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Supernovae


Eine Supernova ist das explosive Ende eines massereichen Sterns. Dabei steigert der Stern kurzzeitig seine Leuchtkraft um das millionen- oder milliardenfache und leuchtet so hell wie eine ganze Galaxie.

Physikalisch unterscheidet man zwei Arten von Supernovae, die Kernkollaps-Supernova und die Thermonukleare Supernova vom Typ Ia.


cirrus.jpg

Der Cirrusnebel,
ein Supernovaüberrest im Sternbild Schwan.

Ausschnitt aus dem POSS (200 x 200′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Kernkollaps-Supernova

Hat ein massiver Stern (8 Sonnenmassen oder mehr) seinen Wasserstoff fast komplett in Helium umgewandelt, läßt in seinem Innern der Gasdruck nach außen nach. Die Schwerkraft gewinnt die Oberhand und der Kern fällt in sich zusammen, so daß sich Dichte und Temperatur im Kern erhöhen. Erreicht der Kern eine Temperatur von etwa 100 Millionen Grad, wird die nächste Fusionsstufe gezündet und Helium in Kohlenstoff umgewandelt. Durch die frei werdende Energie nimmt der Druck im Kerninnern nach außen wieder zu und der Zusammenfall des Kerns wird vorläufig gestoppt. Gleichzeitig dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus - er wird zum roten Riesen.

Im äußeren Bereich des Kerns wird noch vorhandener Wasserstoff in Helium fusioniert - es bildet sich eine Schale um den Kern herum. Ist das Helium im Kern verbraucht, beginnt der Vorgang von neuem: Die Fusion versiegt, Temperatur und Druck im Kern nehmen ab und die Schwerkraft läßt den Kern erneut schrumpfen. Dabei werden Dichte und Temperatur wieder erhöht und es zündet die nächste Fusionsstufe, die Kohlenstoff-Fusion. Dabei bildet sich eine zweite Schale um den inneren Kern, in der noch vorhandenes Helium zu Kohlenstoff umgewandelt wird.

Bei einem massereichen Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen folgen danach weitere Fusionsstufen: Neon, Sauerstoff und Silizium. Im Innern des Sterns bauen sich einzelne, kugelförmige Schalen auf. Ganz außen befindet sich die Wasserstoffschale, als nächste folgt nach innen die Heliumschale, die Kohlenstoffschale usw. Man spricht hier auch vom Schalenbrennen.


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Schalenbrennen bei einem massereichen Stern
im fortgeschrittenem Alter
© M. Lehwald


Die letzte Fusionsstufe bei einem Stern mit mehr als 8 Sonnenmassen ist die Verbrennung von Silizium zu Eisen. Beim Eisen ist eine natürliche Grenze erreicht, denn bei der Fusion von Eisen würde keine Energie mehr erzeugt, sondern welche verbraucht werden. In einem Stern können durch Kernfusion chemische Elemente also bis maximal zum Eisen hin erzeugt werden.

Sehr massive Sterne besitzen daher im Innern einen Eisenkern. Durch die Fusion sammelt sich immer mehr Eisen im Kern des Sterns an. Sobald dieser Eisenkern eine Grenzmasse von etwa 1,44 Sonnenmassen überschreitet (Chandrasekhar-Massegrenze), ist er nicht mehr stabil und kann jederzeit in wenigen Millisekunden kollabieren. Der Kern kollabiert dann zu einem Neutronenstern, in dem die Atomkerne dicht an dicht ohne Leerräume gepackt sind. Der Kern eines solchen Neutronensterns erreicht eine unvorstellbar hohe Dichte und der Kollaps wird letztlich durch die Neutronen in den Atomkernen gestoppt.

