Kilonovae zählen zu den Mergerbursts und entstehen bei einer Fusion von zwei Neutronensternen oder einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch. Das was man als Kilonova sieht ist ein Helligkeitsausbruch durch elektromagnetische Strahlung, die teilweise durch radioaktive Prozesse, den r-Prozess, auch Licht abstrahlt. Ebenso wird viel Materie frei, die durch den r-Prozess in sehr schweren Elementen umgewandelt werden. Mehr dazu weiter unten. Kilonova kommt daher, dass sie etwa tausendmal leuchtstärker als klassische Novae, und lichtschwächer als eine Supernova sind. Außerdem könnten sie die Ursache von GRBs, „Gamma Ray Bursts“, das sind ultrahochenergetische Explosionen, sowie von Gravitationswellen sein.
Wie kann eine Kilonova entstehen?
Nachdem ein Sternenpaar, ein Doppelstern, beide mit großen Massen, gealtert sind, kann so ein Neutronensternpaar oder sogar ein Neutronenstern mit einem Schwarzen Loch entstehen. Sie werden sich in einer Zeitspanne von Millionen Jahren nähern, da sie Bahnenergie in Gravitationswellen umwandeln. Das passiert auch bei der Erde mit der Sonne, allerdings sehr langsam, so dass dieser Effekt irrelevant für Bahnberechnungen ist. Wenn sie sich so nahekommen, rotieren sie sehr schnell sich gegeneinander. Danach und auch schon davor wird ihre Form stark verzerrt und ihre Atmosphären werden sich berühren. Ab dem Moment setzen Reibungskräfte ein und innerhalb von Stunden werden sie verschmelzen. Es kommt zum Höhepunkt von den Gravitationswellen, bis die Verschmelzung um ist, und die sehr starke energetische Lichtexplosion startet.
Wie sieht der Prozess der Kilonova selbst aus?
Die Neutronensterne stürzen in sich zusammen und wegen der hohen Dichte von Neutronensternen und der ultrahohen Temperatur bei der Kollision ist es im Rahmen des r-Prozess (r von rapide, schnell) möglich, dass sich einige Neutronen sich verbinden. Wir sprechen hier von Konzentrationen von 1024 (1 Trilliarde) Neutronen pro Kubikzentimeter und mehr. Durch diesen Prozess können besonders schwere Atome entstehen. Vorstellbar wären Elemente jenseits des Elements Niob. Besonders ab der sechsten Periode sollen die Atome ausschließlich durch diese Weise entstehen.
Also die Neutronen würden sich verbinden und wenn die Temperaturen sich soweit abgekühlt haben, können Beta-Minus-Zerfälle entstehen. Immer dann, wenn sich mehr Neutronen anreichern, werden Gammaquanten als Energie abgegeben. Aus den Neutronen werden innerhalb von Minuten Protonen, Elektronen und Elektron-Antineutrinos frei. Deshalb kann sich der Neutronenkern langsam in ein Atom umwandeln. Die Protonen binden die Elektronen. Weil die Atomkerne eine große Masse aufweisen, sind sie mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit instabil und zerfallen in verschiedenen Zerfallsketten zu stabileren Elementen. Am Ende so einer Zerfallskette steht meistens Blei.
Der r-Prozess wird durch drei Faktoren verlangsamt und/oder gestoppt. Einmal haben wir die geschlossenen Neutronenschalen bei Isotopen mit Neutronenzahlen von 50, 82 und 126. Über diese Hürde zu kommen, braucht es mehr Zeit und mehr Energie. Die Häufigkeit solcher Isotope sind leicht erhöht, was als Beleg für diese Theorie genommen wird. Zweitens wenn die Bindungsenergie es nicht weiter zu lässt, oder wenn der Kern durch viele Neutronen bereits instabil ist.
Der r-Prozess findet in Kilonovae, Typ-II Supernovae, oder „low-mass“-Supernovae statt. Wir können den Prozess auch künstlich herstellen. r-Prozesse begrenzter Größe können direkt unmittelbar in Ereignissen wie in dem GAU-Atomreaktor von Tschernobyl oder Atomwaffentests für einen winzigen Bruchteil einer Sekunde stattfinden. Auf diese Weise wurde Einsteinium (Es, 99) und Fermium (Fm, 100) entdeckt.
Was passiert danach?
