Ein Stern, der sogar am Tag zu sehen ist, strahlend hell, und das teilweise sogar für mehrere Wochen oder Monate: das ist eine Supernova, eine gigantische Explosion im Universum, die das Ende dieses Sterns besiegelt. Nun hat das Weltraumteleskop James Webb einen solchen Stern entdeckt, der kurz vor einer solchen unfassbar hellen und heftigen Explosion steht.
Am 14. März 2023 veröffentlichte die amerikanische Raumfahrtbehörde Nasa die neuesten Bilder und Video von James Webb Weltraumteleskop. Sie zeigen einen seltenen Wolf-Rayet-Stern, der etwa 15.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Pfeil liegt. WR 124 ist etwa 30-mal massereicher als unsere Sonne und hat bereits Gas und Staub im Wert von zehn Sonnenmassen ins Weltall abgestoßen.
"Massive Sterne durchlaufen ihre Lebenszyklen und nur einige von ihnen durchlaufen eine kurze Wolf-Rayet-Phase, bevor sie zur Supernova werden. Das macht Webbs detaillierte Beobachtungen dieser seltenen Phase für Astronomen so wertvoll“, heißt es bei der Nasa. Weiter heißt es, das Wolf-Rayet-Sterne dabei sind, ihre äußeren Schichten abzustoßen. Das führt zu ihren charakteristischen Halos aus Gas und Staub. Aber was ist das eigentlich alles? Eine Supernova? Ein Wolf-Rayet-Stern?
Wolf-Rayet-Sterne: Die freigelegten Fusionskerne im Universum
Ein Wolf-Rayet-Stern befindet sich bereits am Ende der Lebensspanne eines massereichen Sterns und hat seinen Kern bereits freigelegt. Der jetzt wasserstoffarme Stern WR 124 schleudert seit etwa 10.000 Jahren seine Hülle mit hoher Geschwindigkeit von sich wegund erreicht eine Oberflächentemperatur von 35.000 Grad Kelvin – bei dieser Größenordnung ist der Unterschied in Grad Celsius nur marginal.
Das Weltraumteleskop Hubble hat diese Aufnahme vom Stern WR 124 gemacht. Die erste Aufnahme stammt aus 1998, wurde aber am 17. August 2015 in überarbeiteter Form erneut veröffentlicht. WR 124 und der Nebel M1-67, der ihn umgibt, befinden sich im Sternbild Schütze und sind 15.000 Lichtjahre entfernt. WR steht dabei für Wolf-Rayet, was superheiße Sterne sind, die sich durch einen heftigen Massenauswurf auszeichnen.Bildrechte: ESA, Hubble & NASA, Judy Schmidt
Die meisten bislang entdeckten WR-Sterne haben eine Masse von zehn bis 265 Sonnen und stellen Sterne wie unsere Sonne damit in ihren Schatten. Zudem übertrifft ihre Oberflächentemperatur die Werte fast aller anderen Sterne. Auf ihnen kann es zwischen 30.000 und 120.000 Grad Kelvin heiß werden. Somit sind WR-Sterne an der Oberfläche fünf- bis zwanzigmal so heiß wie unsere Sonne. Die restliche Lebensdauer eines solchen Sterns sollte nach Simulationsberechnungen bei ungefähr 500.000 Jahren liegen, bevor es dann zur Supernova kommt.
Was ist eine Supernova?
Bei einer Supernova handelt es sich um ein schnell eintretendes helles "Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Entwicklung durch eine Explosion", heißt es am Max-Plack-Institut für Radioastronomie. Der Großteil des Sterns wird damit vernichtet beziehungsweise komplett in Energie umgesetzt.
Dabei wird der Stern millionen-, teilweise auch milliardenfach heller und kann zeitweise so hell wie eine ganze Galaxie strahlen: "Eine Supernova strahlt damit innerhalb weniger Wochen oder Monate so viel Energie aus wie unsere Sonne in zehn bis 100 Millionen Jahren." Jedoch gibt es zwei Typen von Supernovae.
Beim Typ I handelt es sich um einen Stern mit einer geringen Masse von bis zu acht Sonnenmassen. Zu einer Supernova kann es aber nur kommen, wenn es sich um ein Doppelsternsystem handelt. Wenn ein ausgebrannter Weißer Zwergstern wieder genug frisches Brennmaterial von seinem Begleitstern bekommt, kann dieser wieder seine Fusionsprozesse aktivieren. Meistens handelt es sich beim Begleitstern um einen Roten Riesen. Doch diese Kernfusion ist so energiereich, dass der gesamte Stern mit einer Supernova explodiert.
