Warum kommt es bei einem Supernova-Vorläufer plötzlich zum Gravitationskollaps?

Sterne kämpfen gegen die Gravitationskräfte durch Druckgradienten aufgrund von Fusion im Kern (und den Schalen nach außen). Sobald die Fusion aufhört, gibt es keinen Druckgradienten mehr und die Schwerkraft gewinnt den „Kampf“.

Das klassische Bild eines massereichen Sterns am Ende seines Lebens ist (und offensichtlich nicht maßstabsgetreu),

Aber jeder Stern begann mit nur Wasserstoff im Kern. Durch die pp-Kette produzierte es Helium im Kern und so weiter, bis Eisen im Kern produziert wurde. Eisen hat die nuklearste Bindungsenergie aller Elemente, also kann man, sobald man es einmal hergestellt hat, durch Fusion nichts anderes mehr herstellen.

Die Dauer jeder Brennphase ist gut bekannt (hängt von der Masse des Sterns ab, aber die folgenden Werte können eine gute Einschätzung geben, warum der Kollaps so plötzlich erfolgt; der dargestellte Fall ist die Zeitskala der Kernverbrennung für einen Stern mit 15 Sonnenmassen):

Die Kollaps-Zeitskala von a$\sim1.5\,M_\odot$Kern der Elemente der Eisengruppe dauert weniger als eine Sekunde:

Ein alter, massereicher Stern kurz vor seinem Tod erreicht den Punkt des "Verbrennens" (das ist Kernfusion, kein buchstäbliches In-Feuer-Setzen!) von Si und O zu Fe, was eine enorme Menge an Energie für die weitere Fusion erfordert, daher endet die Fusionskette hier vorübergehend . Fe-"Asche" um den Kern herum fällt hinein, was die Masse des Kerns weiter bis zu den Chandrasekhar- oder Oppenheimer-Volkoff-Grenzen erhöht. Dadurch wird die Temperatur des Kerns erhöht, wodurch Photonen so energiereich werden, dass Fe in α-Teilchen und Protonen gespalten wird (Photozerfall), wodurch die Masse des Kerns und der Druck verringert werden, da diese Reaktion sehr endotherm ist. Außerdem führt der inverse β-Zerfall zu einer weiteren Druckabnahme, die den Punkt erreicht, an dem das hydrostatische Gleichgewicht aufhört, daher kollabiert der Stern in der Zeitskala des freien Falls., es variiert nur als$\propto \rho^{-1/2}$. Dies impliziert, dass die äußeren Schichten des Kerns schneller kollabieren als die inneren. Um zu sehen, wie schnell dieser Prozess ist, wenn die Sonne zu einer Supernova werden würde (unmöglich, sie ist zu klein), würde die Zeitskala des freien Falls in der Größenordnung von einer Stunde liegen. Wenn die äußeren Schichten fallen, erreichen sie Überschallgeschwindigkeit und werden vollständig vom Rest des Sterns getrennt. Der Kern erreicht Kerndichte, daher hört der Kollaps dort auf, aber es erzeugt eine Schockwelle, die den Kern durchquert und Fe zersetzt, ein Prozess, der extrem energieaufwändig ist. Das ist die Supernova-Explosion.

Die Kern-Kollaps-Phase einer Supernova beginnt, sobald die letzten Stadien der nuklearen Verbrennung abgeschlossen sind. Diese letzte Phase der Fusionsreaktionen, an denen Silizium beteiligt ist, erzeugt einen Kern, der aus Eisenspitzenelementen (nicht nur Eisen) besteht. Die Beendigung der nuklearen Verbrennung führt zur Kontraktion des Kerns. Dies geschieht zunächst relativ langsam, auf einer Zeitskala, die durch die thermische Energie des Kerns dividiert durch seine Neutrinoleuchtkraft gegeben ist; Der Kern wird immer noch durch den relativistischen Elektronenentartungsdruck gestützt, der nahezu unabhängig von der Temperatur ist. dh. Das Ende der nuklearen Verbrennung löst an sich nicht den schnellen Kernkollaps aus, aber der Kern befindet sich sehr nahe an oder jenseits der Chandrasekhar-Grenze, mit einer Zustandsgleichung, die einen adiabatischen Index hat$\sim 4/3$, und steht damit an der Schwelle zur Instabilität.

Der wirklich schnelle Zusammenbruch wird entweder durch Photozerfall (bei massereicheren Vorläufern) oder Elektroneneinfang bei den häufiger vorkommenden 10-20 ausgelöst$M_{\odot}$Vorfahren.

Ein schneller Kernkollaps kann gestartet werden, wenn der Kern eine Masse von etwa 1,2-1,3$M_{\odot}$, wird gegenüber Elektroneneinfang instabil. Dies geschieht, sobald die Dichten so hoch werden, dass freie, entartete Elektronen bei ihrer Fermi-Energie genügend Energie haben, um Neutronen in schwachen Wechselwirkungen mit Protonen zu erzeugen. Dies geschieht zunächst im Innern von Kernen, wodurch diese neutronenreicher werden. Durch Photozerfallsprozesse werden jedoch auch einige der Kerne aufgebrochen und freie Protonen freigesetzt. Die Elektronenschwellenenergie für die Erzeugung von Neutronen aus freien Protonen ist viel niedriger, so dass viel mehr Elektronen in der Lage sind, an Elektroneneinfängen teilzunehmen, sobald dies geschieht.

Elektroneneinfang ist das Äquivalent dazu, die Unterstützung des Sterns wegzuschmeißen. Da die Elektronenentartung so wichtig ist, um den Kern zu stützen, ist es sehr schwierig, den Druck zu erhöhen, wenn freie Elektronen durch Elektroneneinfang entfernt werden (wie ich bereits erwähnt habe, ist jede Temperaturerhöhung für den Elektronenentartungsdruck fast irrelevant). ) und so beschleunigt sich der Kollaps, bis er im Wesentlichen auf der Zeitskala des freien Falls des Kerns abläuft. Der Strahlungsdruck spielt keine Rolle, und an dieser Stelle können die reichlich produzierten Neutrinos ungehindert entweichen.

Bei massereicheren Sternen kann der Kern heißer und von etwas geringerer Dichte sein. Da die Temperaturen etwa erreichen$10^{10}$K können dann Eisen-Peak-Kerne in Alpha-Teilchen und Neutronen photozersetzt werden. Diese Reaktionen erfordern Energie, die der inneren Energie des Gases entzogen wird, was den Druck drastisch reduziert und zu einem nahezu freien Fall führt.

Für eine 1,4$M_{\odot}$Kern mit einem Radius von 1000-2000 km, die Zeit des freien Falls beträgt etwa$(G \rho)^{-1/2} \simeq 0.1-1.0$Sekunden.

Obwohl die Kerntemperatur und der Kerndruck während des Kollapses wieder steigen, kann der Kollaps nicht aufgehalten werden, bis die zentrale Dichte hoch genug wird ($3\times10^{17}$kg/m$^3$, in einem Radius von etwa 20 km) für eine Versteifung der Zustandsgleichung aufgrund von Neutronenentartungsdruck und Nukleonenwechselwirkungen.