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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91585" data-attributes="member: 2506"><p>Diesen Vorgang sehen wir dann als Supernova und bezeichnen ihn aufgrund der Vorkommnisse als Kernkollaps- Supernova, gelegentlich auch als hydrodynamische Supernova. Übrig bleibt nach dem ganzen Schauspiel allein der Neutronenstern. Eigentlich sind die Vorgänge im Sterninnern noch komplizierter als hier beschrieben, denn in den einzelnen Schalen des Sterns werden durch die Kompressionen der Stoßfront (Dichte- und Temperaturerhöhung) weitere, blitzartige Kernfusionen gezündet, wobei Elemente vom Helium bis zum Nickel (56Ni) entstehen. Das erhöht zusätzlich die Geschwindigkeit der Druckwelle und am Ende entfliehen die Gasmassen mit Millionen von Kilometern pro Stunde dem Ort des Geschehens.</p><p></p><p>Die Energie einer Supernova ist so hoch, dass sogar noch schwerere Elemente wie z.B. Gold, Kupfer, Blei oder Uran gebildet werden. Das geschieht aber nur noch durch Einfang von Neutronen und/oder Protonen im so genannten r- Prozess (von engl. rapid = schnell). Diese ausgeworfenen Reaktionsprodukte (die "Sternasche") reichern dann das interstellare Medium mit frischem Material an, welches später vielleicht wieder zur Bildung eines neuen Sterns und von Planeten herangezogen wird. Rund die Hälfte derjenigen Elemente, die schwerer als Eisen sind (eine höhere Masse im Atomkern aufweisen) und die wir auf den Planeten finden, stammt aus solchen Supernovaexplosionen. Der Rest wird im s- Prozess (von engl. slow = langsam) in relativ massearmen Sternen erbrütet und später, wenn sie das Riesenstadium im HR- Diagramm erklommen haben, ins All geblasen.</p><p></p><p>Liegt die Masse des kollabierenden Kerns über 3 Sonnenmassen, so entsteht im Sterninnern kein Neutronenstern mehr, sondern ein stellares Schwarzes Loch. Das auf diesen Kollaps folgende Szenario ist keine Supernova, sondern wir werden Zeuge einer noch um den Faktor 100 stärkeren Hypernova.</p><p></p><p>Supernova- Überrest in VelaVor 11 000 Jahren explodierte im Sternbild Vela (Segel) eine Supernova. Noch heute kann man die fortgeblasene Sternhülle als zarten Schleier erkennen. Die verschiedenen Farben des Materieschleiers deuten auf unterschiedliche Energieinhalte der Schockfronten hin, welche die Hülle abstießen. Im Zentrum der Reste befindet sich heute ein Neutronenstern, ein Pulsar, welcher sich 10 Mal pro Sekunde um seine Achse dreht. Der helle Stern ist ein Vordergrundstern.</p><p></p><p>Neutrinos</p><p></p><p>Bei einem Neutronensterns wird das negativ geladene Elementarteilchen Elektron in das positive Proton gedrückt, wodurch ein (neutrales) Neutron entsteht (inverser ²- Zerfall). Die Masse des Neutrons sollte logischerweise der Summe der Massen von Elektron und Proton entsprechen.</p><p></p><p>Dies ist jedoch nicht der Fall, denn das Neutron ist immer etwas leichter als die Gesamtmasse beider Ausgangsteilchen. Dieser Massendefekt beruht darauf, dass der fehlende Masseanteil als Energie (Wärme-, Radio-, Röntgen-, Gammastrahlung usw.) abgestrahlt wird. Darüber hinaus entsteht bei solchen Prozessen ein winziges Teilchen, das so genannte Neutrino. Schon 1930 wurde das Neutrino von Wolfgang Pauli vorhergesagt, doch erst seit 1998 wissen wir, dass es eine sehr geringe, aber doch vorhandene Masse aufweist. Derzeit geht man von einer