Bei diesem sehr schnellen Kollaps werden unvorstellbare Energiemengen frei. Die äußeren Schalen des Sterns stürzen beim Kollaps nach innen. Sobald der Kollaps gestoppt ist, prallt die gesamte nach innen stürzende Materie vom Kern ab und wird mit unvorstellbarer Gewalt explosionsartig nach außen in den Raum abgesprengt: Der Stern explodiert zu einer Supernova. Man spricht hier auch von einer Kernkollaps-Supernova. Simulieren wir einmal eine solche:


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Der Stern nahe der Bildmitte wird gleich zur Supernova
© Mario Lehwald


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Eine sehr ernstzunehmende Warnung kurz vorher!
© Mario Lehwald


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Der Stern explodiert...
© Mario Lehwald


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...und es werden unvorstellbare Energiemengen frei!
© Mario Lehwald


Zurück bleibt der innere Kern - der kleine Neutronenstern. Er hat eine Größe von einigen 10 Kilometern. Die Dichte ist unvorstellbar hoch und liegt bei einigen Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter! Ein würfelzuckergroßes Stück Materie aus einem Neutronenstern würde auf der Erde soviel wiegen wie 3.000 Flugzeugträger übereinandergestapelt...

Nach der Supernovaexplosion breiten sich die abgestoßenen Gasmassen als Explosionswolke rasend schnell vom Neutronenstern in den Weltraum aus. In den winzigen Augenblick der Explosion selbst entstehen auch höhere Elemente wie Eisen, die nicht durch Kernfusion im Sterninnern entstehen können. Diese neu entstandenen höheren Elemente werden nach der Explosion an das Weltall abgegeben und stehen künftigen Generationen von Sternen und Planeten zur Verfügung.


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Nach der Explosion breiten sich die Reste der Explosion in Form einer Gaswolke aus
© Mario Lehwald


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Im Zentrum der Gaswolke steht ein Neutronenstern
© Mario Lehwald


Auch für Neutronensterne gibt es eine obere Massegrenze: Sie liegt bei etwa 2 Sonnenmassen. Hat der Kern eines kollabierenden Sterns eine Masse von mehr als 2 Sonnenmassen, oder erreicht er durch Massezunahme diese Masse, kann keine Kraft mehr den Kollaps aufhalten, und es entsteht ein Schwarzes Loch.

Unter welchen Bedingungen genau ein Schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht restlos geklärt. Vielleicht gibt es auch eine Zwischenstufe, einen sogenannten Quark-Stern, bei dem selbst die Neutronen zerstört sind und nur noch die Quarks (kleinste Bauteile der Materie) direkt nebeneinander liegen würden.

Eine Kernkollaps-Supernova hat eine absolute Helligkeit von etwa -17 Mag bis -18 Mag. Aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gesehen würde sie um ein Vielfaches heller strahlen als bei uns der Vollmond!

Am Himmel ist eine Kernkollaps-Supernova aber nicht nur im Augenblick der Explosion, sondern für viele Wochen oder Monate zu sehen. Der Grund dafür liegt in der sich rasch ausdehnenden und heißen Explosionshülle, die sehr viel Licht aussendet.

Seit der Supernova 1987 A weiß man, daß nicht nur Rote Riesen, sondern auch Blaue Riesen direkt zu einer Kernkollaps-Supernova explodieren können. Der Vorgängerstern der Supernova 1987 A war Sanduleak -69° 202, ein Blauer Riese.



Thermonukleare Supernova

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach heutigem Stand nur in Doppelsternsystemen, wo der eine Stern ein sich entwickelnder Roter Riese und der Partnerstern ein Weißer Zwerg ist.

Der Rote Riese dehnt sich soweit aus, daß er die Roche-Grenze überschreitet. Nun kann Materie vom Roten Riesen auf den Weißen Zwerg fließen. Dabei handelt es sich vor allem um Wasserstoff. Die Materie strömt jedoch nicht direkt auf den Weißen Zwerg, sondern es bildet sich um diesen zunächst eine Akkretionsscheibe. Von dieser Akkretionsscheibe gelangt die Materie langsam auf die Oberfläche des Weißen Zwerges. Dort wird sie weiter erhitzt und es setzt schlagartig Kernfusion ein, der Wasserstoff fusioniert zu Helium und das Helium schließlich zu Kohlenstoff. Mit dem schlagartigen Einsetzen der Wasserstoff-Fusion ist ein enormer Helligkeitsausbruch verbunden, den man als Nova bezeichnet.


supernova1a1.jpg

Doppelsternsystem mit einem Weißen Zwerg und einen Roten Riesen
Der Weiße Zwerg saugt Materie vom Roten Riesen ab,
die eine Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg bildet
und schließlich auf diesen gelangt
© Mario Lehwald


