Supernova
Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Entwicklung 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:
- Massereiche Sterne mit einer Anfangmasse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung mit einen Kernkollaps nach dem völligen Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs. Es kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch entstehen.
- Sterne mit geringerer Masse können ebenfalls als Supernovae explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden und in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Metrial von ihrem Begleiter, typischerweise einem roten Riesen akkretieren. Dieses frische Material sammelt sich an der Oberfläche und explodiert schliesslich, weswegen man diese Supernovae als thermonuklar bezeichnet. Der Stern wird dabei vollständig vernichtet.
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 und Klassifikation
| Historische Supernovae | ||
|---|---|---|
| Jahr | Beobachtet in | Maximalhelligkeit |
| 185 | Sternbild Zentaur | -6 mag |
| 386 | Sternbild Schütze | ? |
| 393 | Sternbild Skorpion | -3 mag |
| 1006 | Sternbild Wolf | -10 mag |
| 1054 | Sternbild Stier | -6 mag |
| 1181 | Sternbild Kassiopeia | -2 mag |
| 1572 | Sternbild Kassiopeia | -4 mag |
| 1604 | Sternbild Schlangenträger | -2 mag |
| 1885 | Andromedanebel | +7 mag |
| 1987 | Große Magellanschen Wolke | +3 mag |
Supernovae werden mit dem Vorsatz SN nach ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Da inzwischen mit heutigen Teleskopen und Suchprogrammen weit mehr Supernovae entdeckt werden, als mit Großbuchstaben von A bis Z benannt werden können, werden für die danach entdeckten kleine Doppelbuchstaben "aa" bis "zz" vergeben. SN1987A war also die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova, gegen Ende Februar. Im Jahr 2005 ist die Zählung dagegen Anfang Oktober bereits bei SN2005el angekommen.
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae, die sich aber nicht mit den physikalischen Explosionsmechanismen decken. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den Spektren im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht. Es gibt den Typ I mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, und Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle).
Supernovatypen Ib und Ic
Bei SN vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosions-Typ Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch bei diesen Explosionen bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.
Die Untertypen II-L und II-P
Supernovae vom Typ II werden noch weiter unterschieden. Diese weitere Unterteilung richtet sich nach dem Kriterium, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher linear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine Plateau-Phase 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 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).
| 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 nach Maximum geht linear zurück | SN II P: Licht nach Maximum bleibt eine Weile auf hohem Niveau | ||
Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae
Vorläuferstern
Eine Supernova diesen Typs tritt 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.
So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist, eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert. Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Druck erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von Innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. So folgen zum Beispiel die Fusion zu Neon, Aluminium, Calcium, Titan bis zum Eisen, dem 26. Element. Hier stoppt die Fusionskette, da die Fusion von Eisen zum folgenden Element Cobalt keine Energie mehr freisetzt.
Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen von Jahren braucht, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Lithium „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Mangan zu Eisen fusioniert, lässt sich in Sekunden messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und durch die Gravitation verursacht wird. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzungsgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt erfolgt in den Schichten darüber noch das Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse ca. 10 Mrd. 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 Mio. Jahren. Siehe Spätstadien der Sternentwicklung für einen genaueren Überblick.
Kernkollaps
Das Eisen, also die Asche des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns des Vorläufers einer Typ II Supernova liegt die Grenzmasse bei ca. 0.9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch hochenergetische Strahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen alpha-Teilchen und Neutronen. Zweitens werden freie Elektronen durch Protonen aufgefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990).
Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell, 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 Schockwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronen besitzen ebenfalls eine Chandrasekhar-Grenze (je nach Modell ungefähr 2.7 bis 3 Sonnenmassen). Diese wird von dem Neutronenkern jedoch nicht überschritten. Der Kollaps wird gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druckerhöhung im Zentrum. Diese Druckinformation läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Schockwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Schockfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Die extrem stark erhitzten Gasschichten erbrüten dabei sämtliche schweren Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran. Alle auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen. Hinter der Schockfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit und die Gasmassen werden in der Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Supernovae des Typs II 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. In detaillierten Rechnungen zeigt sich jedoch, dass mit der bisher benutzten Physik zu viel Energie von der nach außen laufenden Schockwelle verbraucht wird. Als Korrektur wurden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Schockfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Dies hat zwar die Modellierungen verbessert, jedoch gibt es noch kein geschlossenes funktionierendes, physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftlern zustimmen würden.
Eine Supernova in der Nähe belebter Planeten (Umkreis circa 50 Lichtjahre) hätte aufgrund der Strahlung verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben.
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 Überrest im Zentrum. Dieser Überrest, der zunächst nur aus dem kollabierte Kern besteht, besteht bereits fast vollständig aus Neutronen, das nachfallende Gas wird durch die oben genannten 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 Entartung). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet dann ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutungen nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die sogenannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.
Neutronensterne rotieren oft mit sehr hoher Geschwindigkeit, da der Drehimpuls des ursprünglich auf kernnahen Bahnen von Mio. km Radius rotierenden Materials erhalten bleibt, wenn es zu einem Neutronenstern mit nur 10 km Durchmesser kollabiert. Als anschauliches Beispiel für den Mechanismus ist eine Eiskünstläuferin anzuführen, die bei einer Pirouette ihre Arme an den Körper zieht und ihre Drehung dadurch beschleunigt. So ist es möglich, dass sich Neutronensterne bis zu 1000 mal in der Sekunde drehen.
Durch die hohe Drehgeschwindigkeit baut sich gleichzeitig ein Magnetfeld auf, welches 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.
Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia
Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, in denen der eine Stern ein Weißer Zwerg, der andere ein roter Riesenstern ist. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird, und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet.
Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als Detonation als auch als Deflagration ablaufen. Neueren Arbeiten (Gamezo, Khokhlov & Oran, 2004) zufolge ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Die auftretende Supernova-Explosion ist immer innerhalb einer gewissen Stärke, da die kritische Masse sowie die Zusammensetzung des Weißen Zwerges konstant sind. Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig - die gesamte Materie wird als Supernovaüberrest in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem "runaway"-Stern, da er mit seiner, normalerweise hohen, Orbitalgeschwindigkeit davongeschleudert wird.
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, ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich. Durch diese Eigenschaften einer so genannten 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.
Supernovaüberreste
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 Eplosion der SN1054 ausgetoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt, einen Pulsar zurück.
Referenzen
Siehe auch
Hypernova, Astronomische Objekte, Astronomie
Wissenschaftliche Arbeiten
- 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)
- 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)
Multimedialinks
- Real Video Stream (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- Flash Module (interaktive 2D und 3D Animationen inklusive Texterläuterung)
Weblinks
