Supernova: Unterschied zwischen den Versionen

Supernova: Unterschied zwischen den Versionen

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[[Datei:SN1994D.jpg|mini|Die Supernova 1994D unter der Galaxie [[NGC 4526|NGC 4526]] (heller Punkt links unten)]]
[[Datei:SN1994D.jpg|mini|hochkant=1.2|[[SN 1994D|Supernova 1994D]] in der Galaxie [[NGC 4526|NGC 4526]] (heller Punkt links unten)]]
[[Datei:Supernova1987A.jpg|mini|Der Überrest der [[Supernova 1987A]], aufgenommen im März 2005]]
[[Datei:Supernova1987A.jpg|mini|hochkant=1.2|Der Überrest der [[SN 1987A|Supernova 1987A]] (März 2005)]]
[[Datei:HST SN 1987A 20th anniversary.jpg|mini|Bild der [[Supernova 1987A]] (Hubble Space Telescope 2007)]]
[[Datei:HST SN 1987A 20th anniversary.jpg|mini|hochkant=1.2|[[SN 1987A|Supernova 1987A]] ([[Hubble-Weltraumteleskop|HST]] 2007)]]


Eine '''Supernova''' ([[Plural]] ''Supernovæ,'' eingedeutscht ''Supernovae'' oder ''Supernovä'') ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen [[Stern]]s am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die [[Leuchtkraft]] des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze [[Galaxie]].
Eine '''Supernova''' (von {{laS|stella nova, super|de=neuer Stern, darüber hinaus}}; [[Plural]] ''Supernovae'') ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen [[Stern]]s am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die [[Leuchtkraft]] des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze [[Galaxie]].


Der Begriff der [[Nova (Stern)|Nova]] leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck ''stella nova'' (neuer Stern) und geht zurück auf den von [[Tycho Brahe]] geprägten Namen einer Beobachtung eines Sterns im Jahr 1572.<ref>''Tycho Brahe.'' In: ''Der Brockhaus Astronomie.'' Mannheim 2006, S. 63.</ref> Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am [[Himmel (planetär)|Firmament]]. Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art von [[Eruptiv veränderlicher Stern|Helligkeitsausbruch]] eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur früheren [[scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die [[astrophysik]]alische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine Supernova nicht mehr zu den [[Nova (Stern)|Novae]] in ihrer ursprünglichen Bedeutung zählt.
Dabei wird innerhalb von Sekunden etwa [[Foe (Einheit)|ein Foe]] beobachtbare Energie freigesetzt.<ref>{{Literatur |Autor=Hartmann DH |Titel=Afterglows from the largest explosions in the universe |Sammelwerk=Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A. |Band=96 |Nummer=9 |Datum=1999-04 |Seiten=4752–5 |bibcode=1999PNAS...96.4752H |DOI=10.1073/pnas.96.9.4752 |PMC=33568 |PMID=10220364 |Online=[http://www.pnas.org/cgi/pmidlookup?view=long&pmid=10220364 Online]}}</ref> Dies entspricht einem Wert von ≈ 3 · 10<sup>28</sup> TWh ([[Vorsätze für Maßeinheiten|Tera]][[wattstunde]]n). Zum Vergleich: hätte die Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer ihre derzeitige Leuchtkraft, würde sie 3,827 · 10<sup>26</sup> [[Watt (Einheit)|W]] × 3,1536 · 10<sup>7</sup> [[Sekunde|s]]/Jahr × 10<sup>10</sup> Jahre ≈ 1,2 foe an Energie freisetzen.


Es gibt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:
Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:
# Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht [[Sonnenmasse]]n, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein [[Pulsar]] oder ein [[Schwarzes Loch]], entstehen. Dieser Vorgang wird als ''Kollaps-'' bzw. ''hydrodynamische Supernova'' bezeichnet.
# Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse (siehe [[Sternentstehung]]) von mehr als etwa acht [[Sonnenmasse]]n, deren [[Sternaufbau|Kern]] am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein [[Neutronenstern]] ([[Pulsar]]) oder ein [[Schwarzes Loch]], entstehen. Dieser Vorgang wird als ''[[#Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae|Kollaps-]]'' bzw. ''[[Fluiddynamik|hydrodynamische]] Supernova'' bezeichnet.
# Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als [[Weißer Zwerg]] Material (z.&nbsp;B. von einem Begleiter in einem [[Doppelstern]]system) [[Akkretion (Astronomie)|akkretieren]], durch Eigengravitation kollabieren und dabei durch einsetzendes [[Kohlenstoffbrennen]] zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als ''thermonukleare'' Supernova oder ''Supernova vom Typ Ia'' bezeichnet.
# Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als [[Weißer Zwerg]] Material (z.&nbsp;B. von einem Begleiter in einem [[Doppelstern]]system) [[Akkretion (Astronomie)|akkretieren]], durch Eigengravitation [[Gravitationskollaps|kollabieren]] und dabei durch einsetzendes [[Kohlenstoffbrennen]] zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als ''[[Kernfusion|thermonukleare]]'' Supernova oder ''[[Supernova vom Typ Ia]]'' bezeichnet.


Bekannte Supernovae sind die [[Supernova 1987A]] in der Großen [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolke]] und die [[Johannes Kepler|Keplersche]] [[Supernova 1604]]. Speziell letztere und die [[Tycho Brahe|Brahesche]] [[Supernova 1572]] haben die [[Astronomie]] beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der [[Fixstern]]sphäre endgültig widerlegt wurde. Der bekannteste Supernova-Überrest ist der [[Krebsnebel]] (SN1054) im Sternbild Stier.
Bekannte Supernovae sind die [[SN 1987A|Supernova 1987A]] in der [[Große Magellansche Wolke|Großen Magellanschen Wolke]] und [[Johannes Kepler|Keplers]] [[Supernova 1604|Supernova (1604)]]. Speziell letztere und [[SN 1572|Tycho Brahes Supernova (1572)]] haben die [[Astronomie]] beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der [[Fixstern]][[sphäre]] endgültig widerlegt wurde. Der bekannteste [[Supernovaüberrest]] ist der [[Krebsnebel]] ([[Supernova 1054]]) im [[Stier (Sternbild)|Sternbild Stier]].


== Benennung ==
{| class="wikitable float-right"
{| class="wikitable float-right"
|+ Historische Supernovae
|+ Historische Supernovae
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! Jahr
! Jahr
! Beobachtet in
! beobachtet in
! style="width:6em" | maximale scheinbare Helligkeit
! style="width:6em"| maximale [[scheinbare Helligkeit]]
!Sicherheit<ref>{{Internetquelle |url=http://snrcat.physics.umanitoba.ca/ |titel=SNRcat U Manitoba |abruf=2020-10-16}}</ref> der
SN-Identifizierung
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| style="text-align:right" | [[Supernova 185|185]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 185|185]]
| Sternbild [[Zentaur (Sternbild)|Zentaur]]
| Sternbild [[Zentaur (Sternbild)|Zentaur]]
| style="text-align:center" | −6 [[Scheinbare Helligkeit|mag]]
|style="text-align:center" | −6[[Scheinbare Helligkeit|'''<sup>m</sup>''']]
|mögliche SN,
auch als Komet vorgeschlagen<ref>{{Literatur |Autor=Y.-N. Chin, Y.-L. Huang |Titel=Identification of the guest star of AD 185 as a comet rather than a supernova |Sammelwerk=Nature |Band=371 |Nummer=6496 |Datum=1994-09 |ISSN=0028-0836 |DOI=10.1038/371398a0 |Seiten=398–399 |Online=http://www.nature.com/articles/371398a0 |Abruf=2021-11-08}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Fu-Yuan Zhao, R. G Strom, Shi-Yang Jiang |Titel=The Guest Star of AD185 must have been a Supernova |Sammelwerk=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics |Band=6 |Nummer=5 |Datum=2006-10 |ISSN=1009-9271 |DOI=10.1088/1009-9271/6/5/17 |Seiten=635–640 |Online=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1009-9271/6/5/17 |Abruf=2021-11-08}}</ref>
|-
|-
| style="text-align:right" | 386
|style="text-align:right" | 386
| Sternbild [[Schütze (Sternbild)|Schütze]]
| Sternbild [[Schütze (Sternbild)|Schütze]]
| style="text-align:center" | +1,5 mag<ref>Patrick Moore: ''The Data Book of Astronomy.'' CRC Press, 2000, ISBN 978-1-4200-3344-1.</ref>
|style="text-align:center" | +1,5'''<sup>m</sup>'''<ref>Patrick Moore: ''The Data Book of Astronomy.'' CRC Press, 2000, ISBN 978-1-4200-3344-1.</ref>
|unsicher, ob SN oder
klassische Nova<ref name=":0">{{Literatur |Autor=Susanne M. Hoffmann, Nikolaus Vogt |Titel=A search for the modern counterparts of the Far Eastern guest stars 369 CE, 386 CE and 393 CE |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=497 |Datum=2020-07-01 |Seiten=1419–1433 |bibcode=2020MNRAS.497.1419H |DOI=10.1093/mnras/staa1970}}</ref>
|-
|-
| style="text-align:right" | [[SN 393|393]]
|style="text-align:right" | [[SN 393|393]]
| Sternbild [[Skorpion (Sternbild)|Skorpion]]
| Sternbild [[Skorpion (Sternbild)|Skorpion]]
| style="text-align:center" | −3 mag
|style="text-align:center" | −3'''<sup>m</sup>'''
|mögliche SN<ref name=":0" />
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| style="text-align:right" | [[Supernova 1006|1006]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1006|1006]]
| Sternbild [[Wolf (Sternbild)|Wolf]]
| Sternbild [[Wolf (Sternbild)|Wolf]]
| style="text-align:center" | −7,5&nbsp;±&nbsp;0,4<ref>{{cite journal|author=P. Frank Winkler, G. Gupta|doi =10.1086/345985|title=The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=585|pages=324–335|year=2003|accessdate=13. September 2007}}</ref>
|style="text-align:center" | −7,5±0,4'''<sup>m</sup>'''<ref>{{Literatur |Autor=P. Frank Winkler, G. Gupta |Titel=The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum |Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]] |Band=585 |Datum=2003 |Seiten=324–335 |DOI=10.1086/345985}}</ref>
|sicher: SNR bekannt
|-
|-
| style="text-align:right" | [[Supernova 1054|1054]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1054|1054]]
| Sternbild [[Stier (Sternbild)|Stier]]
| Sternbild [[Stier (Sternbild)|Stier]]
| style="text-align:center" | −6 mag
|style="text-align:center" | −6'''<sup>m</sup>'''
|sicher:
SNR und Pulsar bekannt
|-
|-
| style="text-align:right" | [[Supernova 1181|1181]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1181|1181]]
| Sternbild [[Kassiopeia (Sternbild)|Kassiopeia]]
| Sternbild [[Kassiopeia (Sternbild)|Kassiopeia]]
| style="text-align:center" | −2 mag
|style="text-align:center" | −2'''<sup>m</sup>'''
|mögliche SN,
vermutlich keine SN,
 
