Was ist eine Supernova? Sind alle Sterne dazu bestimmt, sie zu durchlaufen?

Eine Supernova ist eines der spektakulärsten Feuerwerke im Universum. Der letzte Atemzug eines ausreichend großen Sterns in seinem Todeskampf, das explosive Finale des Sterns, wird oft in weniger als einer Sekunde zum hellsten Lichtpunkt in einer ganzen Galaxie undkann danach mehrere Wochen so bleiben, bevor er sich in einen spektakulären Nebel verwandelt, der sich über Dutzende, wenn nicht Hunderte von Lichtjahren erstreckt.

Was verursacht jedoch ein so gewaltsames Ende des Lebens eines Sterns, und ist eine Supernova das Schicksal eines jeden Sterns? Kann eine Supernova ein Schwarzes Loch?

Und was ist mit unserer eigenen Sonne? Ist sie auch für eine spektakuläre Endverbeugung in mehreren Milliarden Jahren ? Glücklicherweise gehören Supernovae zu den am intensivsten untersuchten Himmelsereignissen, daher wissen wir viel über sie, auch wenn sie vorerst einige Geheimnisse für sich behalten.

Was ist eine Supernova?

Eine Supernova ist ein Schlüsselstadium im „Sterbe“-Prozess bestimmter Sterne. Es gibt zwei große Klassen von Supernova, jede das Produkt eines anderen Prozesses und unterschiedlicher Bedingungen.

Die Typ-II-Supernova ist die Art, an die die meisten Menschen denken, wenn sie an Supernova denken; die klassische Explosion eines sterbenden Sterns, die durch etwas verursacht wird, das als Kernkollaps bekannt ist. Es gibt mehrere Stadien, die die meisten Sterne im Laufe ihres Lebens durchlaufenlebt, und was Supernovae betrifft, sprechen wir hauptsächlich von Hauptreihensternen wie unserer Sonne, nur größer.

Sterne unterhalb der Ebene der Hauptreihe, wie Rote Zwerge, sind die sprichwörtliche Schildkröte für den Hasen der Hauptreihensterne und können ihren begrenzten Wasserstoffbrennstoff über Billionen von Jahren beständig verbrennen, während größere Sterne wie unsere Sonne nach mehreren Milliarden ausbrennenJahren oder weniger.

In diesem späten Stadium des Lebens eines Hauptreihensterns wird eine Supernova möglich. Während nicht jeder Stern in der Hauptreihe zur Supernova wird, werden diejenigen, die dies tun, zuerst eine „riesige“ Phase durchlaufen, nachdem sie ihre Wasserstoffreserven erschöpft habenund beginnen Sie stattdessen mit der Verschmelzung von Helium und restlichen schwereren Elementen wie Sauerstoff, Silizium und Kohlenstoff anstelle von Wasserstoff eine begrenzte Verschmelzung dieser schwereren Elemente findet auch in jungen Sternen statt, berücksichtigt jedoch nicht ihre primären Fusionsreaktionen.

Diese Kernreaktionen werden einen Stern noch einige Milliarden Jahre erhalten, nachdem er in seine Riesenphase übergegangen ist, aber schließlich steigt der Fusionsprozess im Periodensystem bis zu dem Punkt auf, an dem er beginnt, kleinere Elemente zu Eisen oder sogar schwereren Elementen wie Gold zu verschmelzenSobald Sie anfangen, Atome zu Eisen zu verschmelzen, absorbiert der Prozess tatsächlich Energie, anstatt sie zu produzieren. Sobald also ein Stern beginnt, einen schweren Eisenkern zu züchten, nähert sich sein Ende mit zunehmender Geschwindigkeit, da die Schwermetallfusion die Energie aufsaugt, die an anderer Stelle erzeugt wird.

Dies wird zu einem großen Problem für den Stern, da er in den vorangegangenen Milliarden von Jahren nicht an Masse verloren hat. Seine schweren äußeren Gas- und Plasmaschichten, die zuvor durch die Energie der darunter liegenden Fusionsreaktionen in der Luft gehalten wurden, überqueren plötzlich eine KippungPunkt und ihre Masse ist zu groß, als dass der Stern sie halten könnte. Diese Schichten kollabieren schnell in Richtung des Kerns des Sterns und starten den Supernova-Prozess.