Ruhemasse aus, die bei etwa 2,3 [eV] liegt, möglicherweise ist die Obergrenze für die Masse sogar nur 0,2 [eV] groß, was noch in genaueren Experimenten nachgewiesen werden muss. Zum Vergleich: ein Elektron hat eine Ruhemasse von 511 [KeV]. </p><p></p><p>Neutrinos reagieren nur äußerst selten mit anderen Kernteilchen, und zwar so selten, dass sie bequem die Erde, die Sonne, ja sogar einen Bleiklotz von einem Lichtjahr Länge komplett durchfliegen können, ohne mit einem einzigen Kernteilchen zu reagieren (das gilt auch für Menschen; jeder von uns wird in jeder Sekunde von Milliarden von ihnen durchquert!). Somit sind diese Teilchen auch nur schwer nachzuweisen, dennoch gibt es inzwischen viele Neutrinodetektoren auf der Erde, die sie aufspüren können.</p><p></p><p>Speziell für hochenergetische Neutrinos, die aus Quellen wie Supernovae, GRB's oder Schwarzen Löchern stammen, entsteht ein gigantischer Neutrinodetektor in der Antarktis: IceCube</p><p></p><p>IceCubeUm den weltgrößten Neutrinodetektor zu erstellen, wird mit einem Heißwasserstrahl ein Loch in das ewige Eis gebohrt. 2450 Meter tief! In das Bohrloch wird dann eine Kabeltrosse gelassen, an welcher ab 1450 Meter Tiefe in gleichmäßigem Abstand 60 Glaskugeln hängen, die höchstempfindliche Lichtsensoren (Fotomultiplier) enthalten, die letzte am Fuß der Bohrung. Wenn das Bohrwasser nach 2 Wochen gefriert, ist der erste Neutrinosensor fertig gestellt. Was 2005 begann, wird erst 2011 fertig sein, denn es gilt, in einem bestimmten Raster 80 solcher Bohrungen zu erstellen, die dann insgesamt 4800 Sensoren enthalten. Integriert in IceCube wird AMANDA sein (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array), ein Experiment, das bereits seit 2000 in Betrieb ist und ähnlich funktioniert. Ziel des Neutrinoteleskops ist, die wirklich hochenergetischen Neutrinos herauszufiltern und gleichzeitig eine Information über die Richtung zu erhalten, aus der sie aus den Tiefen des Alls kamen.</p><p></p><p>Beim Kollaps zu einem Neutronenstern werden ungeheure Mengen an Neutrinos ausgestoßen (1058). Trotz ihrer schwachen Wechselwirkungen sind sie aber aufgrund ihrer großen Zahl entscheidend am Abstoßen der Hülle einer Supernova beteiligt. Bei einer Supernova wird eine Energie von 1046 [J] emittiert (in Strahlung umgewandelte Gravitationsenergie), wobei die Neutrinos den größten Teil (99%) der freigesetzten Energie darstellen.</p><p></p><p>Beim Kollaps der Supernova 1987A geschah dies natürlich auch, und einige Stunden vor Sichtung der Nova wurden bereits die Neutrinos in unseren Detektoren entdeckt. Die Zeitverzögerung erklärt sich dadurch, dass die Neutrinos sofort beim Kollaps mit fast Lichtgeschwindigkeit den Ort des Geschehens verlassen, während es Stunden dauert, bis die Schockwelle die Sternhülle fortbläst und man im optischen (oder einem anderen) Bereich die Explosion beobachten kann. Jeder Mensch auf der Erde wurde von 100 Billionen (!) Neutrinos dieser Supernova durchquert, und bei etwa 10 Menschen der Erde bestand die Chance, dass ein Neutrino im Auge einen kurzen Lichtblitz erzeugte. Wenn Sie einer von ihnen waren, lassen Sie's den Autor wissen... </p><p></p><p>Paarinstabilitäts- Supernova (PISN)</p><p></p><p>Weiter oben wurde bereits angedeutet, dass Sterne mit dem 140- bis 260- fachen der Sonnemasse weder als Neutronenstern noch als Schwarzes Loch enden, sondern in einer Explosion völlig zerstört werden. Wie ist das möglich und warum können überhaupt solch massereiche Sterne entstehen?