Supernova

Die Supernova 1994D in der Galaxie NGC 4526 (heller Punkt links unten)

Bild der Supernova 1987A nach ca. 20 Jahren

Eine Supernova (Plural: Supernovae) ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.

Es gibt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:

1. Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht Sonnenmassen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw. hydrodynamische Supernova bezeichnet.
2. Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material (z.B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem) akkretieren, durch Eigengravitation kollabieren und dabei durch einsetzendes Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.

Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und die Keplersche Supernova 1604. Speziell letztere und die Brahesche Supernova 1572 haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde.

Benennung

Historische Supernovae
Jahr	Beobachtet in	maximale scheinbare Helligkeit
185	Sternbild Zentaur	−6 mag
386	Sternbild Schütze	?
393	Sternbild Skorpion	−3 mag
1006	Sternbild Wolf	-7,5 ± 0,4[1]
1054	Sternbild Stier	−6 mag
1181	Sternbild Kassiopeia	−2 mag
1572	Sternbild Kassiopeia	−4 mag
1604	Sternbild Schlangenträger	−2 mag
1680	Sternbild Kassiopeia	+6 mag
1885	Andromedanebel	+6 mag
1979	Galaxie Messier 100	+11,6 mag
1987	Große Magellansche Wolke	+3 mag
2011	Galaxie M 101	+10 mag

Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war SN 1987A die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit heutigen Teleskopen und Suchprogrammen werden jedes Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz).

Die Supernovarate einer Galaxie hängt davon ab, wie viele Sterne dort neu entstehen, da Sterne, die in Supernovae enden, eine nach astronomischen Zeitmaßstäben nur kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren haben. Für die Milchstraße werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen; die übrigen beobachteten Supernovae fanden in anderen Galaxien statt.

Klassifikation

Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von Rudolph Minkowski eingeführt, seitdem wurden sie verfeinert.

Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia thermonuklear.

Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Schematische Entwicklung der Vorgänger zur SN Typ Ia

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell in kataklysmischen Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem späten Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des weißen Zwerg dessen Chandrasekhar-Grenze überschreitet, und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum nicht reaktiven Eisenkern eines Typ-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, so dass beim Kollaps eine plötzliche Kohlenstoff-Kernfusion einsetzt und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet.

Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die Super Soft X-ray Sources sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten Wasserstoffbrennen zu führen^[2].

Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an 6 ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der Erwartungswert, wenn Novae und Super soft X-ray sources die dominierende Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seitdem wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:

1. einem Weißen Zwerg mit genau der Chandrasekharmasse
2. dem Zentralstern Planetarischer Nebel.
3. einem Doppelsystem Weißer Zwerg – Weißer Zwerg

1. und 2. sind aber mit der gegenwärtig akzepierten Theorie der Sternentwicklung nicht verträglich (Vergl.dazu A.W.A. Pauldrach 2010 und Uwe Müllers Vortrag "Dunkle Energie"^[3]).

3. wird auch als das "zweifach entartete Szenario" bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen, Materie auszutauschen (sogenannte AM-Canum-Venaticorum-Sterne). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.

Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als Detonation als auch als Deflagration ablaufen. Neueren Arbeiten (Gamezo, Khokhlov & Oran, 2004) zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, aus denen die Explosionsenergie entnommen wird.

Die freigesetzte Energie einer Supernova-Explosion liegt innerhalb definierter Grenzen, da die Bandbreite der kritischen Masse sowie die Zusammensetzung Weißer Zwerge bekannt ist. Diese Eigenschaft wird als Standardkerze bezeichnet, und sie eignet sich zur Entfernungsbestimmung (siehe unten).

Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig – die gesamte Materie des weißen Zwergs wird als Supernovaüberrest in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem so genannten „Runaway“-Stern (engl. „Flüchtender“), da er mit der – normalerweise hohen – Orbitalgeschwindigkeit, mit der er seinen Partnerstern bislang umkreist hat, davonfliegt.

Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae

Vorläuferstern

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa acht bis zehn und 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. All diese Sterne durchlaufen in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwinds abstoßen.

Nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), sinkt der durch die bei der Fusion freigesetzten Energien erzeugte Innendruck des Sterns, der daraufhin durch die Gravitation zusammenzufallen beginnt. Dabei erhöhen sich Temperatur und Dichte, und es setzt eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch Kohlenstoffbrennen entsteht Sauerstoff. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen und Siliciumbrennen) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Allerdings erzeugt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger, und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringt, benötigt das folgende Heliumbrennen „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die letzte Fusionsstufe des Siliciumbrennens lässt sich in Stunden bis Tagen messen.

Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie aller Atomkerne haben, und Fusionen zu schwereren Elementen Energie verbrauchen statt erzeugen würden.

Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von Temperatur und Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt, erfolgt in den Schichten darüber noch Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe Spätstadien der Sternentwicklung für einen genaueren Überblick.

Kernkollaps

Grafische Darstellung eines Kernkollapses

Der Überrest der Supernova 1987A

Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Da keine weitere Fusion stattfindet, kann der Kern keinen nach außen gerichteten Druck mehr aufbauen, der der Gravitation entgegenwirken würde. Zwei weitere Prozesse verstärken diesen Effekt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im so genannten inversen β-Zerfall freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine weitere Reduktion des der Gravitation entgegenwirkenden Kerndrucks.

Schließlich überschreitet der Kern die Chandrasekhar-Grenze und kollabiert.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Damit nun eine Supernova entstehen kann, darf diese Grenzmasse nicht von dem entstehenden Neutronenkern überschritten werden. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungsdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Ein großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran. Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei Supernova 1987A.

Ein weiteres „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein so genannter Röntgen-Outburst. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen – Tage bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten Swift bei der Supernova SN 2008D beobachtet.^[4]

Supernovae des Typs II werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebiets bewirkt werden, auch als hydrodynamische Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario beruht auf einem weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes funktionierendes, physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen würden.

Eine Supernova in der Nähe belebter Planeten (Umkreis von etwa 50 Lichtjahren) hätte aufgrund der Strahlung verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben.

Supernovatypen II-L und II-P

Supernovae vom Typ II werden nach dem Kriterium unterschieden, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher linear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine Plateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der absoluten Helligkeiten zeigen bei SN II-P eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeiten besitzen. Die Helligkeiten im blauen Spektralbereich von SN II-P erreichen im Mittel −17,0 mag mit einer Standardabweichung von 1,1 mag, während SN II-L meist bei −17,6 ± 0,4 mag liegen^[5] Die Existenz von Plateauphasen wird dadurch erklärt, dass die ausgestoßene Masse und damit die Geschwindigkeit der Hülle der Supernova sehr groß ist. Der Rückgang der Helligkeit aufgrund der Abkühlung wird durch die rasche Ausdehnung der Hülle wegen der dadurch vergrößerten Oberfläche kompensiert und die Lichtkurve wird durch ein Plateau beschrieben. Die maximalen Helligkeiten hängen dabei vom Radius des Vorgängersterns ab, wodurch die große Streuung in den Maximalhelligkeiten der SN II-P erklärt wird. Supernovae vom Typ II-L haben geringere Expansionsgeschwindigkeiten, so dass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf (Young, Branch, 1989). Die Supernova SN 1979C ist ein Beispiel für den Typ II-L. Hier nahm allerdings nur die Helligkeit im sichtbaren Licht ab; im Röntgenbereich strahlt die Supernova noch heute genauso hell wie bei ihrer Entdeckung 1979. Welcher Mechanismus diese andauernde Helligkeit verursacht, ist bis jetzt noch nicht vollkommen erforscht.