Die andere Supernova-Klasse, eine Typ-I-Supernova, ist weniger gut verstanden und wird tatsächlich weiter in Typ-Ia-, Ib- und Ic-Supernovae unterteilt. Astronomen sind mit der Mechanik der Typ-Ia-Supernova ziemlich vertraut, was angenommen wirdtreten in Doppelsternsystemen mit mindestens einem weißen Zwergstern auf, also verwenden wir das als repräsentatives Beispiel.

Während ein Weißer Zwerg seinen Begleitstern umkreist, saugt er stetig Material von ihm in eine Akkretionsscheibe um sich herum. Es gibt eine obere Massegrenze, bekannt als Chandrasekhar-Grenze, unter der ein Weißer Zwerg Material akkretieren kann, ohne instabil zu werden etwa 1,44 Sonnenmassen. Im Fall einer Typ-Ia-Supernova akkretiert ein Weißer Zwerg Material von seinem Begleiter, das ihn über diese Massengrenze drückt, und er kann nicht mehrunterstützt seine eigene Masse.

Im Gegensatz zu einer Nova – bei der ein Weißer Zwerg unterhalb dieser Grenze eine bescheidenere Menge an Material ansammelt und eine relativ milde Energieexplosion aus der zusätzlichen Masse erzeugt, aber ansonsten intakt bleibt – destabilisiert sich der Weiße Zwerg bei einer Typ-Ia-Supernova in einer ExplosionMode und zerstört sich dabei selbst.

Supernovae vom Typ Ib und Ic sind Typ-II-Supernovas sehr ähnlich, da sie eine Funktion des Kernkollaps sind, nachdem die Sterne ihren Brennstoff erschöpft haben, um Fusionsreaktionen in ihrem Kern aufrechtzuerhalten. Der einzige wirkliche Unterschied in diesem Fall ist ziemlich akademisch; Supernovae vom Typ Ib und Typ Ic treten während eines Kernkollapsereignisses in Sternen auf, die ihre äußerste Wasserstoffschicht oder ihre äußerste Wasserstoffschicht und einen wesentlichen Teil der darunter liegenden Heliumschicht für Typ Ib bzw. Typ Ic abgestoßen haben.

Welche Sterne werden zur Supernova?

Die Masse eines Sterns spielt eine große Rolle dabei, ob ein Stern am Ende seines Lebenszyklus zur Supernova wird.

Im Allgemeinen sind Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen Kandidaten für Supernovae, obwohl selbst bei diesen enormen Massen besondere Umstände die Dinge auf die eine oder andere Weise beeinflussen können.

2008, ein Stern mit 25 Sonnenmassen hat seinen Treibstoff aufgebraucht und hätte bis zu seinem letzten Supernova-Ereignis vordringen sollen, aber stattdessen mit kaum merklicher Aktivität von der galaktischen Bühne geschlurft und höchstwahrscheinlich direkt in ein Schwarzes Loch kollabiert.

Computersimulationen hatten Forschern zuvor gezeigt, dass die Sterne, von denen sie dachten, dass sie hätten explodieren sollen, nicht explodiert sind, und immer noch gibt es keine klare Erklärung, warum einige Sterne im Bereich von acht bis 30 Sonnenmassen in einer Supernova explodieren und andere zu verpuffen scheinen.

Weitere Untersuchungen deuten darauf hin, dass ein Bereich von acht bis 17 Sonnenmassen am wahrscheinlichsten in eine Supernova kollabiert, wobei Sterne zwischen 17 und 30 Sonnenmassen oft einen weniger auffälligen Lebensende-Pfad einschlagen, aber nicht immer.

Kann eine Supernova ein Schwarzes Loch erzeugen?

Am anderen Ende des Massenbereichs von acht bis 30 Sonnenmassen haben wir Sterne, die schwerer als etwa 17 Sonnenmassen sind. Sterne mit einer Sonnenmasse zwischen 30 und 100 sind einfach zu groß, um ihre eigene Masse während eines Kerns aufrechtzuerhalten-Kollaps-Ereignis und wird daher weiterhin nach innen in Richtung unendlicher Dichte kollabieren und eine Singularität schaffen.

