Suchen nach: Supernovae

upernovae gehören zu den spektakulärsten Phänomenen im Universum. Binnen weniger Tage können sie so viel Energie freisetzen wie die Sonne in zehn Milliarden Jahren. Sie strahlen dabei heller als sämtliche Sterne einer Galaxie zusammen. Supernovae sind zudem kosmische „Elementschleudern“. Sie verteilen die schweren chemischen Elemente, welche die Vorläufersterne erbrüten, im zirkumstellaren Raum und produzieren gleichzeitig bei der Explosion große Mengen Eisengruppenelemente, radioaktive Isotope wie ⁴⁴Ti, ⁶⁰Fe, ^56, 57Ni und neutronen- und protonenreiche Nuklide jenseits von Eisen. Durch ihre Beiträge zur Nukleosynthese und ihre gewaltige Energiefreisetzung spielen Supernovae eine zentrale Rolle im kosmischen Materiekreislauf und beeinflussen die dynamische und chemische Entwicklung von Galaxien [1].

Neben thermonuklear explodierenden Weißen Zwergen, den Typ-Ia-Supernovae, gehören die Kernkollaps-Supernovae zu den häufigsten Stern­explosionen und sind alleiniger Gegenstand dieses Artikels. Der Name rührt daher, dass diese Supernovae ihre Energie aus dem gravitativen Kollaps des entarteten stellaren Kerns zu einem Neutronenstern beziehen [2], bisweilen auch zu einem Schwarzen Loch.

Das einzige Mittel, direkte Informationen über die Vorgänge im Zentrum einer Supernova zu erhalten, welche die Explosion antreiben, ist die Beobachtung von Neutrinos, die der sich bildende Neutronenstern in großer Zahl abstrahlt. Die Messung von Neutrinos aus der berühmten Supernova 1987A markiert die Geburtsstunde der extragalaktischen Neutrinoastronomie. Auch Gravitationswellen, die das Herz der Explosion unmittelbar verlassen können, eignen sich als Informationsträger. Sie werden beispielsweise ausgesendet, wenn der Kollaps nicht perfekt symmetrisch verläuft. (...)

Anfang der 1980er-Jahre griff vor allem Andreas Tamman diese Idee wieder auf und zeigte, dass sich dafür vor allem Supernovae vom Typ Ia eignen. Bei dieser wichtigen Unterkategorie handelt es sich um thermonukleare Explosionen von Weißen Zwergen, erloschenen Sternen mit etwa 1,4 Sonnenmassen, die kurzzeitig sogar eine ganze Galaxie überstrahlen können. Im Verlauf der Explosion ändert sich die Helligkeit der Supernovae natürlich sehr stark und innerhalb weniger Tage. Der Helligkeitsverlauf ist aber relativ homogen, sodass die Hoffnung bestand, dass sie immer dieselbe Leuchtkraft am Maximum ihrer Lichtkurve erreichen würden. Damit würden sich Entfernungen einfach aus der beobachteten Helligkeit ableiten. Diese Hoffnung zerschlug sich 1991 gründlich, als einige Typ-Ia-Supernovae mit sehr unterschiedlichen Leuchtkräften beobachtet wurden. Zwei Jahre später zeigte allerdings Mark Phillips, dass sich die Form der Lichtkurve eignet, um die Leuchtkraft zu normieren. Seitdem gelten Typ-Ia-Supernovae als beste kosmische „Zollstöcke“.

Zu dieser Zeit bestand die Hauptaufgabe der beobachtenden Kosmologie darin, den Wert der momentanen Expansionsrate des Universums und der Abbremsung aufgrund der Gravitationsanziehung der Materie zu bestimmen. Die Expansionsrate, also die Hubble-Konstante, muss im nahen Universum gemessen werden. Aufgrund der Abbremsung hat sich diese „Konstante“ als Funktion der Zeit verändert, man spricht daher vom Hubble-Parameter. In der Vergangenheit hatte er einen größeren Wert als heute. Diese Abbremsung lässt sich nur über große Distanzen messen. ...

