Supernova

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 nach ihren Spektrallinien grob zwei Typen von Supernovae: Typ I (mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic) und Typ II.

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 verschiedener 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 Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat.

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, wobei 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 und zum 26. Element Eisen. Die Fusion von Eisen zum nächsten Element Cobalt bringt keinen Energiegewinn mehr. Die Fusion von einem zum anderen Element geht dabei immer schneller vonstatten. 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 Jahren. Die Dauer der letzten Stufe, in der Mangan nach Eisen gewandelt wird, 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, verbrennen die Schichten darüber noch Wasserstoff.

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 bringen (Silizium, Neon, Sauerstoff), liegt die Lebenszeit extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Grössenordnung von einigen Mio. Jahren.

Ist das Material im Kern vollständig in Eisen umgesetzt, kommt die Fusionsreaktion zum Erliegen, und die Energiequelle im Innersten des Sterns versiegt vollständig. Es gibt jetzt keine Druckquelle mehr, die der Gravitation ausreichend entgegenwirken könnte, um den Stern in seiner Ausdehnung zu stabilisieren. Der Kern und die inneren Gasschichten fallen in Sekundenbruchteilen zusammen. Dabei wird eine erhebliche Menge aller Arten von elektromagnetischer Strahlung bis hin zur hochenergetischen Gammastrahlung freigesetzt, ebenso wie Neutrinos. Da Neutrinos das Material des umgebenden Sternes quasi ungehindert durchdringen können, entziehen die zu diesem Zeitpunkt erzeugten Neutrinos dem Kernbereich sehr viel Energie in sehr kurzer Zeit. Dies beschleunigt den Kollaps des Zentralbereichs enorm. Bei der Explosion werden die auf den Eisenkern stürzenden Gasschichten extrem stark erhitzt und 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.

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 Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Bei niedriger Restmasse handelt es sich dabei um einen Weißen Zwerg. Besitzt der Stern jedoch mehr als 1,4 Sonnenmassen, so gelingt es dem Gravitationsdruck, die vorher in einem Elektronengas vorliegenden Elektronen so zusammenzupressen, dass sie sich mit den vorhandenen Protonen zu Neutronen verbinden, und es entsteht ein Neutronenstern. Ist der Stern 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 das es eine weitere Zwischenform gibt, die sogenannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Weiße Zwerge und 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 weißen Zwerg mit 10000km oder einen Neutronenstern mit nur 10km Durchmesser kollabiert. Als anschauliches Beispiel für den Mechnismus 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 Eisensterne bis zu zwei- und 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.

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 Wasserstoff 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 weißer Zwerg, 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 dem 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 Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen, wobei die Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann.

Bei einer 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:

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)

Weblinks

• Real Video: alpha centauri: Was ist eine Supernova?

Siehe auch:

• Astronomische Objekte
• Astronomie