Der sogenannte Schwarzschild-Radius bestimmt die Lage des neuen Ereignishorizonts um diese Singularität, und a Schwarzes Loch wird anschließend produziert. Was zwischen 17 und 30 Sonnenmassen passiert, ist jedoch kniffliger, und es gibt viele akademische Debatten darüber, wie Sterne dieser Größe zur Supernova werden oder warum manche überhaupt keine Supernova produzieren.Es gibt solide Beweise dafür, dass zumindest einige der Sterne in diesem Bereich direkt in stellare Schwarze Löcher kollabieren und den Supernova-Teil insgesamt überspringen.

Darüber hinaus muss ein Schwarzes Loch nicht unbedingt unmittelbar nach dem Zusammenbruch eines Sterns entstehen. Es kann manchmal zu Supernova-Eruptionen kommen, die eine große Menge Sternmaterial in den Weltraum schleudern, aber nicht mit genug Kraft, um es über die Gravitation hinauszuschiebenEinfluss des verbleibenden Sternkerns normalerweise a Neutronenstern.

In diesen Fällen beginnt das Material aus den äußeren Schichten, sich wieder auf den Neutronenstern zu akkretieren, und nachdem es eine kritische Masse an Supernova-Überrestmaterial akkretiert hat, kann die zusätzliche Masse Neutronensterne an der Grenze drängen, die während des vorherigen Kerns nur knapp daran gehindert wurden, zu Schwarzen Löchern zu werden-Kollapsphase über der Linie zu schwarzen Löchern.

Was passiert bei einer Supernova?

Was passiert eigentlich in einem Stern in den Sekunden, die es dauert, bis der Stern in einer Supernova explodiert? Die eigentliche Mechanik wird noch diskutiert, aber im Fall einer Typ-II-Supernova wissen wir, dass der Kern an Energie fehlt-Fusion erzeugen bedeutet, dass der Kern selbst sich nicht mehr halten kann, geschweige denn das Sternmaterial in den äußeren Schichten.

Wenn dies geschieht, kollabiert der Kern noch schneller als die ankommenden äußeren Schichten. Wenn die Kern liegt unter drei Sonnenmassen, dann erzeugt der Kollaps einen so immensen Druck, dass der Einwärtsschub des Kernmaterials die Quantenkräfte überwindet, die Elektronen in der Umlaufbahn um einen Atomkern halten, und einfach Elektronen in die Protonen zerschmettert und sie beide zu einem Neutron verschmilzt.

Dies geschieht im gesamten Kern des Sterns, bis alles, was übrig bleibt, ein fantastisch dichter Ball aus Neutronen ist, der so dicht aneinander gepackt ist, dass die resultierende, sich schnell drehende Kugel nur etwa 12 Meilen groß sein und eine Masse haben könnte, die mehreren Sonnen entspricht. Zum Kontext, ein Löffel dieses Sterns würde auf der Erde etwa 50 Milliarden Tonnen wiegen.

Die Supernova ist jedoch erst zur Hälfte fertig. Wir haben immer noch all das einfallende stellare Material, das mit Geschwindigkeiten von Hunderten von Kilometern pro Sekunde in Richtung Kern schießt. All dieses einfallende Material konvergiert auf dem zweitdichtesten Material im Universum, alsoDer Großteil der Masse dieses massiven Sterns wird am Ende heftig von ihm abprallen, so sicher wie ein Racquetball von der Betonwand auf einem Schulhof abprallt.

Dieses Abprallen vom inneren Neutronenstern gibt einer Supernova ihren explosiven Umph. Die bei diesem Vorgang freigesetzte Energie, das von Anfang bis Ende nur wenige Sekunden dauern kann, ist größer als die gesamte Energie, die die Sonne produziert haben wird über einen Zeitraum von 10 Milliarden Jahren. Allerdings wird nicht das gesamte äußere Material des Sterns den Kern treffen und von ihm abprallen; es ist schließlich ein ziemlich kleines Ziel. Vieles davon wird den Kern vollständig verfehlen und zurückgeschleudert werdenhinaus in den Weltraum durch das Unglaubliche Gravitationsenergie erzeugt durch seinen Zusammenbruch zum Kern hin.

Zwischen den Rückprall- und Schleudereffekten auf die äußere Schicht bricht aus dem Zentrum des jetzt toten Sterns eine enorme Schockwelle aus, die die äußeren Schichten mit unglaublicher Geschwindigkeit in den Weltraum sprengt. Dies, kombiniert mit der Freisetzung von Strahlung aus dem zurückprallenden Materialvor dem Neutronenstern, ist die eigentliche Supernova-Explosion vom Typ II, die wir sehen.

