Supernovae

Anreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen
Supernovae
Unser heutiges Thema...
Sterne können exotherm nur Elemente bis Eisen (Z=26) in ihrem Inneren
regulär fusionieren. Wie gelangen dann Elemente, die schwerer als Magnesium,
genauer schwerer als Eisen sind, in den kosmischen Raum?
Wo kommt all das Gold und Silber und Platin und ... her, die heute so viele
Kupfer (Z=29) – Cents einbringen, wenn man sie zum Altstoffhandel bringt?
Supernovae als Quellen schwerer Elemente und vieler radioaktiver Isotope
Supernovae
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Stellen die zweitgrößte Explosion im Weltall dar - können heller werden als eine Galaxie!
Es gibt sie in zwei spektroskopisch gut unterscheidbaren Typen: Typ I und Typ II
Sie zeigen den „Tod“ eines alten, ziemlich massereichen Stern an
sind recht selten (letzte SN in der Milchstraße: 1576 (Tycho) und 1604 (Kepler))
Letzte helle Supernova: SN 1987A in LGM
Was kann man von Supernovae lernen?
• da sie sehr hell sind, können sie über riesige Entfernungen beobachtet werden
• produzieren quasi alle schweren chemischen Elemente
 Anreicherung der Interstellaren Materie mit Elementen > Mg / Si
• Schockwellen der Explosion können die Entstehung neuer Sterne triggern
Wie kommt es zu einer Supernova-Explosion?
Kleiner Exkurs: Sternentwicklung
Das Leben eines Sterns besteht aus langen Phasen, wo er sich im hydrodynamischen
Gleichgewicht befindet und Phasen, wo kurzzeitig der Kern kollabiert, um Energiedefizite auszugleichen.
Sterne entstehen in kühlen dichten Gas- und Staubwolken (Molekülwolken)
und enden je nach Masse als entartete Sterne (Weiße Zwerge, Neutronensterne)
oder Schwarze Löcher.
Nukleare Prozesse in Sternen
Kernfusionsprozesse liefern die thermische Energie um den Gas- und Strahlungsdruck
zu erzeugen, die den Stern im hydrodynamischen Gleichgewicht hält.
-> thermonukleare Prozesse hängen entscheidend von der Temperatur ab!
nur in den Kernzonen von Sternen treten gewöhnlich Kernfusionsprozesse auf
-> welche Kernfusionsprozesse möglich sind, hängt nur von der Masse eines Sterns ab
-> Kernfusion liefert nur bis zum Element Eisen (Z=26) Energie
Am Anfang steht immer das „Wasserstoffbrennen“
pp-Zyklus / CNO-Zyklus
Sterne, die sich im Zustand des alleinigen „Wasserstoffbrennens“ befinden, nennt
man HAUPTREIHENSTERNE.
 Die Verweildauer auf der Hauptreihe hängt im Wesentlichen von der Sternmasse ab.
Wenn das „Wasserstoffbrennen“ ineffektiv wird, wird im Kernbereich des Sterns
das „Heliumbrennen“ gezündet.
Der Hauptreihenstern wird zu einem ROTEN RIESEN.
Tripel-Alpha-Prozeß
Es entsteht ein KohlenstoffSauerstoff-Kern im Sternzentrum.
Schalenbrennen...
Weitere Kernfusionsprozesse zur Synthetisierung von Elementen
oberhalb von Sauerstoff (Z=8) erfordern Sterne mit einer Masse > 8 M(Sonne)
Sauerstoffbrennen
 Neon, Schwefel, Phosphor, Silizium, Magnesium
Siliziumbrennen
 Nickel, Cobalt, Eisen
Supernovaexplosion
Entstehung von „Zwischenelementen“ bis maximal Wismut
Massereiche Sterne im asymptotischen Riesenast mit geschichteten Schalenbrennen
 s-Prozeß (s=slow)
Entstehung von Elementen bis maximal Actinium (Z=89) durch Neutroneneinfangprozesse mit ß-Zerfall, wobei stabile Elemente unterhalb Blei und Wismut entstehen
können.
Z=47
Länge der einzelnen Brennphasen für massereiche Sterne (M> 8 M(Sonne))
Die Sonne gelangt nur bis zum Heliumbrennen. Ihr Hauptreihendasein währt rund
10 Milliarden Jahre. Der Weg zum Weißen Zwerg dauert dann nur noch wenige
Hundert Millionen Jahre – das Dasein als Weißer Zwerg währt dann quasi ewiglich …
Wie kommt es nun zu einer Supernovaexplosion?
Es gibt zwei Typen von Supernovae, die sich physikalisch unterscheiden:
a) Thermonukleare Supernova
b) Hydrodynamische Supernova
Hydrodynamische Supernovae entstehen durch einen Kernkollaps
Sterne ab einer Masse von 8 Sonnenmassen können im Laufe ihres (kurzen)
Sternelebens alle energieerzeugenden Kernfusionsprozesse durchlaufen,
wobei sich Eisen im Kern ansammelt und um ihn herum mehrfaches „SchalenBrennen“ stattfindet:
Solange, wie die Kernfusionsprozesse genügend Energie liefern, um die
Sternmaterie soweit aufzuheizen, daß der nach außen gerichtete Druck
an jedem Punkt des Sterns dessen Gravitationsanziehung ausgleicht
(hydrostatisches Gleichgewicht), ist der Stern stabil.
