Gourt Home::Gourt :: Supernova
Related Topics:Supernova :: Supernovae_and_Remnants
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 einem 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 Supernova explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden und in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material von ihrem Begleiter, typischerweise einem roten Riesen, akkretieren. Im Laufe der Zeit kann es dabei zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des Weißen Zwergs die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Die dabei einsetzende Kohlenstofffusion zerreißt den Stern völlig. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova 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 und Klassifikation
| Historische Supernovae | ||
|---|---|---|
| Jahr | Beobachtet in | Maximalhelligkeit |
| 185 | Sternbild Zentaur | −6 mag |
| 386 | Sternbild Schütze | ? |
| 393 | Sternbild Skorpion | −3 mag |
| 1006 | Sternbild Wolf | −7.5 +- 0.4 mag* |
| 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 | +7 mag |
| 1979 | Messier 100 | +11.6 mag |
| *Winkler, Gupta 2002 | ||
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. Die Supernovarate einer Galaxie hängt davon ab, wie viele Sterne dort neu entstehen, da Supernovae in astronomischen Zeitmaßstäben kurz, nur wenige dutzend Millionen Jahre, nach der Entstehung stattfinden. Für die Milchstraße werden etwa Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen SN blieben durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen.
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). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von Rudolph Minkowski eingeführt, seitdem wurden sie verfeinert.
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 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 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 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 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 | ||
Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae
Vorläuferstern
Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova diesen 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 energieDie 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 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
Supernova1987A.jpg Das Eisen, 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 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 starke Reduktion des Drucks im Kern.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. Neutronen besitzen ebenfalls eine Chandrasekhar-Grenze (je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Diese wird von dem Neutronenkern jedoch nicht überschritten. Er wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungssdruck) 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).
Einen 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 Impuls
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.
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 Wissenschaftlern zustimmen würden.
Eine Supernova in der Nähe belebter Planeten (Umkreis von etwa 50 Lichtjahren) 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 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 sogenannten 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.
Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia
SNtypIa.jpg
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 Riese 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), die unter Experten heftig diskutiert werden zufolge ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, aus denen die Explosionsenergie entnommen wird.
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 so genannten „Runaway“-Stern (engl. „Flüchtender“), 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 (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 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. 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) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.Supernovaüberreste
Supernova_cassiopeia-a.jpg 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.
Computersimulationen von Supernova-Explosionen
Seit Beginn des 21. Jahrhunderts ist es möglich, mittels Computermodellen Supernova-Explosionen einigermaßen realitätsgetreu nachzustellen. 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.
Die bislang aufwändigste Simulation wurde im Jahre 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 der Natur noch nicht befriedigend überein.
Andere Computermodelle beziehen auch die von emitterten Neutrinos gebildete Stoßfront mit ein, hier sind jedoch die Unzulänglichkeiten noch größer, was vor allem an der extrem hohen Zahl von Rechenoperationen liegt.
Referenzen
Siehe auch
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)
- 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)
- 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)
- W. Hillebrandt, H.-T. Janka und E. Müller, Rätselhafte Supernova-Explosionen, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 07/05, S. 36ff
Multimedialinks
- Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri:
- Flash Module (interaktive 2D und 3D Animationen inklusive Texterläuterung)
- Eine astronomische Fernsehsendung namens SuperNova:
Weblinks
Astrophysikalischer Prozess | Supernova
Supernova | مستعر أعظم | Свръхнова | Supernova | Supernova | Supernova | Σουπερνόβα | Supernova | Supernovao | Supernova | ابرنواختر | Supernova | Supernova | Supernova | סופרנובה | Supernova | Szupernóva | Supernova | Supernova | Supernova | 超新星 | 초신성 | Supernova | Supernova | Pārnova | Supernova | Supernova | Supernova | Supernowa | Supernova | Сверхновая звезда | Supernova | Supernova | Supernova | Supernova | ซูเปอร์โนวา | Siêu tân tinh | 超新星 | 超新星
"Supernova"