Trotz all dieser explosiven Kraft weigern sich Computermodelle hartnäckig, diese Explosionen konsequent nachzubilden, was viele dazu veranlasst, nach anderen Prozessen zu suchen, die zur Supernova beitragen könnten. Eine Theorie, die zunehmend akzeptiert wird, ist ein neutrinogetriebenes Modellfür eine Supernova. Alle Sterne produzieren Neutrinos natürlich, aber während des Kernkollaps-Ereignisses erzeugt die Gewalt im Kern auf einmal viele Neutrinos und schießt sie in alle Richtungen ab.

Normalerweise sind Neutrinos fast masselose Teilchen, die sehr selten mit gewöhnlicher Materie interagieren, aber die Umstände des Kernkollaps sind so extrem, dass die Neutrinos in so großer Menge produziert werden können, dass sie tatsächlich die Wirkung haben, die explosive Schockwelle aufrechtzuerhalten, die dieäußeren Schichten eines kollabierenden Sterns in den Weltraum, wodurch der sich ausbreitende Supernova-Überrest der Schwerkraft des Neutronensterns entkommen kann.

Dies wurde nicht endgültig bewiesen, aber die chemischen Zusammensetzungen einiger beobachteter Supernova-Überreste stimmen sehr gut mit dem neutrinogetriebenen Modell überein. Konzentrierte Titan- und Chromblasen in eisenreichen Supernova-Überresten sollten durch große Einschlusstaschen erzeugt werdenNeutrinos, die Wolken aus Material mit hoher Entropie erzeugen.

Forscher haben genau diese Arten von Titan- und Chrom-"Blasen" in einigen Supernova-Überresten identifiziert, was überzeugende Beweise dafür liefert, dass Neutrinos eine gewisse Rolle bei der Aufrechterhaltung der Schockwelle spielen, die zumindest für einige Supernova-Explosionen vom Typ II erforderlich ist.

Apropos Explosionen, auch bei diesem Vorgang bleibt der Kern nicht unversehrt. Der Druck, der auf den Neutronenstern im Zentrum der Explosion ausgeübt wird, ist nicht gleichmäßig verteilt. Angesichts der auftretenden Drücke kann dieses Ungleichgewicht absolut gesehen enorm sein, was bedeutet, dass ein Neutronenkern tatsächlich aus der Supernova geschossen werden kann, als ob er aus einer Kanone abgefeuert worden wäre, und dabei Geschwindigkeiten von Millionen von Kilometern pro Stunde erreicht – eine Geschwindigkeit, die schnell genug ist, dass sie unabhängig von ihrer Flugbahn wahrscheinlich den Sternkern herausschießen wirddie Galaxie.

Trotzdem, so viel wir über Kernkollaps-Supernovae wissen, gibt es immer noch viel Raum für Überraschungen. Eine tatsächliche Supernova von Anfang bis Ende zu fangen, ist eine sehr schwierige Sache, und erst im Jahr 2020 waren Astronomen sokonnten den gesamten Kernkollaps-Supernova-Prozess in Echtzeit beobachten, der sich als noch heftiger herausstellte, als die Forscher erwartet hatten.

„Es ist, als würde man einer tickenden Zeitbombe zusehen“ sagte Raffaella Margutti, außerordentlicher Professor für Astronomie an der UC Berkeley, der leitender Autor des Papier von 2022, das das Ereignis beschreibt. „Bis jetzt haben wir noch nie eine so heftige Aktivität in einem sterbenden roten Überriesenstern bestätigt, wo wir sehen, dass er eine so leuchtende Emission produziert, dann kollabiert und verbrennt.“

Der rote Überriese, dessen Tod zur Supernova SN 2020tlf führte, hatte etwa 10 Sonnenmassen und brach unerwartet mit hellen Emissionen und heftigen Gasexplosionen entlang seiner Oberfläche unmittelbar vor seinem Zusammenbruch aus. Die neue Beobachtung vertieft das Rätsel um die Art der strukturellen VeränderungenPlatz unter der Oberfläche des sterbenden Sterns.

