Forschungsbericht 2016 - Max-Planck-Institut für Astrophysik

Computersimulationen zeigen erfolgreiche Sternexplosionen in drei Dimensionen

Autoren
Melson, Tobias; Janka, Hans-Thomas
Abteilungen
„Stellare Astrophysik”
Zusammenfassung
Neueste Computersimulationen in drei Dimensionen nähern sich einer Antwort auf die jahrzehntealte Frage wie massereiche Sterne als Supernovae explodieren. Bereits Mitte der 1960er Jahre wurde vorgeschlagen, dass Neutrinos dabei eine zentrale Rolle spielen, weil der neu entstehende Neutronenstern im Zentrum eines sterbenden Sterns diese in riesiger Zahl abstrahlt. Doch erst jetzt, mit den stärksten verfügbaren Supercomputern, konnten die Wissenschaftler zeigen, dass dieser neutrinogetriebene Explosionsmechanismus tatsächlich funktioniert.

Der Supernova-Mechanismus

Supernovae gehören zu den hellsten und gewaltigsten Explosionen im Universum. In ihnen werden Neutronensterne und Schwarze Löcher geboren und sie produzieren und verteilen auch schwere chemische Elemente bis zum Eisen und möglicherweise noch schwerere Atomkerne, die bei der Explosion entstehen. Ein besseres Verständnis des Mechanismus, der zur Explosion von Supernovae führt, ist daher von zentraler Wichtigkeit, um die Rolle von Supernovae im kosmischen Materiekreislauf genau zu definieren.

Sterne mit mehr als der achtfachen Masse der Sonne durchlaufen ihre Entwicklung unter „Verbrennung” leichterer chemischer Elemente zu immer schwereren, bis in einer Folge von nuklearen Brennstufen aus Wasserstoff über Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium schließlich ein Kern aus Eisen im Sternzentrum entsteht. In diesem Stadium kann der Stern keine weitere Energie durch Kernfusion mehr gewinnen, weil Neutronen und Protonen in Eisenatomkernen am stärksten gebunden sind.

Da der Stern nun seine zentrale Energiequelle verliert, ist der Kollaps seines Eisenkerns unvermeidlich, sobald dessen Masse durch weiteres Siliziumbrennen in einer umgebenden Schale einen kritischen Grenzwert überschreitet. Innerhalb von Bruchteilen einer Sekunde vollzieht sich eine Implosion des stellaren Eisenkerns, die erst dann abrupt abgestoppt wird, wenn im Zentrum die Dichte von Atomkernen erreicht wird. In diesem Augenblick widersteht die Sternmaterie einer weiteren Kompression, denn die Neutronen und Protonen lassen sich wegen starker gegenseitiger Abstoßungskräfte nicht dichter packen. Der innere stellare Kern prallt daher zurück und erzeugt eine starke Stoßwelle, die sich in die weiterhin kollabierenden, äußeren Schichten des Eisenkerns ausbreitet.

Frühere Computersimulationen

Über 30 Jahre bestand die Hoffnung, dass mit immer weiter verbesserten Computermodellen bewiesen werden könnte, dass der Stoß aus dem Rückprall imstande ist, die Explosion des Sterns direkt einzuleiten. Das Gegenteil stellte sich jedoch heraus. Verbesserte Modelle zeigten, dass dramatische Energieverluste die Stoßwelle noch weit innerhalb des stellaren Eisenkerns zum Stehen bringen. Damit war klar, dass es einer Zufuhr frischer Energie bedarf, um den Stoß erneut zu beschleunigen und so schließlich die Explosion der äußeren Sternschichten auszulösen.

Bereits in den 1960er Jahren wurde (in einer fundamentalen Veröffentlichung von Stirling Colgate und Richard White) spekuliert, dass Neutrinos für diese Energiezufuhr verantwortlich sein könnten, denn der heiße Neutronenstern im Zentrum produziert unzählige solcher hochenergetischen Elementarteilchen. Weniger als ein Prozent dieser Neutrinos würde ausreichen, um eine gewaltige Supernova zu verursachen, wenn sie in der Materie hinter dem stehenden Stoß absorbiert werden können. Schon Mitte der 1980er Jahre wurde diese Möglichkeit durch die ersten, einigermaßen geeigneten numerischen Berechnungen von Jim Wilson und durch interpretative Arbeiten von Wilson und Hans Bethe gezeigt.