sondern WR-Stern-Aktivität<ref>{{Literatur |Autor=Andreas Ritter, Quentin A. Parker, Foteini Lykou, Albert A. Zijlstra, Martín A. Guerrero |Titel=The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Letters |Band=918 |Nummer=2 |Datum=2021-09-01 |ISSN=2041-8205 |DOI=10.3847/2041-8213/ac2253 |Seiten=L33 |Online=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac2253 |Abruf=2021-11-08}}</ref>
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|-
| style="text-align:right" | [[Supernova 1572|1572]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1572|1572]]
| Sternbild Kassiopeia
| Sternbild Kassiopeia
| style="text-align:center" | −4 mag
|style="text-align:center" | −4'''<sup>m</sup>'''
|sicher:
SNR bekannt
|-
|-
| style="text-align:right" | [[Supernova 1604|1604]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1604|1604]]
| Sternbild [[Schlangenträger]]
| Sternbild [[Schlangenträger]]
| style="text-align:center" | −2 mag
|style="text-align:center" | −2'''<sup>m</sup>'''
|sicher:
SNR bekannt
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|-
| style="text-align:right" | [[Cassiopeia A|1680]]
|style="text-align:right" | [[Cassiopeia A|1680]]
| Sternbild Kassiopeia
| Sternbild Kassiopeia
| style="text-align:center" | +6 mag
|style="text-align:center" | +6'''<sup>m</sup>'''
|unsichere Identifizierung
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|-
| style="text-align:right" | [[S Andromedae|1885]]
|style="text-align:right" | [[S Andromedae|1885]]
| [[Andromedanebel]]
| [[Andromedanebel]]
| style="text-align:center" | +6 mag
|style="text-align:center" | +6'''<sup>m</sup>'''
|
|-
|-
| style="text-align:right" | [[SN 1979C|1979]]
|style="text-align:right" | [[SN 1979C|1979]]
| Galaxie [[Messier 100]]
| Galaxie [[Messier 100]]
| style="text-align:center" | +11,6 mag
|style="text-align:center" | +11,6'''<sup>m</sup>'''
|sicher
|-
|-
| style="text-align:right" | [[Supernova 1987A|1987]]
|style="text-align:right" | [[Supernova 1987A|1987]]
| [[Magellansche Wolken|Große Magellansche Wolke]]
| [[Große Magellansche Wolke]]
| style="text-align:center" | +3 mag
|style="text-align:center" | +3'''<sup>m</sup>'''
|sicher
|-
|-
| style="text-align:right" | [[SN 2014J|2014]]
|style="text-align:right" | [[SN 2014J|2014]]
| Galaxie [[Messier 82]]
| Galaxie [[Messier 82]]
| style="text-align:center" | +10,5 mag
|style="text-align:center" | +10,5'''<sup>m</sup>'''
|sicher
|}
|}


Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war [[Supernova 1987A|SN 1987A]] die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden (in fernen Galaxien) erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit heutigen [[Riesenteleskop|Großteleskopen]] und speziellen [[Suchprogramm]]en werden jedes Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz).
== Geschichte ==
Die Bezeichnung der [[Nova (Stern)|Nova]] geht zurück auf den von [[Tycho Brahe]] geprägten Namen einer Beobachtung eines [[SN 1572|Sterns im Jahr 1572]].<ref>''Tycho Brahe.'' In: ''Der Brockhaus Astronomie.'' Mannheim 2006, S. 63.</ref> Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am [[Himmel (planetär)|Firmament]]. Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20.&nbsp;Jahrhunderts jede Art von [[Eruptiv veränderlicher Stern|Helligkeitsausbruch]] eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur früheren [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten (siehe [[Lichtkurve]]). Als die [[astrophysik]]alische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine Supernova nicht mehr zu den Novae in ihrer ursprünglichen Bedeutung zählt.
 
Noch zu Beginn des 20. Jahrhunderts hatte man keine Erklärung für das Auftreten ''neuer'' oder ''temporärer Sterne'', wie man Supernovae damals nannte. Es gab mehrere [[Hypothese]]n, darunter eine von [[Hugo von Seeliger]], wonach das Eintreten eines festen Körpers in eine kosmische Wolke aus fein verteilter Materie (mit der man sich den Weltraum angefüllt vorstellte) zu einer starken Erhitzung der Oberfläche dieses Körpers und damit zu einem Aufleuchten führt. Die beobachteten Verschiebungen des [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrums]] der neuen Sterne interpretierte man als Hinweis darauf, dass die Bildung ihrer dichten Hülle in wenigen Tagen vor sich gegangen sein müsse.<ref>{{Literatur |Titel=Meyers Großes Konversations-Lexikon |Auflage=6. |Verlag=Bibliographisches Institut |Ort=Leipzig/ Wien |Datum=1909 |Kommentar=Lexikoneintrag „Fixsterne“ |Online=[http://www.zeno.org/Meyers-1905/A/Fixsterne Online] |Abruf=2019-10-17}}</ref>
 
== Benennung ==
Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war [[Supernova 1987A|SN 1987A]] die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden (in fernen Galaxien) erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit modernen [[Riesenteleskop|Großteleskopen]] und speziellen [[Suchprogramm]]en wurden in den 2000er Jahren pro Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz). Heute sind es pro Jahr weit über Tausend.<ref>{{Internetquelle |url=https://wis-tns.weizmann.ac.il/stats-maps |titel=TNS Transients Statistics and Skymaps |werk=Avishay Gal-Yam, International Astronomical Union, Division D Working Group Supernovae |datum=2019 |abruf=2019-10-23}}</ref>


== Häufigkeit ==
== Häufigkeit ==
Die Supernovarate einer Galaxie hängt davon ab, wie viele Sterne dort neu entstehen, da die meisten Sterne, die in Supernovae enden, eine nach astronomischen Zeitmaßstäben nur kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren haben. Für die [[Milchstraße]] werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] der galaktischen Scheibe verborgen; die übrigen beobachteten Supernovae fanden sich in anderen Galaxien.


In unserer Galaxie wurden die letzten, sogar [[freiäugig]] sichtbaren Supernovae 1572 von Tycho und 1604 von Kepler beobachtet. Eine sehr weit entfernte folgte noch 1680, war aber nur [[teleskopisch]] sichtbar. Für die moderne [[Astrophysik]] bedeutsam wurde hingegen die [[SN 1885A]] in der [[Andromedagalaxie]] und vor allem jene von [[1987]] in der relativ nahen Magellanschen Wolke.
Man geht davon aus, dass im Universum pro Sekunde etwa 20 bis 30 Supernova explodieren.<ref>Ewald Müller, Max-Planck-Institut für Astrophysik: ''[https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~ewald/openhs-sim.pdf Computersimulationen in der Astrophysik]'', S. 14</ref><ref>Philipp Hummel in ''[[Spektrum der Wissenschaft|Spektrum]]'' vom 29. Februar 2016: ''[https://www.spektrum.de/wissen/fuenf-dinge-die-man-ueber-supernovae-wissen-muss/1401328 Fünf Dinge, die man über Supernovae wissen muss]''</ref> Wie oft Supernovae in einzelnen Galaxien auftreten, hängt von deren [[Sternbildungsrate]] ab, denn sehr massereiche Sterne, die in Supernovae enden, haben eine nach astronomischen Zeitmaßstäben vergleichsweise kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren. Für die [[Milchstraße]] werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] der galaktischen Scheibe verborgen; die übrigen beobachteten Supernovae fanden sich in anderen Galaxien.
 
In der Milchstraße wurden die letzten, [[freiäugig]] sichtbaren Supernovae [[SN 1572|1572]] von [[Tycho Brahe|Brahe]] und [[Supernova 1604|1604]] von [[Johannes Kepler|Kepler]] beobachtet. Eine sehr weit entfernte folgte noch [[Cassiopeia A|1680]], war aber nur [[teleskopisch]] sichtbar. Für die moderne [[Astrophysik]] bedeutsam wurde hingegen die [[SN 1885A]] in der [[Andromedagalaxie]] und vor allem jene von [[SN 1987A|1987]] in der relativ nahen [[Große Magellansche Wolke|Großen Magellanschen Wolke]]. Letztere begründete rückblickend den jungen Wissenschaftszweig der [[Neutrino#Astrophysik|Neutrinoastronomie]].<ref>Jan Hattenbach in der [[Frankfurter Allgemeine Zeitung|FAZ]] vom 23. Februar 2017: ''[https://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/die-supernova-1987a-wird30-14891909.html?printPagedArticle=true#pageIndex_3 Großer Knall, langes Echo – 30 Jahre Supernova 1987A]''</ref>


== Klassifikation ==
== Klassifikation ==
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova [[Spektrallinie]]n des Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine [[Balmer-Serie|Wasserstofflinien]] sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von [[Rudolph Minkowski]] eingeführt, seitdem wurden sie verfeinert.
{| class="wikitable float-right" style="text-align:center"
|+ Typen von Supernovae
|-
! colspan="3"|SN I
! colspan="3"|SN II
|-
|colspan="3"|frühes Spektrum<br />enthält keine<br />Wasserstofflinien
|colspan="3"|frühes Spektrum enthält Wasserstofflinien
|-
!SN Ia!!SN Ib!!SN Ic!!SN IIb!!SN II-L!!SN II-P
|-
|rowspan="2"|Spektrum<br />enthält<br />Silizium
|colspan="2"|kein Silizium
|rowspan="2"|Heliumlinie<br />dominant
|colspan="2"|Wasserstofflinien dominant
|-
|viel<br />Helium
|wenig<br />Helium
|Licht geht<br />nach Maximum<br />linear zurück
|Licht bleibt nach<br />Maximum eine Weile<br />auf hohem Niveau
|}
 
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova [[Spektrallinie]]n des [[Wasserstoff]]s in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine [[Balmer-Serie|Wasserstofflinien]] sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von [[Rudolph Minkowski]] eingeführt, seither wurden sie verfeinert.


Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia ''thermonuklear.''
Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia ''thermonuklear.''
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{{Hauptartikel|Supernova vom Typ Ia}}
{{Hauptartikel|Supernova vom Typ Ia}}


[[Datei:Progenitor IA supernova-de.svg|mini|Schematische Entwicklung der Vorgänger zur SN Typ Ia (von l.&nbsp;n.&nbsp;r. und v.&nbsp;oben n.&nbsp;unten)]]
[[Datei:White dwarf accretion to type 1a supernova.png|mini|hochkant=1.2|'''Kurzfassung:''' 4 Stadien einer SN Typ Ia<br />''Innerhalb des Bildes den Link „Weitere Einzelheiten“ anklicken'']]
[[Datei:White dwarf accretion to type 1a supernova.png|mini|Kurzfassung: Die 4 Stadien einer SN Typ Ia<br />(Innerhalb des Bildes den Link „Weitere Einzelheiten“ anklicken)]]
[[Datei:Progenitor IA supernova-de.svg|mini|hochkant=2|Entwicklung der Vorgänger zur SN Typ Ia <small>(von links n. rechts und von oben n. unten)</small>]]
Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach einem verbreiteten Modell in [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Doppelsternsystemen]], die aus einem [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] und einem Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren [[Nova (Stern)|Nova]]-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück, bis der vor der Supernova stehende Weiße Zwerg in seinem Kern große Mengen mit Sauerstoff verunreinigten Kohlenstoffs, einem riesigen [[Diamant]]en vergleichbar, enthält. Die unter hohem Gravitationsdruck herrschende mittlere Dichte liegt dabei typischerweise bei rund 3&nbsp;t pro cm³. Wenn sich der Kern durch weitere Akkretion und Verbrennungsvorgänge in den Schalen der [[Chandrasekhar-Grenze|Chandrahsekharmasse]] nähert, wird er zunehmend instabil. Je mehr Masse ihm zugeführt wird, umso kleiner wird sein Radius, die Dichte steigt auf über 1000&nbsp;t pro cm³. Nach Pauldrach ist er in diesem Zustand mehr Grenzgänger als Stern, der keinen spezifizierbaren Radius mehr besitzt. Bei Erreichen der Grenzmasse zündet der Kohlenstoff nicht über eine Erhöhung der Temperatur, sondern aufgrund der weiteren Dichtezunahme. Die dadurch einsetzende Temperaturerhöhung nimmt der [[Entartete Materie|entartete]] Stern erst wahr, wenn er bei rund 10 Mrd. K wieder einen normal-thermischen, nicht-entarteten Zustand erreicht. Dabei wird in Sekundenbruchteilen der komplette Kohlenstoffvorrat zu Eisen und Nickel verbrannt und der Stern kann wieder normal auf das Szenario reagieren, d.&nbsp;h., er explodiert in einer ''[[Kernfusion|thermonuklearen]] Supernova'' vom Typ Ia.<ref>Adalbert W. A. Pauldrach: ''Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?'', 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seite 379ff.</ref>


Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell in [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Doppelsternsystemen]], die aus einem [[Weißer Zwerg|weißen Zwerg]] und einem Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren [[Nova (Stern)|Nova]]-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des Weißen Zwergs dessen [[Chandrasekhar-Grenze]] überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum nicht reaktiven Eisenkern eines Typ-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass beim Kollaps eine plötzliche Kohlenstoff-[[Kernfusion]] einsetzt und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als ''thermonukleare'' Supernova bezeichnet.
Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die [[Superweiche Röntgenquelle|Superweichen Röntgenquellen]] sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten [[Wasserstoffbrennen]] zu führen.<ref>{{Literatur |Autor=Walter Lewin, Michael van der Klies |Titel=Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics) |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2010 |ISBN=978-0-521-15806-0}}</ref>


Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die [[Super Soft X-ray Source]]s ''(superweiche Röntgenquellen)'' sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten [[Wasserstoffbrennen]] zu führen.<ref>{{Literatur |Autor=Walter Lewin, Michael van der Klies |Titel=Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics) |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2010 |ISBN=978-0-521-15806-0}}</ref>
Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an sechs ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der zu erwartende Wert, wenn Novae und Super Soft X-ray Sources die dominierenden Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seither wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:


Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an sechs ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der zu erwartende Wert, wenn Novae und Super Soft X-ray Sources die dominierenden Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seitdem wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:
# ein Doppelsternsystem, bei dem ein Weißer Zwerg Gas aus der Hülle eines Roten Riesen akkretiert
# einen Weißen Zwerg mit genau der Chandrasekharmasse
# zwei einander umlaufende und schließlich verschmelzende Weiße Zwerge
# den planetarischen Nebel des Zentralsterns
# den Zentralstern eines [[Planetarischer Nebel|planetarischen Nebels]]
# ein Doppelsystem zweier Weißer Zwerge


Die beiden ersten Entwürfe sind aber mit der gegenwärtig akzeptierten Theorie der Sternentwicklung nicht verträglich.<ref>Vgl. dazu A. W. A. Pauldrach 2010</ref>
Das zweite Erklärungsmodell wird auch als das „zweifach [[Entartete Materie|entartete]] Szenario“ bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen Materie auszutauschen (sogenannte [[AM-Canum-Venaticorum-Stern]]e). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.


Der dritte wird auch als das „zweifach [[Entartete Materie|entartete]] Szenario“ bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen, Materie auszutauschen (sogenannte [[AM-Canum-Venaticorum-Stern]]e). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.
Von den ersten beiden Szenarien gibt es jedoch nicht ausreichend viele, um die Anzahl der beobachteten Supernovae vom Typ Ia zu erklären, und es wären – im Fall verschmelzender Weißer Zwerge – Über-Chandrasekharmassen-Supernovae zu erwarten.<ref>Adalbert W. A. Pauldrach: ''Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?'', 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seiten 420ff.</ref>
 
Ausgangspunkt im dritten Szenario sind Rote Riesen auf dem [[AGB-Stern|asymptotischen Riesenast]] ausreichend großer Masse. Nach dem Abstoßen der äußeren Hülle (dem späteren Planetarischen Nebel) entwickeln sich diese Zentralsterne hin zu Weißen Zwergen mit einer Masse oberhalb der Chandrasekhar-Grenze, die in ihren äußeren Schalen Wasserstoff und Helium über einem Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff verbrennen. Sobald die Verbrennungsvorgänge in den Schalen ausreichend Kohlenstoff produziert und auf dem kompakten Kern deponiert haben, so dass dieser die Grenzmasse überschreitet, zündet der Kohlenstoff im Kern und der Stern explodiert in einer Supernova vom Typ Ia.<ref>Adalbert W. A. Pauldrach: ''Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?'', 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seiten 426ff.</ref>


Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als [[Detonation]] als auch als [[Deflagration]] ablaufen. Neueren Arbeiten<ref>Gamezo, Khokhlov, Oran, 2004.</ref> zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, denen die Explosionsenergie entnommen wird.
Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als [[Detonation]] als auch als [[Deflagration]] ablaufen. Neueren Arbeiten<ref>Gamezo, Khokhlov, Oran, 2004.</ref> zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, denen die Explosionsenergie entnommen wird.


Die freigesetzte Energie einer Supernova-[[Explosion]] liegt innerhalb definierter Grenzen, da die Bandbreite der kritischen Masse sowie die Zusammensetzung Weißer Zwerge bekannt ist. Diese Eigenschaft wird als [[Standardkerze]] bezeichnet und eignet sich zur [[#Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae|Entfernungsbestimmung]] ''(siehe unten).''
Die freigesetzte Energie einer solchen Supernova-[[Explosion]] liegt innerhalb definierter Grenzen, da die Bandbreite der kritischen Masse sowie die Zusammensetzung Weißer Zwerge bekannt ist. Wegen dieser Eigenschaft wird sie als [[Standardkerze]] bezeichnet und eignet sich zur [[#Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae|Entfernungsbestimmung]] ''(siehe unten).''


Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig&nbsp;– die gesamte Materie des Weißen Zwergs wird als [[#Supernovaüberreste|Supernovaüberrest]] in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem sogenannten „Runaway“-Stern (engl. „Flüchtender“), da er mit der –&nbsp;normalerweise hohen&nbsp;– Orbitalgeschwindigkeit, mit der er seinen Partnerstern bislang umkreist hat, davonfliegt.
Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig&nbsp;– die gesamte Materie des Weißen Zwergs wird als [[#Supernovaüberreste|Supernovaüberrest]] in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem sogenannten „Runaway“-Stern (engl. für einen „Ausreißer“), da er mit der –&nbsp;normalerweise hohen&nbsp;– Orbitalgeschwindigkeit, mit der er seinen Partnerstern bislang umkreist hat, davonfliegt.


== Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae ==
== Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova ==
=== Vorläuferstern ===
=== Vorläuferstern ===
Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom [[Gravitationskollaps]], die zuerst 1938 von [[Fritz Zwicky]] aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen [[Kernbrennstoff]] komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen von etwa 8 bis 10 bis etwa 30 [[Sonnenmasse]]n beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ&nbsp;Ib/c. Supernovae vom Typ&nbsp;Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine [[Wolf-Rayet-Stern]]phase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines [[Sternwind]]es abstoßen.
Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom [[Gravitationskollaps]], die zuerst 1938 von [[Fritz Zwicky]] aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen [[Kernbrennstoff]] komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen von etwa 8 bis 10 bis etwa 30 [[Sonnenmasse]]n beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ&nbsp;Ib/c. Supernovae vom Typ&nbsp;Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine [[Wolf-Rayet-Stern]]phase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines [[Sternwind]]es abstoßen.


