Blog

Der als Krebsnebel bekannte Supernova-Überrest und der Mond, der im Mondstaub eingeschlossene Supernova-Geheimnisse beherbergen könnte.(Bildnachweis: NASA, ESA, J. Hester und A. Loll (Arizona State University))

Die Geheimnisse der Supernova-Sternexplosionen könnten in dem auf dem Mond verstreuten Staub verborgen sein – und ein Team von Wissenschaftlern des China Institute of Atomic Energy (CIAE) hat eine neue Methode entwickelt, um diese Hinweise auf den Sternentod zu entschlüsseln.

Die Forschung könnte den Wissenschaftlern helfen, ein klareres Bild davon zu bekommen, wie Sterne sterben und Material für die nächste Generation von Sternen, Planeten, Monden und manchmal sogar Leben liefern – zumindest, wenn es um die Erde geht.

Die Technik beruht auf dem verbesserten Nachweis eines seltenen Eisenisotops, das in verschwindend geringen Mengen im Mondstaub vorkommt. Diese Form des Eisens wurde vor Millionen von Jahren in den Herzen früherer Generationen massereicher Sterne geschmiedet. Als diese Sterne ihre millionen- (oder milliarden-)langen Kämpfe mit der Schwerkraft verloren und ihr Leben in Supernova-Explosionen beendeten, wurden die Isotope freigesetzt und über den gesamten Kosmos verteilt – auch auf dem Mond, wie die Wissenschaftler glauben.

„Unser Team war sich einig, dass die einzige Möglichkeit, historische Supernova-Ereignisse genau zu verfolgen, darin bestand, die Grenzen unserer Ausrüstung zu erweitern“, sagte Teamleiter und CIAE-Forscher Bing Guo in einer Erklärung.

Wie Supernovas zum kosmischen Recycling beitragen

Als die erste Generation von Sternen zwischen 200 Millionen und 400 Millionen Jahren nach dem Urknall entstand, bestand das Universum hauptsächlich aus Wasserstoff und ein wenig Helium. Zu dieser Zeit gab es nur sehr wenige Atome von Elementen, die schwerer waren als dieses, was die Astronomen (etwas verwirrend) „Metalle“ nennen.

Das bedeutet, dass die ersten Sterne, die paradoxerweise als Sterne der Population III bezeichnet werden, aus Wasserstoff, ein wenig Helium und kaum Metallen bestanden. Als diese Sterne lebten, sorgten die Kernfusionsprozesse in ihren Kernen, durch die sie Wasserstoff in Helium umwandelten, dafür, dass sie im Kosmos hell leuchten konnten. Dieser Fusionsprozess sorgte auch für den nach außen gerichteten Strahlungsdruck, der verhinderte, dass die nach innen gerichtete Kraft ihrer eigenen Schwerkraft sie zum Kollaps brachte.

Erhalten Sie den kosmischeweiten.de Newsletter

Bahnbrechende Weltraumnachrichten, die neuesten Updates zu Raketenstarts, Himmelsbeobachtungsevents und mehr!

Durch die Übermittlung Ihrer Daten erklären Sie sich mit den Allgemeinen Geschäftsbedingungen und der Datenschutzrichtlinie einverstanden und sind mindestens 16 Jahre alt.

Das bedeutete jedoch, dass, wenn der Wasserstoff im Kern dieser Sterne zur Neige ging, der Balanceakt zwischen Strahlungsdruck und Schwerkraft endete, wobei letztere der klare Gewinner war. So kollabierten die Kerne dieser Sterne, während ihre äußeren Schichten, in denen noch Kernfusion stattfand, weggesprengt wurden.

Eine Infografik zeigt die Entwicklung des Kosmos und den Zeitpunkt, zu dem die ersten Sterne zu leuchten begannen (Bildnachweis: STsci)

Bei Sternen mit einer Masse in der Größenordnung der Sonne führt dies dazu, dass ihr Kern zu einem Weißen Zwergstern wird, der von einer sich allmählich auflösenden und abkühlenden Wolke aus ehemaligem Sternenmaterial umgeben ist. Dies ist jedoch nicht das Schicksal von Sternen mit mindestens der achtfachen Sonnenmasse.

Wenn diese massereichen Sterne kollabieren, löst der in ihren Kernen erzeugte Druck die Kernfusion von Helium zu anderen schwereren Elementen aus. Bei den massivsten Sternen wiederholt sich dieser Prozess, bis der Kern mit Eisen gefüllt ist, dem schwersten Element, das ein Stern überhaupt schmieden kann.

Danach kollabiert der Kern eines massereichen Sterns wieder, und es kommt zu einer Supernova-Explosion. Bei dieser Explosion werden alle Elemente, die der Stern im Laufe seines Lebens erzeugt hat, freigesetzt und in der umgebenden Galaxie verteilt. Der Stern wird dann zu einem dichten stellaren Überrest – entweder ein Neutronenstern oder, im Falle eines vollständigen Gravitationskollapses, ein Schwarzes Loch.

Die Zusammensetzung von Pop-III-Sternen im Vergleich zur Zusammensetzung unserer metallreichen Sonne. (Bildnachweis: STScl)

Das ist aber noch nicht das Ende für die Elemente, die der Stern während seines Lebens geschmiedet hat. Diese Materialien finden ihren Weg in interstellare Gas- und Staubwolken, die schließlich kollabieren und Sterne und Planeten entstehen lassen können.