Nach dem heißen Urknall entstanden während der primordialen Nukleosynthese Wasserstoff und Helium sowie Spuren von Lithium. Auch heute dominieren die beiden leichtesten Elemente die Häufigkeitsverteilung. Daneben existiert aber eine Vielfalt weiterer Elemente: Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen – die Elemente des Lebens – sowie Gold, Platin, Blei und Uran – die seltenen Elemente unserer Hochtechnologie. Der Prozess der sogenannten kosmischen chemischen Entwicklung hat ständig die vorhandenen Nukleonen umsortiert: zu Tausenden unterschiedlichen Isotopen der 118 derzeit bekannten chemischen Elemente. Namensgeber des Prozesses ist die resultierende, sich verändernde chemische Zusammensetzung der Materie im Universum (Abb. 1).

Für das Umsortieren sind Kernreaktionen verantwortlich, beispielsweise die Kernfusion. Im Inneren von Sternen und bei Sternexplosionen reichen Dichte und Temperatur aus, damit sich die Atomkerne so nahe kommen, dass die kurzreichweitigen Kernbindungskräfte wirken können und die Nukleonen neue Verbindungen eingehen. So kann aus drei Heliumkernen Kohlenstoff entstehen: 42He + 42He + 42He → 126C. Kohlenstoff entspricht einer etwas fester gebundenen Zusammensetzung der Nukleonen, sodass die überschüssige Bindungsenergie als Strahlung frei wird. Der zugehörige Strahlungsdruck verhindert, dass der Stern unter seiner eigenen Gravitation kollabiert. Sterne, die mehr als achtmal schwerer sind als unsere Sonne, durchlaufen verschiedene Brennphasen, in denen immer komplexere Fusionsreaktionen Kernbindungsenergie freisetzen. Diese Entwicklung endet beim Isotop 56Ni mit der maximalen Bindungsenergie pro Nukleon: Weitere Fusionsreaktionen setzen keine Energie mehr frei. Die schwereren Elemente entstehen daher durch die Anlagerung von Neutronen und Betazerfälle in Prozessen, die sich durch langsame (s-Prozess für engl.: slow) oder schnelle (r-Prozess, rapid) Neutroneneinfang­reaktionen auszeichnen. Die Nukleare Astrophysik zielt darauf ab, die Vielfalt der Kernreaktionen und ihre Wirkung zu verstehen, die der Sternentwicklung und der Nukleosynthese zugrundeliegen [1]. (...)

Als das US National Research Council im Jahr 2003 eine Liste der großen, bisher unbeantworteten wissenschaftlichen Fragen veröffentlichte, gehörte dazu auch das Rätsel, wie die Elemente von Eisen bis Uran im Universum produziert werden [1]. Zwar ist seit Ende der 1950er-Jahre klar, dass dafür zwei Prozesse verantwortlich sind, bei denen entweder langsame (s-Prozess für engl.: slow) oder schnelle (r-Prozess, rapid) Neutroneneinfangreaktionen stattfinden. Doch insbesondere das Verständnis des r-Prozesses stellt für Astrophysik und Kernphysik nach wie vor eine große Herausforderung dar.

Die Häufigkeitsverteilung der Elemente in unserem Sonnensystem lässt sich durch Spektroskopie der Sonnenphotosphäre bestimmen. Zusammen mit den Verteilungen in Meteoriten ergibt sich ein genaues Bild der chemischen Zusammensetzung jeder Gaswolke, aus der sich die Sonne und ihr Planetensystem gebildet haben. Diese Signatur entsteht aus dem Zusammenspiel verschiedener Nukleo­syntheseprozesse (Abb. 1). Wasserstoff und Helium treten mit Abstand am häufigsten auf. Die beiden leichtesten Elemente entstehen bereits direkt nach dem Urknall und sind die Basis für die Synthese aller weiteren Elemente. Als im noch jungen Universum riesige Gaswolken unter ihrer eigenen Schwerkraft zu den ersten Sternen kollabierten, verdichtete sich die Materie in ihrem Inneren so sehr, dass Fusionsprozesse einsetzten. Bei diesem nuklearen Brennen entsteht zunächst Helium aus Wasserstoff. Die dabei frei werdende Energie stabilisiert den Stern gegen den Druck der Schwerkraft [2]. Im Fall massereicher Sterne, die mindestens achtmal so schwer sind wie unsere Sonne, zünden im Zentrum des Sterns nach und nach weitere Brennphasen, bis ein Eisenkern entstanden ist. Darin finden sich Isotope der Elemente um Eisen mit Massenzahlen A zwischen 50 und 65. Sie besitzen die höchste Kernbindungsenergie pro Nukleon, sodass eine weitere Fusion als endotherme Reaktion dem Stern Energie entziehen würde. Darüber hinaus sind diese Reaktionen sehr unwahrscheinlich, weil aufgrund der steigenden Ladungszahl der Isotope eine immer größere abstoßende Coulomb-Kraft zu überwinden ist. (...)