</p><p></p><p>Das Zauberwort heißt hier Metallgehalt bzw. Metallizität. Unter Metallen verstehen die Astronomen alle Elemente die schwerer als Helium sind. Als sich die ersten Sterne im Universum bildeten, gab es nur Wasserstoff und Helium, keine Metalle. Diese Sterne konnten wahrhaft gigantische Ausmaße annehmen, 500 bis 1000 Sonnenmassen waren durchaus möglich. Das geschah, weil es in den kontrahierenden Wasserstoffwolken keinen Kühlungsmechanismus gab. Wenn sich eine Gaswolke verdichtet, so erhöht sich deren Temperatur. Hierdurch steigt auch der Druck an, der seinerseits der Kontraktion entgegen wirkt. Auf diese Weise konnten sich große Massen ansammeln, bis endlich das Kontraktionszentrum durch die Eigengravitation so dicht und heiß wurde, dass Kernfusionen einsetzten. Der dann entstandene Sternwind blies die Umgebung frei und die weitere Massezunahme wurde unterbunden. </p><p></p><p>Jetzt aber ist das interstellare Medium mit dem Auswurfmaterial der ersten Sterngenerationen angereichert. Die ausgestoßenen Metalle fanden sich zu Staubteilchen zusammen und vermischten sich mit den Wasserstoffwolken. Wenn sich nun bei einsetzenden Kontraktionen die Temperatur erhöht, so ist das nichts anderes als eine schnellere Bewegung der Wasserstoffteilchen. Sie stoßen mit den Staubteilchen zusammen und übertragen dabei ihre Bewegungsenergie auf sie. Die Staubteilchen wiederum strahlen diese Energie als Infrarotstrahlung in den Raum ab. Auf diese Weise wird das Kontraktionszentrum gekühlt und kann sich viel schneller verdichten, weil deutlich weniger Gasdruck entsteht.</p><p></p><p>Was haben wir nun hier erlebt? Es bieten sich 2 Lösungsmöglichkeiten an. Zunächst könnte die schon weiter oben beschriebene Zerfallsreihe 56Ni ’ 56Co ’ 56Fe die nötige Energie für die beobachtete Leuchtkraft geliefert haben. Während bei einer üblichen SN II von 20 Sonnenmassen (SM) etwa 0,07 SM an Nickel produziert werden, wären bei SN 2006gy etwa das 15- bis 20- fache der Sonnenmasse vonnöten gewesen. Der Vorläuferstern muss demnach in jedem Fall ungeheuer massereich gewesen sein.</p><p></p><p>Man kann sich nun ein Spektakel vorstellen, welches folgender Gesetzmäßigkeit entspricht. Gemäß Einsteins Energie- Masse- Äquivalent E = mc2 lässt sich bekanntlich Masse in Energie umwandeln (was ja der Antriebsmotor für das Leuchten der Sterne ist), doch ist auch der umgekehrte Weg möglich. In den Zentren sehr massereicher Sterne sind Druck und Temperatur derart hoch, dass die bei den Fusionen freigesetzten Gammaphotonen höchstenergetisch werden. Das versetzt sie in die Lage, sich spontan in Elektron- Positronpaare umzuwandeln. Aus Strahlung wird also Materie! Die Teilchenpaare vernichten sich anschließend wieder gegenseitig.</p><p></p><p>Für den Stern ist das allerdings weniger erfreulich. Durch den Wegfall der Strahlung fehlt jetzt neben dem Gasdruck der stützende Strahlungsdruck - die Gravitation kann wieder einmal ihre Macht ausspielen und der Stern beginnt zu kollabieren.