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Supernova

 

[von lateinisch nova (stella) »neuer (Stern)«] die, -/...vae, Abkürzung SN, Astronomie: ein Stern, der am Ende seiner Entwicklung (Sternentwicklung) durch einen explosiven Vorgang einen großen Teil seiner Masse verliert oder ganz zerstört wird, was mit einer Helligkeitszunahme von zum Teil mehr als 20 Größenklassen (mag) verbunden ist. Die Leuchtkraftsteigerung einer Supernova ist etwa 100 000-mal größer als die einer Nova; beide Sterntypen gehören zur Gruppe der Veränderlichen.

 

Alle im Milchstraßensystem beobachteten Supernovae traten vor der Erfindung des Fernrohrs auf. Von drei existieren relativ sichere Angaben. Zu diesen gehören die Supernova des Jahres 1054, die im Sternbild Stier am Ort des jetzigen Krebsnebels aufleuchtete und von chinesischen und japanischen Astronomen beobachtet wurde, sowie die 1572 von T. Brahe im Sternbild Kassiopeia (»Tychonischer Stern«) und die 1604 von J. Kepler im Sternbild Schlangenträger (»Keplers Stern«) beobachteten Supernovae. Alle übrigen bisher mehr als 700 entdeckten Supernovae gehören extragalaktischen Sternsystemen an.

 

Supernovae werden im Allgemeinen nach ihrem optischen Spektrum klassifiziert. In den Spektren der Supernova vom Typ I beobachtet man Linien verschiedener Elemente mit Ausnahme des Wasserstoffs; beim Hauptuntertyp Ia treten viele Monate nach dem Helligkeitsmaximum auch Emissionslinien von Eisen und Nickel auf. Die Spektren der Supernova vom Typ II sind hingegen durch Wasserstofflinien gekennzeichnet. Aus den Linienverschiebungen (Doppler-Effekt) ergeben sich bei den Typ-Ia-Supernovae Expansionsgeschwindigkeiten in der Größenordnung von 10 000 km/s, bei den Typ-II-Supernovae von 5 000 km/s.

 

Die Supernovae vom Typ Ia haben einen sehr einheitlichen Helligkeitsverlauf. Der Anstieg zum Maximum dauert einige Tage, dem ein rascher Abfall um etwa 3 mag innerhalb von rd. 30 Tagen folgt. Die weitere Abnahme ist weniger steil, aber glatt und linear. Beim Typ II dauert der Anstieg zum Maximum nur einige Stunden bis wenige Tage. Danach folgt in den ersten 50 bis 100 Tagen ein Abfall von jeweils 1 mag innerhalb rd. 20 Tagen, worauf oft Phasen schneller und langsamer Helligkeitsabnahmen wechseln, zum Teil tritt auch während etwa 2 bis 3 Wochen fast keine Helligkeitsänderung ein. Die Supernovae vom Typ Ia erreichen eine absolute Maximalhelligkeit von etwa —19^m mit nur geringer Streuung. Beim Typ II liegt sie bei etwa —17^m und streut relativ stark. Die absoluten Helligkeiten der Supernovae im Maximum sind denen ganzer Sternsysteme vergleichbar.

 

Extragalaktische Supernovae vom Typ II finden sich in Spiral- oder irregulären Galaxien in der Nähe von Gebieten mit hoher Sternentstehungsrate, was auf junge Sterne hindeutet, im Gegensatz zu Typ-Ia-Supernovae, die auch in elliptischen Sternsystemen auftreten.