Mit der Annahme von räumlicher Homogenität und Isotropie (Robertson-Walker-Metrik) lassen sich die Einsteinschen Feldgleichungen auf die Friedmann-Gleichung reduzieren, um das beobachtbare Universum zu beschreiben. Die Friedmann-Gleichung gibt die kosmische Ausdehnung als Funktion von Hubble-Konstante, Raumkrümmung und den mittleren Energiedichten an. Letztere bestimmen die Dynamik der Expansion, zum Beispiel erzeugt eine höhere Materiedichte eine stärkere Abbremsung. Die Hubble-Konstante skaliert die kosmologischen Modelle und somit das absolute Alter des Universums.

Während der letzten zwei Jahrzehnte hat sich ein Modell des Universums mit einigen erstaunlichen Eigenschaften etabliert. Zusätzlich zur Strahlung, deren Energiedichte aufgrund der niedrigen Temperatur des Mikrowellenhintergrundes heute vernachlässigbar klein ist, und der „normalen“ (baryonischen) Materie, die etwa fünf Prozent der Gesamtenergie ausmacht, braucht es zwei „dunkle“ Komponenten, um die Beobachtungen zu erklären. Ein Großteil der Materie interagiert nur durch die Gravitation mit dem Rest der Welt: Diese Dunkle Materie macht etwa ein Viertel der Energie im Universum aus. Da die kosmische Expansion heute beschleunigt ist, sollte es eine zusätzliche, abstoßend wirkende Energiekomponente geben. Eine mögliche Erklärung dieser Dunklen Energie steckt in Einsteins kosmologischer Konstante. Die Dunkle Energie dominiert heute den Energieinhalt des Universums mit einem Anteil von 70 Prozent. Dieses kosmologische Modell heißt ΛCDM, wobei Λ für die kosmologische Konstante steht und CDM für kalte Dunkle Materie (Cold Dark Matter). Mittlerweile gibt es aber Beobachtungen, die innerhalb des ΛCDM-Modells inkonsistent erscheinen. Am deutlichsten tritt dies bei der Hubble-Konstante zutage, für die sich unterschiedliche Werte durch Beobachtungen des frühen Universums und aus der lokalen Umgebung ergeben. Die Diskussion dieses als Hubble-Spannung (Hubble tension) bezeichneten Problems soll im Folgenden erläutert werden. (...)

In den letzten zwei Jahrzehnten hat sich für die Astronomie ein neues Wellenlängenfenster geöffnet: Mittels bodengebundener Teleskope lässt sich das Universum im Licht hochenergetischer Gammastrahlen bei Quantenenergien von Tera-Elektronenvolt (TeV, 10¹² eV) beobachten – also bei einer Energie, die etwa tausend Milliarden Mal höher ist als die der Quanten des sichtbaren Lichts. Die erste Quelle solcher Strahlung wurde 1989 mit dem amerikanischen Whipple-Teleskop entdeckt: der Krebsnebel, Überrest der Supernova-Explosion von 1054 [1].

Gammastrahlung im Tera-Elektronenvolt-Bereich zeigt uns einen neuen Aspekt des Kosmos: das „nicht-thermische Universum“. Normales sichtbares Licht sowie die Strahlung in einem weiten Bereich des Spektrums elektromagnetischer Strahlung stammen von heißen Körpern im Universum. Die charakteristische Energie solcher Strahlung entspricht der Temperatur des strahlenden Körpers; so emittieren heiße blaue Sterne kurzwelligeres Licht als rote Sterne. Im Universum sind keine Objekte denkbar, die heiß genug wären, um direkt Hochenergie-Gammastrahlung zu emittieren. Stattdessen nimmt man an, dass die Strahlung in und um kosmische Teilchenbeschleuniger entsteht, die Elementarteilchen auf extrem hohe Energien beschleunigen – weit über die irdischer Beschleuniger. Gammastrahlen entstehen als Sekundärprodukte, wenn diese Teilchen mit Materie (dem interstellaren Gas) oder Strahlung (z. B. normalem Sternenlicht) in der Umgebung der Quelle kollidieren. Hochenergetische ­Gammastrahlung ermög­licht es daher, kosmische Teilchenbeschleuniger sichtbar zu machen und zu studieren. Bislang ist die Funktionsweise dieser Beschleuniger sowie ihr Einfluss auf die Entwicklung des Kosmos und seiner Galaxien nur unvollständig verstanden. ...