Durch die Fusionsrückstände, vor allem Kohlenstoff, nimmt die Materie im Weißen Zwerg langsam zu. Erreicht der Weiße Zwerg die Chandrasekhar-Massegrenze von 1,44 Sonnenmassen, ist er nicht mehr stabil und kollabiert sehr rasch. Im Gegensatz zu einer Kernkollaps-Supernova, wo der Kern des Sterns überwiegend aus nicht mehr fusionsfähigem Eisen besteht, enthält der Weiße Zwerg jede Menge an fusionsfähigem Kohlenstoff und Sauerstoff. Bei dem Kollaps treten unvorstellbar hohe Temperaturen und Drücke auf. Dadurch setzt schlagartig die Fusion des Kohlenstoffs im Weißen Zwerg ein und es kommt durch diesen Vorgang zu einer gewaltigen Explosion - der Weiße Zwerg wird zu einer Supernova. Dabei wird die gesamte Materie des Weißen Zwerges in den Raum geschleudert und dieser völlig zerstört.


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Der Weiße Zwerg explodiert zur Supernova
© Mario Lehwald


Bei einer Supernova vom Typ Ia bleibt also im Gegensatz zur Kernkollaps-Supernova kein massiver und kompakter Kern des Sterns übrig, sondern nur eine sich rasch ausdehnende Explosionswolke. Da durch den zerstörten Weißen Zwerg auch der Masseschwerpunkt des ehemaligen Doppelsternsystems verschwindet, wird der Begleitstern weggeschleudert.

Die Helligkeit einer Supernova vom Typ Ia steigt in den ersten Tagen nach der Explosion rasch an und erreicht nach etwa 10 Tagen ein steiles Maximum. Danach fällt die Helligkeit zunächst steil, später recht linear ab. Je nach Größe des verwendeten Teleskops kann die Supernova noch Monate nach der Explosion sichtbar sein. Und da kommt natürlich die Frage auf, warum das eigentlich so ist? Eigentlich müßte man doch nur den kurzen Lichtblitz der Explosion sehen und danach nichts mehr.

Die Ursache für das lange Leuchten liegt an den Explosionsprodukten. Bei einer Supernova vom Typ Ia wird am häufigsten Nickel erzeugt. Dieses zerfällt in den ersten Tagen nach der Explosion zu Cobalt. Das entstandene und angeregte Cobalt gibt Photonen ab. Die Photonen werden an den Explosionsprodukten gestreut und so zu sichtbarem Licht. Es kommt zu einem steilen Anstieg in der Lichtkurve. Das entstandene Cobalt zerfällt dann in einer deutlich längeren Zeit zu Eisen und die Lichtkurve fällt langsam ab.

Da alle Supernovae vom Typ Ia immer unter der Bedingung stattfinden, daß ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem die Chandrasekhar-Massegrenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, ist die freigesetzte Energie und die Abstrahlung bei allen Supernovae dieses Typs etwa gleich. Damit eignen sich Supernovae vom Typ Ia bestens zur Entfernungsbestimmung!

Die absolute Helligkeit einer Supernova vom Typ Ia ist etwas höher als die einer Kernkollaps-Supernova und liegt bei -19 Mag. Im Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit kann man leicht die Entfernung mit folgender Formel berechnen:

entfernung.gif

r ist die Entfernung in Parsec, m die scheinbare Helligkeit in mag und M die absolute Helligkeit in Mag. Bei einer thermonuklearen Supernova vom Typ Ia wird für M der Wert -19 Mag eingesetzt.

Es wird noch eine weitere Möglichkeit diskutiert, die zu einer thermonuklearen Supernova vom Typ Ia führen kann, nämlich die Verschmelzung von zwei Weißen Zwergen, die sich zunächst in einem Doppelsternsystem umkreisen. Nach und nach werden diese Umkreisungen enger und schließlich verschmelzen die beiden Sterne miteinander. Dabei wird die Chandrasekhar-Massegrenze von 1,44 Sonnenmassen überschritten und es kommt zu einer Supernova.


