Wird einer der Sternzeichen-Stars bald zur Supernova?

Ich weiß nicht wirklich, was du mit "Zodiac Stars" meinst. Ich nehme an, Sie meinen die Sterne der 12 traditionellen Tierkreiskonstellationen.

Alpha Scorpii, bekannt als Antares oder Jyeshtha in der hinduistischen Astrologie, ist ein roter Überriese. Es befindet sich in einem ähnlichen Stadium seines Lebenszyklus wie Beteigeuze. Es wird erwartet, dass es in den nächsten 10000-100000 Jahren in einer Supernova explodiert (das Timing ist nicht sehr gut verstanden).

Andere potenzielle Supernova-Vorläufer sind weiter entfernt und schwächer, wie etwa HD 168625 im Schützen, das mit bloßem Auge nicht sichtbar ist. Es gibt auch die wiederkehrende Nova U Scorpii, ein Kandidat für eine Supernova vom Typ Ia (die auftritt, wenn ein Weißer Zwerg eine kritische Menge an Materie ansammelt). Auch hier ist es selbst während eines Ausbruchs viel zu schwach, um ein Stern mit bloßem Auge zu sein (aber es wäre sicherlich sichtbar, wenn es in einer Supernova explodieren würde).

Ich nehme an, dass Sie sich mit "Tierkreissterne oder Sterne von Mondvillen" auf sichtbare Sterne beziehen, die sich innerhalb von etwa 8 ° der Ekliptik befinden , da dies der Breitengradbereich der Ekliptik ist, in dem Sonne, Mond und Planeten erscheinen.

Wikipedia hat einen Artikel, der die bekannten Supernova-Kandidaten der Milchstraße auflistet . Einige davon sind derzeit sichtbare Sterne in Tierkreiskonstellationen, darunter Spica und Antares . Es wird nicht erwartet, dass Spica für mindestens ein oder zwei Millionen Jahre zur Supernova wird. Antares könnte in den nächsten zehntausend Jahren oder so explodieren.

Es gibt zwei Hauptursachen für Supernovae : thermisches Durchgehen und Kernkollaps. Thermisches Durchgehen kann auftreten, wenn ein Weißer Zwerg (ein alter Stern, der die Kernfusion gestoppt hat) eine große Menge Materie von einem Begleitstern ansammelt oder mit diesem Begleiter kollidiert.

Ein Weißer Zwerg kann genügend Material von einem Sternbegleiter ansammeln, um seine Kerntemperatur ausreichend zu erhöhen, um die Kohlenstofffusion zu entzünden. An diesem Punkt erfährt er eine außer Kontrolle geratene Kernfusion, die diese vollständig stört. 

Wenn wir die Akkretionsrate abschätzen oder aus ihren Umlaufbahnen bestimmen können, wie lange es dauern wird, bis die Sterne miteinander kollidieren, können wir grob abschätzen, wie lange es dauern wird, bis die Supernova auftritt.

Die andere Art von Supernova passiert, wenn einem großen Stern der Kernbrennstoff ausgeht und sein Kern zusammenbricht .

Sehr massereiche Sterne können einen Kernkollaps erleiden, wenn die Kernfusion nicht mehr in der Lage ist, den Kern gegen seine eigene Schwerkraft zu halten; Das Überschreiten dieser Schwelle ist die Ursache aller Arten von Supernova außer Typ Ia. Der Kollaps kann zu einem heftigen Ausstoß der äußeren Schichten des Sterns führen, was zu einer Supernova führt, oder die Freisetzung von Gravitationspotentialenergie kann unzureichend sein und der Stern kann zu einem Schwarzen Loch oder Neutronenstern mit geringer Strahlungsenergie kollabieren.

Kernkollaps-Supernovae treten in Sternen mit einer Masse im Bereich von 8 bis 40 oder 50 auf$M_\odot$(Sonnenmassen), je nach Zusammensetzung.

Es ist viel schwieriger abzuschätzen, wann eine Kernkollaps-Supernova auftreten wird, weil wir den Kern des Sterns nicht sehen können. Wenn ein großer Stern altert, führt er in seinem Kern eine Reihe von Kernreaktionen durch. Die Geschwindigkeit dieser Reaktionen hängt stark von Temperatur und Druck ab, und die massereicheren Sterne haben höhere Kerndrücke und -temperaturen.

Jede Reaktion in der Reihe arbeitet bei einer viel höheren Temperatur als die vorherige Reaktion, aber es dauert lange, bis sich die im Kern eines Sterns erzeugte Energie zu den äußeren Teilen des Sterns ausbreitet und sichtbare Effekte verursacht. Zum Beispiel für die im Solarkern erzeugte Energie

Die Zeitskala der Photonendiffusion (oder "Photonenlaufzeit") vom Kern bis zum äußeren Rand der Strahlungszone [beträgt] etwa 170.000 Jahre. Von dort kreuzen sie in die konvektive Zone (die verbleibenden 25 % der Entfernung vom Zentrum der Sonne), wo sich der vorherrschende Übertragungsprozess in Konvektion ändert und die Geschwindigkeit, mit der sich Wärme nach außen bewegt, erheblich schneller wird.

In massereicheren Sternen ist die Photonendiffusionszeit sogar noch länger.

Vielleicht können wir in Zukunft mithilfe von Neutrino-Teleskopen zeitnahere Informationen über Kernfusionsprozesse von Sternen erhalten, aber unsere derzeitigen Neutrino-Detektoren sind dafür viel zu grob.

Während des größten Teils des Lebens eines Sterns "verbrennt" er Wasserstoff zu Helium. Die späteren Fusionsreaktionen laufen auf immer kürzeren Zeitskalen ab. Zum Beispiel

ein Stern mit 25 Sonnenmassen verbrennt im Kern Wasserstoff$10^7$ Jahre, Helium für$10^6$ Jahre und Kohlenstoff für nur$10^3$ Jahre. [...] der Prozess wird den größten Teil des Kohlenstoffs im Kern in nur 600 Jahren verbrauchen. Die Dauer dieses Vorgangs variiert stark in Abhängigkeit von der Masse des Sterns.

Die folgenden Stufen sind noch schneller: Neonbrennen und Sauerstoffbrennen in einem 25$M_\odot$Sterne dauern höchstens ein paar Jahre, und die letzte Reihe von Reaktionen, das Brennen von Silizium , kann nur wenige Tage dauern , bevor der Kern zusammenbricht.

Wenn wir also wüssten, dass ein Stern in seinem Kern Kohlenstofffusion durchführt, könnten wir gut abschätzen, wann er wahrscheinlich zur Supernova wird. Aber die Hitze der Kohlenstofffusion hat einfach nicht genug Zeit, um die Oberfläche des Sterns zu erreichen, bevor die Supernova passiert.