Bei ansatzweise kugelsymmetrischem [[Sternaufbau]] ergibt sich folgender Ablauf: Sobald der [[Wasserstoff]] im Kern des Sternes zu [[Helium]] fusioniert ist ([[Wasserstoffbrennen]]), sinkt der durch die Fusionsenergie erzeugte [[Hydrostatischer Druck#Gravitationsdruck in Sternen|Innendruck des Sterns]] und der Stern fällt daraufhin unter dem Einfluss seiner Gravitation zusammen. Dabei erhöhen sich [[Temperatur]] und [[Dichte]], und es setzt eine weitere [[Kernfusion|Fusionsstufe]] ein, der [[Drei-Alpha-Prozess]], in dem Helium über das Zwischenprodukt [[Beryllium]] zu [[Kohlenstoff]] fusioniert ([[Heliumbrennen]]). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch [[Kohlenstoffbrennen]] entsteht [[Sauerstoff]]. Weitere Fusionsstufen ([[Neonbrennen]] und [[Siliciumbrennen]]) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Allerdings setzt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger frei und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des [[Wasserstoffbrennen]]s verbringt, benötigt das folgende [[Heliumbrennen]] „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die letzte Fusionsstufe des [[Siliciumbrennen]]s lässt sich in Stunden bis Tagen messen.
Bei ansatzweise [[Radialsymmetrie|kugelsymmetrischem]] [[Sternaufbau]] ergibt sich folgender Ablauf: Sobald der Wasserstoff im Kern des Sternes zu [[Helium]] fusioniert ist ([[Wasserstoffbrennen]]), sinkt der durch die Fusionsenergie erzeugte [[Hydrostatischer Druck#Gravitationsdruck in Sternen|Innendruck des Sterns]] und der Stern fällt daraufhin unter dem Einfluss seiner Gravitation zusammen. Dabei erhöhen sich [[Temperatur]] und [[Dichte]], und es setzt eine weitere [[Kernfusion|Fusionsstufe]] ein, der [[Drei-Alpha-Prozess]], in dem Helium über das Zwischenprodukt [[Beryllium]] zu [[Kohlenstoff]] fusioniert ([[Heliumbrennen]]). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch [[Kohlenstoffbrennen]] entsteht [[Neon]]. Weitere Fusionsstufen ([[Neonbrennen]], [[Sauerstoffbrennen]] und [[Siliciumbrennen|Siliziumbrennen]]) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Ist im Kern des Sterns ein Brennstoff versiegt, wechselt die Fusionsreaktion in die über dem Kern liegende Kugelschale und läuft dort als [[Schalenbrennen]] weiter, während im schrumpfenden Kern das Fusionsprodukt zum neuen "Brennstoff" wird. Allerdings setzt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger frei und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringt, benötigt das folgende Heliumbrennen „nur“ noch wenige Millionen Jahre, das Kohlenstoffbrennen nur ca. 50.000 Jahre. Die letzte Fusionsstufe des Siliziumbrennens lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Weil jede vorhergehende Fusionsstufe auch im Schalenbrennen länger andauert, als die im Stern nach unten folgenden Fusionsstufen, entwickelt der Stern eine Art Zwiebelstruktur mit mehreren fusionierenden Schalen: Im letzten Stadium finden im Kern Siliziumbrennen und in den darüberliegenden Schichten Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen statt (bei [[Wolf-Rayet-Stern]]en fehlt allerdings die Wasserstoffhülle, manchmal auch noch das Helium). Aufgrund der extrem kurzen Zeitdauer der Fusionsstufen nach dem Kohlenstoffbrennen haben die letzten Fusionsschritte außerdem praktisch keinen Einfluss mehr auf die von außen sichtbaren Sternparameter – die innen erzeugte Energie kommt bis zum finalen Kollaps nicht mehr an die Oberfläche. Das ist auch der Grund, warum Supernovae scheinbar ohne jede Vorwarnung an jedem äußerlich normal erscheinendem Überriesen stattfinden können (d.&nbsp;h., es findet weder eine abnormale Leuchtkraftänderung noch eine Änderung von Durchmesser, Temperatur, Spektrum etc. statt). Dabei ist die im Zentrum des sterbenden Überriesens vorhandene "Fusionszwiebel" im Verhältnis zum Sterndurchmesser winzig klein.


All diese Sterne durchlaufen während ihrer langen Lebenszeit in ihrem Kern die verschiedenen [[energie]]<nowiki />freisetzenden Fusionsketten bis hin zur [[Nukleosynthese|Synthetisierung]] von Eisen, dem Element mit der [[Ordnungszahl]]&nbsp;26. Dort stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste [[Bindungsenergie#Kernphysik|Bindungsenergie pro Nukleon]] aller Atomkerne haben. Fusionen zu schwereren Elementen benötigen dagegen Energie.
All diese Sterne durchlaufen während ihrer langen Lebenszeit in ihrem Kern die verschiedenen [[energie]]<nowiki />freisetzenden Fusionsketten bis hin zur [[Nukleosynthese|Synthetisierung]] von [[Eisen]], dem Element mit der [[Ordnungszahl]]&nbsp;26. Dort endet die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste [[Bindungsenergie#Kernphysik|Bindungsenergie pro Nukleon]] aller Atomkerne haben. Fusionen zu schwereren Elementen benötigen Energie von außen und setzen keine mehr frei.


Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von der Temperatur und der Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennen]] eingesetzt hat, erfolgt in den Schichten darüber noch [[Wasserstoffbrennen]]. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse [[Masse-Leuchtkraft-Beziehung|stark]] an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10&nbsp;Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100&nbsp;Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe [[Stern#Spätstadien|Spätstadien der Sternentwicklung]] für einen genaueren Überblick.
Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von der Temperatur und der Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennen]] eingesetzt hat, erfolgt in den Schichten darüber noch Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse [[Masse-Leuchtkraft-Beziehung|stark]] an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10&nbsp;Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100&nbsp;Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe [[Stern#Spätstadien|Spätstadien der Sternentwicklung]] für einen genaueren Überblick.


=== Kernkollaps ===
=== Kernkollaps ===
[[Datei:Core collapse scenario.svg|mini|Grafische Darstellung eines Kernkollapses]]
[[Datei:Core collapse scenario.svg|mini|hochkant=1.4|Kernkollaps-Szenario:<br />
a) entwickelte Schichten von Elementen, Eisenkern im Zentrum<br />
b) Eisenkern beginnt zu kollabieren, schwarze Pfeile: äußere Schichten mit Überschallgeschwindigkeit, weiße Pfeile: innerer Kern mit Unterschallgeschwindigkeit<br />
c) Umwandlung des Kerns in Neutronen, Abstrahlung der Bindungsenergie in Form von Neutrinos<br />
d) einfallende Materie wird am Kern reflektiert, rot: resultierende, nach außen laufende Schockwelle<br />
e) Energieumwandlung in nuklearen Prozessen, Schockwelle läuft aus, Neutrinos beschleunigen Masse erneut<br />
f) äußere Materie wird ausgeworfen, entarteter Überrest verbleibt]]


Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sobald keine Fusionen mehr stattfinden, endet auch sämtliche Strahlung, die mit ihrem nach außen gerichteten Druck der Gravitation entgegengewirkte und den Stern aufblähte. Zwei weitere Prozesse verstärken diesen Effekt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels [[Photodesintegration]] zerstört. Dabei entstehen [[Alphastrahlung|α-Teilchen]] und [[Neutron]]en; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, [[Proton]]en und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im sogenannten inversen [[Betastrahlung|β-Zerfall]] freie [[Elektron]]en durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und [[Neutrino]]s werden freigesetzt (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine weitere Reduktion des der Gravitation entgegenwirkenden Drucks nach außen.
Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sobald keine Fusionen mehr stattfinden, endet auch sämtliche Strahlung, die mit ihrem nach außen gerichteten Druck der Gravitation entgegenwirkte und den Stern aufblähte. Zwei weitere Prozesse verstärken diesen Effekt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels [[Photodesintegration]] zerstört. Dabei entstehen [[Alphastrahlung|α-Teilchen]] und [[Neutron]]en; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, [[Proton]]en und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im sogenannten inversen [[Betastrahlung|β-Zerfall]] ([[Elektroneneinfang]]) freie [[Elektron]]en durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und [[Neutrino]]s werden freigesetzt (Jerry Cooperstein und Edward A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine weitere Reduktion des der Gravitation entgegenwirkenden Drucks nach außen.


Nun kann sich die Gravitation voll auswirken. Schließlich überschreitet der Kern die [[Chandrasekhar-Grenze]] und kollabiert.
Nun kann sich die Gravitation voll auswirken. Schließlich überschreitet der Kern die [[Chandrasekhar-Grenze]] und kollabiert.


Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell –&nbsp;innerhalb von Millisekunden&nbsp;–, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50&nbsp;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 [[Stoßwelle]] in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen, denn die Elektronen werden in die Protonen gepresst (Umkehrung des [[Beta-Zerfall]]s). Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse ([[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze]], je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen), oberhalb derer ein Schwarzes Loch entsteht. Hier sei die Masse geringer, damit eine Supernova entsteht. Der Kern wird aufgrund [[Quantenmechanik|quantenmechanischer]] Regeln ([[Entartete Materie|Entartungsdruck]]) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und [[Kompaktion|Dichteerhöhung]] im Zentrum, sodass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der [[Stoßfront]] durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch es sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Ein großer Teil der Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche [[Energie]]- und [[Impuls]]<nowiki />quelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann.<ref>Hans-Thomas Janka: ''Supernovae und kosmische Gammablitze.'' ISBN 978-3-8274-2072-5, S. 74.</ref> Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn die Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.
Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell –&nbsp;innerhalb von Millisekunden&nbsp;–, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50&nbsp;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 [[Stoßwelle]] in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen, denn die Elektronen werden in die Protonen gepresst (Umkehrung des [[Beta-Zerfall]]s). Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse ([[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze]], je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen), oberhalb derer ein Schwarzes Loch entsteht. Hier sei nun die Masse geringer, um den anderen Fall zu betrachten. Der Kern wird aufgrund [[Quantenmechanik|quantenmechanischer]] Regeln ([[Entartete Materie|Entartungsdruck]]) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und [[Kompaktion|Dichteerhöhung]] im Zentrum, sodass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der [[Stoßfront]] durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch es sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Ein großer Teil der Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche [[Energie]]- und [[Impuls]]<nowiki />quelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Neutrinodichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der dortigen Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann.<ref>Hans-Thomas Janka: ''Supernovae und kosmische Gammablitze.'' ISBN 978-3-8274-2072-5, S. 74.</ref> Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn die Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.


Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im sogenannten [[r-Prozess]] (''r'' von engl. ''rapid,'' „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel [[Kupfer]], [[Germanium]], [[Silber]], [[Gold]] oder [[Uran]].<ref>''[http://www.uni-heidelberg.de/presse/news2012/pm20120906_silber.html Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber.]'' In: ''uni-heidelberg.de.''</ref><ref>Camilla J. Hansen u. a.: ''Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process.'' A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, {{bibcode|2012A&A...545A..31H}}.</ref> Etwa die Hälfte der auf [[Planet]]en vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammt aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im [[s-Prozess]] von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren [[AGB-Stern|Riesenphase]] ins Weltall abgegeben wurde.
Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im sogenannten [[r-Prozess]] (''r'' von engl. ''rapid,'' „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel [[Kupfer]], [[Germanium]], [[Silber]], [[Gold]] oder [[Uran]].<ref>[http://www.uni-heidelberg.de/presse/news2012/pm20120906_silber.html ''Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber''.] In: ''uni-heidelberg.de.''</ref><ref>Camilla J. Hansen u.&nbsp;a.: ''Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process.'' A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, {{bibcode|2012A&A...545A..31H}}.</ref> Etwa die Hälfte der auf [[Planet]]en vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammt aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im [[s-Prozess]] von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren [[AGB-Stern|Riesenphase]] ins Weltall abgegeben wurde.


Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Sie verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit [[Lichtgeschwindigkeit]] bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei der [[SN 1987A|Supernova 1987A]].
Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Sie verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit [[Lichtgeschwindigkeit]] bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei der [[SN 1987A|Supernova 1987A]].


Ein weiteres „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein sogenannter [[Supernova Shock Breakout|Röntgen-Outburst]]. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen&nbsp;– Tage bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten [[Swift (Satellit)|Swift]] bei der Supernova SN 2008D beobachtet.<ref>Roger Chevalier: ''Astronomy: Supernova bursts onto the scene.'' Nature 453, 462–463 (22 May 2008), {{DOI|10.1038/453462a}}.</ref>
Ein anderes „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein sogenannter [[Supernova Shock Breakout|Röntgenausbruch]]. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen&nbsp;– Tage bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten [[Swift (Satellit)|Swift]] bei der [[SN 2008D|Supernova 2008D]] beobachtet.<ref>Roger Chevalier: ''Astronomy: Supernova bursts onto the scene.'' Nature 453, 462–463 (22 May 2008), [[doi:10.1038/453462a]].</ref>
 
Supernovae des Typs II werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebietes bewirkt werden, auch als ''hydrodynamische'' Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario stützt sich auf den weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes und funktionierendes physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen würden.


Eine Supernova in der Nähe belebter [[Planet]]en (Umkreis von etwa 50 [[Lichtjahr]]en) hätte aufgrund der [[Strahlung]] verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben.
Supernovae mit Ausnahme des Typs Ia werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebietes bewirkt werden, auch als ''hydrodynamische'' Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario stützt sich auf den weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes und funktionierendes physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen.


=== Supernovatypen II-L und II-P ===
=== Supernovatypen II-L und II-P ===
Supernovae vom Typ II werden nach dem Kriterium unterschieden, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher '''l'''inear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine '''P'''lateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]] zeigen bei [[Supernova vom Typ IIP|SN II-P]] eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeit besitzen. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich von SN II-P erreicht im Mittel −17,0&nbsp;mag mit einer Standardabweichung von 1,1&nbsp;mag, während SN II-L meist bei −17,6&nbsp;±&nbsp;0,4&nbsp;mag liegen.<ref>{{cite journal |author=D. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, J. Millard, R. C. Thomas, E. Baron |bibcode=2002AJ....123..745R |title=A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae |journal=The Astronomical Journal |volume=123 |issue=2 |pages=745–752 |year=2002 |doi=10.1086/338318}}</ref>
Supernovae vom Typ II werden nach dem Kriterium unterschieden, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher '''l'''inear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine '''P'''lateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]] zeigen bei [[Supernova vom Typ IIP|SN II-P]] eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeit besitzen. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich von SN II-P erreicht im Mittel −17,0&nbsp;mag mit einer Standardabweichung von 1,1&nbsp;mag, während SN II-L meist bei −17,6&nbsp;±&nbsp;0,4&nbsp;mag liegen.<ref>{{Literatur |Autor=D. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, J. Millard, R. C. Thomas, E. Baron |Titel=A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae |Sammelwerk=The Astronomical Journal |Band=123 |Nummer=2 |Datum=2002 |Seiten=745–752 |bibcode=2002AJ....123..745R |DOI=10.1086/338318}}</ref>
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 maximale Helligkeit hängt 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 eine geringere Expansionsgeschwindigkeit, sodass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf (Young, Branch, 1989). Die Supernova [[SN 1979C]] ist ein Beispiel für den Typ II-L. Hier nahm allerdings nur die Helligkeit im sichtbaren Licht ab; im [[Röntgenstrahlung|Röntgenbereich]] strahlt die Supernova noch heute genauso hell wie bei ihrer Entdeckung 1979. Welcher Mechanismus diese andauernde Helligkeit verursacht, ist bis jetzt noch nicht vollkommen erforscht.
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 maximale Helligkeit hängt 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 eine geringere Expansionsgeschwindigkeit, sodass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf (Young, Branch, 1989). Die Supernova [[SN 1979C]] ist ein Beispiel für den Typ II-L. Hier nahm allerdings nur die Helligkeit im sichtbaren Licht ab; im [[Röntgenstrahlung|Röntgenbereich]] strahlt die Supernova noch heute genauso hell wie bei ihrer Entdeckung 1979. Welcher Mechanismus diese andauernde Helligkeit verursacht, ist bis jetzt noch nicht vollkommen erforscht.


{| class="wikitable"
=== Supernovatypen Ib und Ic ===
|-
Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, sodass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden können. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.
| colspan="3"| '''SN I:''' frühes Spektrum enthält keine Wasserstofflinien
| colspan="3"| '''SN II:''' frühes Spektrum enthält Wasserstofflinien
|-
| rowspan="2"| '''SN Ia:''' Spektrum enthält Silizium
| colspan="2"| Spektrum enthält kein Silizium
| rowspan="2"| '''SN IIb:''' Heliumlinie dominant
| colspan="2"| '''„normale“ SN II:''' Wasserstofflinien dominant
|-
| '''SN Ib:''' viel Helium
| '''SN Ic:''' nur wenig Helium
| '''SN II L:''' Licht geht nach Maximum linear zurück
| '''SN II P:''' Licht bleibt nach Maximum eine Weile auf hohem Niveau
|}


=== Supernovatypen Ib und Ic ===
Zu einem ähnlichen spektralen Verlauf wie bei Typ Ib – aber weniger hell – kommt es bei einer Supernova vom Typ [[Calcium-Rich Gap Transient]].
Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, sodass bei der Explosion keine Spektrallinien des [[Wasserstoff]]s beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des [[Helium]]s auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.


=== Supernovaüberreste ===
=== Überreste der Supernova ===
[[Datei:Sig06-028.jpg|mini|Falschfarbenbild des Krebsnebels, Überrest der Supernova aus dem Jahr 1054, die Farben entsprechen verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums von Infrarot bis zur Röntgenstrahlung.]]
[[Datei:Sig06-028.jpg|mini|hochkant=1.6|Falschfarbenbild des Krebsnebels, Überrest der Supernova aus dem Jahr 1054, die Farben ent&shy;sprechen verschiedenen Bereichen des elektro&shy;magnetischen Spektrums von Infrarot bis zur Röntgenstrahlung.]]


Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen [[Emissionsnebel]], den sogenannten „[[Supernovaüberrest]]“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollapses, der in der [[Astrophysik]] als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der [[Krebsnebel]], der bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt (einen [[Pulsar]]) zurück.
Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen [[Emissionsnebel]], den sogenannten „[[Supernovaüberrest]]“ (engl. ''supernova remnant'', kurz&nbsp;SNR), im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollapses, der in der [[Astrophysik]] als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der [[Krebsnebel]], der bei der Explosion der [[Supernova 1054|SN1054]] ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt (einen [[Pulsar]]) zurück.


=== Kompakte Objekte ===
=== Kompakte Objekte ===
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== Paarinstabilitätssupernova ==
== Paarinstabilitätssupernova ==
Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der ''Paarinstabilitätssupernova''<ref name="HWBA02">Heger, Woosley, Baraffe, Abel: ''Evolution and Explosion of Very Massive Primordial Stars, Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology: Proceedings of the MPA/ESO/MPE/USM Joint Astronomy Conference Held in Garching.'' Germany, 6.–10. August 2001, ESO Astrophysics Symposia, ISBN 3-540-43769-X. Hrsg. von M. Gilfanov, R. Sunyaev, and E. Churazov. Springer-Verlag, 2002, S. 369 {{arxiv|astro-ph/0112059}}.</ref> ''(pair instability supernova, PISN),'' bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug, um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, was die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps ist. In dieser Phase gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von [[Elektron]]-[[Positron]]-Paaren führen. Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte –&nbsp;und damit der Temperatur&nbsp;– des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks –&nbsp;und damit der Masse des Kerns&nbsp;– kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verlangsamen oder sogar verhindern. Bei einer PISN entsteht ''kein'' kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 10<sup>53</sup>&nbsp;[[Erg (Einheit)|erg]] (10<sup>46</sup>&nbsp;[[Joule|J]]) um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.
Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der ''Paarinstabilitätssupernova''<ref name="HWBA02">Heger, Woosley, Baraffe, Abel: ''Evolution and Explosion of Very Massive Primordial Stars, Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology: Proceedings of the MPA/ESO/MPE/USM Joint Astronomy Conference Held in Garching.'' Germany, 6.–10. August 2001, ESO Astrophysics Symposia, ISBN 3-540-43769-X. Hrsg. von M. Gilfanov, R. Sunyaev, and E. Churazov. Springer-Verlag, 2002, S. 369 {{arXiv|astro-ph/0112059}}.</ref> ''(pair instability supernova, PISN),'' bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug, um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, was die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps ist. In dieser Phase gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von [[Elektron]]-[[Positron]]-Paaren führen ([[Breit-Wheeler-Effekt]]). Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte –&nbsp;und damit der Temperatur&nbsp;– des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks –&nbsp;und damit der Masse des Kerns&nbsp;– kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verlangsamen oder sogar verhindern. Bei einer PISN entsteht ''kein'' kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 100&nbsp;[[Foe (Einheit)|foe]] (10<sup>46</sup>&nbsp;[[Joule|J]]) um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.


