Elemententstehung und Mischvorgänge in "Core-Collapse-Supernovae"

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Am 23. Februar 1987 wurden Astronomen Zeugen einer riesigen Supernovaexplosion in der grossen Magellanschen Wolke. Diese Supernova, SN 1987 A, beendete das Leben des blauen Überriesensterns Sk -69 202, dessen Masse etwa der 15-20fachen Masse unserer Sonne entsprach.

SN 1987 A war die uns nächste Supernova, die seit 383 Jahren beobachtet worden ist und hat die Astrophysiker während der nächsten Tage und Wochen mit einer einmaligen Flut qualitativ hochwertiger Daten versorgt, die zum Vergleich mit theoretischen Supernovamodellen herangezogen werden konnten, welche während der letzten drei Jahrzehnte entwickelt worden waren. In diesen Modellen bildet sich beim Kollaps des stellaren Kerns zu einem Neutronenstern eine Stosswelle, die explosives thermonukleares Brennen verursacht und die gesamte Hülle des Sterns absprengen kann.

Anhand der Daten von SN 1987A zeigte sich jedoch bald, dass die bislang in einer Raumdimension (d.h. unter der Annahme sphärischer Symmetrie) berechneten theoretischen Modelle eine Reihe von Beobachtungen nicht erklären konnten. Bereits im August 1987 wurde Gamma- und hiermit verbundene Röntgen-Strahlung von radioaktivem Co56 nachgewiesen, das zu Fe56 zerfällt. Co56 wird ursprünglich als Ni56 in den inneren, silizium- und sauerstoffreichen Schichten des Sterns nahe des kollabierten Kerns gebildet. Sein früher Nachweis machte deutlich, dass grossskalige Mischprozesse während der Explosion stattgefunden haben mussten, die dieses Material bis in die Nähe der Sternoberfläche transportiert haben. Dies stellte eine grosse Überraschung dar und zwang die Theoretiker, Simulationen der Explosion in mehr als nur einer Raumdimension durchzuführen. Doch erst in letzter Zeit, 12 Jahre nach SN 1987A, sind Computer und numerische Methoden so leistungsfähig geworden, dass es möglich wurde (fast) die gesamte Entwicklung der Explosion während der ersten Stunden, mit ausreichender Auflösung zu verfolgen.

Abbildung 1

Abbildung 1 zeigt wie das Ni56 in einer unserer Simulationen während der ersten 0.3 s der Explosion in den innersten 10 000 km des Sterns gebildet wird. Die Stosswelle (am äusseren Rand der für t=120 ms und 200 ms sichtbaren Schale) wird durch Neutrinos des neugebildeten Neutronensterns im Zentrum geheizt und überrollt das Material in der Siliziumschale, wobei sie dieses auf über 5 Mio Grad aufheizt und zu Ni56 verbrennt. Die Verteilung des Ni56 (helle Regionen) ist im Gegensatz zu eindimensionalen Modellen hierbei nicht auf eine sphärische Schale beschränkt. Sie zeigt vielmehr mehrere Filamente und Blasen, die durch konvektive Instabilitäten in den neutrinogeheizten Regionen deformiert werden.

Abbildung 2

Hydrodynamische Instabilitäten des Rayleigh-Taylor Typs sind von entscheidender Bedeutung in den späteren Entwicklungsphasen. Dies wird in Abbildung 2 deutlich, die die Dichteverteilung 300 s nach dem Entstehen der Stosswelle zeigt. Die Stosswelle ist als blaue Diskontinuität am äusseren Rand des Bildes bei einem Radius von etwa 3 Mio. km sichtbar. Sie hat eine dichte Schale (roter Ring) an der Grenze zwischen stellarer Wasserstoffhülle und Heliumkern hinterlassen. Rayleigh-Taylor-Instabilitäten haben zur Bildung von Klumpen geführt, die das Ni56 und andere neugebildete Elemente enthalten, und dieses Material mit Geschwindigkeiten von bis zu 4000 km/s durch einen grossen Teil des Heliumkerns gemischt.

Abbildung 3

10,000 s nach ihrer Entstehung hat die Stosswelle den Stern bereits verlassen. Abbildung 3 zeigt die Dichteverteilung zu diesem Zeitpunkt in einem Gebiet, dessen Durchmesser 65 Mio km beträgt und etwa dem ursprünglichen Durchmesser des Sterns entspricht. Die mit Ni56 angereicherten Klumpen sind in die dichte Schale eingedrungen wobei sie stark abgebremst und ihrer Umgebung einverleibt worden sind. Der äussere Rand der dichten Schale zeigt auffälliges Rayleigh-Taylor-Mischen von dünnem, wasserstoffreichen (orange) und dichtem, heliumreichen Material (weiss). Die derzeitigen zweidimensionalen Rechnungen können jedoch nicht das Hinausmischen von Ni56 (und seiner Zerfallsprodukte) in die (äussere) Wasserstoffhülle erklären, das bei SN 1987A beobachtet wurde. Dies könnte auf eine global asymmetrische Explosion dieser Supernova hinweisen.

K. Kifonidis, T. Plewa, H.-Th. Janka, E. Müller





Weitere Informationen:

• The First Five Minutes of a Core Collapse Supernova: Multidimensional Hydrodynamic Models, K. Kifonidis, T. Plewa, H.-Th. Janka, E. Müller, Preprint astro-ph 9911407
• Nucleosynthesis and Clump Formation in a Core Collapse Supernova, K. Kifonidis, T. Plewa, H.-Th. Janka, E. Müller, Preprint astro-ph 9911183