Weiße Zwerge, schwarze Löcher

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Supernova
Eine Supernova ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende
seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der ursprüngliche Stern selbst
vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis
milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.
Der Begriff der Nova leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“
(neuer Stern) und geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer
Beobachtung eines Sterns im Jahr 1572. Er bezieht sich auf das plötzliche
Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament.
Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art von
Helligkeitsausbruch eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem
Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb
von Wochen bis Jahrzehnten. Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen
erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine
Supernova nicht mehr zu den „klassischen“ Novae zählt.
Supernova
Der Krebsnebel ist
Überrest einer
Supernovaexplosion, die
im Jahre 1054
beobachtet wurde.
Supernova
Es gibt zwei Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:
1. Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht Sonnenmassen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres
nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein
Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw.
hydrodynamische Supernova bezeichnet.
2. Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer
Zwerg Material (z. B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem)
akkretieren, durch Eigengravitation kollabieren und durch dabei einsetzendes
Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare
Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.
Supernova
Bekannte Supernovae sind der Krebsnebel, die Supernova 1987A in der Großen
Magellanschen Wolke und die Keplersche Supernova 1604. Speziell letztere und
die Brahesche Supernova 1572 haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die
klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig
widerlegt wurde.
Supernova
Klassifikation
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung
erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des
Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht.
Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den
Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien. Die
groben Typenbezeichnungen wurden 1939 eingeführt, seitdem wurden sie
verfeinert.
Supernova
Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell in
Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem wesentlich
größeren Begleiter bestehen.
Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle
seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei
diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die
Fusionsprodukte bleiben zurück. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des
Weißen Zwergs dessen kritische Grenze überschreitet und er durch seine
Eigengravitation zu kollabieren beginnt.
Der Weiße Zwerg enthält große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass
beim Kollaps eine plötzliche Kohlenstoff-Kernfusion einsetzt und der Stern
explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova
bezeichnet.
Supernova
Supernova
Zur Vollständigkeit: Supernovatypen Ib und Ic
Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen
worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs
beobachtet werden.
Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns
abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch
diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein
kompaktes Objekt zurück.
Auswirkungen auf die Erde
Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren
merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen
der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei
denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett
zerstört werden und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.
Das Massenaussterben im oberen Ordovizium vor 444 Mio Jahren, bei dem etwa 50 Prozent der
ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in
Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch
durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des
Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.
Leben im Ordovizium
Auswirkungen auf die Erde
Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren
merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen
der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei
denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett
zerstört werden und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.
Das Massenaussterben im oberen Ordovizium vor 444 Mio Jahren, bei dem etwa 50 Prozent der
ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in
Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch
durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des
Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.
Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Vorhersagen deuten darauf
hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde
beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs
gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.
Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen
davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren
aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.
Supernovaüberreste
Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den
sogenannten „Supernovaüberrest“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden
Überrest des Kernkollapses, der in der Astrophysik als „kompaktes Objekt“
bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel, der
bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein
kompaktes Objekt (einen Pulsar) zurück.
Zyklus pulsierender Gammastrahlen eines Pulsars
Kompakte Objekte
Die Form des Überrestes, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren
Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurück
bleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern, der nahezu vollständig aus
Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen
Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, sodass ein Neutronenstern entsteht.
Wird der Stern durch das
nachfallende Material noch
schwerer (mehr als etwa 3
Sonnenmassen), so kann die
Gravitationskraft den
Gegendruck überwinden, der die
Neutronen voneinander abgrenzt.
Der Sternenrest stürzt endgültig
zusammen und bildet ein
Schwarzes Loch, aus dessen
Schwerkraftfeld keine Signale
mehr entweichen können.
Neutronensterne
Neutronensterne rotieren aufgrund des
Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher
Geschwindigkeit von bis zu 1000
Umdrehungen pro Sekunde, dies folgt aus
der Drehimpulserhaltung beim Kollaps.
Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein
Magnetfeld, das mit den Teilchen des
abgestoßenen Gasnebels in
Wechselwirkung tritt und deshalb Signale
erzeugt, die auch von der Erde aus
registrierbar sind.
Im Falle von Neutronensternen spricht man
dabei von Pulsaren.
Neutronensterne
Rotationsfrequenz
Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich sein Durchmesser
auf weniger als ein hunderttausendstel des ursprünglichen Wertes. Aufgrund des
damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert ein Neutronenstern anfänglich mit
etwa hundert bis tausend Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang
gemessene Rotationsfrequenz beträgt 716 Hz. Sie liegt nicht allzu fern unterhalb
der durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen
Neutronensterns von etwa 1 kHz.
Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im
Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor, bei dem ein
Materialfluss von einem Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird
ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt.
Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Bremsende Effekte
können die Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen
lassen. Ursache ist das Magnetfeld des Neutronensterns.
Aufbau eines Neutronensterns
An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser
Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese
Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind
jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter
hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke
von einigen Zentimetern.