Modellrechnungen<ref name="HWBA02" /> für verschwindende [[Metallizität]] und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der sich somit weiter zu einem Schwarzen Loch entwickelt. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als äußerst selten angesehen. In Betracht gezogen wird es vorwiegend bei der ersten Sterngeneration. Dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.
Modellrechnungen<ref name="HWBA02" /> für verschwindende [[Metallizität]] und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der sich somit weiter zu einem Schwarzen Loch entwickelt. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als äußerst selten angesehen. In Betracht gezogen wird es vorwiegend bei der ersten Sterngeneration der sog. [[Population (Astronomie)|Population III]]. Dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.
[[Datei:Sn2006gy light curve.jpg|mini|[[Lichtkurve]] von SN 2006gy (obere Kurve) verglichen mit den Lichtkurven anderer Supernovae]]
[[Datei:Sn2006gy light curve.jpg|mini|hochkant=1.6|[[Lichtkurve]] von SN 2006gy (obere Kurve) ver&shy;glichen mit den Lichtkurven anderer Supernovae]]
Einen Sonderfall stellt die Supernova [[SN 2006gy]] in der Galaxie NGC 1260 dar, die am 18.&nbsp;September 2006 im Rahmen des ''Texas Supernova Search'' entdeckt wurde: Die absolute Helligkeit von SN 2006gy lag um mehr als eine Magnitude über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitätsmechanismus als Erklärung möglich ist&nbsp;– allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial noch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.
Einen Sonderfall stellt die Supernova [[SN 2006gy]] in der Galaxie [[NGC 1260]] dar, die am 18.&nbsp;September 2006 im Rahmen des ''Texas Supernova Search'' entdeckt wurde: Die absolute Helligkeit von SN 2006gy lag um mehr als eine Magnitude über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitätsmechanismus als Erklärung möglich ist&nbsp;– allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial noch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.


Der erste wohl sichere Vertreter einer PISN ist die Supernova [[SN 2007bi]], die sich am 6.&nbsp;April 2007 in einer [[Zwerggalaxie]] im Sternbild Jungfrau ereignete. Eine Gruppe von Astronomen vom [[Weizmann-Institut für Wissenschaften]] nutzte unter anderem die beiden [[Keck-Observatorium|Keck-Teleskope]], um die Spektren und den Helligkeitsverlauf über mehr als ein Jahr lang zu beobachten. Die Untersuchungen ergaben, dass der Vorläuferstern des 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernten Sternenrestes als [[Hyperriese]] mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an [[Silizium]] und radioaktivem [[Nickel]] freigesetzt.<ref>''[http://www.astronomie-heute.de/artikel/1016083&_z=798889 Erste Paar-Instabilitäts-Supernova entdeckt.]'' In: ''Astronomie-heute.de.'' 3. Dezember 2009.</ref>
Der erste wohl sichere Vertreter einer PISN ist die Supernova [[SN 2007bi]], die am 6.&nbsp;April 2007 in einer [[Zwerggalaxie]] im Sternbild Jungfrau entdeckt wurde. Eine Gruppe von Astronomen vom [[Weizmann-Institut für Wissenschaften]] nutzte unter anderem die beiden [[Keck-Observatorium|Keck-Teleskope]], um die Spektren und den Helligkeitsverlauf über mehr als ein Jahr lang zu beobachten. Die Untersuchungen ergaben, dass der Vorläuferstern des 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernten Sternenrestes als [[Hyperriese]] mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an [[Silicium|Silizium]] und radioaktivem [[Nickel]] freigesetzt.<ref>[http://www.astronomie-heute.de/artikel/1016083&_z=798889 ''Erste Paar-Instabilitäts-Supernova entdeckt''.] In: ''Astronomie-heute.de.'' 3. Dezember 2009.</ref><ref>Avishay Gal-Yam: ''Superhelle Supernova'', [[Spektrum der Wissenschaft]], August 2012, S.&nbsp;42</ref>


== Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae ==
== Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae ==
Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von <sup>56</sup>[[Nickel|Ni]] zu <sup>56</sup>[[Cobalt|Co]] und von diesem zu <sup>56</sup>[[Eisen|Fe]] gespeist wird, wobei die [[Halbwertszeit]]en etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst [[Fred Hoyle]] und [[William Alfred Fowler]] im Jahre 1960 auf), ist die Form der [[Lichtkurve]] stets annähernd gleich. Auch die freigesetzte Energiemenge sollte, bedingt durch den Mechanismus, immer ungefähr gleich sein, was wegen des ungefähr gleichen Aufbaus eine immer ungefähr gleiche Leuchtkraft ergibt. Durch diese Eigenschaften einer [[Standardkerze]] lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue [[Entfernungsmessung]]en im [[Universum|Weltall]] vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den [[Spektrallinie]]n zur Bestimmung der [[Rotverschiebung]] verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z.&nbsp;B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert. Die Idee dazu geht auf [[Fritz Zwicky]] zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte Expansion des Universums (siehe z.&nbsp;B. [[Hubble-Konstante]] oder [[Supernova Cosmology Project]]) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.
Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von <sup>56</sup>[[Nickel|Ni]] zu <sup>56</sup>[[Cobalt|Co]] und von diesem zu <sup>56</sup>[[Eisen|Fe]] gespeist wird, wobei die [[Halbwertszeit]]en etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst [[Fred Hoyle]] und [[William Alfred Fowler]] im Jahre 1960 auf), ist die Form der [[Lichtkurve]] stets annähernd gleich. Auch die freigesetzte Energiemenge sollte, bedingt durch den Mechanismus, immer ungefähr gleich sein, was wegen des ungefähr gleichen Aufbaus eine immer ungefähr gleiche Leuchtkraft ergibt. Durch diese Eigenschaften einer [[Standardkerze]] lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue [[Entfernungsmessung]]en im [[Universum|Weltall]] vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den [[Spektrallinie]]n zur Bestimmung der [[Rotverschiebung]] verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z.&nbsp;B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert. Die Idee dazu geht auf [[Fritz Zwicky]] zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte Expansion des Universums (siehe z.&nbsp;B. [[Hubble-Konstante]] oder [[Supernova Cosmology Project]]) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.


== Computersimulationen von Supernova-Explosionen ==
== Computersimulationen von Supernovae ==
Seit Anfang des 21. Jahrhunderts ist es möglich, unter Zuhilfenahme von [[Supercomputer]]n Supernova-Explosionen in Teilen dreidimensional zu simulieren. Bis dahin bereitete vor allem die Modellierung von thermonuklearen Explosionen Probleme, weil die dafür nötige hohe Brenngeschwindigkeit von einigen tausend Kilometern pro Sekunde nicht erreicht wurde. Eine Lösung des Problems deutet sich an, seit man mit der Berechnung von [[Turbulente Strömung|Flammenturbulenzen]] ähnlich den Vorgängen in einem [[Ottomotor]] arbeitet. Weiterhin schwierig ist die Berechnung der zugleich in sehr großen wie in sehr kleinen Maßstäben ablaufenden Vorgänge sowie die Tatsache, dass die Vorgänge möglichst dreidimensional darzustellen sind. Ein Hauptproblem aller Simulationen ist allerdings bis heute (April 2010) der unerreichte Übergang vom Kollaps zur eigentlichen Explosion. Laut der Astrophysikerin Fiona Harrison deutet dies auf unzureichende Kenntnisse der physikalischen Grundprinzipien hin und ist Gegenstand aktueller Forschungen.<ref>{{Internetquelle |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2012/15jun_nustar |titel=Why Won’t the Supernova Explode? |autor=Patrick Barry |werk=science.nasa.gov |datum=2010-07-01 |sprache=Englisch |zugriff=2009-11-05 }}{{Toter Link|date=2017-08 |bot=InternetArchiveBot |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2010/07jan_nustar.htm?list108733 }}</ref>
Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernovae führten [[Stirling Colgate]] und Richard White am [[Lawrence Livermore National Laboratory]] 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte [[James R. Wilson]] Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind [[W. David Arnett]], [[Stanford E. Woosley]], [[Wolfgang Hillebrandt]] und [[Fiona Harrison]].


Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernova-Explosionen führten [[Stirling Colgate]] und Richard White am [[Lawrence Livermore National Laboratory]] 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte [[James R. Wilson]] Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind [[W. David Arnett]], [[Stanford E. Woosley]], [[Wolfgang Hillebrandt]].
Neuere Berechnungen (Stand 2016) die mit ähnlichen Methoden arbeiten, wie sie sich bei der Berechnung von [[Turbulente Strömung|Flammenturbulenzen]] im [[Ottomotor]] bewährt haben und basierend auf der fortschrittlichsten Beschreibung der entscheidenden Neutrinophysik in kollabierenden Sternen ohne erzwungene Symmetrieannahmen, liefern Ergebnisse die einen wichtigen Meilenstein für die Supernovamodellierung bedeuten. Sie bestätigen die grundsätzliche Möglichkeit, dass Neutrinoheizen die Explosion massereicher Sterne auslöst. Wie bereits bei den früheren zweidimensionalen (d.&nbsp;h. rotationssymmetrischen) Modellen gesehen, unterstützen nichtradiale Strömungsvorgänge das Einsetzen der Explosion und prägen der expandierenden Materie Asymmetrien auf, die zu den später beobachtbaren Asymmetrien bei Supernovae führen.<ref name="Melson, et al.">{{Literatur |Autor=Melson, Tobias; Janka, Hans-Thomas |Titel=Computersimulationen zeigen erfolgreiche Sternexplosionen in drei Dimensionen |Sammelwerk=Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, Stellare Astrophysik |Datum=2016 |DOI=10.17617/1.1N}}</ref>


Die bislang aufwendigste Simulation wurde im Jahre 2004 am [[Max-Planck-Institut für Astrophysik|MPI für Astrophysik]] in Garching bei München durchgeführt. Dabei wurden in jedem Simulationsschritt 512³ Gitterpunkte berechnet, was einer [[Auflösung (Physik)|Auflösung]] von wenigen Kilometern entspricht. Eine ganze Simulation dauerte 15.000 Prozessorstunden. Die Simulationen zeigen, dass die Entstehung turbulenter blasenartiger Strukturen wahrscheinlich ist, jedoch stimmen die Ergebnisse mit den derzeitigen Beobachtungen noch nicht befriedigend überein.
Die Vermutung, dass viele massereiche Sterne entweder sehr lichtschwach, oder gänzlich ohne Explosion in einer sogenannten [[Un-Nova]] (wie auch beim Kernkollaps des Vorgängers von [[Cygnus X-1]] angenommen) enden und somit nicht sichtbar explodieren, kann jedoch aufgrund der dafür notwendigen enormen Rechenzeit in einer Simulation noch nicht nachgewiesen werden.


