Eine gew altige Supernova-Explosion, die 2007 aufgezeichnet wurde, erwies sich als der Tod des vielleicht massereichsten Sterns im bekannten Universum. Vielleicht haben solche Katastrophen in den frühen Stadien seiner Existenz das Universum mit schweren Elementen gefüllt und die Entwicklung unserer Welt angeregt. Katastrophen mit Antimaterie.
Riesensterne mit einer Masse von mehr als 140 Sonnenmassen beenden ihr Leben in Form von mächtigen PI-Supernovae, die den Weltraum mit riesigen Mengen schwerer Elemente sättigen
Die erste Explosion von SN 2007bi wurde 2007 von israelischen Wissenschaftlern unter der Leitung von Avishay Gal-Yam aufgezeichnet. Eine Untersuchung seines Spektrums, der Lumineszenz- und Extinktionsparameter, die in den nächsten 18 Monaten stattfand, wurde durchgeführt, und es stellte sich heraus, dass es zum Zeitpunkt des Todes etwa hundertmal mehr wog als die Sonne. Das bedeutet, dass sie in ihrer Jugend wahrscheinlich doppelt so schwer war: Große Stars verlieren im Laufe ihrer Evolution schnell an Gewicht. Sterne, die 200-mal schwerer als die Sonne wären, sind Wissenschaftlern bisher unbekannt. Der aktuelle Rekordh alter, der sich nahe dem Zentrum unserer Galaxie befindet, wiegt etwa 114 Sonnenmassen.
Aber nicht einmal die Größe von SN 2007bi interessierte zunächst die Wissenschaftler. Spannender ist, dass es sich um die seltenste Art von Supernova handelte – die sogenannte „Supernova der instabilen Paare“(Pair-Instability). Die Theorie besagt, dass ein solcher Mechanismus des explosiven Todes nur für echte Riesen der Sternenfamilie realisiert werden kann, deren Masse 140 Sonnenmassen übersteigt. Diejenigen, die diesen Größen etwas unterlegen, beenden ihr Leben mit einer Explosion mit der Bildung eines Schwarzen Lochs oder eines Neutronensterns. Dazu genügt es ihnen, den Vorrat an internem Brennstoff für eine thermonukleare Reaktion zu erschöpfen; die Temperatur sinkt, die zentripetalen Gravitationskräfte werden nicht mehr durch die zentrifugalen ausgeglichen und der Stern kollabiert.
Echte Riesensterne sind jedoch so massereich, dass sie keine Zeit mehr zu leben haben, bevor ihr Treibstoff erschöpft ist. Bei kolossalen Drücken und Temperaturen im Kern eines Sterns kollidieren hochenergetische Gammastrahlen-Photonen mit Atomkernen. Dadurch entstehen Teilchen-Antiteilchen-Paare, in diesem Fall ein Elektron und ein Positron. Während dieser Transformation fällt die Energie des Systems stark ab, der Zentrifugaldruck der Strahlung nimmt ab und die zentripetale Schwerkraft übernimmt. Es kommt zu einem lokalen Kollaps, der bald durch eine noch stärkere thermonukleare Reaktion ersetzt wird. Irgendwann bricht der Stern zusammen – und er wird in Stücke gerissen.
Kehren wir zu unserer Heldin SN 2007bi zurück. Bei der Untersuchung seines Spektrums entdeckten Astronomen, dass es extrem reich an radioaktiven Isotopen von Nickel ist: In einem Stern allein dieses Elements war siebenmal mehr als unsere gesamte Sonne wiegt. Wissenschaftler haben die gleiche charakteristische „Signatur“im Jahr 2006 aufgezeichnet, als eine weitere Supernova dieses seltensten PI-Typs beobachtet wurde. Darüber hinaus schleuderte die Explosion mehr als 22 Sonnenmassen an Silizium und anderen schweren Elementen in den Weltraum (nach Sternenstandards fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium bestehend).
Allerdings sind sie nur noch heute selten. Einst, in einem jungen Universum, das arm an Elementen war, die schwerer als Wasserstoff und Helium waren, waren die Bedingungen für die Bildung von Riesensternen viel förderlicher. Es wird angenommen, dass die ersten Sternengenerationen nur Riesen waren, nicht wie heute. Und vielleicht waren PI-Supernovae in jenen fernen Jahren praktisch alltäglich. Jede von ihnen schleuderte mehrmals mehr mit schweren Elementen gesättigte Materie in den Weltraum als "gewöhnliche" Supernovae.
Indem sie den Weltraum mit schweren Elementen sättigten, die sich in ihren Tiefen bildeten, stimulierten diese alten Sterne die Bildung von leiseren Sternen „normaler“Größe. Tatsächlich sollten die Kerne schwerer Elemente nicht so groß sein, dass sie zu "Embryonen" eines zukünftigen Sterns werden, genügend Materie anziehen und eine thermonukleare Reaktion auslösen.
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