Wenn alles nach Plan verläuft, wird das DUNE-Experiment 2030 die ersten Daten liefern – hundert Jahre nachdem Wolfgang Pauli die Existenz von Neutrinos als „verzweifelten Ausweg“ postulierte, um das Problem des kontinuierlichen Energiespektrums im β-Zerfall zu lösen. Es dauerte 26 Jahre, bis Frederick Reines und Clyde L. Cowan der erste experimentelle Nachweis von Neutrinos mithilfe von Reaktoren gelang. Eine neue Generation gigantischer Neutrino-Observatorien soll nun helfen, die rätselhafte Rolle dieser Teilchen im Universum zu verstehen. So könnten Neutrinos den Schlüssel dazu liefern, warum im Universum Materie über Antimaterie dominiert. Neutrinos sind zudem wichtige Boten astrophysikalischer Ereignisse: Eine Supernova emittiert mehr als 99 Prozent ihrer Energie über Neutrinos, und Neutrinoflüsse von 1011 Neutrinos pro Sekunde und Quadratzentimeter erreichen uns von Fusionsreaktionen in der Sonne. (...)

Mit dem XENON1T-Detektor ist es gelungen, die längste je direkt gemessene Halbwertszeit eines Atomkerns zu bestimmen: (1,8 ± 0,5) · 10²² Jahre für den gleichzeitigen Einfang von zwei Elektronen aus der K-Schale in ¹²⁴Xe [1]. Außerdem wurde erstmals ein doppelter Elektroneneinfang beobachtet. Als doppelt schwacher Zerfall ist dieser nicht nur für die theoretische Modellierung von Atomkernen interessant, sondern bildet auch einen Baustein für die Suche nach neuer Physik in seltenen Kernzerfällen. Dass diese Messung erst kürzlich gelang, liegt nicht nur an der Seltenheit des Zerfalls, sondern auch an der niedrigen nachzuweisenden Energie von einigen Kiloelektronenvolt (keV). Der XENON1T-Detektor, der eigentlich zur Suche nach Dunkler Materie dient, vereint einzigartige Vorteile, die diese Messung nun ermöglichten: die lange Beobachtung vieler Atome in einem Target aus mehreren Tonnen Xenon, eine niedrige Energieschwelle von weniger als 1 keV und eine hervorragende Reduktion der zahlreichen Störereignisse (Untergrund) in diesem Energiebereich.

Während das Nachfolgeexperiment XENONnT erste Ergebnisse zu Suchen nach Dunkler Materie veröffentlicht hat, ist die nächste Generation dieser Detektoren bereits in Planung, um die Suche nach seltenen Ereignissen mit einer aktiven Masse von einigen zehn Tonnen Xenon voranzutreiben. Ein solches Experiment kombiniert einen großen Detektor und niedrigen Untergrund mit einer niedrigen Energieschwelle und ist damit ein sehr vielseitiges Observatorium für die Niederenergie-Astroteilchenphysik [2]. (...)

