Forschungsbericht 2010 - Max-Planck-Institut für Astrophysik

Sternexplosionen brauchen zweiten Anlauf

Autoren
Janka, Hans-Thomas
Abteilungen

Stellare Astrophysik (Prof. Dr. Wolfgang Hillebrandt)
MPI für Astrophysik, Garching

Zusammenfassung
Wissenschaftler vom Max-Planck-Institut für Astrophysik und dem Exzellenzcluster „Universe“ an der TU München zeigen in genauen Computersimulationen, wie Sterne mit 11- bis 15-facher Sonnenmasse durch die Wechselwirkung von Neutrinos als Supernovae explodieren.

Astrophysiker haben inzwischen ein recht genaues Bild von den Abläufen bei einer Sternexplosion. Allerdings rätseln die Wissenschaftler seit etlichen Jahren an der Frage, wie der Energietransport beim „Sternenknall“ genau funktioniert. In einer aktuellen Forschungsarbeit liefern Wissenschaftler vom Exzellenzcluster „Universe“ an der TU München jetzt neue Erkenntnisse. Da nahe Supernovae sehr selten und daher kaum „live“ zu beobachten sind, simulieren Andreas Marek und Hans-Thomas Janka, beide am Max-Planck-Institut für Astrophysik, die Prozesse in einem Computermodell. Dabei gelang es zum ersten Mal, die Wechselwirkungen von Neutrinos und Materie bei Sternen mit 11- bis 15-facher Sonnenmasse mit hoher Genauigkeit nachzubilden – ein Projekt, das insgesamt bislang über zehn Millionen Prozessorstunden an mehreren Höchstleistungsrechnern in Anspruch genommen hat. Die wissenschaftliche Arbeit ist in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal veröffentlicht. Sterne sind die chemischen Fabriken des Weltalls. Unter unvorstellbarem Druck und extrem hohen Temperaturen verschmelzen im Sterninnern Wasserstoffatome zu Helium. Bei geeigneten Bedingungen läuft die Verbrennungskette weiter: Vereinfacht gesagt entsteht dann aus der Fusion von Heliumatomen das schwerere Element Kohlenstoff, das seinerseits Sauerstoff produziert. Massereiche Sterne, deren Masse mindestens das Achtfache unserer Sonne beträgt, führen die Verbrennungsprozesse im Kern bis zu noch schwereren Elementen fort; Sterne mit mehr als zehnfacher Masse der Sonne sogar bis zum Element Eisen. Dafür gestaltet sich das Ende von schweren Sternen im Vergleich zu ihren leichten Kollegen ungleich dramatischer – nach maximal 100 Millionen Jahren Lebenszeit beschließen sie ihr Dasein mit einer gewaltigen Supernova-Explosion.

Als gesichert gilt, dass massereiche Sterne zunächst implodieren. In seinem fortgeschrittenen Stadium gleicht der Stern einer Zwiebel: In seiner Mitte befindet sich ein stabiler Eisenkern, in den umgebenden Schalen die leichteren Elemente bis zum Wasserstoff. Mit der Produktion von Eisen stoppen die Verbrennungsprozesse, die den Stern bisher im Kräftegleichgewicht gehalten haben. Der Grund: Um Eisenatome zu verschmelzen, müsste von außen Energie zugeführt werden. So wird der Stern zum Spielball der Gravitation und kollabiert. Dabei presst die Schwerkraft den Kern immer weiter zusammen, bis sich sogar die Struktur der Eisenatome auflöst: Die Elektronen verschmelzen mit den Protonen, sodass ein Neutronenstern und eine große Menge Neutrinos entstehen (Abb. 1).

zoom
Im Zentrum des kollabierenden Sterns entsteht ein heißer Neutronenstern, der hohe Neutrinoflüsse abstrahlt. Ein Teil der Neutrinos überträgt seine Energie auf das den Neutronenstern umgebende Gas und treibt so die Stoßwelle an, die die Supernova-Explosion des Sterns auslöst.

Beim Kollaps stürzt die Materie der äußeren Sternschichten auf den zentralen Neutronenkern. Durch den Aufprall auf den kompakten Kern bildet sich eine Stoßfront und beginnt im kollabierenden Stern nach außen zu laufen. Dabei heizt der intensive Neutrinostrom aus dem entstehenden Neutronenstern die Materie hinter der Stoßwelle und schiebt sie kräftig an, sodass die äußeren Sternschichten weggeschleudert werden und der Stern in einer gigantischen Supernova-Explosion zerbirst. Zurück bleibt ein etwa 20 Kilometer kleiner Neutronenstern oder in extremen Fällen ein schwarzes Loch.

