Premiere für die Menschheit: Wie ein Stern sich selbst aus dem Universum löschte

Ein Gigant stirbt – und hinterlässt nichts. Es ist eine kosmische Tragödie, der selbst viele Riesen unter den Sternen entgehen können. Doch SN 2023vbw ereilte sie. (Bildquelle: Adobe Firefly, generative KI)

Es gibt Tage, da fürchtet sich die Physik vor sich selbst. Manche Formel erzwingt geradezu bestialische Geschehnisse – scheinbar zu extrem, um wahr zu sein. Am 12. Oktober 2023 war solch ein Tag, da uns das Licht als Bote eines der extremsten Ereignisse des Kosmos erreichte.

Forscher sahen einen Stern aufflackern – und danach komplett verschwinden. Was sie noch nicht wussten: Sie hatten eine der fulminantesten Explosionen des Universums beobachtet: die Paarinstabilitäts-Supernova von SN 2023vbw.

Ein leeres Sternengrab

Bei SN 2023vbw handelte es sich um einen sogenannten Blauen Überriesen. Darunter verstehen Astronomen kompakte, massereiche Sterne in der Endphase ihrer Existenz, ehe sie in einer Supernova vergehen. Dabei schleudern sie ihre Hülle fort, wodurch sich ihr ultraheißer und dichter Kern entblößt. Jener stürzt im Sterbeprozess des Sternes zusammen – entweder zu einem sogenannten Neutronenstern oder zu einem schwarzen Loch.

Doch SN 2023vbw existiert nicht mehr, also wirklich gar nicht mehr. Dort, wo er im Weltraum stand, blieb nur eine sich ausbreitende Wolke aus Materie. Was ist passiert?

Anders als bei gewöhnlichen Supernovae wie der, die eines Tages bei WOH G64 ansteht, zerreißen Paarinstabilitäts-Supernovae (PISN) Sterne vollständig. Sie erbrüten in ihrem Innersten einen der stärksten Sprengsätze der Physik: thermonukleare Explosion – quasi eine Fusionsbombe. PISNs stellen die wenig bekannte dritte Möglichkeit für Riesensterne dar, ihr Dasein zu beenden.

2:13 Wir zerstören das Sonnensystem und entfesseln eine gigantische Supernova in Universe Sandbox

Wenn Licht auf Abwege gerät

Wer Sterne und vor allem Riesensterne im Todeskampf verstehen will, braucht als simpelstes Bild nur zweierlei: eine Schrottpresse und einen prallen Luftballon. Erstere versucht, letzteren fortwährend zu zerdrücken.

Die Schrottpresse steht für die Gravitation, also die Kraft, mit der die eigene Masse den Stern komprimiert. Die Fusion von leichten Atomkernen zu schwereren setzt einen ständigen Strom von Licht nach außen frei – das bläst den Luftballon auf und stemmt sich der Gravitation entgegen. Astrophysiker sprechen hier von einem Gleichgewicht aus Strahlungsdruck und Schwerkraft.

Wie ein Stern endet, wird letztlich davon entschieden, was, wann und wie schnell mit diesem Gleichgewicht passiert. Wir können vereinfacht drei Massenregime unterscheiden:

• Bis etwa 20 Sonnenmassen bleibt ein Neutronenstern. Danach folgt der Bereich (bis ca. 100 Sonnenmassen) normaler Supernovae, wobei ein schwarzes Loch im Zentrum übrigbleibt. In diesen Fällen bricht der Kern quasi unter seinem eigenen Gewicht durch die Raumzeit (extreme Raumzeitkrümmung) und die Hülle birst in alle Richtungen davon.
• Jenseits der 260 Sonnenmassen geschieht das exakte Gegenteil: Der Stern wiegt derart viel, dass es seine Hülle trotz aller nach außen drückender Energie nicht fortschafft. Der Kern kollabiert mit solcher Geschwindigkeit, er reißt seine Umgebung unmittelbar mit. Das schwarze Loch verschlingt alles in einem Schluck – keine Explosion.
• Uns interessiert also der Bereich zwischen etwa 101 und ca. 259 Sonnenmassen. Hier können am Ende der Lebenszeit Paarinstabilitäts-Supernovae auftreten. Allerdings zeigen sich die Grenzen nach oben und unten fließend, da der Anteil schwererer Atome als Wasserstoff, die sogenannte Metallizität, entscheidenden Einfluss ausübt.

Mit Paar sind je ein Elektron und ein Positron gemeint. Sie entstehen in den Kernen von derart massereichen Sternen aufgrund des extremen Drucks sowie der Temperatur. Solch ein stellarer Heißofen lädt Photonen (Lichtteilchen) mit ausreichend Energie auf, sodass sie sich bisweilen umwandeln. Und das ist ein Problem für den Stern.

Denn sobald das Licht in seinem Inneren zusehends zerrieben wird, beginnt er zu schrumpfen – er büßt ja einen Teil der Kraft ein, die ihn aufspannt. Ihm schwindet durch Entzug seines Lichts die Fähigkeit, sich als Plasmakugel zu erhalten. Die Gravitation presst aber unverändert ohne Unterlass.

Da kommt es aber zur Wende, gerade wenn die Gravitation zu triumphieren scheint. Denn der Druck im Kern steigt immer weiter an, die Temperatur nimmt zu. So entstehen immer mehr Elektron-Positron-Paare – das System geht schließlich durch. Es setzt eine Kettenreaktion ein, bei der selbst schwere Atome wie Sauerstoff und Silizium direkt nach ihrem Erbrüten durch Kernfusion explosiv verbrennen.

Jetzt kapituliert die Schwerkraft, sie hat keine Chance gegen die Urgewalt. Die plötzlich als Schwall hervorbrechende Energie zerreißt den Kern und lässt die einstige Kugel zerplatzen. Die Paar-Geister, die die Gravitation rief, kamen ihr teuer zu stehen.