</p><p></p><p>Damit die Gammaphotonen so energiereich werden können, muss der Stern einen Heliumkern zwischen 64 und 133 Sonnenmassen aufweisen. Das entspricht einer Gesamtmasse von 140 bis 260 Sonnenmassen. Nach dem Heliumbrennen stellen sich dann im Kern die Bedingungen für die Strahlungsumwandlung ein. Der Stern kontrahiert jetzt sehr schnell, während im Innern Sauerstoff und Silizium brennen, je nach Größe der Sternmasse. Das Zentrum implodiert regelrecht. Eigentlich sollte die Kontraktion nun durch den höheren Gasdruck abgebremst werden. Doch der Kollaps schießt quasi "übers Ziel hinaus" bis eine maximale, masseabhängige Temperatur erreicht ist. Die Fusionen erfolgen jetzt explosionsartig, die Kontraktion wird umgekehrt und der ganze Stern vergeht in einer nuklearen Explosion. </p><p></p><p>Weil man im Spektrum der Supernova 2006gy nur schwache Wasserstofflinien fand, wird sie vorerst der Klasse SN IIn zugeordnet. Als Vorläuferstern kommt eigentlich nur ein recht metallarmer, massereicher Stern in Betracht. Die Entdecker der Supernova, Nathan Smith und sein Team (University of Berkely, California) nennen auch die Möglichkeit, dass ein so genannter Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher, wie Eta Carinae, der Explosion vorangegangen ist. Prinzipiell gilt das beschriebene Schauspiel einer PISN für die Sterne der ersten Generation (Population III), die also noch keine Metalle enthielten. Jedoch kann man es durchaus auch für metallarme Sterne anwenden, die z.B. 0,1% der Sonnenmetallizität aufweisen und deshalb derart massereich werden konnten.</p><p></p><p>Weil der Stern gar nicht dazu kam, schwere Kerne zu erbrüten oder es auch keine nennenswerte Neutronenquelle beim Heliumbrennen gab, finden in metallarmen PISN keine s- Prozesse statt. Weil auch kein Neutronenstern gebildet wird, kann keine Schockwelle entstehen, die das Sternmaterial ultrahoch erhitzt und verdichtet. Somit können auch keine r- Prozesse ablaufen: Eine PISN produziert keine schwereren Elemente als Nickel. Silizium und Schwefel sind im Vergleich zu Eisen, Sauerstoff oder Magnesium im Überangebot.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91585, member: 2506"] Diesen Vorgang sehen wir dann als Supernova und bezeichnen ihn aufgrund der Vorkommnisse als Kernkollaps- Supernova, gelegentlich auch als hydrodynamische Supernova. Übrig bleibt nach dem ganzen Schauspiel allein der Neutronenstern. Eigentlich sind die Vorgänge im Sterninnern noch komplizierter als hier beschrieben, denn in den einzelnen Schalen des Sterns werden durch die Kompressionen der Stoßfront (Dichte- und Temperaturerhöhung) weitere, blitzartige Kernfusionen gezündet, wobei Elemente vom Helium bis zum Nickel (56Ni) entstehen. Das erhöht zusätzlich die Geschwindigkeit der Druckwelle und am Ende entfliehen die Gasmassen mit Millionen von Kilometern pro Stunde dem Ort des Geschehens. Die Energie einer Supernova ist so hoch, dass sogar noch schwerere Elemente wie z.B. Gold, Kupfer, Blei oder Uran gebildet werden. Das geschieht aber nur noch durch Einfang von Neutronen und/oder Protonen im so genannten r- Prozess (von engl. rapid = schnell). Diese ausgeworfenen Reaktionsprodukte (die "Sternasche") reichern dann das interstellare Medium mit frischem Material an, welches später vielleicht wieder zur Bildung eines neuen Sterns und von Planeten herangezogen wird. Rund die Hälfte derjenigen Elemente, die schwerer als Eisen sind (eine höhere Masse im Atomkern aufweisen) und die wir auf den Planeten finden, stammt aus solchen Supernovaexplosionen. Der Rest wird im s- Prozess (von engl. slow = langsam) in relativ massearmen Sternen erbrütet und später, wenn