So plausibel das bisherige Modell auch klingt, es funktioniert nur für Sterne bis zu etwa zehn Sonnenmassen. Bei schwereren Sternen birgt die Erklärung eine Schwachstelle: In Computerberechnungen kommt die von der Neutrinoheizung befeuerte Explosion nach etwa 100 Kilometern zum Stillstand (Abb. 1). Grund dafür ist das dichte Material im Kern, das die Neutrinos abbremst. Zudem stürzen in der Frühphase der Supernova auch noch Trümmer der Sternhülle ins Zentrum und behindern die Ausbreitung der Stoßwelle. Beobachtungen von Supernovae und Supernova-Überresten zeigen jedoch, dass die Stoßfront bei einem Radius von 100 Millionen Kilometern erfolgreich die Sternoberfläche erreicht und dabei die Sternhülle wegsprengen muss. Somit ist klar, dass die Explosion einen zweiten Anlauf braucht. Aber was spielt sich ab und was bringt die notwendige Energie?

original
Beginn der Supernova-Explosion eines Sterns mit 11 Sonnenmassen. Die Bildreihe zeigt vier Momentaufnahmen aus der Computersimulation 0,1, 0,18, 0,26, und 0,32 Sekunden (von links oben nach rechts unten) nachdem der stellare Kern zu einem Neutronenstern (dichter Bereich im Bildzentrum) kollabiert ist.

Computersimulationen, dargestellt in Abbildung 2 und 3, zeigen den Beginn der Supernova-Explosion eines Sterns mit 11 bzw. 15 Sonnenmassen. Mit diesen Simulationen bestätigten die Wissenschaftler jetzt eine schon länger bekannte Hypothese (Abb. 1). Auch bei solch massereichen Sternen kann die Explosion durch Neutrinos angetriebenen werden. Anders als bei kleineren Sternen liefern hier jedoch hydrodynamische Instabilitäten den entscheidenden Impuls. Die von den Neutrinos aufgeheizten Sternschichten werden durch konvektive Strömungen verwirbelt, ähnlich wie kochender Brei in einem Topf (Abb. 1). Dabei entwickelt die Materie pilzförmige Blasen, in denen heißes Plasma aufsteigt. Ausschlaggebend ist jedoch ein Phänomen, das in der Fachsprache mit „Standing Accretion Shock Instability“ (SASI) bezeichnet wird und das in früheren Modellen nicht berücksichtigt wurde. Es sorgt dafür, dass die Stoßfront zunehmend heftiger hin und her oszilliert und so immer weiter „ausbeult“. Dadurch wird die Stoßwelle zu immer größeren Distanzen vorangetrieben und die Konvektion verstärkt sich. Infolgedessen setzt ein dritter Effekt ein. Im SASI-Modell ist die Materie den hochenergetischen Neutrinos länger ausgesetzt, was einen deutlich höheren Energietransfer ermöglicht.

original
Beginn der Supernova-Explosion eines Sterns mit 15 Sonnenmassen. Die Bildreihe zeigt vier Momentaufnahmen aus der Computersimulation 0,53, 0,61, 0,65, und 0,7 Sekunden (von links oben nach rechts unten) nachdem der stellare Kern zu einem Neutronenstern (dichter Bereich im Bildzentrum) kollabiert ist.

Die Untersuchungen an zweidimensionalen Computermodellen bedeuten einen wichtigen Fortschritt im Verständnis, wie massereiche Sterne ab zehn Sonnenmassen explodieren. Möglicherweise gibt es noch andere Phänomene, welche die durch Neutrinos und hydrodynamische Instabilitäten ausgelöste Explosion verstärken. So könnte zum Beispiel, wie eine Konkurrenzgruppe behauptet, SASI große Pulsationsschwingungen des jungen Neutronensterns anregen, der dann wie eine Glocke Schallwellen erzeugen würde. Die Energie dieser Schallwellen könnte die Explosion zusätzlich anschieben. Deshalb werden sich zukünftige Simulationsrechnungen auf kombinierte Wirkmechanismen konzentrieren.

Die aktuellen, erfolgreichen Simulationen sind zwar ein wichtiger Teil des Puzzles; um jedoch das Problem der Supernova-Explosion zufriedenstellend zu lösen, fehlen noch eine Menge Informationen. So müssen beispielsweise die 2D-Simulationen in ein dreidimensionales Computermodell übertragen werden, was selbst Höchstleistungsrechner an ihre Grenzen bringt, da die Physik des Neutrino-gesteuerten Energietransports sehr komplex ist.

Originalveröffentlichungen

1.
A. Marek, H.-Th. Janka:
Delayed neutrino-driven supernova explosions aided by the standing accretion-shock instability.
The Astrophysical Journal 694, 664-696 (2009).
Zur Redakteursansicht