SN I: Frühes Spektrum enthält keine Wasserstofflinie			SN II: Frühes Spektrum enthält Wasserstofflinie
SN Ia: Spektrum enthält Silizium	Spektrum enthält kein Silizium		SN IIb: Heliumlinie dominant	„Normale“ SN II Wasserstofflinie dominant
	SN Ib: Viel Helium	SN Ic: Nur wenig Helium		SN II L: Licht geht nach Maximum linear zurück	SN II P: Licht bleibt nach Maximum eine Weile auf hohem Niveau

Supernovatypen Ib und Ic

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.

Supernovaüberreste

Falschfarbenbild des Krebsnebels, Überrest der Supernova aus dem Jahr 1054

Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den so genannten „Supernovaüberrest“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollaps, der in der Astrophysik als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel, der bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt, einen Pulsar, zurück.

Kompakte Objekte

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert (siehe Entartete Materie). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die so genannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, da der Drehimpuls bei dem Kollaps erhalten bleibt.

Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

Paarinstabilitätssupernova

Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitätssupernova^[6] (pair instability supernova, PISN), bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, was die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps ist. In dieser Phase gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren führen. Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte – und damit der Temperatur – des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks – und damit der Masse des Kerns – kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verhindern oder nur verlangsamen. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 10⁵³ erg um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen^[6] für verschwindende Metallizität und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der somit weiter zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als unrealistisch angesehen und vorwiegend bei der ersten Sterngeneration in Betracht gezogen – dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.

Lichtkurve von SN 2006gy (obere Kurve) verglichen mit den Lichtkurven anderer Supernovae

Einen Sonderfall stellt die Supernova SN 2006gy in der Galaxie NGC 1260 dar, die am 18. September 2006 im Rahmen des Texas Supernova Search entdeckt wurde: die absolute Helligkeit von SN 2006gy lag um mehr als eine Magnitude über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitätsmechanismus als Erklärung möglich sein könnte – allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial als auch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.

Der erste wohl sichere Vertreter einer PISN ist die Supernova SN 2007bi, die sich am 6. April 2007 in einer Zwerggalaxie im Sternbild Jungfrau ereignete. Ein Astronomenteam von Weizmann Institute of Science nutzte unter anderem die beiden Keck-Teleskope, um die Spektren und den Helligkeitsverlauf über mehr als ein Jahr lang zu beobachten. Die Untersuchungen ergaben, dass der Vorläuferstern des 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernten Sternenrestes als Hyperriese mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an Silicium und radioaktivem Nickel freigesetzt. ^[7]

Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von ⁵⁶Ni zu ⁵⁶Co und diesem zu ⁵⁶Fe gespeist wird, wobei die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst Fred Hoyle und William Alfred Fowler im Jahre 1960 auf), ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich. Durch diese Eigenschaften einer Standardkerze lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z. B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert. Die Idee dazu geht auf Fritz Zwicky zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte Expansion des Universums (siehe z. B. Hubble-Konstante oder Supernova Cosmology Project) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.

Computersimulationen von Supernova-Explosionen

Seit Beginn des 21. Jahrhunderts ist es möglich, unter Zuhilfenahme von Supercomputern Supernova-Explosionen in Teilen zu simulieren. Bis dahin bereitete vor allem die Modellierung von thermonuklearen Explosionen Probleme, weil die dafür nötige hohe Brenngeschwindigkeit von einigen tausend Kilometern pro Sekunde nicht erreicht wurde. Eine Lösung des Problems deutet sich an, seit man mit der Berechnung von Flammenturbulenzen ähnlich den Vorgängen in einem Ottomotor arbeitet. Weiterhin schwierig ist die Berechnung der zugleich in sehr großen wie in sehr kleinen Maßstäben ablaufenden Vorgänge sowie die Tatsache, dass die Vorgänge möglichst dreidimensional darzustellen sind. Ein Hauptproblem aller Simulationen ist allerdings bis heute (April 2010) der unerreichte Übergang vom Kollaps zur eigentlichen Explosion. Laut der Astrophysikerin Fiona Harrison deutet dies auf unzureichende Kenntnisse der physikalischen Grundprinzipien hin und ist Gegenstand aktuellster Forschungen. ^[8]

Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernova-Explosionen führten Stirling Colgate und Richard White am Lawrence Livermore National Laboratory 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte James R. Wilson Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind W. David Arnett, Stanford E. Woosley, Wolfgang Hillebrandt.