sie das Riesenstadium im HR- Diagramm erklommen haben, ins All geblasen. Liegt die Masse des kollabierenden Kerns über 3 Sonnenmassen, so entsteht im Sterninnern kein Neutronenstern mehr, sondern ein stellares Schwarzes Loch. Das auf diesen Kollaps folgende Szenario ist keine Supernova, sondern wir werden Zeuge einer noch um den Faktor 100 stärkeren Hypernova. Supernova- Überrest in VelaVor 11 000 Jahren explodierte im Sternbild Vela (Segel) eine Supernova. Noch heute kann man die fortgeblasene Sternhülle als zarten Schleier erkennen. Die verschiedenen Farben des Materieschleiers deuten auf unterschiedliche Energieinhalte der Schockfronten hin, welche die Hülle abstießen. Im Zentrum der Reste befindet sich heute ein Neutronenstern, ein Pulsar, welcher sich 10 Mal pro Sekunde um seine Achse dreht. Der helle Stern ist ein Vordergrundstern. Neutrinos Bei einem Neutronensterns wird das negativ geladene Elementarteilchen Elektron in das positive Proton gedrückt, wodurch ein (neutrales) Neutron entsteht (inverser ²- Zerfall). Die Masse des Neutrons sollte logischerweise der Summe der Massen von Elektron und Proton entsprechen. Dies ist jedoch nicht der Fall, denn das Neutron ist immer etwas leichter als die Gesamtmasse beider Ausgangsteilchen. Dieser Massendefekt beruht darauf, dass der fehlende Masseanteil als Energie (Wärme-, Radio-, Röntgen-, Gammastrahlung usw.) abgestrahlt wird. Darüber hinaus entsteht bei solchen Prozessen ein winziges Teilchen, das so genannte Neutrino. Schon 1930 wurde das Neutrino von Wolfgang Pauli vorhergesagt, doch erst seit 1998 wissen wir, dass es eine sehr geringe, aber doch vorhandene Masse aufweist. Derzeit geht man von einer Ruhemasse aus, die bei etwa 2,3 [eV] liegt, möglicherweise ist die Obergrenze für die Masse sogar nur 0,2 [eV] groß, was noch in genaueren Experimenten nachgewiesen werden muss. Zum Vergleich: ein Elektron hat eine Ruhemasse von 511 [KeV]. Neutrinos reagieren nur äußerst selten mit anderen Kernteilchen, und zwar so selten, dass sie bequem die Erde, die Sonne, ja sogar einen Bleiklotz von einem Lichtjahr Länge komplett durchfliegen können, ohne mit einem einzigen Kernteilchen zu reagieren (das gilt auch für Menschen; jeder von uns wird in jeder Sekunde von Milliarden von ihnen durchquert!). Somit sind diese Teilchen auch nur schwer nachzuweisen, dennoch gibt es inzwischen viele Neutrinodetektoren auf der Erde, die sie aufspüren können. Speziell für hochenergetische Neutrinos, die aus Quellen wie Supernovae, GRB's oder Schwarzen Löchern stammen, entsteht ein gigantischer Neutrinodetektor in der Antarktis: IceCube IceCubeUm den weltgrößten Neutrinodetektor zu erstellen, wird mit einem Heißwasserstrahl ein Loch in das ewige Eis gebohrt. 2450 Meter tief! In das Bohrloch wird dann eine Kabeltrosse gelassen, an welcher ab 1450 Meter Tiefe in gleichmäßigem Abstand 60 Glaskugeln hängen, die höchstempfindliche Lichtsensoren (Fotomultiplier) enthalten, die letzte am Fuß der Bohrung. Wenn das Bohrwasser nach 2 Wochen gefriert, ist der erste Neutrinosensor fertig gestellt. Was 2005 begann, wird erst 2011 fertig sein, denn es gilt, in einem bestimmten Raster 80 solcher Bohrungen zu erstellen, die dann insgesamt 4800 Sensoren enthalten. Integriert in IceCube wird AMANDA sein (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array), ein Experiment, das bereits seit 2000 in Betrieb