In den letzten zwei Jahrzehnten etablierte sich mithilfe von Präzisionsmessungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds und von Supernovae des Typs Ia sowie mit Himmelsdurchmusterungen von Galaxien und Galaxienhaufen das Standardmodell der Kosmologie. Das daraus resultierende Paradigma – die ΛCDM-Kosmologie, d. h. kalte Dunkle Materie mit einer kosmologischen Konstanten Λ – beschreibt unser Universum sehr gut auf kosmologischen Skalen, die größer als 100 Millionen Lichtjahre sind. Die aktuelle Kontroverse um die Hubble-Konstante könnte eine leichte Modifikation des Standardmodells erzwingen, was aber in der kosmologischen Strukturentstehung eine untergeordnete Rolle spielen sollte. Das kosmologische Standardmodell enthält eine Reihe ungelöster Fragen. So postuliert es die Existenz von (i) Dunkler Materie, die nicht-baryonischen Ursprungs ist und hauptsächlich gravitativ mit der uns bekannten Materie wechselwirkt, und (ii) Dunkler Energie beziehungsweise der kosmologischen Konstanten. Das Modell ist zudem (iii) auf Skalen von Galaxien und Galaxienhaufen nicht vorhersagekräftig, da hier komplexe baryonische Physik eine wichtige Rolle spielt. Einfache Modelle der Galaxienentstehung gelangen an ihre Grenzen und können nicht alle Beobachtungsdaten erklären. (...)

Den Ursprung der chemischen Elemente zu ergründen ist ein modernes Forschungs­gebiet. Ausgefeilte Theorien, leistungsfähige Teleskope und komplexe Supercomputersimulationen zeichnen die gesamte Geschichte des Universums nach, seiner Bausteine – etwa die Sterne – und deren Wechselwirkungen, seit den Anfängen vor 13,7 Milliarden Jahren bis heute. Doch nicht nur das „woher?“, sondern auch das „wie viel?“ ist von zentraler Bedeutung. Denn nur wenn wir die dahinter liegende Physik verstehen, können all diese Untersuchungen nicht nur qualitativ, sondern auch quantitativ den heutigen Kosmos mit all seinem Reichtum an exotischen Stoffen wiedergeben.
Die leichten chemischen Elemente entstanden unter extremen Bedingungen bereits innerhalb der ersten halben Stunde nach dem Urknall. In seiner ursprünglichsten Form bestand das Universum zu drei Vierteln aus Wasserstoff (1H und 2D) und einem Viertel aus Helium (hauptsächlich 4He und geringe Anteile an 3He). „Schwere“ Elemente wie Lithium und Beryllium existierten nur in vernachlässigbarem Maße. Dennoch ist unser heutiger Kosmos von massereichen Kernen durchzogen. Die Astronomen fassen alle Elemente schwerer als Helium salopp als „Metalle“ zusammen, ob es nun Kohlenstoff, Sauerstoff oder Eisen ist. Die heutigen Anteile an Wasserstoff, Helium und Metallen in der Umgebung der Sonne betragen 73,8, 24,9 und 1,3 Prozent. ... 

Um zu verstehen, wie ein astrophysikalischer Jet funktioniert, gilt es zunächst, seinen Erzeugungsmechanismus zu entschlüsseln. Außerdem stellen sich die Fragen, wie die Beschleunigung auf nahezu Lichtgeschwindigkeit und die Kollimation erfolgen, was seine innere geometrische Struktur ausmacht und welcher Mechanismus der Strahlungsemission zugrundeliegt. Um diese zu beantworten, scheinen die Jets bei Gammablitzen deutlich besser geeignet als diejenigen aus dem Kern Aktiver Galaxien: Während letztere sich auf Zeitskalen von vielen Jahren entwickeln, variieren Gammablitze deutlich schneller. Im Folgenden zeigt das Beispiel von GRB 170817A, wie neue Untersuchungen unseren Blick auf die Jets von Gammablitzen verändert haben. Zukünftig sollte die gleichzeitige Beobachtung von Gammablitzen und Gravitationswellen klären, ob es sich dabei um einen Einzelfall handelt oder einen deutlichen Fortschritt im allgemeinen Verständnis.