Die bislang aufwändigste Simulation wurde im Jahr 2004 am MPI für Astrophysik in Garching bei München durchgeführt. Dabei wurden in jedem Simulationsschritt 512³ Gitterpunkte berechnet, was einer Auflösung von wenigen Kilometern entspricht. Eine ganze Simulation dauerte 15.000 Prozessorstunden. Die Simulationen zeigen, dass die Entstehung turbulenter blasenartiger Strukturen wahrscheinlich ist, jedoch stimmen die Ergebnisse mit den derzeitigen Beobachtungen noch nicht befriedigend überein.

Andere Computermodelle beziehen auch die von emittierten Neutrinos gebildete Stoßfront ein, hier sind jedoch die Unzulänglichkeiten noch größer, was vor allem an der extrem hohen Zahl von Rechenoperationen liegt.

Auswirkungen auf die Erde

Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden, und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 % der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht.^[9] Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gesteinslagen nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops ⁶⁰Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.^[10][11][12]

Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte.^[13] Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.^[14]

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.^[15]

Sonstiges

Im Oktober 2011 sprach das Nobelpreis-Komitee den drei amerikanischen Astrophysikern Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess den Nobelpreis für Physik zu für ihre Beobachtungen an Supernovae, mit denen sie in den 1990er Jahren - entgegen der damals herrschenden Lehrmeinung - herausfanden, dass dunkle Energie das Universum mit wachsender Geschwindigkeit auseinandertreibt.^[16]

Verweise

Siehe auch

• Veränderliche Sterne
• Kataklysmische Sterne
• Eruptiv veränderlicher Stern
• Hypernova
• Astronomische Objekte, Astronomie

Einzelnachweise

1. ↑ P. Frank Winkler, G. Gupta: The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum. In: The Astrophysical Journal. 585, 2003, S. 324-335. Abgerufen am 13. September 2007.
2. ↑ Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
3. ↑ http://www.kis.uni-freiburg.de/uploads/media/Dunkle_Energie.pdf
4. ↑ Roger Chevalier: Astronomy: Supernova bursts onto the scene, Nature 453, 462–463 (22 May 2008), doi:10.1038/453462a
5. ↑ D. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, J. Millard, R.C. Thomas, E. Baron: A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae. In: The Astronomical Journal. 123, Nr. 2, 2002, S. 745-752. doi:10.1086/338318. Abgerufen am 17. Juni 2009.
6. ↑ ^{a b} Heger, Woosley, Baraffe, Abel: Evolution and Explosion of Very Massive Primordial Stars, Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology: Proceedings of the MPA/ESO/MPE/USM Joint Astronomy Conference Held in Garching, Germany, 6-10. August 2001, ESO ASTROPHYSICS SYMPOSIA. ISBN 3-540-43769-X. Edited by M. Gilfanov, R. Sunyaev, and E. Churazov. Springer-Verlag, 2002, p. 369 preprint (pdf)
7. ↑ Astronomie-heute: Erste Paar-Instabilitäts-Supernova entdeckt, 3. Dezember 2009
8. ↑ Patrick Barry: Why Won't the Supernova Explode? In: Science@NASA. 1.07, abgerufen am 5. November 2009 (englisch). 
9. ↑ Melott, A. et al.: Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?. In: International Journal of Astrobiology. 3, Nr. 2, 2004, S. 55–61. doi:10.1017/S1473550404001910. Abgerufen am 1. Februar 2007.
10. ↑ Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion, University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences. Fall/Winter 2005–2006, S. 17. Abgerufen am 1. Februar 2007. 
11. ↑ Knie, K. et al.: ⁶⁰Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source. In: Physical Review Letters. 93, Nr. 17, 2004, S. 171103–171106. doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103.
12. ↑ Fields, B. D.; Ellis, J.: On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova. In: New Astronomy. 4, 1999, S. 419–430. doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2. Abgerufen am 1. Februar 2007.
13. ↑ Michael Richmond (8. April 2005): Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? (TXT). Abgerufen am 30. März 2006.—see section 4.
14. ↑ Mark Gorelick: The Supernova Menace. In: Sky & Telescope. März 2007.
15. ↑ Neil Gehrels, Laird, Claude M. et al.: Ozone Depletion from Nearby Supernovae. In: Astrophysical Journal. 585, 2003-03-10, S. 1169–1176. doi:10.1086/346127. Abgerufen am 1. Februar 2007.
16. ↑ tagesspiegel.de 5. Oktober 2011: Supernova - jünger, schneller, weiter