ist und ähnlich funktioniert. Ziel des Neutrinoteleskops ist, die wirklich hochenergetischen Neutrinos herauszufiltern und gleichzeitig eine Information über die Richtung zu erhalten, aus der sie aus den Tiefen des Alls kamen. Beim Kollaps zu einem Neutronenstern werden ungeheure Mengen an Neutrinos ausgestoßen (1058). Trotz ihrer schwachen Wechselwirkungen sind sie aber aufgrund ihrer großen Zahl entscheidend am Abstoßen der Hülle einer Supernova beteiligt. Bei einer Supernova wird eine Energie von 1046 [J] emittiert (in Strahlung umgewandelte Gravitationsenergie), wobei die Neutrinos den größten Teil (99%) der freigesetzten Energie darstellen. Beim Kollaps der Supernova 1987A geschah dies natürlich auch, und einige Stunden vor Sichtung der Nova wurden bereits die Neutrinos in unseren Detektoren entdeckt. Die Zeitverzögerung erklärt sich dadurch, dass die Neutrinos sofort beim Kollaps mit fast Lichtgeschwindigkeit den Ort des Geschehens verlassen, während es Stunden dauert, bis die Schockwelle die Sternhülle fortbläst und man im optischen (oder einem anderen) Bereich die Explosion beobachten kann. Jeder Mensch auf der Erde wurde von 100 Billionen (!) Neutrinos dieser Supernova durchquert, und bei etwa 10 Menschen der Erde bestand die Chance, dass ein Neutrino im Auge einen kurzen Lichtblitz erzeugte. Wenn Sie einer von ihnen waren, lassen Sie's den Autor wissen... Paarinstabilitäts- Supernova (PISN) Weiter oben wurde bereits angedeutet, dass Sterne mit dem 140- bis 260- fachen der Sonnemasse weder als Neutronenstern noch als Schwarzes Loch enden, sondern in einer Explosion völlig zerstört werden. Wie ist das möglich und warum können überhaupt solch massereiche Sterne entstehen? Das Zauberwort heißt hier Metallgehalt bzw. Metallizität. Unter Metallen verstehen die Astronomen alle Elemente die schwerer als Helium sind. Als sich die ersten Sterne im Universum bildeten, gab es nur Wasserstoff und Helium, keine Metalle. Diese Sterne konnten wahrhaft gigantische Ausmaße annehmen, 500 bis 1000 Sonnenmassen waren durchaus möglich. Das geschah, weil es in den kontrahierenden Wasserstoffwolken keinen Kühlungsmechanismus gab. Wenn sich eine Gaswolke verdichtet, so erhöht sich deren Temperatur. Hierdurch steigt auch der Druck an, der seinerseits der Kontraktion entgegen wirkt. Auf diese Weise konnten sich große Massen ansammeln, bis endlich das Kontraktionszentrum durch die Eigengravitation so dicht und heiß wurde, dass Kernfusionen einsetzten. Der dann entstandene Sternwind blies die Umgebung frei und die weitere Massezunahme wurde unterbunden. Jetzt aber ist das interstellare Medium mit dem Auswurfmaterial der ersten Sterngenerationen angereichert. Die ausgestoßenen Metalle fanden sich zu Staubteilchen zusammen und vermischten sich mit den Wasserstoffwolken. Wenn sich nun bei einsetzenden Kontraktionen die Temperatur erhöht, so ist das nichts anderes als eine schnellere Bewegung der Wasserstoffteilchen. Sie stoßen mit den Staubteilchen zusammen und übertragen dabei ihre Bewegungsenergie auf sie. Die Staubteilchen wiederum strahlen diese Energie als Infrarotstrahlung in den Raum ab. Auf diese Weise wird das Kontraktionszentrum gekühlt und kann sich viel schneller verdichten, weil deutlich weniger Gasdruck entsteht. Was haben wir nun hier erlebt? Es bieten sich 2 Lösungsmöglichkeiten an. Zunächst könnte die schon weiter oben beschriebene