Die riesigen Massen an Materie, bei so einer Kilonova kann gut 10 % einer Sonnenmasse ejakuliert werden, werden wegen den sehr hohen Impulsen und auch noch vom Umlauf, oder wenn einer der Neutronensterne bedeutend kleiner sind, einiges an Material akkretiert werden, werden freigegeben und werden mit hohen Geschwindigkeiten, vielleicht 20, 30 % der Lichtgeschwindigkeit, weggeschleudert. Die superschweren Elemente sind allerdings nicht so stark in dem Gesamt-Material enthalten. Tatsächlich scheinen Supernovae die ineffizienteren Erzeuger superschwerer Elemente zu sein. Es kann entweder sein, dass nur bestimmte Kilonovae, oder bzw. Supernovae, den r-Prozess auslösen, oder nur in sehr geringen Mengen. Ein noch kleinerer Teil davon kommt tatsächlich raus aus der weiteren Umgebung (im Maßstab hier: Die Nachbarsterne, also einige Lichtjahre) und sammeln sich innerhalb von Tausenden Jahren eher bevorzugt dort, wo viel Masse ist. Ein kleinerer Teil dieser Teilchen, die dann per definitionem zur Kosmischen Strahlung gehören, kommt dann tatsächlich als Kosmische Strahlung an. Besonders die schweren Kerne werden als Luftschauer in unserer Atmosphäre, wird es in einem extremen Umfang zerstrahlt.
Die superschweren Elemente, die wahrscheinlich fast ausschließlich nur so entstehen, sind zwar für die Bildungen von Planetensystemen, oder irdische Lebensformen, eher unwichtig, jedoch können sie sich z.B. in Kernen von Planeten anreichern und somit den Planetenkern durch spontane Kernzerfälle anheizen und mit ein wenig Glück ein planetares Magnetfeld erzeugen. Magnetfelder sind wichtig für uns, denn der Sonnenwind würde über Jahrmillionen langsam den Druck der Atmosphäre abbauen, Strahlung allgemein könnte leichter zur Oberfläche gelangen und so komplexe organische Moleküle zerstören. Ein Glück für uns, dass wir vielleicht doch superschwere Elemente haben.
Was passiert aber aus den zwei Neutronensternen? Nun, es ist nicht so, dass automatisch dann z.B. ein Schwarzes Loch entsteht, aber sehr wahrscheinlich ist das Ausgangsobjekt wieder ein Neutronenstern. Ein stellares Schwarze Loch und ein Neutronenstern ergibt logischerweise trotzdem ein stellares Schwarze Loch. Ein Beispiel: Wir haben ein 2,2 MS schwerer Neutronenstern, der von einem 1,7 MS-Neutronenstern umkreist wird. Wenn man die Massen nur summieren würde, kämen 3,9 MS heraus, aber bei einer solchen Kollision werden vielleicht 0,15 MS abgestrahlt oder ejakuliert. Bleiben 3,75 MS übrig. Weil wir kaum schwere Neutronensterne kennen, wird entweder vielleicht doch mehr abgestrahlt, oder eine Kilonova passiert ausgesprochen selten. Aber selbst bei sehr leichten Neutronensterne von z.B. beide 1,45 MS und einer abgestrahlt bzw. ejakulierten Masse von 0,1 MS haben wir immer noch eine Masse von 2,8 MS. D.h. das daraus ein schwerer Neutronenstern entsteht, bis auf wenn ein Schwarzes Loch im Spiel ist, kann als ziemlich sicher gelten.
Der Kilonovae folgt ein GRB, ein gamma ray bust, welcher vermutlich durch die Gammaquanten im r-Prozess entsteht, dieser blitzartige Effekt hält für wenige Millisekunden an. Kilonovae haben einzigartige Spektren, welche keine Spektrallinien aufweisen sollte und als Schwarzstrahler etwa 10 Tausend Kelvin haben. Sie glühen sozusagen für mehrere Tage nach und verdunkeln sich allmählich. Mit dem bloßen Auge und im visuellen Licht werden Kilonovae nicht sichtbar sein. Wenn sie in unserer Galaxie stattfinden werden, können sie gewiss mit bloßem Auge ausfindig gemacht werden. Wie hell man sie dann sehen kann, weiß ich nicht.
Quellen:
https://en.wikipedia.org/wiki/Kilonova; https://de.wikipedia.org/wiki/Kilonova
https://en.wikipedia.org/wiki/R-process; https://de.wikipedia.org/wiki/R-Prozess
https://physik.cosmos-indirekt.de/Physik-Schule/Kilonova
Kompendium der Astronomie, Hans-Ulrich Keller, Kosmos, ISBN 978-3-440-16276-7, S. 321