Im November 1572 entdeckte der dänische Himmelsbeobachter Tycho Brahe einen neuen Stern im Sternbild Cassiopeia, den er vorher noch nie gesehen hatte. Dieser Stern überstrahlte alle seine Nachbarn und war mit einer scheinbaren Helligkeit von minus vier heller als die Venus und sogar noch am Taghimmel zu sehen. Brahe war der einzige, der die Helligkeit dieses „Sterns“ aufzeichnete. Er stellte fest, dass er stetig lichtschwächer wurde: Nach 100 Tagen war er immer noch so hell wie Wega und erst im März 1574 ganz verschwunden.
Aus anderen Aufzeichnungen ist überliefert, dass die Chinesen im Jahre 1054 ebenfalls einen sehr hellen Stern mit einer Helligkeit von minus fünf im Stier beobachteten. Wo kamen diese „neuen“ Sterne her, die vorher noch nie beobachtet worden waren?
Beide Male waren die Menschen Zeugen von Ausbrüchen einer Supernova geworden. Da für sie ein neues Objekt am Himmel erschien, nannten sie diese Erscheinungen Nova beziehungsweise Supernova (aus dem lateinischen stella nova = neuer Stern). Wir wissen heute, dass hierbei keine neuen Sterne entstehen, sondern dass im Gegenteil alte Sterne für diese Phänomene verantwortlich sind. Eine Nova ist ein plötzlicher Helligkeitsausbruch eines weißen Zwergs, wenn die äußeren wasserstoffbrennenden Schichten explosionsartig expandieren. Eine Supernova hingegen stellt das spektakuläre Ende eines massereichen Sternes dar, der zu schwer ist, um als weißer Zwerg zu enden.
Bei einem relativ massearmen Stern wie unserer Sonne, die als weißer Zwerg endet, reicht die Gravitation nicht aus, um eine Fusion des Kohlenstoff-Sauerstoff Kernes zu initiieren. Hat der Stern jedoch genug Masse, so ist die Gravitationskraft so stark, dass die Kohlenstoff-Atome zu Neon und Magnesium verschmelzen. Wenn diese Kernregion aus Neon, Magnesium und Sauerstoff kollabiert, steigt die Temperatur weiter, so dass Schwefel und Silizium entstehen, letztlich verbrennt sogar das Silizium noch zu Eisen. In diesem Stadium beträgt die Temperatur des Kernes mehr als drei Milliarden Grad.
Interessanterweise werden die einzelnen aufeinanderfolgenden Brennstufen immer kürzer. Da die zunehmend schwerer werdenden Elemente, die bei den Fusionen entstehen, immer stärker zusammenhalten, wird immer mehr Energie benötigt, um die Kerne zu verschmelzen. Jede Phase liefert also weniger Energie, so dass sie immer kürzer andauert. Braucht ein roter Riese noch eine Million Jahre, um den gesamten Heliumvorrat zu verheizen, so verbrennt das Gemisch aus Neon, Magnesium und Sauerstoff in weniger als 20 Jahren zu Silizium und Schwefel, für astronomische Verhältnisse ist das nicht mal ein Wimpernschlag. Das Eisen wird dann innerhalb einer Woche erzeugt.
Das Finale
Jetzt nähert sich der Stern seinem großen Finale. Eisen besitzt von allen Elementen den am stärksten gebundenen Atomkern. Hier stoppt die Reaktionskette, denn es lässt sich nicht dazu bewegen, zu noch schwereren Elementen zu verschmelzen. Auf den etwa erdgroßen Eisenkern wirken weiter die unvorstellbaren Gravitationskräfte ein. Zusätzlich können destabilisierende Kernreaktionen den Eisenkern weiter schwächen. Nun beginnt der Kern zu kollabieren und stürzt in Hundertstelsekunden in sich zusammen.
Dabei gibt der Stern die unglaubliche Energiemenge von 1046 Joule ab, mehr als die Sonne bisher in ihrem ganzen Leben abgestrahlt hat. Um diese Energiemenge zu erhalten, müsste man 500 Quadrillionen der größten Atombomben explodieren lassen. Das einzige, was diesen Kollaps aufhält, sind Neutronen, die durch die Verschmelzung von Protonen und Elektronen entstehen. Sie stoppen die Implosion, erzeugen aber eine gewaltige Druckwelle, die den Stern in einer gigantischen Explosion auseinandersprengt. Durch die Explosion steigt die Helligkeit des Sterns immens stark an, so dass wir plötzlich sein Licht wahrnehmen, das sich dann langsam wieder abschwächt.
Die Überreste einer Supernova sind interstellare Staubwolken, die die Elemente enthalten, die beim Todeskampf des Sterns in dessen Inneren entstanden sind. Im Sternbild Krebs kann man mit einem Teleskop den Crab-Nebel beobachten. Dieser Nebel, der 4.890 Lichtjahre entfernt liegt, ist der Überrest der Supernova, die die Chinesen 1054 beobachtet haben.
Auf diese Weise ist die gesamte Materie im Universum entstanden. Jedes Atom – auch die, aus denen wir bestehen – war einmal Bestandteil eines Sternes, der irgendwann sein Leben ausgehaucht hat. Aus diesen Staubwolken entwickeln sich dann vielleicht einmal neue Sterne, womit sich der Kreislauf der Materie schließt.
Stand: 21.10.2000