Aufbau eines Neutronensterns
Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa 10
Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte des Kristallgitters auf etwa ein
Tausendstel der Dichte von Atomkernen. Ferner nimmt der Neutronenanteil der
Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den
dortigen, extremen Druckverhältnissen stabil sind.
Ab einer Tiefe von 10 Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen
Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste: eine Übergangsschicht,
die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen
Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender
Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der
Neutronen entsprechend zunimmt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von
Atomkernen und darüber hinaus.
Aufbau eines Neutronensterns
Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen,
die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im
thermodynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend
niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort supraflüssig und die Protonen
supraleitfähig. Für einen typischen Neutronenstern liegt die zugehörige kritische
Temperatur bei etwa 1011 Kelvin; Neutronensterne werden also bereits sehr kurz
nach ihrer Entstehung supraflüssig.
Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das
Dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt,
da sich derartige Dichten auch bei
Kollisionen von Atomkernen in
irdischen Teilchenbeschleunigern
nicht erzeugen und damit auch
nicht studieren lassen.
Gravitationsfeld eines Neutronensterns
Das Gravitationsfeld an der Oberfläche
eines typischen Neutronensterns ist
etwa 2·1011-mal so stark wie das der
Erde. Entsprechend hoch ist die Fluchtgeschwindigkeit, auf die ein Objekt
beschleunigt werden muss, damit es
den Neutronenstern verlassen kann.
Sie liegt in der Größenordnung
105km/s, was etwa einem Drittel der
Lichtgeschwindigkeit entspricht.
Das starke Gravitationsfeld wirkt als
Gravitationslinse und lenkt vom
Neutronenstern emittiertes Licht
dergestalt ab, dass Teile der Rückseite
des Sterns ins Blickfeld gelangen und
mehr als die Hälfte seiner Oberfläche
sichtbar ist.
Stellare Schwarze Löcher
Sterne, deren Anfangsmasse drei Sonnenmassen übersteigt, durchlaufen am
Ende ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis zum
Siliciumbrennen.
Sie explodieren dann in einer Supernova, wobei der übrigbleibende Sternenrest
zu einem Schwarzen Loch kollabiert, sofern er noch mehr als 2,5 Sonnenmassen
besitzt.
Sterne bis zur fünfzehnfachen Sonnenmasse können – wenn sie genug Masse als
Supernova verlieren – auch als Neutronenstern enden, wenn die verbleibende
Restmasse zwischen 1,5 und 2,5 Sonnenmassen liegt.
Neutronensterne können sich – beispielsweise als kompakter Begleiter in einem
Röntgendoppelstern – durch die Akkretion weiterer Materie auch im Nachhinein
noch zu Schwarzen Löchern entwickeln.
Schwarze Löcher
Größenordnungen:
- supermassive Schwarze Löcher
- mittelschwere Schwarze Löcher
- stellare Schwarze Löcher
- primordiale Schwarze Löcher
- schwarze Mikrolöcher
Gekrümmte Raumzeit
Schwarze Löcher
Ein Schwarzes Loch ist ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so
extrem stark ist, dass aus diesem Raumbereich nichts – auch kein Lichtsignal –
nach außen gelangen kann. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie verformt
eine ausreichend kompakte Masse die Raumzeit so stark, dass sich ein
Schwarzes Loch bildet.
Der Begriff „Schwarzes Loch“ wurde 1967 etabliert. Er verweist auf den
Umstand, dass sich im Außenraum von hinreichend kompakten Massen oder
Energieanhäufungen ein durch den Ereignishorizont charakterisiertes
Raumgebiet bildet, in das Materie nur hineinfallen, aber nicht wieder
hinausgelangen kann („Loch“)
und das insbesondere auch eine
elektromagnetische Welle,
wie etwa sichtbares Licht,
niemals verlassen kann
(daher „schwarz“).
Supermassive Schwarze Löcher
können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse
haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der
meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre
Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien
zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung. So
wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A* im
Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes
Loch von 4,3 Millionen Sonnenmassen vermutet.
Das aktuelle Modell sagt eine obere Massengrenze bei
ca. 1010 Sonnenmassen vorher. Die resultiert daraus, dass
die hineinstürzende Materie durch die Gravitation derart
beschleunigt wird, dass sich ein stabiler Orbit außerhalb
des Schwarzschild-Radius ergibt. Zusätzlich wirken auch
die elektromagnetische Strahlung und die
„Materiewinde“, die von der Materie in der Akkretionsscheibe ausgestrahlt werden, als Widerstand gegen weiter
einfallende Materie, sodass sich letztlich ein
Gleichgewicht zwischen einfallender und abgestoßener
Materie einstellt.
Mittelschwere Schwarze Löcher
Mittelschwere Schwarze Löcher von einigen hundert bis
wenigen tausend Sonnenmassen entstehen möglicherweise
infolge von Sternenkollisionen und -verschmelzungen. Anfang
2004 veröffentlichten Forscher Ergebnisse einer Untersuchung
von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in
der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher in
sogenannten ultrahellen Röntgenquellen (ULX) fanden.
