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Das war nun ein Beispiel für das Ende eines Sternes mit einer Größe unserer Sonne. Aber die Entwicklung von massenreicheren Sternen verläuft wesentlich dramatischer und komplizierter. Trotzdem Enden die meisten als Weiße Zwerge, die hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen.
Massereiche Sterne beziehen in späteren Lebensphasen ihre Energie aus einer Abfolge von Kernreaktionen, an denen immer schwerere Elemente beteiligt sind. Während die nuklearen Brennstoffe nacheinander verbraucht werden - Wasserstoff verbrennt zu Helium, dann Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff und so weiter --, kontrahiert der innere Teil des Sterns und wird noch heißer, bis die nächsten Kernreaktionen ablaufen und immer schwerere Elemente des Periodensystems entstehen. Die meisten Sterne gehen nur bis zu Sauerstoff und Kohlenstoff, ehe sie sich als Weiße Sterne zu Ruhe geben. Aber bei Sternen mit mehr als fünf bis acht Sonnemassen ( die Grenzlinie ist unsicher) geht dieser Prozess bis hinauf zum Eisen weiter. Bis zu diesem Punkt wird in jedem Stadium durch die Erzeugung schwerer Atomkerne Energie freigesetzt, die den Gravitationskollaps aufhält. Doch es gibt keinen Kernreaktionen, die aus Eisen Energie freisetzen können: Eisen ist für einen Stern die Endstation auf nuklearer Ebene.
Was als nächstes folgt, ist eines der spektakulärsten Ereignisse, die man in der Astronomie kennt. Ein hinreichend massereicher Stern (wahrscheinlich jeder Stern von mehr als 8 Sonnemassen) entwickelt eine Kernregion aus Eisen, die mehr als 1,4 SM hat. Mit anderen Worten, die Kernregion ist zu massereich, um im Gleichgewicht der Chandra-Grenze zu verweilen. Da es keine Kernreaktion gibt, die aus Eisen Energie gewinnen können, ist die Brennstoffzufuhr beendet, und die Kernregion erfährt einen plötzlichen , katastrophalen Kollaps. Dabei erreicht sie im Bruchteil einer Sekunde die Dichte eines Atomkerns (etwa die billiardenfache Dichte von Wasser!). Während diesen Kollapses erden die Kernreaktionen, welche die Kernregion aus Eisen aufgebaut haben, rückgängig gemacht - die Eisenkerne werden in immer kleinere Stücke aufgebrochen, bis nur noch eine Suppe aus Elementarteilchen übrig ist.
Wenn eine Abfolge von nuklearen oder chemischen Reaktionen einen bestimmten Energiebetrag freigesetzt hat, dann ist eine gleich hohe Energiemenge nötig, um diese Reaktionen umzukehren. Woher stammt diese Energie? Aus der Gravitation natürlich! Der Kollaps der Kernregion setzt einen Energiebetrag frei, der etwa der zehnfachen Energie entspricht, die der Stern in seinem gesamten Leben durch nukleare Brennvorgänge erzeugt hat. Anders ausgedrückt: Über die Lebensdauer eines massereichen Stern liefert die Gravitation und nicht nukleare Reaktionen die meiste Energie, doch das tut sie fast vollkommen innerhalb der letzten Sekunden im Leben eines Sterns.
Obwohl Gravitation die schwächste Wechselwirkung ist, ist die Gravitationsenergie im kosmischen Geschehen die ergiebigste Energiequelle.
Die Zerlegung der Kernfusionsprodukte endet nicht mit dem Aufbrechen von Eisen in subatomare Teilchen. Die Dichte in der kollabierenden Kernregion wird so gross, dass die dort vorhandenen Protonen und Elektronen zu Neutronen Verschmelzen, elektrisch neutrale Elementarteilchen von etwa der selben Masse wie Protonen- Normalerweise sind Neutronen nur stabil, wenn sie an Protonen in Atomkernen gebunden sind. Ein einzelnes Neutron zerfällt innerhalb von etwa zehn Minuten in ein Proton, ein Elektron und ein drittes Teilchen, ein sogenanntes Antineutrino. Doch im inneren der Kernregion ist kein Raum mehr für zusätzlich Elektronen. Die Kernregion des kollabierenden Sterns wird eine Art gigantischer Atomkern der 1057 Neutronen enthält, und entwickelt sich, wenn seine Masse nicht zu gross ist, zu einem Neutronenstern. Die Kraft, die einen Neutronenstern gegen den Kollaps stabilisiert, ist der Entartungsdruck zwischen den Neutronen, die ebenfalls zur Klasse der Fermionen gehören (kleinste elem. Teilchen)
Wenn die Gravitation zehnmal mehr Energie freigesetzt hat, als zur Zerlegung der Atomkerne nötig ist, wohin gehen dann die überschüssigen 90 Prozent der Energie? Etwa 90 Prozent dieses Überschusses werden von subatomaren Teilchen, den sogenannten Neutrinos, abgeführt, die bei der Bildung der Neutronen entstehen. Neutrinos sind besonders schwer zu fassende Teilchen, da sie kaum mit gewöhnlicher Materie wechselwirken. Die meisten von ihnen durchfliegen die Hülle des sterbenden Sterns, ohne viel Schaden anzurichten. Die restlichen zehn Prozent lösen jedoch eine Explosion aus, welche die äußeren Schichten des Sterns davon bläst. Diese Explosionen nennt man Supernovae. Es sind seltene Ereignisse, die im Mittel nur ein- oder zweimal pro Jahrhundert in unserer Galaxie auftreten. Supernovaeexplosionen kennzeichnen einen gewaltsamen Endpunkt der Sternenentwicklung. Die Astronomen unterscheiden heute mehrere verschiedene Supernovaetypen. Doch der häufigste Mechanismus (der auch den Krebs-Nebel entstehen lies) tritt auf, wenn ein Stern großer Masse seinen nuklearen Brennstoff verbraucht hat. Der Stern steht vor einer Energiekrise. Seine Kernregion implodiert katastrophenartig, und die äußere Schichten werden abgeblasen.
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