 

Die Vorläufersterne der Supernovae vom Typ Ia haben vermutlich eine Entstehungsmasse zwischen 4 und 8 M_○ (Sonnenmassen) und sind Mitglieder enger Doppelsternsysteme. Im Laufe ihrer Entwicklung werfen sie ihre wasserstoffreichen Außenschichten ab und verlieren dabei so viel Masse, dass sie zu hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehenden Weißen Zwergen werden. Von der anderen Komponente des Doppelsternsystems fließt ihnen wasserstoffreiche Materie zu, die infolge kontinuierlich ablaufender Kernreaktionen in Helium umgewandelt wird. Überschreitet infolge des ständigen Materiezuflusses die Masse des Weißen Zwerges einen kritischen Wert (Chandrasekhar-Grenze), wird er instabil und kollabiert. Die damit verbundene Erhitzung infolge der freigesetzten potenziellen Energie löst im Sternzentrum das Kohlenstoffbrennen aus, worauf der Stern von einer Detonationswelle durchlaufen wird, die ihn zerstört. Vom Vorläuferstern bleibt nur ein expandierender gasförmiger Supernova-Überrest übrig. Da der Weiße Zwerg keinen Wasserstoff besitzt, finden sich weder im Spektrum der Supernova noch in dem des Überrestes Wasserstofflinien. Wegen des nahezu gleichen Aufbaus der Vorläufersterne haben die Typ-Ia-Supernovae auch einen weitgehend einheitlichen Helligkeitsverlauf.

 

Die Typ-II-Supernovae gehen aus Sternen mit einer Masse von mindestens 8 M_○ hervor, die ihre verfügbaren Kernenergievorräte aufgebraucht haben und damit am Ende ihrer Entwicklung stehen. Ihr Zentralgebiet besteht aus den in den vorangegangenen Entwicklungsphasen gebildeten Elementen bis hin zu Eisen; es hat einem physikalischen Zustand, der infolge der hohen Gasdichte weitgehend analog dem eines Weißen Zwerges ist. Die Überschreitung der kritischen Masse oder das Einsetzen von Energie verbrauchenden Kernreaktionen löst einen Gravitationskollaps des Zentralgebiets mit einer enormen Dichte- und Temperaturerhöhung aus. Das befähigt freie Elektronen, in die Atomkerne einzudringen, wobei unter Freisetzung von Neutrinos die Protonen zu Neutronen umgewandelt werden. Die neutronenreichen Atomkerne zerfallen und die Materie des Zentralgebiets geht in ein Neutronengas mit hoher Inkompressibilität über. Sie bewirkt, dass die nachstürzenden äußeren Sternschichten einen starken Rückstoß erleiden und explosionsartig abgeschleudert werden. Diese bilden den expandierenden gasförmigen Supernova-Überrest, in dem sich das ehemalige Zentralgebiet nun als Neutronenstern befindet. Unter geeigneten Beobachtungsbedingungen tritt er als Pulsar in Erscheinung (z. B. im Krebsnebel). Der innere Kollaps mit der Neutrinofreisetzung vollzieht sich in Sekundenbruchteilen, das sichtbare Supernova-Ereignis tritt hingegen erst ein, wenn die durch den Aufprall der äußeren Sternschichten auf das Zentralgebiet ausgelöste, nach außen laufende Stoßwelle die Sternoberfläche erreicht.

 

Die erste Supernova, deren Vorläuferstern bekannt ist und genau untersucht wurde, ist die Supernova 1987 A vom Typ II, die am 24. 2. 1987 in der Großen Magellanschen Wolke aufleuchtete. Sie erreichte eine scheinbare visuelle Helligkeit von 2^m_,8. Im Gegensatz zu den theoretischen Erwartungen handelte es sich dabei nicht um einen Roten sondern um einen Blauen Riesenstern, auch die Lichtkurve wich etwas vom normalen Verlauf ab. Zum ersten Mal wurden einige der in einer Supernova bei der Neutronisierung der Materie gebildeten Neutrinos nachgewiesen, bereits etwa 3,8 Stunden vor der ersten optischen Wahrnehmung. Ein Pulsar wurde bisher nicht am Ort der Supernova gefunden.

 

Supernovae haben für die Entstehung schwerer Elemente, speziell der beim r-Prozess gebildeten, eine große Bedeutung und sind wahrscheinlich die Hauptquellen der kosmischen Strahlung. Außerdem bewirken sie eine chemische Entwicklung der Sternsysteme.

 

Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:

 

Sterne: Aufbau und Entwicklung