Die obige Beschreibung kratzt derweil nur an der Oberfläche. Es ist komplizierter als dargestellt, doch wir haben euch Prozess und Zusammenhänge einer Paarinstabilitäts-Supernova stark gerafft dargestellt. Für mancherlei Rätsel brauchen Supernovae derweil nicht mal ihre Physik – ein Sternchen auf einer Münze reicht, um von den Folgen des bis heute anhaltenden Zerreißens der christlichen Weltkirche zu berichten:

Die kosmischen Folgen einer PISN am Beispiel des Sonnensystems

Als es den blauen Überriesen SN 2023vbw zerriss, verwüstete er seine nähere Umgebung – und die Schockwellen aus Energie und Materie rasen bis heute alles wegfräsend durch seine Heimatgalaxie. Wir wissen aber wenig über sein inzwischen zerstörtes (wenn überhaupt zuvor existentes) Sonnensystem. Holen wir das Ereignis also spaßeshalber zu uns.

Nehmen wir an, SN 2023vbw träte an die Stelle unserer Sonne – und vernachlässigen einmal seinen größeren Durchmesser. Alles bis auf die PISN lassen wir außen vor.

Wir stehen auf der Erde und blicken im Moment seiner Vernichtung zu ihm hinauf – acht Minuten später sind wir tot und zugleich Teil einer ultraheißen Plasmasuppe.

Denn sobald die freigesetzte Strahlung unseren Planeten acht Minuten nach der Explosion erreicht, hört die Erde auf zu existieren. Die Energie übertrifft normales Sonnenlicht um das 4.000.000.000-Fache (Milliarden). Die Erde würde nicht verbrennen. Sie löst sich innerhalb von Sekunden vollständig in Plasma auf. Die Strahlungswand allein bringt zehn Millionen Mal mehr pure Energie mit, als es bräuchte, um die Erde zu verdampfen.

Vor allem, weil nach rund fünf Stunden die mit Unterlichtgeschwindigkeit (etwa 8.000 km/s) heranrollende Plasmawelle eintrifft. Hier steckt die ehemalige Hülle des Sternes drin, die fortgeschleudert wurde (auch Ejecta genannt). Der durch diese Masse an der Erdbahn erzeugte Druck wäre etwa 100 Milliarden Mal höher als der Luftdruck der Erdatmosphäre – Temperatur von mehreren zehn Millionen Grad Celsius einfach mal ignoriert. Die kosmische Gewalt reißt alles mit sich.

Deshalb ergeht es selbst den äußeren Planeten nicht besser. Auch sie verdampfen und die einstige Sternummantelung drückt sie hinaus in den interstellaren Raum, nachdem sie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun geschält und zerrieben hat.

Sogar die Oortsche Wolke in der 50.000-fachen Entfernung von Erde/Sonne findet größtenteils ihr Ende – eventuell überleben hier aber einige Gesteinsasteroiden. Nach etwa 70 Jahren – so lange braucht die Welle für die Strecke – verstummt das Chaos, doch zurück bleibt quasi nichts. Bis auf eine diffuse und auseinanderdriftende Wolke an abkühlendem Gas.

Sternenstaub im ewigen Eis: Verdorrte Sonnen lassen seit 100.000 Jahren radioaktives Eisen auf die Erde regnen [Best of GameStar]

von Gerald Weßel

Diese 15 Aufnahmen sind der Beweis: Ein neues Zeitalter der Astronomie hat begonnen - wir stellen sie euch vor

von Gerald Weßel

Das James-Webb-Teleskop entdeckt seit Jahren rote Punkte im jungen Universum, das Problem: Niemand kann sich darauf einigen, was sie sind

von Gerald Weßel

Geschenk für die Wissenschaft

Der ehemalige Stern machte uns mit seinem Todesschrei ein Geschenk: Wir hatten zwar mathematisch klare Ergebnisse – es musste diese Art Supernova nach theoretischen Modellen also geben –, doch es fehlte bisher an eindeutigen Beweisen durch Beobachtungen.

Vorherige Daten deuteten zwar an, dass wir PISNs erspäht hatten, allerdings fehlte immer ein Puzzleteil, um physikalisches Modell und Realität in Einklang zu bringen – das ist jetzt anders: SN 2023vbw ist der bisher vollständigste und stärkste Beobachtungsbeleg für eine Paarinstabilitäts-Supernova.

Wahrscheinlich entdecken wir jedoch in naher Zukunft weitere Paarinstabilitäts-Supernovae. Denn das enorme Suchvolumen, dank großer Auflösung und Abdeckung der Kamera des Vera C. Rubin Observatoriums leistet um ein Vielfaches mehr als alle bisherigen vergleichbaren Instrumente. Hinzu kommt das bald ins All aufbrechende Nancy Grace Roman Space Telescope als Nachfolger von Hubble.

Obschon der Stern endgültig erloschen ist, werden Astronomen seine Überreste in Form einer sich stetig ausdehnenden Gaswolke (auch Supernova-Überrest genannt) weiter beobachten. Wir lernen dabei nämlich, welche Elemente diese monströse Supernova im finalen Akt ihrer Existenz im stellaren Feuer geschmiedet hat – letztlich uns.

Denn vor allem Sauerstoff, Schwefel, Silizium, Kalzium und Eisen formen sich unter den immensen Temperaturen der irgendwann tatsächlich lebensspendenden Katastrophen. PISNs schmieden in ihrem letzten Moment ungewöhnlich große Mengen dieser schweren Elemente und düngen so geradezu frühe Galaxien chemisch auf eine Art, die normale Supernovae nicht leisten können.