Zerfallsreihe 56Ni ’ 56Co ’ 56Fe die nötige Energie für die beobachtete Leuchtkraft geliefert haben. Während bei einer üblichen SN II von 20 Sonnenmassen (SM) etwa 0,07 SM an Nickel produziert werden, wären bei SN 2006gy etwa das 15- bis 20- fache der Sonnenmasse vonnöten gewesen. Der Vorläuferstern muss demnach in jedem Fall ungeheuer massereich gewesen sein. Man kann sich nun ein Spektakel vorstellen, welches folgender Gesetzmäßigkeit entspricht. Gemäß Einsteins Energie- Masse- Äquivalent E = mc2 lässt sich bekanntlich Masse in Energie umwandeln (was ja der Antriebsmotor für das Leuchten der Sterne ist), doch ist auch der umgekehrte Weg möglich. In den Zentren sehr massereicher Sterne sind Druck und Temperatur derart hoch, dass die bei den Fusionen freigesetzten Gammaphotonen höchstenergetisch werden. Das versetzt sie in die Lage, sich spontan in Elektron- Positronpaare umzuwandeln. Aus Strahlung wird also Materie! Die Teilchenpaare vernichten sich anschließend wieder gegenseitig. Für den Stern ist das allerdings weniger erfreulich. Durch den Wegfall der Strahlung fehlt jetzt neben dem Gasdruck der stützende Strahlungsdruck - die Gravitation kann wieder einmal ihre Macht ausspielen und der Stern beginnt zu kollabieren. Damit die Gammaphotonen so energiereich werden können, muss der Stern einen Heliumkern zwischen 64 und 133 Sonnenmassen aufweisen. Das entspricht einer Gesamtmasse von 140 bis 260 Sonnenmassen. Nach dem Heliumbrennen stellen sich dann im Kern die Bedingungen für die Strahlungsumwandlung ein. Der Stern kontrahiert jetzt sehr schnell, während im Innern Sauerstoff und Silizium brennen, je nach Größe der Sternmasse. Das Zentrum implodiert regelrecht. Eigentlich sollte die Kontraktion nun durch den höheren Gasdruck abgebremst werden. Doch der Kollaps schießt quasi "übers Ziel hinaus" bis eine maximale, masseabhängige Temperatur erreicht ist. Die Fusionen erfolgen jetzt explosionsartig, die Kontraktion wird umgekehrt und der ganze Stern vergeht in einer nuklearen Explosion. Weil man im Spektrum der Supernova 2006gy nur schwache Wasserstofflinien fand, wird sie vorerst der Klasse SN IIn zugeordnet. Als Vorläuferstern kommt eigentlich nur ein recht metallarmer, massereicher Stern in Betracht. Die Entdecker der Supernova, Nathan Smith und sein Team (University of Berkely, California) nennen auch die Möglichkeit, dass ein so genannter Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher, wie Eta Carinae, der Explosion vorangegangen ist. Prinzipiell gilt das beschriebene Schauspiel einer PISN für die Sterne der ersten Generation (Population III), die also noch keine Metalle enthielten. Jedoch kann man es durchaus auch für metallarme Sterne anwenden, die z.B. 0,1% der Sonnenmetallizität aufweisen und deshalb derart massereich werden konnten. Weil der Stern gar nicht dazu kam, schwere Kerne zu erbrüten oder es auch keine nennenswerte Neutronenquelle beim Heliumbrennen gab, finden in metallarmen PISN keine s- Prozesse statt. Weil auch kein Neutronenstern gebildet wird, kann keine Schockwelle entstehen, die das Sternmaterial ultrahoch erhitzt und verdichtet. Somit können auch keine r- Prozesse ablaufen: Eine PISN produziert keine schwereren Elemente als Nickel. Silizium und Schwefel sind im Vergleich zu Eisen, Sauerstoff oder Magnesium im Überangebot. [/QUOTE]
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