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Über Sterne: Extreme Endstadien, Supernova

Wenn der Eisenkern z.B. eines Roten Überriesen in sich zusammenstürzt und dieser über 1,44 Sonnenmassen hat (was auf jeden Fall so sein sollte, sonst wäre er nicht bis zum Eisen gekommen), dann geschieht erstaunliches. Es ist nicht mehr genug Hitze da, um dem Druck zu widerstehen. Der immense Druck knackt die Atome und presst die Elektronen mit den Protonen auf kleinstem Raum zusammen. Die Hülle stürzt nach innen gegen die Schockwelle des kollabierenden Kerns und fusioniert daraufhin auf einen Schlag - eine Supernovaexplosion (vom Typ Ib, Ic oder II). Es entsteht ein Neutronenstern von sehr großer Dichte und einem Durchmesser von nur ein paar Kilometern. Dieser ist extrem heiß und rotiert sehr schnell, wobei er hochenergetische Röntgenstrahlung aussendet. Uns erscheint er mit den geeigneten Messgeräten als regelmäßige, schnelle Folge von Röntgenblitzen.
Pulsare sind Neutronensterne, welche in Pulsen starke Strahlung von Radio- bis Röntgenwellen aussenden.

Je massereicher der Neutronenstern, desto kleiner ist er (durch den Druck, der von der eigenen Gravitation ausgelöst wird). Bei über 3,2 Sonnenmassen halten auch die Neutronen nicht mehr und es entsteht ein Schwarzes Loch.

Bei Supernovae vom Typ I ist, im Gegensatz zum Typ II, in der Explosionswolke kein Wasserstoff mehr vorhanden. Bei Ic fehlt auch Helium. Eine Ib und Ic Supernova wird von einem Stern mit über etwa 30 Sonnenmassen ausgelöst, der vorher seine Hülle in den Raum gestoßen hat (z.B. ein Wolf-Rayet Stern). Eine Typ II Supernova wird dagegen von einem weniger massiven Stern, einem Roten Überriesen, verursacht.
Supernovae haben für eine kurze Zeit (wenige Tage bis Wochen) die milliardenfache Leuchtkraft der Sonne. Noch lange danach kann der Emissionsnebel beobachtet werden. In unserer Galaxie wird etwa alle 50 Jahre eine Supernova erwartet.

Beispiele: Pulsar im Krebsnebel, Schwarzes Loch bei Cygnus X-1

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    Ein Neutronenstern
Ein Neutronenstern.
Foto: Nasa

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