Allerdings steckten in diesen frühen Modellen noch sehr viele Annahmen und Näherungen – die Modelle waren daher nicht sehr realistisch. Insbesondere wurde mit der Supernova 1987A klar, dass Sternexplosionen extrem asymmetrisch ablaufen und dass bereits in der frühesten Phase der Explosion nicht-radiale Plasmaströmungen eine wichtige Rolle gespielt haben müssen. Erste mehrdimensionale Computersimulationen (damals meist in zwei Dimensionen, d. h. zur Einsparung von Rechenzeit unter der Annahme von Rotationssymmetrie um eine angenommene Achse) konnten belegen, dass Konvektion und turbulente Materiebewegungen den Neutrinoheizmechansimus entscheidend unterstützen können und den Energieübertrag durch Neutrinos verstärken. Dies führt zu erfolgreichen Explosionen, auch wenn sphärisch symmetrische Modelle nicht explodieren.

Erfolgreiche Explosionen in 3D

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Original 1508158075
Abb. 1: Verlauf der Explosion des Sterns mit 9,6-facher Masse der Sonne: Innerhalb von Sekundenbruchteilen bläht sich der Kern auf ein Vielfaches seines Volumens auf. Die Standbilder zeigen dabei eindrucksvoll, dass die Explosion keineswegs symmetrisch abläuft und dass Konvektion und Turbulenz eine wichtige Rolle spielen. Die Farbkodierung ist ein Maß für die Geschwindigkeiten des ausgestoßenen Sternmaterials. Die dünne grünliche Linie zeigt die Position der Stoßfront. Der Neutronenstern ist als weiße Kugel im Zentrum zu sehen. Oben links wird jeweils die Zeit in Millisekunden nach Entstehung des Stoßes angezeigt. Unten rechts gibt ein Maßstab die Größe des Bildausschnitts in Kilometern an.
Abb. 1: Verlauf der Explosion des Sterns mit 9,6-facher Masse der Sonne: Innerhalb von Sekundenbruchteilen bläht sich der Kern auf ein Vielfaches seines Volumens auf. Die Standbilder zeigen dabei eindrucksvoll, dass die Explosion keineswegs symmetrisch abläuft und dass Konvektion und Turbulenz eine wichtige Rolle spielen. Die Farbkodierung ist ein Maß für die Geschwindigkeiten des ausgestoßenen Sternmaterials. Die dünne grünliche Linie zeigt die Position der Stoßfront. Der Neutronenstern ist als weiße Kugel im Zentrum zu sehen. Oben links wird jeweils die Zeit in Millisekunden nach Entstehung des Stoßes angezeigt. Unten rechts gibt ein Maßstab die Größe des Bildausschnitts in Kilometern an.

Die Natur besitzt jedoch drei Raumdimensionen, weshalb diese frühen, erfolgreichen Modelle als unrealistisch und nicht überzeugend kritisiert wurden. Tatsächlich ist nicht nur die künstliche Annahme einer Symmetrieachse problematisch, sondern es ist auch bekannt, dass sich turbulente Strömungen in zwei Dimensionen anders verhalten als in drei Dimensionen.

Aber erst in der allerjüngsten Gegenwart ist es durch die zunehmend schnelleren Supercomputer möglich geworden, Supernovaberechnungen ohne unnatürliche Symmetrieannahmen durchzuführen. Damit können die Simulationen wesentlich realistischer sein und die theoretische Modellierung von Supernovae nähert sich mit gewaltigen Schritten der Lösung des 50 Jahre alten Problems.

Die Supernova-Gruppe am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) spielt eine führende Rolle im weltweiten Wettrennen um die ersten erfolgreichen dreidimensionalen Simulationen. Wenn alle relevante Physik in den Modellen berücksichtigt wird, insbesondere was die hochkomplexen Wechselwirkungen der Neutrinos betrifft, bewegen sich solche Simulationen an der absoluten Grenze des aktuell auf den größten verfügbaren Superrechnern gerade noch Machbaren. Dem MPA-Team können momentan maximal 16.000 Prozessorkerne auf dem SuperMUC am Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) in Garching und auf dem MareNostrum am Barcelona Supercomputing Center (BSC) zur Verfügung gestellt werden, was der Leistungsfähigkeit etwa einer gleichen Zahl der schnellsten Heimcomputer entspricht. Selbst bei paralleler Nutzung dieser 16.000 Prozessorkerne dauert eine einzige Modellsimulation einer Supernova über eine Entwicklungszeit von etwa einer halben Sekunde immer noch ein halbes Jahr und verschlingt rund 50 Millionen Stunden Rechenzeit.

