Supernova-Überreste

Die besonders massereichen Sterne beschließen ihre Existenz mit einer Supernova-Explosion. Dieses Ereignis markiert einerseits den Tod eines Sterns, andererseits die Geburt eines neuen astronomischen Objekts, eines nebelartigen Gebildes, das als Supernova-Überrest bezeichnet wird. Aus dem Studium dieser abgestoßenen Hüllen lassen sich Rückschlüsse auf die Explosion sowie die Eigenschaften des explodierten Sterns ziehen.

Im Innern von manchen Supernova-Überresten befinden sich so genannte Pulsare.

Ursprung:

Eine Supernova-Explosion stellt das gewaltsame Ende eines Sterns dar. Wenngleich die Ursachen für ein solches Ereignis unterschiedlich sein können, machen die abgestoßenen Hüllen des Sterns doch ganz ähnliche Phasen durch.

Infolge der Explosion werden die inneren Schichten immer dünner, während die äußere Hülle Gas aufnimmt und dadurch ihre Dichte allmählich steigert. In dieser ersten Phase ist die aufgenommene Materiemenge weitaus geringer als die, die bei der Explosion in den Raum abgestoßen wird, und die äußere Schicht dehnt sich mit nahezu konstanter Geschwindigkeit aus. Nach dieser Phase der freien Ausdehnung, die etwa 200 Jahre dauert und die zu einer Ausdehnung auf einige Parsec führt, ist die aufgenommene Materie so groß, dass die Ausdehnung gebremst wird. In der Folge kommt es zu einer Stoßfront im Grenzbereich zwischen dem interstellaren Medium und der sich ausbreitenden Hülle. Der Druck und die Dichte in diesem Bereich nehmen zu, sodass sich die Temperatur des Gases bis auf einige Millionen Grad erhöht, was zur Ionisation der Atome führt. Die Ausdehnung des Supernova-Überrests tritt nun in die Zweite Phase ein, die adiabatische Expansion, die rund 1.000  Jahre dauert. Schließlich gelangt der Überrest in die Strahlungsphase, die ca. 10.000 Jahre dauert und in der im Zuge von verschiedenen physikalischen Prozessen die gesamte Energie aus dem Inneren abgestrahlt wird.


Radioemissionen:

Der Großteil der heute bekannten Supernova-Überresten wurde als Radioquellen entdeckt. Insgesamt kennt man heute in unserer Galaxie ca. 150 Supernova-Überreste , zu denen noch 30 in den Magellanschen Wolken hinzukommen. Die Radioemissionen der Supernova-Überreste sind auf die so genannte Synchrotronstrahlung zurückzuführen, die durch die Elektronen entsteht, welche sich im Magnetfeld nahezu auf Lichtgeschwindigkeit bewegen.

Viele Supernova-Überreste wie z.B. Cassiopeia A, die hellste Radioquelle in diesem Sternbild, haben immer noch die Namen, die ihnen von Radioastronomen mit ihrer Katalognummer, z.B. G263.9-3.3 angegeben, wobei G für Green, den Autor des Katalogs, steht. Die Zahlen stellen die galaktischen Koordinaten des Supernova-Überrests dar.

Röntgenemissionen:

Eine wichtige Entdeckung stellte der Krebsnebel (Crab-Nebel), der als Supernova-Überrest im Sternbild Stier als Röntgenstrahlungsquelle wahrgenommen wurde. Die Supernova-Explosion selbst war schon im Jahr 1054 erfolgt.

Die Röntgenemissionen eines Supernova-Rests sind vor allem während der ersten beiden Phasen des Expansion festzustellen. Zu den physikalischen Mechanismen, die zur Röntgenstrahlung führen, zählen u.a. die Bremsstrahlung,  also jene elektromagnetische  Strahlung, die bei der Abbremsung eines schnellen geladenen Teilchens (z.B. Atomkern) entsteht. Wenn nun ein negativ geladenes Elektron sich einem positiv geladenen Ion nähert, wird es abgelenkt. Diese Bahnveränderung bewirkt eine Beschleunigung  des Elektrons, wobei die überschüssige Bewegungsenergie in Form von Röntgenstrahlung freigesetzt wird. Der Energieverlust bewirkt wiederum eine Verlangsamung des Elektrons. Die dabei erzeugte Strahlung wird als Bremsstrahlung bezeichnet.

Die ersten Erfolge in der Röntgenbeobachtung von Supernova-Überresten wurden im Einstein-Observatorium der NASA erzielt, das zu diesem Zweck zwischen November 1978 und April 1981 im Einsatz war. Dabei wurden die Strukturen der Supernova-Überreste genau  unter die Lupe genommen und überdies eine Karte der Verteilung der heißen Gase in den Überresten erstellt. Auf diese Weise konnte man die chemische Zusammensetzung der Überreste erkunden und entdeckte dabei Emissionslinien von Silizium, Schwefel und Argon.

 

Alter der Supernova-Überreste :

Das Alter eines Supernova-Überrests steht dann zweifelsfrei fest, wenn man den Zeitpunkt der Supernova-Explosion kennt. Ist dies nicht der Fall, , so ist es meist sehr schwierig, zu einer verlässlichen Angabe zu kommen. Wenn ein Supernova-Rest in seinem Inneren einen Pulsar beherbergt, kann man durch die Messung der Pulsationsperiode bzw. deren Änderung auf das Alter schließen. In allen anderen Fällen muss man sich damit behelfen, Vergleiche mit anderen Überresten herzustellen, deren Alter bekannt ist.

Supernova-Überreste sind in der Regel relativ junge Objekte, ihr Alter bewegt sich zwischen einigen hundert und einigen zehntausend Jahren. Im Laufe der Zeit kommt es jedoch durch die Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium zu einer Deformierung, worauf sie sich ausdehnen und zerstreuen, sodass sie schließlich nicht mehr beobachtbar sind.

Klassifikation:

Supernova-Überreste werden in drei große Gruppen eingeteilt. Die so genannten Schalen-Überreste stellen die jüngsten derartigen Objekte dar. Sie sind von annähernd kreisförmiger Gestalt und haben an den Rändern eine höhere Konzentration als im Zentralbereich. Die zweite Gruppe wird von den krebsähnlichen oder gefüllten Überresten gebildet, also jungen Supernova-Überresten wie dem Krebsnebel, die mit Pulsaren verbunden sind. Im Gegensatz zu den Schalen-Überresten zeigte sich anhand der Röntgenbeobachtungen eine erhöhte Helligkeit im Zentralbereich, die auf Synchrotronstrahlung zurückzuführen ist. Schließlich gibt es noch die irregulären Überreste, deren schalenförmige Gestalt durch das interstellare Medium und das Vorhandensein von Molekülwolken beeinträchtigt wurde.