Andere Computermodelle beziehen auch die von emittierten Neutrinos gebildete Stoßfront ein, hier sind jedoch die Unzulänglichkeiten noch größer, was vor allem an der extrem hohen Zahl von Rechenoperationen liegt.
Durch die zunehmend schnelleren [[Supercomputer]] wurde es möglich, Supernovaberechnungen ohne unnatürliche Symmetrieannahmen durchzuführen. Damit konnten [[Simulation]]en wesentlich realistischer werden, da die relevante Physik in den Modellen berücksichtigt wird, insbesondere was die hochkomplexen Wechselwirkungen der [[Neutrino]]s betrifft, bewegen sich solche Simulationen an der absoluten Grenze des aktuell auf den größten verfügbaren Superrechnern gerade noch Machbaren.
 
Im Jahr 2016 konnten einem Team am [[Max-Planck-Institut für Astrophysik]] (MPA) 16.000 [[Prozessorkern]]e auf dem [[SuperMUC]] am [[Leibniz-Rechenzentrum]] (LRZ) in Garching und auf dem [[MareNostrum]] am Barcelona Supercomputing Center (BSC) zur Verfügung gestellt werden.
Selbst bei paralleler Nutzung dieser 16.000 Prozessorkerne dauert eine einzige Modellsimulation einer Supernova über eine Entwicklungszeit von etwa 0,5 Sekunden immer noch sechs Monate und verschlingt rund 50 Millionen Stunden Rechenzeit.<ref name="Melson, et al." />


== Auswirkungen auf die Erde ==
== Auswirkungen auf die Erde ==
Der mögliche Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres [[Sonnensystem]]s wird als ''erdnahe Supernova'' bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova unter 100&nbsp;[[Lichtjahr]]en merkliche Auswirkungen auf die [[Biosphäre]] unseres Planeten eintreten würden. Die [[Gammastrahlung]] einer solchen Supernova kann chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen [[Stickstoff]] in [[Stickoxide]] umgewandelt wird. Dadurch könnte die [[Ozonschicht]] komplett zerstört werden, was die Erde gefährlicher Strahlung aussetzen würde.
Der mögliche Ausbruch einer Supernova in der Nähe des [[Sonnensystem]]s wird als ''erdnahe Supernova'' bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova unter 100&nbsp;[[Lichtjahr]]en merkliche Auswirkungen auf die [[Biosphäre]] der Erde eintreten würden. Die [[Gammastrahlung]] einer solchen Supernova kann chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen [[Stickstoff]] in [[Stickoxide]] umgewandelt wird. Dadurch könnte die [[Ozonschicht]] komplett zerstört werden, was die Erde gefährlicher Strahlung aussetzen würde.


Das [[Massenaussterben]] im oberen [[Ordovizium]], bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen [[Art (Biologie)|Arten]] ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht.<ref>{{cite journal |author=A. Melott u. a. |title=Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction? |journal=International Journal of Astrobiology |year=2004 |volume=3 |issue=2 |pages=55–61 |arxiv=astro-ph/0309415 |accessdate=2007-02-01 |doi=10.1017/S1473550404001910}}</ref>
Das [[Massenaussterben]] im oberen [[Ordovizium]], bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen [[Art (Biologie)|Arten]] ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht.<ref>{{Literatur |Autor=A. Melott u.&nbsp;a. |Titel=Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction? |Sammelwerk=International Journal of Astrobiology |Band=3 |Nummer=2 |Datum=2004 |Seiten=55–61 |arXiv=astro-ph/0309415 |DOI=10.1017/S1473550404001910}}</ref>
Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops [[Eisen#Isotope|<sup>60</sup>Fe]] wurden beispielsweise in Tiefseegestein des [[Pazifischer Ozean|Pazifischen Ozeans]] festgestellt.<ref>{{cite news |first=Staff |pages=17 |title=Researchers Detect ‘Near Miss’ Supernova Explosion|date=Fall/Winter 2005–2006 |publisher=[[University of Illinois at Urbana-Champaign |University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences]] |url=http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html |accessdate=2007-02-01 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070427055659/http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html |archivedate=2007-04-27}}</ref><ref>{{cite journal |author=K. Knie u. a. |title=<sup>60</sup>Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source |journal=[[Physical Review|Physical Review Letters]] |year=2004 |volume=93 |issue=17 |pages=171103–171106 |doi=10.1103/PhysRevLett.93.171103}}</ref><ref name="Fields">{{cite journal |author=B. D. Fields, J. Ellis |title=On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova |journal=New Astronomy |year=1999 |volume=4 |pages=419–430 |arxiv=astro-ph/9811457 |doi=10.1016/S1384-1076(99)00034-2}}</ref>
Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops [[Eisen#Isotope|<sup>60</sup>Fe]] wurden beispielsweise in Tiefseegestein des [[Pazifischer Ozean|Pazifischen Ozeans]] festgestellt.<ref>{{Internetquelle |autor=Staff |url=http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html |titel=Researchers Detect ‘Near Miss’ Supernova Explosion |hrsg=[[University of Illinois at Urbana-Champaign|University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences]] |datum=2005 |seiten=17 |archiv-url=https://web.archive.org/web/20070427055659/http://www.las.uiuc.edu/alumni/news/fall2005/05fall_supernova.html |archiv-datum=2007-04-27 |abruf=2007-02-01}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=K. Knie u.&nbsp;a. |Titel=<sup>60</sup>Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source |Sammelwerk=[[Physical Review|Physical Review Letters]] |Band=93 |Nummer=17 |Datum=2004 |Seiten=171103–171106 |DOI=10.1103/PhysRevLett.93.171103}}</ref><ref name="Fields">{{Literatur |Autor=B. D. Fields, J. Ellis |Titel=On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova |Sammelwerk=New Astronomy |Band=4 |Datum=1999 |Seiten=419–430 |arXiv=astro-ph/9811457 |DOI=10.1016/S1384-1076(99)00034-2}}</ref>


Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ&nbsp;Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte.<ref>{{cite web | url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | title=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? | first=Michael | last=Richmond | date=2005-04-08 | format=TXT | accessdate=2006-03-30 | offline=yes | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt | archivedate=2007-03-06 }} Siehe Section 4.</ref>
Die potenziell gefährlichsten Supernovae sind [[Supernova vom Typ Ia|vom Typ Ia]]. Da sie aus einem engen halbgetrennten [[Doppelstern]]system bestehend aus einem lichtschwachen [[Akkretion (Astronomie)|akkretierenden]] [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] und einem Masse verlierenden Begleiter hervorgehen, erscheinen [[kataklysmische Veränderliche]] eher unauffällig und es ist denkbar, dass Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleiben oder nur unzureichend studiert werden. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte.<ref>{{cite web |first=Michael |last=Richmond |url=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |title=Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? |date=2005-04-08 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt |archivedate=2007-03-06 |accessdate=2006-03-30}} Siehe Section 4.</ref>
Als erdnächster ''bekannter'' Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt [[IK Pegasi]] in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.<ref>{{cite journal | month=March | year=2007 | title=The Supernova Menace | first=Mark | last=Gorelick | journal=[[Sky & Telescope]]}}</ref>
Als erdnächster ''bekannter'' Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt [[IK Pegasi|IK&nbsp;Pegasi]] in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.<ref>{{Literatur |Autor=Mark Gorelick |Titel=The Supernova Menace |Sammelwerk=[[Sky & Telescope]] |Datum=2007-03}}</ref>


Supernovae vom Typ&nbsp;II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.<ref name="Gehrels">{{Cite journal |url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0211361 |title=Ozone Depletion from Nearby Supernovae |first=Neil |last=Gehrels |coauthors=Claude M. Laird u. a. |journal=[[Astrophysical Journal]] |date=2003-03-10 |volume=585 |pages=1169–1176 |accessdate=2007-02-01 |doi=10.1086/346127}}</ref>
Supernovae vom Typ&nbsp;II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen (von 2003) gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.<ref name="Gehrels">Neil Gehrels, Claude M. Laird u.&nbsp;a.: ''Ozone Depletion from Nearby Supernovae''. In: ''[[Astrophysical Journal]]'', Band 585, 10. März 2003, S. 1169–1176, [[doi:10.1086/346127]], {{arXiv|astro-ph/0211361}}</ref>


== Sonstiges ==
== Sonstiges ==
Im Oktober 2011 sprach das Nobelpreis-Komitee den drei amerikanischen [[Astrophysiker]]n [[Saul Perlmutter]], [[Brian Schmidt]] und [[Adam Riess]] für ihre Beobachtungen an Supernovae den [[Nobelpreis für Physik]] zu. Sie hatten in den 1990er Jahren –&nbsp;entgegen der damals herrschenden Lehrmeinung&nbsp;– herausgefunden, dass [[dunkle Energie]] das Universum mit ''wachsender'' Geschwindigkeit auseinandertreibt.<ref>''[http://www.tagesspiegel.de/wissen/supernova-juenger-schneller-weiter/4685620.html Supernova – jünger, schneller, weiter.]'' In: ''tagesspiegel.de.'' 5. Oktober 2011.</ref>
Im Oktober 2011 sprach das [[Nobelkomitee]] den drei amerikanischen [[Astrophysiker]]n [[Saul Perlmutter]], [[Brian Schmidt]] und [[Adam Riess]] für ihre Beobachtungen an Supernovae den [[Nobelpreis für Physik]] zu. Sie hatten in den 1990er Jahren –&nbsp;entgegen der damals herrschenden Lehrmeinung&nbsp;– herausgefunden, dass [[Dunkle Energie]] das Universum mit ''wachsender'' Geschwindigkeit auseinandertreibt.<ref>[http://www.tagesspiegel.de/wissen/supernova-juenger-schneller-weiter/4685620.html ''Supernova – jünger, schneller, weiter''.] In: ''tagesspiegel.de.'' 5. Oktober 2011.</ref>
 
Als bislang leuchtstärkste Supernova (Stand April 2020) wurde die 2016 entdeckte [[SN 2016aps]] eingestuft.