Film 1

Diese dreidimensionale Visualisierung der Simulationsdaten zeigt die Explosion des Sterns mit 9,6-facher Masse der Sonne. Die Farben sind ein Maß für die Heizung des Plasmas durch Neutrinos. In der oberen rechten Ecke läuft die Zeit in Millisekunden. Der Maßstab am unteren Bildrand ändert sich im Laufe der Zeit, da sich das Modell starkt aufbläht. Am Anfang des Films ist der Neutronenstern als grünliche Kugel im Zentrum sichtbar. Nach etwa 130 Millisekunden läuft die Stoßwelle aus dem Bildausschnitt heraus und die inneren Strukturen werden gezeigt.

Dieser enorme Aufwand aber lohnt sich! Die Forschergruppe konnte jüngst die ersten erfolgreichen dreidimensionalen Berechnungen von Supernovaexplosionen vorweisen [1, 2]. In den äußerst rechenintensiven Simulationen wurden Explosionen bei einem relativ leichten Stern mit 9,6-facher Masse der Sonne (Abb. 1 und Abb. 2 und Film 1) und einem schwereren Stern mit 20 Sonnenmassen (Abb. 3 und Film 2) gefunden.

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Abb. 2: Dieses Diagramm zeigt den Verlauf der Sternexplosion des Modells mit 9,6 Sonnenmassen. Die dicke rote Linie zeichnet die Position der Stoßfront nach. Der Stoß entsteht, wenn sich ein Neutronenstern im Zentrum bildet, und wandert zunächst schnell nach außen, bleibt dann aber stecken, bevor er durch die Neutrinoheizung wieder angetrieben wird. Dünne, schwarze Linien verfolgen die Bewegung von bestimmten Schalen des Sterns, die zunächt kollabieren, dann aber zum Teil wieder ausgeworfen werden. Die rötlichen Bereiche zeigen Regionen mit starken turbulenten Bewegungen der Sternmaterie. Die Zeitachse ist auf den Zeitpunkt der Stoßentstehung kalibriert.
Abb. 2: Dieses Diagramm zeigt den Verlauf der Sternexplosion des Modells mit 9,6 Sonnenmassen. Die dicke rote Linie zeichnet die Position der Stoßfront nach. Der Stoß entsteht, wenn sich ein Neutronenstern im Zentrum bildet, und wandert zunächst schnell nach außen, bleibt dann aber stecken, bevor er durch die Neutrinoheizung wieder angetrieben wird. Dünne, schwarze Linien verfolgen die Bewegung von bestimmten Schalen des Sterns, die zunächt kollabieren, dann aber zum Teil wieder ausgeworfen werden. Die rötlichen Bereiche zeigen Regionen mit starken turbulenten Bewegungen der Sternmaterie. Die Zeitachse ist auf den Zeitpunkt der Stoßentstehung kalibriert.

Diese Rechnungen basieren auf der im Augenblick fortschrittlichsten Beschreibung der entscheidenden Neutrinophysik in kollabierenden Sternen, weshalb die Ergebnisse einen wichtigen Meilenstein für die Supernovamodellierung bedeuten. Sie bestätigen im Rahmen der bekannten und im Supernovazentrum wichtigen Prozesse und innerhalb der momentanen Unsicherheiten dieser Physik die grundsätzliche Möglichkeit, dass Neutrinoheizen die Explosion massereicher Sterne auslöst. Wie bereits bei den früheren zweidimensionalen (d. h. rotationssymmetrischen) Modellen gesehen, unterstützen nichtradiale Strömungsvorgänge das Einsetzen der Explosion und prägen der expandierenden Materie Asymmetrien auf, die zu den später beobachtbaren Asymmetrien bei Supernovae führen. Allerdings reichen zweidimensionale Modelle nicht aus, um Supernovae zu simulieren. Die erzwungene Rotationssymmetrie um eine willkürliche Achse bedeutet eine starke Einschränkung der Bewegungsmöglichkeiten des stellaren Plasmas. Außerdem verhalten sich turbulente Strömungen unter diesen Symmetrieannahmen anders als in drei Dimensionen, was dazu führt, dass bei den dreidimensionalen Modellen mehr Energie für die Explosion zur Verfügung steht. Daher war der Weg zu solchen Rechnungen ohne Symmetrieannahmen unumgänglich, um alle Prozesse während der Supernova korrekt modellieren zu können.