Literatur

• A.W.A. Pauldrach, "Dunkle kosmische Energie", Spektrum Akademischer Verlag, 2010, ISBN 3-8274-2480-1
• V. N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E. S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004 (auch astro-ph/0406101)
• R. Dean et al., A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae, The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp. 745-752, 02/2002 (auch astro-ph/0112051)
• D.H. Clark & F.R. Stephenson, "The Historical Supernovae", Pergamon Press, Oxford u.a., 1977, ISBN 0-08-020914-9
• J. Cooperstein & E. Baron, Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State, in Supernovae edited by A. G. Petschek, Springer 1990
• H. Bethe, Supernova mechanisms, Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No.4, October 1990
• T.R. Young & D. Branch, Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)
• Wolfgang Hillebrandt, H.-T. Janka und Ewald Müller, Rätselhafte Supernova-Explosionen, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36ff
• Thorsten Dambeck, Todesschrei im Röntgenlicht, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 9/2008, S. 14 - 15, ISSN 0170-2971
• Richard F.Stephenson(et al.): Historical supernovae and their remnants. Clarendon Press Oxford 2004, ISBN 0-19-850766-6
• Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut (Herausgeber): From twilight to highlight - the physics of supernovae. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-00483-1
• Gerald North: Observing variable stars, novae, and supernovae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2
• Peter Höflich (et al.): Cosmic explosions in three dimensions - asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-84286-7

Weblinks

 Commons: Supernova – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

 Wiktionary: Supernova – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

• Großes Supernova-Archiv
• www.wissenschaft.de: Dramatische Materieverdichtung in kollabierenden Sternen ändert Form der Atomkerne
• www.wissenschaft.de: Astronomen finden das Überbleibsel der ältesten historisch überlieferten Supernova, die chinesische Astronomen im Jahr 185 nach Christus beobachteten
• www.wissenschaft.de: Rekord - Forscher beobachten hellste Supernova Monster-Sternenexplosion
• www.wissenschaft.de: Die Super-Supernova - Sternenexplosion war hell wie hundert Milliarden Sonnen

Videos

• Was ist eine Supernova? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri
• Was passiert, wenn eine Supernova explodiert? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri
• Echtzeit-Aufnahmen der Supernova SN 2008D bei Spiegel online
• Supernova-companion star system - Eine künstlerische NASA/ESA-Simulation der Supernova SN 1993J, einer spektakulären Supernova vom Typ Ia aus dem Jahre 1993 (zur Auswahl in verschiedenen Quick-Time und MPEG-Formaten)

Dieser Artikel wurde am 4. Oktober 2005 in dieser Version in die Liste der lesenswerten Artikel aufgenommen.

Normdaten: SWD in der DNB: 4184117-7