Moin Mac,
also nochmal langsam.
Mac schrieb:
hier frage ich mich ernsthaft, wie man sowas messen kann? Und woher man Vergleichsobjekte hat? Wie verhält sich ein Stern, nur 50 oder 2 Jahre vor seinem 'Tod'? Einen einzelnen Stern in 440 Millionen Lichtjahren Entfernung zu identifizieren, halte ich nach wie vor für unmöglich.
Dazu nochmal die Vorbedingung:
astronews.com schrieb:
Doch Supernova ist nicht gleich Supernova: Während der Kern besonders massereicher Sterne vermutlich zu einem Schwarzen Loch kollabiert, fallen leichtere Sterne zu einem dichten Neutronenstern zusammen.
Das wir das an einem "realen Objekt" in unmittelbarer Nähe anschauen können, halte ich mit dem Leben für unvereinbar.
Also nehmen wir unsere bekannten Naturphänomene und "schätzen" - mehr oder weniger genau - was passiert.
Also "kurz" vor seinem Tot sieht's (nach den bekannten Naturgesetzen) so aus:
1. Mase kleiner als ~0,5 Sonnenmassen:
- wenn von aussen nicht irgendwelche Energie zugeführt wird, reicht die Energie der Gravitation (wenn die Wasserstoffwolke zusammenrutscht) nicht aus, die Abstossungskräfte der Wasserstoffkerne zu überwinden. Das Objekt heitzt sich kurzzeitig thermisch auf und kühlt langsam wieder ab. -> Ende der Geschichte. Es entsteht ein Jupiterähnliches Objekt oder "brauner Zwerg".
2. ~0,5 bis ~ 3 Sonnenmassen:
Die unter 1. beschriebenen Abstoßungskräfte der Wasserstoffatome werden durch die Gravitationsenergie überwunden. Das "H-Brennen" beginnt (H+H -> He³), Helium sammelt sich im Kern. Nachdem ca. 10% H zu He³ verbrannt sind reicht die zum Kern gerichtete Energie aus, um das "Heliumbrennen" zu starten (He³ + He³ -> He4 + H + H). Der Stern wird nochmahl ein wenig aufgebläht (ggü. reinem Wasserstoffbrennens) und findet sein thermodynamisches Gleichgewicht oder pulsiert. Damit kommt man erstmal eine Weile hin (für unsere Sonne ca. 10 Mrd. Jahre). Die Zone des Heliumbrennens frisst sich im Laufe der Zeit nach Aussen durch. Hat der Stern eine entsprechende Masse (~1,5 - 3 Sonnenmassen) starten in seinem Inneren die Brennprozesse bis zum Eisen.
Erreicht die Heliumbrennzone eine gewisse Ausdehnung bläht sie den Stern nochmals auf, da die Wasserstoffbrennzone dem Strahlungsdruck der Heliumzone nicht mehr kompensieren kann. Der Stern wird zum roten Riesen. Hat die Heliumzone die Oberfläche erreicht wird sie beendet. Wurden (durch die Masse des Sterns) keine anderen Fusionsvorgänge gestartet, zieht die Gravitation den Stern zusammen. Dabei wird nochmals Energie freigesetzt. Je nach Masse des Sterns reich diese dann aus um weiter Fusionen zu starten ( Kohlenstoff, Sauerstoff, ... -> Eisen) - der Stern pulsiert (Nova). Ist diese Energiequelle auch versiegt schrumpft der Stern. Die Gravitation erzeugt nochmal einen enormen "Energieschub" es entsteht ein weisser Zwerg (bis ~ 1,5 Sonnenmassen) der langsam auskühlt und zum schwarzen Zwerg wird.
Oder (Masse zwischen ~1,5 bis ~3 Sonnenmassen) die Gravitationsenergie ist so stark, dass sie den Entartungsdruck (der Elektronen nicht in den Atomkern stürzen lässt) überwunden wird. Es werden Neutronen gebildet und der Stern endet als Neutronenstern. Beendet wird dieser Vorgang durch die starke Kernkraft (die verhindert, dass die Quarks der Neutronen zusammenrutschen). Durch sein enormes Schrumpfen und erhaltengebliebenen Drehmoment rotiert dieser Stern auch dementsprechend schnell. Das ursprüngliche magnetische Moment des Sterns bleibt ebenfalls erhalten, liegen die Magnetpole nicht in der Rotationsachse entsteht (durch die Energiefreisetzung geladener Teilchen im bewegten Magnetfeld) das Phänomen des Pulsars.
Bei der Entstehung der Neutronen kann man jetzt streiten, ob das Elektron beim "Einzug" ins Proton Bremsstrahlung aussendet (-> Röntgenstrahlung) oder ob das Proton Kernenergie freisetzt (-> Gammastrahlung). Wahrscheinlich (durch das Masseverhältnis Elektron <-> Proton und der entgegengesetzten Elementarladungen) ein Gemisch aus beidem. In der Energiebilanz spielt das keine Rolle. Das Strahlungsspektrum ist noch ziemlich "nah" (verglichen mit sichtbahrem Licht).
Bei 3. (Sternmasse > ~3 Sonnenmassen) ist nach der Entstehung der Neutronen noch nicht Schluss. Durch die Überwindung der starken Kernkraft wird nochmals ein enormes Energiepotential freigesetzt. Diesmal in Form "reiner" Gammastrahlung. Da aber nicht alle Neutronen auf einmal entarten sondern wie die anderen Energieprozesse des Sterns "schalenartig" vorsichgeht, überstrahlt diese die "protoneneinzugsbremsstrahlung" der Elektronen im Allgemeinen da sie sich (spektral gesehen) nicht unterscheiden lassen. So wie wir aus der Entfernung nicht unterscheiden können ob im Sonnenlicht ein Objekt nur grün gestrichen ist oder ob es selbst grün leuchtet.
Das im Artikel geschilderte Phänomen lässt nun Untersuchungen des "fast reinem" Spektrums zu, was entsteht, wenn Elektronen mit Protonen verschmelzen.
CU
Gunter