„Ich freue mich sehr über all die neuen ‚Unbekannten‘, die durch diese Entdeckung freigelegt wurden“, sagte Wynn Jacobson-Galán, ein NSF Graduate Research Fellow an der UC Berkeley, der der Hauptautor der Studie war. „ErkennenWeitere Ereignisse wie SN 2020tlf werden dramatische Auswirkungen darauf haben, wie wir die letzten Monate der Sternentwicklung definieren, und Beobachter und Theoretiker vereinen, um das Rätsel zu lösen, wie massereiche Sterne die letzten Momente ihres Lebens verbringen.

Aber was ist mit einer Typ-I-Supernova? Wir sind nicht wirklich sicher, was die massive Explosion bei dieser Art von Supernova tatsächlich verursacht, aber es wird vermutet, dass, sobald ein Weißer Zwerg die kritische Schwelle von 1,44 Sonnenmasse überschreitet, die Kernfusion tatsächlich wieder entzündet wirdim Kern und der Weiße Zwerg beginnt, Kohlenstoff und Sauerstoff zu schwereren Elementen zu verschmelzen.

Die dadurch erzeugte Energie könnte eine außer Kontrolle geratene Kernfusionsreaktion auslösen, die die gesamte Masse des Weißen Zwergs effektiv in eine thermonukleare Bombe verwandelt, die sich dann in einer Supernova selbst auseinandersprengt. Ebenso die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge, deren kombinierte Massedie 1,44-Sonnenmassengrenze überschreitet, könnte aus dem gleichen Grund auch eine Supernova erzeugen.

Wird unsere Sonne eine Supernova werden, wenn sie stirbt?

Jeder, der hofft, dass unsere Sonne am Ende ihres Lebens auf ähnliche Weise explodiert, wird enttäuscht werden. Unsere Sonne fällt unter die untere Grenze von acht Sonnenmassen, um eine Supernova zu erzeugen, und ist daher letztendlich für eine bestimmtviel lässigerer Ausgang, wenn er seinen Treibstoff verbraucht hat.

Hauptreihensterne unter acht Sonnenmassen werden schließlich zu roten Riesen anschwellen wahrscheinlich verbraucht dabei alle inneren Planeten, aber das wird wahrscheinlich der heftigste Teil des Prozesses sein.Wenn diese Roten Riesen ihren Helium-Brennstoff erschöpfen, explodieren sie nicht heftig, sondern stoßen stattdessen leise ihre äußeren Schichten in den Weltraum ab und hinterlassen ihren weißglühenden inneren Kern, einen Weißen Zwerg.

Die äußeren Schichten breiten sich dann zu dem aus, was wir a nennenplanetarischer Nebel mit dem Weißen Zwerg im Zentrum. Dieser Prozess hat einige der berühmtesten Nebel im Universum hervorgebracht, wie den Krebsnebel. Das ist letztendlich das Schicksal der Sonne, wenn sie in ein paar Milliarden Jahren ihren Treibstoff aufgebraucht hat. Es ist vielleicht kein explosives Ende, aber das Ergebnis sollte auf seine Art immer noch spektakulär sein.

Was sind einige der berühmtesten Supernovae?

Glücklicherweise haben wir, weil Supernovae so hell und energiereich sind, in der Vergangenheit tatsächlich viele Supernovae beobachtet, und Astronomen haben im Laufe der Jahrhunderte sogar ziemlich gute Aufzeichnungen über ihre Beobachtungen geführt.

Einer der berühmtesten war der „Gaststern“, der 1181 n. Chr. von chinesischen und japanischen Astronomen beobachtet wurde. Er war etwa so hell wie Saturn und blieb mehrere Monate am Nachthimmel sichtbar, bevor er schließlich verblasste. Von allen aufgezeichneten SupernovasIn den letzten 1.000 Jahren musste nur der chinesische Gaststern noch von Astronomen identifiziert werden, ein Mysterium, das etwa 900 Jahre zurückreicht.

Wir wissen jetzt, dass dies eigentlich ein Supernova vom Typ Iax ein Untertyp von Typ 1a mit Parker's Star, dank der detaillierten astronomischen Aufzeichnungen der chinesischen Astronomen. Durch Betrachten der aufgezeichneten Position des Gaststerns am Nachthimmel konnten die Astronomen den Nebel Pa30 anvisieren, von dem angenommen wird, dass er das Ergebnis von aSupernova, die durch die Verschmelzung zweier weißer Zwergsterne in einem Doppelsternsystem entsteht. Der Nebel dehnt sich schnell aus, aber die Forscher konnten diese Geschwindigkeit berechnen und rückwärts zur Quelle des Nebels und zum ungefähren Datum der Supernova arbeiten, die ihn erzeugt hat.