Gammablitze (engl. Gamma-Ray Bursts, GRBs) stellen die stärksten beobachteten Ausbrüche von elektromagnetischer Strahlung dar: Sie geben binnen einer Sekunde so viel Energie ab wie unsere Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer von rund zehn Milliarden Jahren. Wenn die Elektronen in den Schockwellen dieser Ausbrüche mit der umgebenden Materie wechselwirken, entsteht ein Nachleuchten, das mehrere Tage als Röntgenstrahlung, im optischen Bereich und als Radiowellen sichtbar ist. Aufgrund ihrer Dauer und Ursache unterscheidet man zwei Arten von Gammablitzen (Abb. 1). „Lange“ Ausbrüche erzeugen Blitze, die typischerweise zehn bis hundert Sekunden anhalten und bei der Supernova-Explo­sion massereicher Sterne entstehen. Die Beobachtung von zwei Dutzend Ausbrüchen in geringer Entfernung zu uns belegt dies durch den Nachweis optischen Lichts der Supernova etwa acht bis zehn Tage nach dem Gammablitz [1]. Massereiche Sterne werden nur einige Millionen Jahre alt – im Gegensatz zu unserer Sonne. Daher treten die Strahlungsausbrüche relativ schnell nach der Entstehung des Muttersterns auf. Da massereiche Sterne häufig in Gruppen vorkommen, zeichnen sich die Muttergalaxien langer Ausbrüche wegen der vielen anderen jungen, heißen Sterne durch eine blaue Farbe und eine hohe Sternentstehungsrate aus. Lange Blitze lassen sich bis an den „Rand des Universums“ beobachten: Sie gehören zu den am weitesten entfernten bekannten Objekten. In den vergangenen zehn Jahren dienten sie in der Kosmologie dazu, die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien zu untersuchen. (...)

Fortschritt in der Physik lässt sich nicht bloß an neu­en Ergebnissen und Erkenntnissen festmachen, denn sie entwickelt sich auch methodisch weiter. Eine der spannendsten Neuerungen in dieser Hinsicht ist die Com­putersimulation (kurz: Simulation), die sich seit Mitte des 20. Jahrhunderts in immer mehr Teildisziplinen der Physik etabliert hat. Die Physiker Kurt Binder und Dieter W. Heer­mann sprechen in diesem Zusammenhang sogar von einer Revolution und behaupten, dass die Computersimulation die traditionelle Einteilung in experimentelle und theore­tische Physik obsolet macht ([1], S. 1). In jedem Fall wirft die neue Methode Fragen auf: Was tun wir eigentlich, wenn wir eine Computersimulation laufen lassen? Welchen Beitrag leistet sie zur physikalischen Forschung? In welchem Ver­hältnis steht die Computersimulation zu anderen Metho­den der Physik? Und wie glaubwürdig sind Simulationen?

Fragen wie diese beziehen sich nicht mehr auf die Ob­jekte physikalischer Forschung, sondern machen die Physik selbst zum Thema. Sie laden damit zu einer wissenschafts­philosophischen Diskussion über physikalische Methoden ein. In der Tat wird die Diskussion über die Simulation in der Wissenschaftsphilosophie seit zwei Jahrzehnten inten­siv geführt, z. B. [2, 3]. Dies wurde erforderlich, weil die Methode in den bisherigen Charakterisierungen des wis­senschaftlichen Vorgehens etwa durch Karl Popper, Tho­mas Kuhn oder auch die Bayesianische Erkenntnistheorie nicht vorkommt – zumindest nicht explizit. Hier möchte ich Einsichten aus der wissenschaftsphilosophischen Dis­kussion verwenden, um die oben genannten Fragen zu be­antworten. Dabei geht es teilweise auch um eine Bewertung von Simulationen. Ich starte jedoch mit einer Analyse des­sen, was unter der Bezeichnung „Simulation“ in der Praxis betrieben wird. (...)

Durch die Vermessung der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wissen wir heute, dass unser Universum 13,7 Milliarden Jahre alt ist. Schon kurz nach dem Urknall entstanden bei kurzzeitig extrem hohen Temperaturen und hohen Dichten vor allem Kerne von Wasserstoff und Helium, aber auch Spuren von Lithium. Durch die Expansion und Abkühlung des Universums konnte wenig später die „Re“kombination mit Elektronen stattfinden. In den Gravitationspotentialtöpfen dunkler Materie bildeten sich dann Gaswolken von einigen 105 bis 106 Sonnenmassen, die Geburtsstätten der ersten Sterne.

Könnten Sterne der ersten Generation im Universum bis heute überlebt haben? Ja, aber nur wenn ihre Masse kleiner als 0,9 Sonnenmassen gewesen ist. Nur dann verbrauchen Sterne ihren nuklearen Brennstoff so langsam, dass sie ein Alter von 14 Milliarden Jahren und mehr erreichen können. Dann wären sie heute noch zu beobachten und würden uns Einblicke in die frühesten Phasen der Stern- und Galaxienentstehung und der Nukleosynthese im Kosmos ermöglichen.