Was sind Rote Riesen?Bei einem Roten Riesen handelt es sich um einen Stern am Ende seiner Lebensdauer, dem bereits der Wasserstoff zur Kernfusion ausgegangen ist. Deswegen bläht er sich auf. Seine Oberflächentemperatur liegt meistens zwischen 3.300 und 4.750 Grad Kelvin – die Oberflächentemperatur unserer Sonne liegt bei 5.780 Grad Kelvin. Aufgrund ihrer Ausdehnung und der damit verbundenen großen Oberfläche ist ihre Strahlkraft größer und sie sind sehr helle Objekte.
Beim Typ II einer Supernova hat ein Roter Riese seinen Vorrat an Brennmaterial bereits verbraucht. Deswegen kann er sich nicht mehr länger stabil halten und seine eigene Schwerkraft wird ihm zum Verhängnis und führt zum Kollaps. Dabei setzt er enorm viel Energie frei und kann sogar die Helligkeit seiner eigenen Galaxie mit dieser Supernova überstrahlen.
Roter Riese füttert Weißen Zwerg (künstlerische Darstellung)Bildrechte: superbossa.com/MPP
Was im Zentrum übrig bleibt, ist entweder ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern, den wir als Pulsar beobachten können. Damit gehört die Supernova vom Typ II zu den energiereichsten bekannten Prozessen im Zusammenhang mit einem Stern.
Was ist ein Neutronenstern?Ein Neutronenstern entsteht am Ende der Lebenszeit eines Sterns und ist gerade einmal 20 bis 24 Kilometer im Durchmesser groß. Er besteht überwiegend aus Neutronen, daher der Name, und ist das dichteste Objekt ohne Ereignishorizont in unserem Universum, das wir bis jetzt kennen. Er ist etwas dreifach so dicht wie ein Atomkern. Zudem haben sie ein starkes Magnetfeld und rotieren sehr schnell – teilweise mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit.
Wird unsere Sonne irgendwann in einer Supernova enden?
Bereits seit 4,5 Milliarden Jahren erhellt unsere Sonne das umliegende Universum. Doch irgendwann wird auch sie jeglichen Brennstoff in ihrem Inneren aufgebraucht haben. Forschende gehen davon aus, dass dieser Brennstoff für insgesamt zehn bis 13 Milliarden Jahre ausreichen wird. Somit wird unsere Sonne – auf der es gerade ganz schön stürmt – noch mindestens weitere fünf Milliarden Jahre existieren und Kernfusion betreiben.
Eine Supernova wird zwar nicht das Ende unserer Sonne sein, einen großen Knall wird es trotzdem geben. Sobald der Wasserstoff im Kerninneren aufgebraucht ist, wird sich die Sonne zunächst zu einem Roten Riesen aufblähen. Dabei wird sie sich vermutlich auf etwa das Hundertfache ihrer ursprünglichen Größe ausdehnen und alles in seiner Umgebung verschlingen – die inneren Gesteinsplaneten sind damit futsch. Unsere Sonne wird dann für weitere Jahrmillionen rot leuchten.
Ein roter Stern im WeltallBildrechte: imago/Science Photo Library
Bis eine gewaltige Schockwelle den Stern durchlaufen wird. In mehreren großen Eruptionen stößt die Sonne dann ihre äußere Hülle ab. Bis zur Hälfte der Sternenmasse wird zu diesem Zeitpunkt ins All hinausgeschleudert. Was übrig bleibt, ist ein weißer und glühender Kern aus Kohlenstoff, Sauerstoff und etwas Helium. Dieser Kern wird die ungefähre Größe der Erde haben.
Somit endet die Sonne als Weißer Zwerg und wird wohl für die nächsten rund 10.000 Jahrevor sich hin glühen. Wobei das Glühen auf die Ionisierung mit dem hinausgeschleuderten Material, dem leuchtenden Nebel zurückzuführen ist. "Die Sonne ist einer der masseärmsten Sterne, die noch einen planetarischen Nebel produzieren können", erklären Albert Zijlstra und sein Team in ihrer Studie zum Ende der Sonne.
