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Neutrinos bestimmen, ob ein Stern als Supernova oder Schwarzes Loch endet
Ein bislang vereinfachtes Detail in Supernova-Modellen könnte mitentscheiden, ob massereiche Sterne explodieren oder direkt zu Schwarzen Löchern kollabieren. Simulationen von 195 Sternen zeigen, dass die Umwandlung zwischen Neutrino-Arten die Explosionswahrscheinlichkeit deutlich verändert, besonders bei 16 bis 30 Sonnenmassen. Die Modellierung ist jedoch schematisch und muss in realistischeren mehrdimensionalen Simulationen bestätigt werden.
Kopenhagen (Dänemark). Wenn ein massereicher Stern seinen Brennstoff verbraucht, stürzt sein Eisenkern unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Dabei entsteht eine Stoßwelle, die zunächst ins Stocken gerät. Genügend Energie aus Neutrinos kann diese Stoßwelle wieder antreiben und eine Supernova auslösen. Gelingt das nicht, kann der Stern weiter kollabieren und ein Schwarzes Loch bilden.
Neutrinos treten in drei Arten, den sogenannten Flavours, auf und können zwischen ihnen wechseln. Dieser Flavour-Wechsel verändert, wie stark die Teilchen mit der Materie im kollabierenden Stern wechselwirken. Damit kann sich auch verschieben, wie viel Energie hinter der festgefahrenen Stoßfront deponiert wird. In vielen bisherigen Supernova-Modellen wird dieser Prozess nur vereinfacht oder gar nicht berücksichtigt.
Forscher der University of Copenhagen (UCPH) um Mariam Gogilashvili haben nun untersucht, wie stark sich dieser Effekt auf eine ganze Population massereicher Sterne auswirken könnte. Dafür simulierte das Team den Kollaps von 195 Ausgangssternen mit neun bis 120 Sonnenmassen. Die Forscher verglichen Modelle ohne Flavour-Umwandlung mit mehreren Szenarien, in denen der Wechsel ab unterschiedlichen Dichten im Sternenkern schlagartig einsetzt.
„Seit Langem wissen wir, dass Neutrinos zwischen verschiedenen Flavours wechseln können“, sagt Mariam Gogilashvili.
Die Rechnungen sind als eindimensionale hydrodynamische Simulationen mit einem parametrisierten Konvektionsmodell angelegt. Auch die Flavour-Umwandlung wird nicht dynamisch aus der Neutrinophysik berechnet, sondern über festgelegte Dichteschwellen angenähert. So lässt sich systematisch testen, wie eine Umverteilung zwischen Elektron-, Myon- und Tau-Neutrinos die Energiebilanz hinter der Stoßwelle verändert.
„Das Problem umfasst sehr viel Physik“, sagt Prof. Irene Tamborra vom Niels Bohr Institute (NBI).
Ohne Flavour-Umwandlung scheiterten 25,6 Prozent der simulierten Kollapsmodelle. Gewichtet nach der Häufigkeit verschiedener Sternmassen entsprach das 27,0 Prozent. Mit Flavour-Umwandlung stieg dieser gewichtete Anteil je nach angenommener Einsatzdichte auf 47,6 bis 88,3 Prozent. Besonders empfindlich reagierten Sterne mit 16 bis 30 Sonnenmassen, von denen im Referenzmodell viele noch explodierten.
In den untersuchten Szenarien verschiebt die Flavour-Umwandlung Energie von Elektron-Neutrinos zu schwereren Neutrino-Arten. Dadurch kann die Energieeinlagerung hinter der Stoßfront sinken und ihre Wiederbelebung erschwert werden. Je tiefer im Proto-Neutronenstern die angenommene Umwandlung einsetzt, desto häufiger scheitert die Explosion. Der Effekt ist jedoch nicht für jeden Stern gleich und hängt von der inneren Struktur des jeweiligen Ausgangssterns ab.
Bei den erfolgreich explodierenden Modellen verändert sich zugleich die Masse des zurückbleibenden kompakten Objekts. Mit Flavour-Umwandlung sind die Proto-Neutronensterne in den erfolgreich explodierenden Modellen systematisch leichter. Nach der Umrechnung auf Gravitationsmassen liegt die Verteilung vor allem bei etwa 1,2 bis 1,4 Sonnenmassen und damit näher am massearmen Teil der beobachteten Neutronensternpopulation.