Paarinstabilitäts-Supernova

Diese Art von Supernova tritt nur bei besonders metallarmen Sternen der Population 3 auf. Nach dem zentralen Heliumbrennen erreicht ein solcher Stern einen Zustand von Temperatur und Dichte, bei dem sich aus den Photonen Elektronen-Positron Paare bilden (ein Positron ist ein Antielektron mit einer gleich starken positiven elektrischen Ladung). Dadurch nimmt der Strahlungsdruck im Kern stark ab, so daß die Gravitation überwiegt und den Kern weiter zusammendrückt. Temperatur und Dichte steigen im Kern schlagartig so weit an, bis explosionsartig die Sauerstoff- und Siliziumfusion einsetzt. Dadurch kann der Stern völlig zerrissen werden und es bleibt kein Neutronenstern übrig.

Modellrechnungen für nicht rotierende Sterne ohne Magnetfelder zeigen, daß diese Paarinstabilität bei einer Masse von 64 Sonnenmassen des Heliumkerns einsetzt. ÜBersteigt die Masse des Heliumkerns 133 Sonnenmassen, wird der Kollaps so stark, daß die Explosion ihn nicht mehr verhindern kann. In diesem Fall kollabiert der Stern direkt zu einem Schwarzen Loch. Auf Hauptreihensterne hochgerechnet liegt der Massebereich für eine Paarinstabilitäts-Supernova zwischen 140 und 260 Sonnenmassen.

Eine Paarinstabilitäts-Supernova strahlt etwa 100 mal mehr Energie ab als eine Kernkollaps-Supernova vom Typ 2. Die Supernova SN 2007bi, die sich am 6. April 2007 in einer Zwerggalaxie im Sternbild Jungfrau ereignete, war vermutlich so ein Fall. Untersuchungen haben ergeben, daß der explodierte Stern sehr metallarm und mit einer Masse von etwa 200 Sonnenmassen sehr massereich war.


Einteilung von Supernovae

Die Einteilung von Supernovae richtet sich mehr nach den vorhandenen Elementen im Spektrum. Beim Typ I ist kein Wasserstoff vorhanden, mit den Untergruppen a, b, und c. Nur der Typ Ia ist eine Thermonukleare Supernova, die Typen Ib und Ic sind Kernkollaps-Supernovae, wo der Stern vor der Explosion seine Wasserstoffhülle bereits abgestoßen hat.

Supernovae vom Typ II entstehen ebenfalls durch einen Kernkollaps. Im Gegensatz zum Typ I ist beim Typ II Wasserstoff vorhanden. Bei den Typen II L und II P wird unterschieden, wie die Helligkeit nach der Explosion zurückgeht.


Typ Beschreibung
I Das Spektrum enthält keine Wasserstofflinie. Vor der Explosion hat der Stern seine Wasserstoffhülle abgestoßen.
Ia Das Spektrum enthält viel Silizium.
Ib Das Spektrum enthält viel Helium, aber kein Silizium.
Ic Das Spektrum enthält wenig Helium und kein Silizium.
II Das Spektrum enthält eine Wasserstofflinie, die dominiert. Der Stern hatte vor der Explosion eine Wasserstoffhülle.
IIb Das Spektrum enthält eine Heliumlinie, die dominiert.
IIL Die Helligkeit geht nach der Supernova linear zurück.
IIP Die Helligkeit bleibt nach dem Maximum eine Zeit relativ hoch.


Supernovaüberreste

In der Milchstraße kann man eine ganze Menge Überreste vergangener Supernovaexplosionen finden. Ein Beispiel ist z. B. der bekannte Krebsnebel M 1 im Sternbild Stier. Dieser entstand im Jahr 1054, als an dieser Stelle des Himmels ein heller Stern aufleuchtete, der sogar am Taghimmel zu sehen war.


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Der Krebsnebel M 1 -
Supernovaüberrest aus dem Jahr 1054
Ausschnitt aus dem POSS (20 x 20′)
Quelle: Digitized Sky Survey


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Die Position des Pulsars im Krebsnebel M 1
Ausschnitte aus dem POSS
Quelle: Digitized Sky Survey


Weitere bekannte Supernovaüberreste sind der Cirrusnebel im Sternbild Schwan und ein weiterer im Sternbild Segel am Südhimmel.


Einflüsse von Supernovae auf die Erde?

