglichkeiten, einfach vollständig zusammenzubrechen und zu verschwinden, ohne eine greifbare Menge an Masse fallen zu lassen. In diesem Fall kann die Bildung von Schwarzen Löchern durch direkten Kollaps ein viel häufigeres Phänomen sein als angenommen, und dies kann eine sehr bequeme Möglichkeit für das Universum sein, in sehr frühen Entwicklungsstadien supermassereiche Schwarze Löcher zu erzeugen. Aber es gibt noch ein anderes Ergebnis, ganz im Gegenteil: eine Lichtshow, viel bunter als eine Supernova.


Unter bestimmten Umständen kann ein Stern explodieren, so dass nichts zurückbleibt!

Hypernova-Explosion. Auch als Superbright Supernova bekannt. Solche Ereignisse sind viel heller und ergeben völlig andere Lichtkurven (eine Folge von zunehmender und abnehmender Helligkeit) als jede Supernova. Die führende Erklärung des Phänomens ist als " paarweise instabile Supernova " bekannt. Wenn eine große Masse - Hunderte, Tausende und sogar viele Millionen Mal mehr als die Masse unseres gesamten Planeten - zu einem kleinen Volumen zusammenbricht, wird eine große Menge Energie freigesetzt. Wenn ein Stern massereich genug ist, in der Größenordnung von 100 Sonnenmassen, wird die von ihm emittierte Energie theoretisch so groß sein, dass einzelne Photonen beginnen können, sich in Elektron-Positron-Paare zu verwandeln. Mit Elektronen ist alles klar, aber Positronen sind ihre Gegenstücke zur Antimaterie und sie haben ihre eigenen Eigenschaften.


Das Diagramm zeigt den Prozess der Dampferzeugung, der laut Astronomen zur Entstehung der Hypernova SN 2006gy führte . Wenn Photonen mit ausreichend hoher Energie auftreten, erscheinen auch Elektronen-Positronen-Paare, wodurch der Druck abfällt und eine unkontrollierte Reaktion beginnt, die den Stern zerstört

In Gegenwart einer großen Anzahl von Positronen beginnen sie mit allen verfügbaren Elektronen zu kollidieren. Diese Kollisionen führen zu ihrer Vernichtung und dem Auftreten von zwei Gammastrahlenphotonen mit einer bestimmten hohen Energie. Wenn die Häufigkeit des Auftretens von Positronen (und folglich von Gammastrahlen) ausreichend niedrig ist, bleibt der Kern des Sterns stabil. Wenn die Geschwindigkeit jedoch ausreichend ansteigt, erwärmen diese Photonen mit einer Energie von mehr als 511 keV den Kern. Das heißt, wenn Sie mit der Produktion von Elektron-Positron-Paaren in einem kollabierenden Kern beginnen, steigt die Geschwindigkeit ihrer Produktion immer schneller, wodurch sich der Kern weiter erwärmt! Dies kann nicht unbegrenzt weitergehen - infolgedessen wird die spektakulärste Supernova von allen auftauchen: eine paarinstabile Supernova, in der ein ganzer Stern mit einer Masse von mehr als 100 Sonnen explodiert!



Dies bedeutet, dass es für einen supermassiven Star vier Möglichkeiten für die Entwicklung von Ereignissen gibt:

• Supernovae mit geringer Masse erzeugen einen Neutronenstern und ein Gas.
• Supernovae mit höherer Masse erzeugen ein Schwarzes Loch und Gas.
• Massive Sterne infolge des direkten Zusammenbruchs führen zu einem massiven Schwarzen Loch ohne weitere Rückstände.
• Nach der Hypernova-Explosion bleibt nur noch Gas übrig.

Links ist eine Illustration der Eingeweide des Künstlers eines massiven sternverbrennenden Siliziums zu sehen, das sich in den letzten Stadien vor der Supernova befindet. Rechts ist das Bild des Chandra-Teleskops von Supernova-Überresten von Cassiopeia A zu sehen, das das Vorhandensein von Elementen wie Eisen (blau), Schwefel (grün) und Magnesium (rot) zeigt. Dieses Ergebnis war jedoch nicht unbedingt unvermeidlich.

Wenn man einen sehr massiven Stern untersucht, besteht die Versuchung anzunehmen, dass er zu einer Supernova wird, wonach ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern übrig bleibt. Tatsächlich gibt es jedoch zwei andere mögliche Szenarien, die bereits beobachtet wurden und nach kosmischen Maßstäben recht häufig auftreten. Wissenschaftler arbeiten immer noch daran zu verstehen, wann und unter welchen Bedingungen jedes dieser Ereignisse auftritt, aber sie treten tatsächlich auf. Wenn Sie das nächste Mal einen Stern betrachten, der der Sonne in Masse und Größe um ein Vielfaches überlegen ist, denken Sie nicht, dass eine Supernova ein unvermeidliches Ergebnis sein wird. In solchen Objekten gibt es immer noch viel Leben und viele Möglichkeiten für ihren Tod. Wir wissen, dass unser beobachtbares Universum mit einer Explosion begann. Bei den massereichsten Sternen sind wir uns immer noch nicht sicher, ob sie ihr Leben in einer Explosion beenden, sich selbst vollständig zerstören oder in einem stillen Zusammenbruch, der vollständig in den Gravitationsabgrund der Leere komprimiert ist.