Ob diese erste Generation tatsächlich Sterne mit so geringen Massen enthielt, ist zurzeit noch umstritten. Der entscheidende Prozess dafür ist die Fragmentation der Gaswolken im frühen Universum in kleinere Teile. Aus diesen bildeten sich durch Kontraktion die ersten Sterne. Notwendige Bedingung für den Beginn des gravitativen Kollaps ist, dass die Gravitationskräfte der Gasmasse die Druckkräfte, die aus der thermischen Bewegung der Gasatome resultieren, übersteigen (Jeans-Kriterium). Damit sich der Kollaps fortsetzt, muss die Gaswolke zu jeder Zeit mindestens die mit der Kontraktion verbundene Aufheizung des Gases kompensieren. Eine solche Kühlung kann über Photonen erfolgen, die bei atomaren oder molekularen Strahlungsübergängen emittiert werden. Die Photonen verlassen die Gaswolke und entziehen ihr somit Energie. Beispiele dafür sind die Feinstrukturlinien von atomarem Kohlenstoff oder Sauerstoff sowie Rotations- und Vibrationsübergänge von diatomaren Molekülen wie H₂. Damit eine Gaswolke fragmentieren kann, muss die Kühlung also so effizient sein, dass Teile der Gaswolke jeweils das Jeans-Kriterium erfüllen. Die Zeitskala für die Kühlung der Gaswolke muss dafür kürzer sein als die „Freifall-Zeitskala“, auf der die Gaswolke unter Vernachlässigung von Druckkräften kollabieren würde. ...

Als vor 130 Millionen Jahren in der Kreidezeit die Dinosaurier auf der Erde herrschten und die heutigen Kontinente allmählich auseinanderdrifteten, ereignete sich in der fernen Galaxie NGC 4993 ein faszinierendes Naturschauspiel: Zwei Neutronensterne verschmolzen miteinander. Neutronensterne wurden 1967 von Jocelyn Bell Burnell entdeckt. Als Endstadium des Lebenszyklus von Sternen mit einer Masse zwischen 8 und 25 Sonnenmassen (M⊙) entstehen sie in gewaltigen Supernova-Explosionen [1] – leichtere Sterne enden als Weiße Zwerge, schwerere kollabieren zu Schwarzen Löchern. Typische Neutronensterne haben eine Masse von 1,4 M⊙, komprimiert in einem kompakten Objekt mit einem Radius von etwa zwölf Kilometern. Daraus ergibt sich eine mittlere Dichte in der Größenordnung der Kernsaturierungsdichte von 2,7 · 1014 g/cm3: Dichter lassen sich Neutronen und Protonen in Atomkernen nicht zusammenpacken. Aufgrund der Gravitation können im Zentrum von Neutronensternen sogar Werte von 1015 g/cm3 auftreten. In Neutronensternen ist aber nicht nur die Materie unglaublich dicht gepackt. Sie weisen die stärksten bekannten Magnetfelder auf, rotieren mit Frequenzen von bis zu 1 kHz, und ihre Kruste stellt das härteste Material im Universum dar [2]. In vielerlei Hinsicht liegt dort die extremste Form von Materie vor, die sich direkt beobachten lässt.
Aus der hohen Dichte resultieren extreme Gravitationsfelder, welche die Newtonsche Gravitationstheorie nicht mehr beschreiben kann: In Neutronensternen gelten die Gesetze der Allgemeinen Relativitätstheorie. Um die Eigenschaften von Neutronensternen zu berechnen, ist es notwendig, die Gleichungen von Richard C. Tolman, J. Robert Oppenheimer und George M. Volkoff (TOV-Gleichungen) zu lösen. Als einziger Input dient die Zustandsgleichung (Infokasten): Sie beschreibt, wie sich der Druck P(є,T ) der Materie als Funktion von Energiedichte є und Temperatur T verhält. Die Lösung der gekoppelten TOV-Differentialgleichungen ergibt den Druck- und Dichteverlauf im Neutronenstern und so den Radius als Funktion der Masse, die Masse-Radius-Beziehung. (...)