Supernovae

Eine Supernova stellt das gewaltsame Ende eines Sterns von großer Masse (d.h. eines Riesen oder Überriesen) dar. Dabei wird binnen weniger Sekunden in einer gigantischen Explosion eine Energiemenge freigesetzt, wie sie vom Stern im Laufe seines ganzen Lebens abgegeben wurde

Die Supernovae gehören zu den Himmelskörpern, die bereits in der Antike mit großem Interesse beobachtet wurden, wenngleich man sich diese Himmelserscheinungen damals noch nicht erklären konnte. Viele diese Explosionen waren so hell, dass man sie auch mit bloßem Auge leicht beobachten konnte, und das bisweilen sogar am helllichten Tag. Die erste registrierte Beobachtung einer Supernova geht auf das Jahr 185 n.Chr. zurück; weitere wichtige Supernova-Beobachtungen waren die von Tycho Brahe 1572 sowie die von Johannes Kepler 1604. Bemerkenswert war auch das Ereignis von 1054, das von chinesischen und japanischen Astronomen beobachtet wurde und das heute noch als Supernova-Rest im Planetarischen Nebel M 1 zu sehen ist.

Ursprung:

Welche Mechanismen zu einer Supernova-Explosion führen, hängt davon ab, ob der sterbende Stern zu einem Doppelsternsystem gehört oder ob er einzeln auftritt.

Im ersten Fall kommt es nur dann zur Supernova, wenn ein Weißer Zwerg am System beteiligt ist, wie dies auch bei einer Nova der Fall ist. Der Weiße Zwerg tritt in gravitationsbedingte Wechselwirkung mit seinem Begleiter, von dem der Zwergstern Materie „absaugt“. Diese Materie erhitzt sich so stark, dass Kernreaktionen in Gang gesetzt werden, die zur Zerstörung des Doppelsternsystems führen.

Quelle: Wikipedia

Im zweiten Fall liegt die Ursache für die Explosion im Stern selbst. Das Leben eines Sterns hängt bekanntlich von dem Gleichgewicht zwischen dem nach innen wirkenden Gravitationsdruck und dem nach außen wirkenden Strahlungsdruck ab. Dieses Gleichgewicht geht zu Ende, wenn alle Möglichkeiten der Kernfusion ausgeschöpft sind. An diesem Punkt setzt sich der Gravitationsdruck durch und der Stern beginnt sich rasch zusammenzuziehen. Es kommt zu einer enormen Erwärmung, die im Inneren des Sterns zu erneuten Kernreaktionen führt. Dadurch wird explosionsartig Energie freigesetzt, wodurch der Stern schließlich zerstört wird.

Große schwere Sterne müssen in ihrem Zentrum mehr Energie produzieren, um ein Gegengewicht zur Schwerkraft aufzubauen. In einem schweren Stern laufen Kernfusionsreaktionen somit auch schneller ab als in einem leichten Stern. Ihr Brennstoffvorrat ist zwar größer, doch wird er viel schneller verbraucht, was eine kürzere Lebensdauer zur Folge hat. Ein Stern, der 20-mal so schwer ist wie die Sonne, produziert fast 50.000-mal so viel Energie wie sie, wodurch die Wasserstofffusion nach 10 Millionen Jahren zum Erliegen kommt. In der darauf folgenden Heliumverbrennungsphase schwillt der Stern zu einem Überfriesen an. Danach erfolgen in seinem Zentrum Fusionsreaktionen von Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und Silizium. Schließlich hat der Stern die Struktur einer Zwiebel mit konzentrischen Schichten, in denen sich verschiedene Fusionsreaktionen abspielen. Im Zentrum, bei einer Temperatur von 2 – 3 Milliarden °C schmelzen die Atomkerne von Silizium zu schweren Kernen aus Eisen zusammen. Nun ist das Schicksal des Sterns besiegelt. Die Eisenkerne können nicht zu schwereren Elementen fusionieren, da hierbei keine Energie gewonnen wird. Die Energieproduktion kommt zum Stillstand, und der Stern bricht unter seinem Eigengewicht zusammen. Der Kern schrumpft im Bruchteil  einer Sekunde zu einem äußerst kompakten Ball mit einem Durchmesser von 1 – 30 km zusammen. Gewaltige Schockwellen zerreißen den Stern, und seine äußeren Schichten werden mit enormer Geschwindigkeit ins All geschleudert. Der Stern spritzt auseinander in einer blendenden Supernova-Explosion. Danach ist am Ort der Explosion einige 100 Jahre eine anschwellende Gasschicht zu beobachten: ein Supernova-Überrest. Von dem Stern bleibt nur ein kleiner, fast unsichtbarer Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch übrig.


Klassifikation:

Supernovae können grundsätzlich in zwei Gruppen unterteilt werden, die man Typ I und Typ II nennt. Supernovae des Typs I (SN I) entstehen aus eher älteren Sternen, die zu Doppelsternsystemen gehören. Ihre Lichtkurven zeigen einen raschen Helligkeitsanstieg, gefolgt von einem raschen Abfall innerhalb des ersten Monats nach dem Maximum, worauf eine langsame Abnahme einsetzt. Der Teil der Lichtkurve vom Beginn des Anstiegs bis zum Helligkeitsmaximum entspricht der Explosion, während der anschließende Helligkeitsabfall die anschließende Ausdehnung und Abkühlung der abgestoßenen Gashülle, d.h. des Supernova-Überrests, darstellt. Supernovae vom Typ II (SN II) entstehen aus jüngeren Sternen von rund 10 Sonnenmassen und treten besonders häufig in Spiralgalaxien und irregulären Galaxien auf. Supernovae des Typs II sind weniger hell als jene des Typs I. Außerdem können ihre Lichtkurven recht unterschiedlich sein. Im Gegensatz zu Typ I sind in ihren Spektren Wasserstofflinien zu finden.


Bedeutung der Supernovae:

Berechnungen zufolge müsste in unserer Galaxis durchschnittlich alle 30 Jahre eine Supernova explodieren. Dennoch geht die letzte Beobachtung eines solchen Ereignisses auf das Jahr 1604 zurück. Wahrscheinlich ereignen sich viele Supernova-Explosionen jenseits des galaktischen Kerns, der uns die Sicht darauf verstellt. Eine besonders nahe Supernova-Explosion war SN 1987A, die im März 1987 in der Großen Magellanschen Wolke beobachtet wurde.

Die Supernovae scheinen eine wichtige Rolle bei der Entwicklung neuer Sterne zu spielen, da ihre Explosion Schockwellen verursachen kann, die zur Verdichtung nahegelegene Gas- und Staubmassen führen, was wiederum zur Entstehung neuer Sterne führt. Durch die von ihnen abgestoßene Materie wird die Zusammensetzung des interstellaren Mediums verändert, d.h. mit Metallen angereichert. Wenn die Supernova-Explosion nicht zur völligen Zerstörung des Ausgangssterns führt, entwickelt sich daraus ein Neutronenstern bzw. Pulsar oder gar ein Schwarzes Loch. Auch entstehen bei einer Supernova-Explosion alle natürlichen Elemente, die schwerer als Eisen sind.