Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns, der dabei millionen- bis milliardenfach heller wird, vergleichbar hell wie eine ganze Galaxie.
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den frühen Spektren Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht. Man unterscheidet: Typ I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic, keine Wasserstofflinien sichtbar) und Typ II (Wasserstofflinien sichtbar).
Allerdings sind die Entwicklungen und Explosionsmechanismen der Typen II, Ib und Ic, wie man heute weiß, eng miteinander verwandt, während der Typ Ia ein gänzlich anderer Mechanismus ist.
Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A und die Supernova 1604.
Typ II
Eine Supernova vom Typ II tritt am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat. Mit massereichen Sternen sind hierbei Sterne gemeint, die eine genügend große Anfangsmasse besitzen, um die verschiedenen Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen zu durchlaufen. Je nach Modellrechnung ergeben sich dabei Anfangsmassen vom acht- bis zehnfachen der Sonnenmasse.
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. Die Fusion von Eisen zum folgenden Element Cobalt setzt keine Energie mehr frei.
Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein Stern Milliarden von Jahren brauchen kann, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Lithium „nur“noch einige 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 (Silizium, Neon, Sauerstoff), liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Grössenordnung von einigen Mio. Jahren.
Das Eisen (die Asche des nuklearen Brennens) sammelt sich im Kern des Sterns. 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 Photodisintegration 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 nuklearen 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.
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 allen 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.
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 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 einen 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 Gasnebel in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.
Supernovae vom Typ 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).
Typ Ib und Ic
Supernovae vom Typ Ib oder Ic sind ebenfalls Explosionen von Sternen am Ende ihrer reaktiven Zeit. Bei denen 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.
Abgesehen von den abgestoßenen Hüllen verhalten sich Supernovae vom Type Ib und Ic ähnlich wie die vom Typ II.
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, so dass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird und der Stern explodiert. 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. Zudem ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich, da die Strahlung besonders im späteren Verlauf größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von 56Ni zu 56Co und diesem zu 56Fe gespeist wird, wobei die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen. Durch diese Eigenschaften lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen, wobei die Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann. Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein Himmelskörper übrig - die gesamte Materie wird in den Weltraum geschleudert.
Taxonomie nach Spektrallinie
Die Einteilung der Supernovae kann man auch sehr einfach über die Lichtentwicklung und die Spektrallinie vorgenommen werden. Dabei geht es um folgende Aufteilungen:
| 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 | ||
Helle beobachtetete Supernovas
- 1006 im Sternbild Wolf, Maximalhelligkeit: -10 mag
- 1054 im Sternbild Stier, Maximalhelligkeit -6 mag
- 1181 im Sternbild Kassiopeia, Maximalhelligkeit: -2 mag
- 1572 im Sternbild Kassiopeia, Maximalhelligkeit: -4 mag
- 1604 im Sternbild Schlangenträger, Maximalhelligkeit: -2 mag
- 1885 im Andromedanebel, Maximalhelligkeit: +7 mag
- 1987 in der Großen Magellanschen Wolke, Maximalhelligkeit: +3 mag
(bitte ergänzen und in Tabelle umformen)
Wissenschaftliche Arbeiten
- V.N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E.S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Preprint astro-ph/0406101 (zum Erscheinen in Physical Review Letters 92, 2004)
- 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
- Young & Branch,Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)