So werden nachfolgende Sterngenerationen im Laufe der Zeit immer „metallreicher“. Das gesamte verstreute Material wird auch in die entstehenden Planeten integriert, die diese Sterne umkreisen, sowie in alle Lebensformen, die in diesen Welten existieren könnten. Wenn Wissenschaftler also sagen: „Ihr seid Sternenmaterial“, dann ist das mehr als ein Lippenbekenntnis; es ist eine Tatsache.

Das Team, das den Mondstaub aufspürt, interessiert sich für einen Indikator dieses kosmischen Recyclingprozesses, bei dem es sich nicht um ein Element handelt, das während des Lebens des Sterns geschmiedet wurde, sondern um ein seltenes Isotop, das bei einer Supernova entsteht.

Iron-60: Von Supernovas zum Mond

Atome bestehen aus drei Teilchen: Im Atomkern befinden sich positiv geladene Protonen und neutrale Neutronen, und um diesen Kern „kreisen“ negativ geladene Elektronen.

Elemente werden durch die Anzahl der in ihrem Atomkern enthaltenen Protonen definiert. Ein Atom mit sechs Protonen in seinem Kern ist also immer Kohlenstoff. Fügt man ein weiteres Proton hinzu, wird es zu einem Stickstoffatom. Die Elemente sind jedoch flexibler, wenn es um die Anzahl der Neutronen in ihrem Kern geht.

Ein Kohlenstoffatom kann sechs Protonen und sechs Neutronen, sechs Protonen und sieben Neutronen oder sechs Protonen und acht Neutronen haben. Diese verschiedenen Variationen von Atomen desselben Elements werden als „Isotope“ dieses Elements bezeichnet. Ein Kohlenstoffatom mit sechs Protonen und sechs Neutronen wird als „Kohlenstoff-12“ bezeichnet, während Kohlenstoffatome mit sechs Protonen und sieben Neutronen das Kohlenstoffisotop „Kohlenstoff-14“ darstellen.

Einige dieser Isotope, insbesondere die schwereren, sind instabil und unterliegen einem Prozess, der radioaktiver Zerfall genannt wird. Der Zeitraum, in dem die Hälfte einer bestimmten Menge eines radioaktiven Isotops zerfällt, wird als „Halbwertszeit“ bezeichnet.

Wenn Supernovas ausbrechen, setzen sie in nur wenigen Sekunden so viel Energie frei, wie die Sonne in Milliarden von Jahren abstrahlen wird. Dies schafft die Voraussetzungen für die Entstehung schwerer radioaktiver Isotope. Das Team versucht, die Suche nach einem radioaktiven Eisenisotop namens „Eisen-60“ im Mondstaub zu verbessern.

Eine Illustration zeigt den Tod eines massiven Sterns in einer Supernova-Explosion. (Bildnachweis: ESO/L. Calçada)

Eisen-60 hat einen Atomkern mit 26 Protonen und 34 Neutronen, und seine Halbwertszeit beträgt etwa 2,3 Millionen Jahre. Während eine Supernova Eisen-60 in Mengen erzeugen kann, die etwa der 10-fachen Masse der Erde entsprechen, ist die Produktion dieses Isotops innerhalb des Sonnensystems vernachlässigbar. Wissenschaftler gehen davon aus, dass es in der gesamten Milchstraße etwa dreimal alle 100 Jahre zu Supernovae kommt, wobei Explosionen von Sternen in der Nähe mit einmal alle eine Million Jahre noch seltener sind.

Die Entdeckung von Eisen-60 auf der Erde oder auf dem Mond ist ein guter Indikator für eine Supernova, die in der jüngeren Geschichte unseres 4,6 Milliarden Jahre alten Planeten relativ nahe am Sonnensystem ausgebrochen ist – sagen wir in einem Umkreis von etwa 100 Lichtjahren -, so das Forscherteam.

Die Seltenheit von Eisen-60 und die Auswirkungen anderer, häufiger störender Elemente haben jedoch den Nachweis seiner geringen Häufigkeit für Spektrometer mit geringer Empfindlichkeit zu einer großen Herausforderung gemacht. Um dem entgegenzuwirken, nahmen Guo und Kollegen Anpassungen an der HI-13-Tandembeschleunigeranlage des CIAE vor. Dazu fügten sie einen „Wein-Filter“ hinzu, eine Vorrichtung, mit der geladene Teilchen, die sich mit bestimmten Geschwindigkeiten fortbewegen, selektiert werden können, um „Beschleuniger-Massenspektrometrie“ (AMS) durchzuführen.

Das Team fand heraus, dass die AMS in der Lage ist, Eisen-60 in simulierten Proben mit einer Empfindlichkeit nachzuweisen, die weit über das hinausgeht, was mit der üblicherweise für diese Studien verwendeten Technologie erreicht werden kann.

Das CIAE-Team glaubt, dass es nun möglich ist, die Nachweisempfindlichkeit ihres AMS-Systems noch weiter zu steigern, eine Entwicklung, die unser Verständnis von Sternen, die in Supernova-Explosionen starben, damit wir leben können, erheblich verbessern könnte.

„Die Installation des Wien-Filters könnte ein entscheidender Schritt für uns sein“, sagte Guo. „Unser nächstes Ziel ist es, unser gesamtes AMS-System zu optimieren, um noch niedrigere Nachweisgrenzen zu erreichen. Jedes bisschen höhere Empfindlichkeit eröffnet ein Universum an Möglichkeiten.“

Die Forschungsergebnisse des Teams wurden am 24. Mai in der Zeitschrift Nuclear Science and Techniques veröffentlicht.