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Supernova

Astronomie und Astrophysik, Sternexplosion, bei der zwischen 1042 und 1044 J freigesetzt werden. Supernovae treten im Durchschnitt alle 30 Jahre in einer Galaxie auf (siehe Abb. 1) und sind dabei teilweise eng zur galaktischen Scheibe konzentriert, so dass sie in der Milchstrasse seltener beobachtet werden. Die meisten historisch bekannten Supernovae wurden so hell, dass sie auch am Taghimmel beobachtet werden konnten.

Auf Grund ihrer Lichtkurven und Spektren unterschiedet man mehrere Gruppen von Supernovae. Allen gemeinsam ist ein rascher Helligkeitsanstieg (siehe Abb. 2), der nur in wenigen Fällen beobachtet werden kann, da die Objekte meist erst entdeckt werden, wenn sie sich ihrem Helligkeitsmaximum nähern. Supernovae vom Typ-I besitzen ein relativ schmales Maximum. Ihre Helligkeit fällt danach allmählich ab. Supernovae vom Typ-II besitzen dagegen ein etwas breiteres Maximum, und ihr Helligkeitsabfall geht zunächst etwas schneller, später aber etwas langsamer vonstatten als bei den Typ-I-Supernovae. Daneben weisen Typ-I-Supernovae fast keine Wasserstofflinien auf, während Typ-II-Supernovae solche Linien im Spektrum besitzen.

Besonders die Typ-I-Supernovae werden noch in die Unterguppen a bis c gegliedert. Supernovae vom Typ-Ia erreichen alle dieselbe (absolute) Maximalhelligkeit von etwa –19 mag, während Typ-II Supernovae mit etwa –17 mag etwas lichtschwächer sind. Da zudem die Streuung der einzelnen Supernovae um diese Maximalhelligkeit bei Typ-Ia geringer als beim Typ-II ist, verwendet man den Typ-Ia auch als kosmologische Standardkerze, mit dem man kosmologische Entfernungen unabhängig von anderen Methoden misst.

Die Unterschiede zwischen Typ-Ia-Supernovae und den anderen Gruppen erklärt man mit Hilfe von Beobachtungen sowie Modellrechnungen, die in der Lage sind, die Abläufe während einer Supernova zumindest qualitativ richtig wiederzugeben. Demnach entstehen Supernovae vom Typ-Ia immer aus Weissen Zwergen, die bei der Explosion vollständig vernichtet werden. Die anderen Supernovae entstehen hingegen aus massereichen Sternen, diejenigen der Typen Ib und Ic aus Wolf-Rayet-Sternen. Sie haben ihre äussere Hülle verloren und besitzen daher kaum noch Wasserstoff. Supernovae vom Typ-II entstehen aus roten oder blauen Riesensternen von  mehr als etwa acht Sonnenmassen.

Typ-Ia-Supernovae sind Mitglieder eines engen Doppelsterns, bei dem der Begleiter Materie an den Weissen Zwerg verliert. Die auf der Oberfläche eintreffende wasserstoffreiche Materie wird so sehr komprimiert, dass die Wasserstoffusion einsetzt. Durch den Massegewinn überschreitet der Weisse Zwerg die für diese Sterne kritische Massenobergrenze von etwa 1,4 Sonnenmassen. Er wird dadurch instabil und kollabiert. Die dabei freigesetzte potentielle Energie wird zur Aufheizung der Sternmaterie verwendet, wodurch weitere Fusionsprozesse in Gang kommen. Sie setzen in kurzer Zeit mehr Energie frei, als der gravitativen Bindungsenergie des Sterns entspricht, so dass der Weisse Zwerg als Supernova explodiert und dabei vollständig zerstört wird.

Im Gegensatz dazu führen die übrigen Supernovae nicht zur völligen Zerstörung des Sterns. Da es sich bei ihnen um massereiche Sterne handelt, kann in ihren Kernen die Kernfusion bis zum Eisen vorangehen. Der Kern ist dabei von verschiedenen schalenförmigen Fusionsschichten umgeben, in denen leichtere Elemente fusioniert werden. Nach dem Erlöschen der Eisenfusion setzt innerhalb weniger Millisekunden ein Kernkollaps ein. Er erhöht den Druck im Kern so sehr, dass die Elektronen mit den Protonen verschmelzen und somit ein Neutronenstern entsteht. Dabei werden grosse Mengen an Neutrinos freigesetzt, die zunächst Energie aus dem Stern abtransportieren. Ein Neutronenstern kann nicht weiter komprimiert werden, so dass die dem Kern nachfolgende Sternmaterie auf der Oberfläche aufprallt. Es bildet sich eine nach aussen laufende Stosswelle, die durch die Neutrinos weiter verstärkt wird und die äusseren Sternschichten wegreisst.

Den Beginn des Helligkeitsanstiegs der Supernovae erklären diese Modelle als den Zeitpunkt, an dem die immer noch heissen äusseren Schichten zu expandieren beginnen. Erst wenn die Gasdichte weit genug abgesunken ist, kann das Gas auf Grund seiner Strahlung abkühlen, und die Helligkeit fällt wieder ab. Das expandierende Gas trifft schliesslich auf die interstellare Materie, die es wie bei einem Schneepflug vor sich herschiebt und so die kugelförmigen Strukturen der Supernovaüberreste (supernova remnant, SNR) erzeugt (siehe Abb. 3). Entsprechend den beiden Supernovatypen unterschiedet man hier ebenfalls zwei Haupttypen. Schalenförmige SNR werden durch Typ-Ia-Supernovae hervorgerufen. Sie bestehen aus einer heissen, aber im wesentlichen leeren Kugelschale aus Sternmaterie und aufgeschobener interstellarer Materie. SNR, die von Typ-II-Supernovae hervorgerufen werden, bestehen dagegen aus einer weniger deutlich ausgeprägten äusseren Gasschale, die von einem mehrere Millionen Grad heissen Gas angefüllt ist.

Supernova

Supernova 1: Supernova in der Galaxie M51. Die Supernova ist durch einen Pfeil markiert. (Photo: NASA)

Supernova

Supernova 2: Typische Lichtkurven von Supernovae.

Supernova

Supernova 3: Der 20 000 Jahre alte Cygnus Loop Supernovarest im Sternbild Schwan. Der Rest ist bis auf einen Ausbruch im Süden sphärisch geformt.

 

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