Relativitätstheorie - Fakultät für Physik und Astronomie - Universität ...

7.3 Dynamische Lösungen der Feldgleichungen 161
Abbildung 7.5: Der Krebsnebel: Überbleibsel einer Supernova
Einen ‘Gaststern’ stellen die chinesischen Astronomen im Jahr 1054 fest, der anfangs heller als
die Venus strahlt und sogar tagsüber sichtbar ist, dann aber langsam an Intensität verliert. Heute
befindet sich an der in der Quelle genau benannten Stelle der Krebsnebel (engl. crab nebula),
die Überbleibsel einer Supernova. In der Mitte befindet sich ein Pulsar, ein schnell rotierender
Neutronenstern, der die Röntgenastronomen gerne als Kalibrationsquelle benutzen. Weniger
lange her ist die Supernova SN1987A, die in der Magellanischen Wolke, unserer Nachbargalaxie,
stattfand. Damals gab es schon leistungsfähige Neutrinodetektoren. Zum Zeitpunkt des
Ausbruchs wurden plötzlich weltweit 19 Neutrinos gleichzeitig registriert. Ein klarer Hinweis
auf einer Typ-II-Supernova, bei der ein weißer Zwerg kollabiert. Versagt nämlich die Stabilisierung
durch die Elektronen, findet schlagartig der inverse β-Zerfall statt und der weiße Zwerg
kollabiert zu einem Neutronenstern. Die emittierten Neutrinos waren auf der Erde nachweisbar.
In unserer Galaxie erwartet man eine Supernova statistisch etwa alle 40 Jahre. Was bei einer
Supernova genau abläuft, ist Gegenstand aktueller Forschung. Sicher ist, dass der Prozess einer
solchen Sternexplosion durch einen Gravitationskollaps eingeleitet wird. Nur in den seltensten
Fällen wird dieser Kollaps radialsymmetrisch sein, sondern wird in der Regel einen Restdrehimpuls
mit sich tragen, der beim Kollaps durch den Pirouetteneffekt immer spürbarer wird.
Einen Sternkollaps kann man sich ungefähr so vorstellen: Nach den immer kürzer werdenden
thermonuklearen Brennphasen bildet sich in der Mitte des Sterns ein Eisenkern. Sobald dieser
die Chandrasekhar-Grenzmasse (bei Eisen etwa 0.9 Sonnenmassen) überschreitet, beginnt der
Kern zu kollabieren. Dieser Vorgang geschieht sehr schnell - innerhalb von Millisekunden, während
die äußeren Schichten als gravitative Stoßwelle ins Zentrum fallen. Sobald der innere Teil
des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen.
Wenn nun die etwas höher liegende kritische Oppenheimer-Volkoff-Grenzmasse eines
Neutronensterns (etwa 3 Sonnenmassen) nicht überschritten wird, wird der Kern aufgrund des
Fermidrucks der Neutronen schlagartig inkompressibel, womit der Kollaps schlagartig gestoppt
wird und eine enorme Druckerhöhung im Zentrum stattfindet. Damit entsteht eine gigantische
Druckwelle, die nach Verlassen des Eisenkerns durch komplizierte physikalische Prozesse und
durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen während ihrer Ausbreitung weiter an Energie gewinnt.
Haye Hinrichsen — Allgemeine Relativitätstheorie