Die Rate der Kernfusionsprozesse der Si-brennenden Schale nimmt ab,
da Si-Atome zu neige gehen  zu geringer Energie-Output...
Der Stern muß, um stabil bleiben zu können, seine gravitative Bindungsenergie einsetzen, um stabil bleiben zu können  Eisenkern kontrahiert
wenn die Kernmasse die Chandrasekhar-Grenzmasse übersteigt
Die Kontraktion erfolgt im freien Fall und erreicht v ~ (1/4) c !
Da es keine energieerzeugenden Kernfusionsreaktionen mehr gibt, kann der
Kollaps erst bei Erreichen der Kerndichte (Neutronenstern) oder gar nicht mehr
aufgehalten werden (Schwarzes Loch)
Was treibt nun den sterbenden Stern auseinander?
Beim Kollaps des Eisenkerns kommt es
1. zur Photodisintegration der Fe-Kerne
2. zur Photodisintegration der He-Atome
endotherm !
endotherm !
3. Entartung des Elektronengases  Entartungsdruck kann Kollaps nicht aufhalten
4. „Neutronisierung“ der Protonen + Elektronen  inverser Beta-Zerfall
Druckentlastung, weil Elektronen „verschwinden“
Stop des Kollaps, wenn die Neutronenmaterie entartet
 dabei wird pro Nukleon ein Neutrino frei  Neutrinoflash
Energetische Betrachtungen
Gravitative Bindungsendergie, die beim Kollaps des Eisenkerns (0.01 Rsonne) zu einem
Neutronenstern (20 km Durchmesser) frei wird:
Verbrauch beim Kollaps ~ 7 MeV pro Nukleon – übrig bleiben
Neutrinoflash trägt diese Energie in den Kosmos, wobei ~1% in der Hülle „steckenbleiben“
Entstehung der Stoßwelle und deren Auswirkungen
Da der Kernkollaps im freien Fall erfolgt, übersteigt die Kontraktionsgeschwindigkeit
schnell die Schallgeschwindigkeit des Plasmas außerhalb des kollabierenden Kerns
 sie kann den Kern nicht folgen und trifft deshalb etwas zeitverzögert am
zurückschwingenden, inkompressiblen entarteten „Neutronenkern“ ein
 Richtungsumkehr (Impulserhaltung) führt zu einer Stoßwelle, welche den
Stern in radialer Richtung durchläuft und die Materie im Bereich der Stoßfront
extrem stark erhitzt
Diese Stoßwelle allein kann den Stern nicht auseinandertreiben, weil ihre Energie
bereits in Kernnähe gedämpft wird. Erst im Zusammenspiel mit dem „Neutrinoflash“
(10^57 Neutrinos mit einer Gesamtenergie von 10^46 Joule) reicht sie aus,
um die gesamte Sternhülle (Bindungsenergie ~5x10^45 Joule) mit einer Geschwindigkeit
von ~ 10000 km/s auseinander zu reißen
 Supernovaexplosion: Leuchtkraft kann zeitweise 3x10^10 Sonnenleuchtkräfte erreichen
Beim Durchlaufen der innersten Brennzonen werden nach und nach alle noch möglichen
Kernfusionsprozesse gezündet („explosives nukleares Brennen“) , wobei eine extrem hohe
Neutronenflußdichte erreicht wird: s – und r-Prozesse der Nukleosynthese werden initiert
Der r-Prozeß der Nukleosynthese von Elementen hoher Kernladungszahl
Bedingung: extrem hohe Neutronenflußdichten (wegen „explosiven nuklearen Brennens“)
(~ 10^26 Neutronen pro m² und s)
Kerne können Neutrinos aufnehmen
 Massezahl erhöht sich und es können eine Vielzahl radioaktiver Isotope
entstehen bevor noch ein Beta-Zerfall stattfindet
 weil dieser Vorgang in Bezug auf den Beta-Zerfall „schnell“ (engl. „rapid“)
vonstatten geht, spricht man von einem r-Prozeß
Auf diese Weise können stabile und instabile Elemente außerhalb von Eisen bis ungefähr
zu Curium (Z=96) entstehen. Ab dieser Kernladungszahl sollte spontane Kernspaltung
auftreten.
• r-Prozesse während einer Supernovaexplosion dauern lokal nur wenige Sekunden.
• r-Prozesse sind nur bei Supernovaexplosionen oder bei der Vereinigung zweier
Neutronensterne möglich...
Als Ergebnis der Supernova-Explosion entsteht ein „Supernova-Überrest“
In diesem Supernova-Überrest (engl. supernova remnant) findet Staubbildung statt.
Darüber nächstes Mal mehr ...