Neuere Kandidaten sind die Zentren des Kugelsternhaufens
Omega Centauri nahe der Milchstraße und eines
Kugelsternhaufens der Andromeda-Galaxie.
Stellare Schwarze Löcher
Sterne, deren Anfangsmasse drei Sonnenmassen
übersteigt (etwa Blaue Riesen), durchlaufen am Ende
ihres Lebens die höheren Stufen der Nukleosynthese bis
zum Siliciumbrennen.
Rekordhalter bei den stellaren Schwarzen Löchern mit der
höchsten Masse stellt aktuell das Schwarze Loch in der
Zwerggalaxie IC 10 im Sternbild Kassiopeia mit der 24bis 33-fachen Sonnenmasse dar.
Rekordhalter mit der aktuell geringsten Masse ist ein
Röntgendoppelstern mit nur ca. 3,8 Sonnenmassen.
Primordiale Schwarze Löcher
Anfang der 1970er Jahre vermutete Stephen W. Hawking, dass es auch
Schwarze Löcher geben könnte, die sich bereits beim Urknall in
Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und
Energiedichte genügend hoch war.
Auch der Einfluss von Schwankungen der Dichteverteilung im frühen
Universum war für die Bildung derartiger Schwarzer Löcher
ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der
Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze
Löcher mit einer Masse von etwa 1012 Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte
der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen
Gammastrahlungs-ausbrüche von verstrahlenden primordialen Schwarzen
Löchern stammen könnten, denn deren berechnete Lebensdauer liegt in der
Größenordnung des Alters des heutigen Universums.
Schwarze Mikro-Löcher
Nach einigen Theorien sollte die Mindestmasse für
Schwarze Löcher extrem gering sein, sodass Schwarze
Mikro-Löcher beim Betrieb zukünftiger
Teilchenbeschleuniger entstehen könnten.
Daher wurde seit 2008 gegen den Betrieb des LHCBeschleunigers opponiert und sogar geklagt. Die Klage
wurde 2012 letztinstanzlich abgelehnt.
Gegen die Befürchtung, ein solches Mikroloch könnte in
den Erdkern fallen, dort wachsen und sich schließlich die
ganze Erde einverleiben, spricht nicht nur die
wahrscheinlich extrem geringe Lebensdauer der
hypothetischen Mikrolöcher, sondern auch, dass der Erde
unter der noch viel energiereicheren kosmischen
Strahlung seit Milliarden Jahren nichts passiert ist.
Nachweis Schwarzer Löcher
Kinematischer Nachweis
Dabei werden die Bahn und die Geschwindigkeit von
Sternen, die das Schwarze Loch umkreisen, als Nachweis
herangezogen.
Die Vermessung der Bahn des Sterns S2, der Sgr A* auf
einer Keplerbahn umkreist, erlaubte sehr genaue
Aussagen über die Massenkonzentration im
Zentralbereich von Sgr A*.
Bei einer weiteren kinematischen Methode werden die
Dopplerverschiebung und der Abstand zwischen dem
dunklen Objekt und dem um ihn kreisenden Stern
festgestellt, wodurch sich die Masse abschätzen lässt.
Nachweis Schwarzer Löcher
Nachweis als Gravitationslinse: in der Abbildung wandert eine
Galaxie hinter einem schwarzen Loch vorbei. Das Licht der
Galaxie wird wie durch eine Linse verändert:
Nachweis Schwarzer Löcher
Eruptiver Nachweis
Sterne, die dem Gezeitenradius eines Schwarzen Lochs
zu nahe kommen, können durch die auftretenden
Gezeitenkräfte zerrissen werden und dabei eine
charakteristische Röntgenstrahlung freisetzen.
Spektro-relativistischer Nachweis
Linseneffekte und Gravitationsverschiebungen
verfremden die Spektren der Sterne, die sich in der
Umgebung von Schwarzen Löchern befinden.
Hawking-Strahlung
Quantentheoretische Überlegungen zeigen, dass jedes Schwarze
Loch auch Strahlung abgibt. Es findet dabei aber kein Materieoder Energietransport aus dem Inneren des Schwarzen Lochs statt.
Tatsächlich existieren Paare von virtuellen Teilchen in der
unmittelbaren Umgebung, von denen manchmal nur eines in das
Schwarze Loch gerät und dort anschaulich als negative Energie
verrechnet werden muss und somit die Gesamtenergie des
Schwarzen Lochs vermindert.
Dem außerhalb verbliebenen Teilchen wird gleichzeitig Energie
zugeführt und dieses trägt zur Hawking-Strahlung bei. Von außen
betrachtet sieht es daher so aus, als würde das Schwarze Loch
„verdampfen“ und somit langsam kleiner werden.
Die Zeit bis zum vollständigen „Verdampfen“ ist allerdings
proportional zur 3. Potenz der Masse des Schwarzen Lochs.
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