Eine Supernovae hat ziemliche Folgen für die Planetensysteme, die Sterne in ihrer Nähe umkreisen. Energiereiche UV-, Röntgen- und Gammastrahlung sind für die Planetenatmosphären und Lebewesen gefährlich. Über die Auswirkungen von nahen Supernovae auf die Erde gibt es Studien:

Diese Studie bezieht sich ausschließlich auf eine Kernkollaps-Supernova. Nach dieser Studie muß diese in einer Entfernung von weniger als 8 Parsec oder 26 Lichtjahre stattfinden, damit die Ozonschicht der Erde geschädigt wird. In einer solch geringen Entfernung gibt es aber keinen massiven Stern, der in absehbarer Zeit zu einer Supernova wird.

Am gefährlichsten sind die thermonuklearen Supernovae vom Typ Ia. Ihre absoluten Helligkeiten sind etwa 1 Mag höher als die einer Kernkollaps-Supernova. Im Röntgen- und Gammastrahlenbereich ist der Energieausstoß noch deutlich höher. Auch dazu gibt es eine Studie:

Bei einer thermonuklearen Supernovae vom Typ Ia, die in einer Entfernung von 1.000 Parsec oder 3.260 Lichtjahren stattfindet, würde die Erde von einer Gammastrahlung getroffen, die so stark ist wie die von 1.000 Sonneneruptionen! Damit es zu einer deutlichen Schädigung der Ozonschicht der Erde kommt, muß die Supernova nach dieser Studie etwas näher stattfinden.

Ein Problem ist, daß wohl noch nicht alle Doppelsternsysteme mit Weißen Zwergen im Umkreis bis 3.000 Lichtjahren bekannt sind. Diese können selbst mit dem Hubble-Weltraumteleskop nicht mehr aufgetrennt werden und können daher nur auf spektrografischen Wege gefunden werden. So kann ein eventueller Vorläufer für eine spätere thermonukleare Supernovae vom Typ Ia bis heute noch unentdeckt sein.


Bekannte Supernovae in der Milchstraße


Jahr Sternbild mag Beschreibung
1006 Wolf -7,5 War vermutlich die hellste bekannte Supernova in der Milchstraße. Entfernung etwa 7.000 Lichtjahre. War eine thermonukleare Supernova vom Typ Ia. Heute befindet sich an dieser Stelle als Supernovaüberrest eine Radioquelle mit der Bezeichnung PKS 1459-41.
1054 Stier -6 Aufleuchten eines sehr hellen Sterns, der wochenlang am Taghimmel zu sehen war. Heute befindet sich an dieser Stelle als Supernovaüberrest der bekannte Krebsnebel M 1, sowie ein Neutronenstern. Entfernung etwa 6.300 Lichtjahre.
1181 Cassiopeia -2 Heute befindet sich an dieser Stelle der Supernovaüberrest 3C 58.
1572 Cassiopeia -4 Diese Supernova wurde von Tycho Brahe als erster entdeckt. Entfernung zwischen 8.000 und 10.000 Lichtjahren. War eine thermonukleare Supernova vom Typ Ia. Heute befindet sich an dieser Stelle der Supernovaüberrest 3C 10.
1604 Schlangenträger -2 Leuchtete im Oktober 1604 auf. War etwa 20.000 Lichtjahre entfernt und eine thermonukleare Supernova vom Typ Ia. Johannes Kepler erstellte eine ausführliche Beschreibung zu dieser Supernova, weshalb sie oft auch "Keplers Supernova" genannt wird. Heute hat man an dieser Stelle einen schwachen Nebel gefunden, der stark im Radiobereich strahlt.
1680 Cassiopeia +6 Das Licht dieser etwa 11.000 Lichtjahre entfernten Supernova wurde durch vorgelagerte Gas- und Staubwolken stark abgeschwächt, so daß sie nicht sehr auffällig gewesen war. An dieser Stelle befindet sich heute die Radioquelle Cassiopeia A. Im Zentrum fand man eine Röntgenquelle, die vermutlich ein Neutronenstern ist.
1987 Schwertfisch +3 Diese Supernova wurden am 24. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke in einer Entfernung von etwa 168.000 Lichtjahren entdeckt. Vorläuferstern war Sanduleak -69 202, ein Blauer Riese mit etwa 17 Sonnenmassen. Der Supernovaüberrest wurde eingehend beobachtet, aber es wurde kein Neutronenstern gefunden.
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