„Die historischen Berichte platzieren den Gaststern zwischen zwei chinesischen Sternbildern, Chuanshe und Huagai“, sagte Albert Zijlstra, Professor für Astrophysik an der Universität Manchester. „Parker's Star passt gut zu dieser Position. Das bedeutet, dass sowohl das Alter als auch der Standort passenmit den Ereignissen von 1181.“

Eine weitere sehr wichtige Supernova ist bekannt als Tychos Supernova. 1572 beobachtete der dänische Astronom Tycho Brahe das Erscheinen eines hellen neuen Objekts im Sternbild Kassiopeia. Im Gegensatz zu anderen Objekte wie Kometen der plötzlich auftauchen kann, bevor er Wochen später wieder verschwindet, konnte Tycho nachweisen, dass dieser „neue Stern“ weit hinter dem Mond und so weit entfernt war wie viele der anderen Sterne am Nachthimmel.

Dies zeigte, dass die Sterne statt eines statischen Sternenhimmels, der zu Beginn der Zeit von Gott errichtet wurde, tatsächlich Veränderungen unterworfen waren. Während dies viele Traditionalisten definitiv verärgerte, war Tychos Supernova ein wichtiger Meilenstein in der Entwicklung derbeginnende wissenschaftliche Revolution in Europa.

Kürzlich wurde das als Lichtecho bekannte Phänomen, bei dem Licht von Staub und anderem Weltraummaterial abprallt und auf ähnliche Weise zurückgeworfen wird wie Schallwellen, die von harten Wänden abprallen, in den Überresten von Tychos Supernova beobachtet. Astronomen konnten dies beobachtenfeststellen, dass dieses reflektierte Licht tatsächlich dasselbe Licht war, das von der Supernova erzeugt wurde, die Tycho 1572 beobachtete.

"Ich finde es cool, dass ich in den Himmel schauen kann und immer noch das gleiche Licht sehe wie Tycho zur Zeit seiner wahrhaft revolutionären Entdeckung.“ sagte der texanische A&M-Astronom Nicholas Suntzeff. „Tycho war der Astronom, der Aristoteles das Gegenteil bewies. Aristoteles glaubte – und das wurde 1.500 Jahre lang in allen katholischen und protestantischen Schulen gelehrt – dass die Erde im Mittelpunkt des Universums steht und alle variablen Dinge zwischen Erde und Mond liegenDiese Supernova bewies, dass die Theorie falsch war, und führte schnell zu einer Gedankenfreiheit in der Wissenschaft, die für die Art und Weise, wie Wissenschaft heute funktioniert, von zentraler Bedeutung ist.

In gewisser Weise hat eine Supernova dazu beigetragen, die frühe wissenschaftliche Revolution im Mittelalter in Europa auszulösen, was angemessen erscheint. So viel von dem, was wir im Universum sehen, von riesigen Nebeln, die reich an schweren Elementen sind, bis hin zu den sehr physischen Strukturender Milchstraße selbst verdankt sich der unglaublichen Gewalt von Supernovas über die Äonen hinweg, also warum sollten sie sich nicht auch kulturell bemerkbar machen?

Als Carl Sagan hat zu Recht darauf hingewiesen, alle schweren Elemente in unserem Körper, wie Kohlenstoff, Kalzium und Eisen, wurden im Ofen eines roten Riesensterns geschmiedet, der vor Milliarden von Jahren irgendwo im Universum explodierte. Unser gesamtes Sonnensystem würde wahrscheinlich nicht existierenohne einen hilfreichen Schub von einer nahe gelegenen Supernova, und jedes Element, das größer als Helium ist, kann sich wahrscheinlich irgendwann zu einer Supernova zurückverfolgen.

Eine Supernova ist also eine Art Faden, der ein Zeitalter des Kosmos mit dem nächsten verbindet, ein lebenswichtiger Prozess im Leben des Universums, der sowohl spektakulär als auch ehrfurchtgebietend ist. Es ist also kein Wunder, dass wir niemals aufhören werdenvon ihnen fasziniert sein.