Film 2

Dieser Film stellt die Simulationsdaten für den Stern mit 20-facher Sonnennmasse dar. Auch hier geben die Farben an, wie stark das Sternmaterial durch Neutrinos geheizt wurde. Die Stoßwelle ist als transparente, grünliche Oberfläche dargestellt. Zu Beginn der Sequenz geht die Kugelsymmetrie des Modells in eine starke Schwingungsbewegung des Stoßes über. Im weiteren Verlauf ist die Konvektion hinter dem Stoß gut sichtbar. Der Maßstab am unteren Bildrand ändert sich rasch, sobald die Explosion einsetzt.

Vergleich mit Beobachtungen

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Abb. 3: Gleiche Darstellung wie Abbildung 1 für den Stern mit 20-facher Sonnenmasse: Die Explosion setzt etwa 300 Millisekunden nach der Entstehung des Stoßes ein. Auch in diesem Modell ist erkennbar, dass die Supernovaexplosion nicht kugelsymmetrisch verläuft. In den ersten Bildern der Sequenz erkennt man starke schwappende Schwingungsbewegungen des Stoßes. Die Farbkodierung ist ein Maß für die Geschwindigkeiten des ausgestoßenen Sternmaterials. Die dünne grünliche Linie zeigt die Position der Stoßfront. Im Zentrum ist der Neutronenstern als weiße Kugel zu sehen. Oben links wird jeweils die Zeit in Millisekunden nach Entstehung des Stoßes angezeigt. Der Maßstab unten rechts dientzur Einschätzung der Größe des Bildausschnitts.
Abb. 3: Gleiche Darstellung wie Abbildung 1 für den Stern mit 20-facher Sonnenmasse: Die Explosion setzt etwa 300 Millisekunden nach der Entstehung des Stoßes ein. Auch in diesem Modell ist erkennbar, dass die Supernovaexplosion nicht kugelsymmetrisch verläuft. In den ersten Bildern der Sequenz erkennt man starke schwappende Schwingungsbewegungen des Stoßes. Die Farbkodierung ist ein Maß für die Geschwindigkeiten des ausgestoßenen Sternmaterials. Die dünne grünliche Linie zeigt die Position der Stoßfront. Im Zentrum ist der Neutronenstern als weiße Kugel zu sehen. Oben links wird jeweils die Zeit in Millisekunden nach Entstehung des Stoßes angezeigt. Der Maßstab unten rechts dientzur Einschätzung der Größe des Bildausschnitts.

Mit den ersten erfolgreichen Simulationen in drei Dimensionen ist die Arbeit der Astrophysiker aber noch lange nicht erledigt. Weitere theoretische Modelle sind notwendig. Insbesondere muss die numerische Auflösung der Simulationen verbessert werden, was aber deutlich größere Computer und mehr Rechenzeit erfordern wird. Außerdem müssen Sterne mit anderen Massen untersucht werden. Eine endgültige Bestätigung, dass Neutrinoheizen tatsächlich die Ursache der Sternexplosionen ist, kann aber nur von Beobachtungen geliefert werden. Daher müssen die momentanen Computermodelle noch stärker mit beobachtbaren Phänomenen verknüpft werden. Große Hoffnungen ruhen auf einer möglichen Supernova in unser Milchstraße. Ein so nahes Ereignis würde die Erde mit rund 1030 Neutrinos überfluten, von denen viele Tausend, wenn nicht sogar Zehntausende, in großen unterirdischen Experimenten wie Super-Kamiokande in Japan und IceCube am Südpol eingefangen werden könnten. Diese Neutrinos (neben Gravitationswellen) werden einen fantastischen Blick ins Innere der Supernova ermöglichen. Weil sie direkt aus dem Zentrum der Explosion entweichen, werden sie Informationen über die Prozesse und den Materiezustand im Herz des sterbenden Sterns zu uns tragen.

Literaturhinweise

1.
Melson, T.; Janka, H.-T.; Marek, A.
Neutrino-driven supernova of a low-mass iron-core progenitor boosted by three-dimensional turbulent convection
Astrophysical Journal Letters 801, L24 (2015)
DOI
2.
Melson, T.; Janka, H.-T.; Bollig, R.; Hanke, F.; Marek, A.; Müller, B.
Neutrino-driven explosion of a 20 solar-mass star in three dimensions enabled by strange-quark contributions to neutrino-nucleon scattering
Astrophysical Journal Letters 808, L24 (2015)
DOI
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