== Siehe auch ==
== Siehe auch ==
* [[Liste von Supernovae]]
* [[Liste von Supernovae]]
* [[nukleare Astrophysik]]
* [[nukleare Astrophysik]]
* [[Veränderlicher Stern]]
* [[Kataklysmische Veränderliche|Kataklysmische Sterne]]
* [[Eruptiv veränderlicher Stern]]
* [[Hypernova]]
* [[Hypernova]]
* [[Interaction-Powered Supernova]]
* [[Supernova Cosmology Project]]
* [[Supernova Cosmology Project]]
* [[Supernova Shock Breakout]]
* [[Supernovaüberrest]]
* [[Supernova vom Typ Iax]]
* [[Supernova vom Typ Iax]]
* [[Electron-Capture Supernova]]
* [[Electron-Capture Supernova]]
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== Literatur ==
== Literatur ==
* A. W. A. Pauldrach: ''Dunkle kosmische Energie.'' Spektrum Akademischer Verlag, 2010, ISBN 3-8274-2480-1.
* V. N. Gamezo, A. M. Khokhlov, E. S. Oran: ''Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae.'' Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004, {{arxiv|astro-ph/0406101}}.
* R. Dean u. a.: ''A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae.'' The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp.&nbsp;745–752, 02/2002, {{arxiv|astro-ph/0112051}}.
* D. H. Clark, F. R. Stephenson: ''The Historical Supernovae.'' Pergamon Press, Oxford u.&nbsp;a., 1977, ISBN 0-08-020914-9.
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* J. Cooperstein, E. Baron: ''Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State.'' In: ''Supernovae.'' Hrsg. von A.&nbsp;G. Petschek, Springer 1990.
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* [[Hans Bethe|H. Bethe]]: ''Supernova mechanisms.'' Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No. 4, October 1990.
* [[Hans Bethe|H. Bethe]]: ''Supernova mechanisms.'' Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No. 4, October 1990.
* T. R. Young, D. Branch: ''Absolute lightcurves of type II supernovae.'' ApJ ''342,'' L79–L82 (1989).
* [[Wolfgang Hillebrandt]], H.-T. Janka, Ewald Müller: ''Rätselhafte Supernova-Explosionen.'' Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36 ff.
* [[Wolfgang Hillebrandt]], H.-T. Janka, Ewald Müller: ''Rätselhafte Supernova-Explosionen.'' Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36 ff.
* Thorsten Dambeck: ''Todesschrei im Röntgenlicht.'' Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 9/2008, S. 14–15, {{ISSN|0170-2971}}.
* Richard F. Stephenson u.&nbsp;a.: ''Historical supernovae and their remnants.'' Clarendon Press Oxford 2004, ISBN 0-19-850766-6.
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* Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut (Hrsg.): ''From twilight to highlight – the physics of supernovae.'' Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-00483-1.
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* Gerald North: ''Observing variable stars, novae, and supernovae.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2.
* Gerald North: ''Observing variable stars, novae, and supernovae.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2.
* Peter Höflich u. a.: ''Cosmic explosions in three dimensions – asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts.'' Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-84286-7.
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== Weblinks ==
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* ''[http://www.wissenschaft.de/wissen/news/248926.html Dramatische Materieverdichtung in kollabierenden Sternen ändert Form der Atomkerne.]'' In: ''wissenschaft.de.''
* {{Webarchiv |url=http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/248926.html |text=''Dramatische Materieverdichtung in kollabierenden Sternen ändert Form der Atomkerne''. |wayback=20081208194816}} In: ''wissenschaft.de.''
* ''[http://www.wissenschaft.de/wissen/news/269855.html Astronomen finden das Überbleibsel der ältesten historisch überlieferten Supernova, die chinesische Astronomen im Jahr 185 nach Christus beobachteten.]'' In: ''wissenschaft.de.''
* {{Webarchiv |url=http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/269855.html |text=''Astronomen finden das Überbleibsel der ältesten historisch überlieferten Supernova, die chinesische Astronomen im Jahr 185 nach Christus beobachteten''. |wayback=20081208194824}} In: ''wissenschaft.de.''
* ''[http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/277911.html Rekord – Forscher beobachten hellste Supernova Monster-Sternenexplosion.]'' In: ''wissenschaft.de.''
* [https://www.wissenschaft.de/astronomie-physik/rekord-forscher-beobachten-hellste-supernova/ ''Rekord – Forscher beobachten hellste Supernova Monster-Sternenexplosion''.] In: ''wissenschaft.de.''
* ''[http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/284546.html Die Super-Supernova – Sternenexplosion war hell wie hundert Milliarden Sonnen.]'' In: ''wissenschaft.de.''
* {{Webarchiv |url=http://www.wissenschaft.de/wissenschaft/news/284546.html |text=''Die Super-Supernova – Sternenexplosion war hell wie hundert Milliarden Sonnen''. |wayback=20071012013029}} In: ''wissenschaft.de.''
* ''[http://supernova.lbl.gov/ Supernova Cosmology Project.]'' In: ''supernova.lbl.gov.'' Abgerufen am 23. Februar 2012.
* [http://supernova.lbl.gov/ ''Supernova Cosmology Project''.] In: ''supernova.lbl.gov.'' Abgerufen am 23. Februar 2012.
* [http://www.astronews.com/news/artikel/2017/02/1702-014.shtml Das Geheimnis der hellsten Sternexplosionen] In: ''astronews.com.'' 16. Februar 2017.
* [http://www.astronews.com/news/artikel/2017/02/1702-014.shtml Das Geheimnis der hellsten Sternexplosionen] In: ''astronews.com.'' 16. Februar 2017.
Spektrum.de: [https://www.spektrum.de/news/das-geheimnis-besonders-starker-supernovae/1621236 ''Das Geheimnis besonders starker Supernovae''] 5. Februar 2019


=== Videos ===
=== Videos ===
* {{Alpha Centauri|29}}
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* <!-- {{Alpha Centauri|171}}-->''[https://www.br.de/mediathek/video/video/supernova-102.html Was passiert, wenn eine Supernova explodiert?]'' Aus der Fernseh-Sendereihe [[alpha-Centauri]] (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 27.&nbsp;April 2005.
* <!-- {{Alpha Centauri|171}}-->[https://www.br.de/mediathek/video/video/supernova-102.html ''Was passiert, wenn eine Supernova explodiert?''] Aus der Fernseh-Sendereihe [[alpha-Centauri]] (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 27.&nbsp;April 2005.
* ''[http://www.spacetelescope.org/videos/html/heic0401a.html Supernova-companion star system.]'' Eine künstlerische NASA/ESA-Simulation der Supernova SN 1993J, einer spektakulären Supernova vom Typ Ia aus dem Jahre 1993 (zur Auswahl in verschiedenen Quick-Time und MPEG-Formaten).
* [http://www.spacetelescope.org/videos/html/heic0401a.html ''Supernova-companion star system''.] Eine künstlerische NASA/ESA-Simulation der Supernova SN 1993J, einer spektakulären Supernova vom Typ Ia aus dem Jahre 1993 (zur Auswahl in verschiedenen Quick-Time und MPEG-Formaten).


== Einzelnachweise ==
== Einzelnachweise ==

Aktuelle Version vom 28. Februar 2022, 13:42 Uhr

Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen sind unter Supernova (Begriffsklärung) aufgeführt.
Supernova 1994D in der Galaxie NGC 4526 (heller Punkt links unten)
Der Überrest der Supernova 1987A (März 2005)

Eine Supernova (von lateinisch stella nova, super ‚neuer Stern, darüber hinaus‘; Plural Supernovae) ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.

Dabei wird innerhalb von Sekunden etwa ein Foe beobachtbare Energie freigesetzt.[1] Dies entspricht einem Wert von ≈ 3 · 1028 TWh (Terawattstunden). Zum Vergleich: hätte die Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer ihre derzeitige Leuchtkraft, würde sie 3,827 · 1026 W × 3,1536 · 107 s/Jahr × 1010 Jahre ≈ 1,2 foe an Energie freisetzen.

Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:

  1. Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse (siehe Sternentstehung) von mehr als etwa acht Sonnenmassen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Neutronenstern (Pulsar) oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw. hydrodynamische Supernova bezeichnet.
  2. Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material (z. B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem) akkretieren, durch Eigengravitation kollabieren und dabei durch einsetzendes Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.

Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und Keplers Supernova (1604). Speziell letztere und Tycho Brahes Supernova (1572) haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde. Der bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel (Supernova 1054) im Sternbild Stier.

Historische Supernovae
Jahr beobachtet in maximale scheinbare Helligkeit Sicherheit[2] der

SN-Identifizierung

185 Sternbild Zentaur −6m mögliche SN,

auch als Komet vorgeschlagen[3][4]

386 Sternbild Schütze +1,5m[5] unsicher, ob SN oder

klassische Nova[6]

393 Sternbild Skorpion −3m mögliche SN[6]
1006 Sternbild Wolf −7,5±0,4m[7] sicher: SNR bekannt
1054 Sternbild Stier −6m sicher:

SNR und Pulsar bekannt

1181 Sternbild Kassiopeia −2m mögliche SN,

vermutlich keine SN,

sondern WR-Stern-Aktivität[8]

1572 Sternbild Kassiopeia −4m sicher:

SNR bekannt

1604 Sternbild Schlangenträger −2m sicher:

SNR bekannt

1680 Sternbild Kassiopeia +6m unsichere Identifizierung
1885 Andromedanebel +6m
1979 Galaxie Messier 100 +11,6m sicher
1987 Große Magellansche Wolke +3m sicher
2014 Galaxie Messier 82 +10,5m sicher

Geschichte

Die Bezeichnung der Nova geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Sterns im Jahr 1572.[9] Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament. Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art von Helligkeitsausbruch eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur früheren Helligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten (siehe Lichtkurve). Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine Supernova nicht mehr zu den Novae in ihrer ursprünglichen Bedeutung zählt.

Noch zu Beginn des 20. Jahrhunderts hatte man keine Erklärung für das Auftreten neuer oder temporärer Sterne, wie man Supernovae damals nannte. Es gab mehrere Hypothesen, darunter eine von Hugo von Seeliger, wonach das Eintreten eines festen Körpers in eine kosmische Wolke aus fein verteilter Materie (mit der man sich den Weltraum angefüllt vorstellte) zu einer starken Erhitzung der Oberfläche dieses Körpers und damit zu einem Aufleuchten führt. Die beobachteten Verschiebungen des Spektrums der neuen Sterne interpretierte man als Hinweis darauf, dass die Bildung ihrer dichten Hülle in wenigen Tagen vor sich gegangen sein müsse.[10]

Benennung

Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war SN 1987A die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden (in fernen Galaxien) erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit modernen Großteleskopen und speziellen Suchprogrammen wurden in den 2000er Jahren pro Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz). Heute sind es pro Jahr weit über Tausend.[11]

Häufigkeit

Man geht davon aus, dass im Universum pro Sekunde etwa 20 bis 30 Supernova explodieren.[12][13] Wie oft Supernovae in einzelnen Galaxien auftreten, hängt von deren Sternbildungsrate ab, denn sehr massereiche Sterne, die in Supernovae enden, haben eine nach astronomischen Zeitmaßstäben vergleichsweise kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren. Für die Milchstraße werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen; die übrigen beobachteten Supernovae fanden sich in anderen Galaxien.

In der Milchstraße wurden die letzten, freiäugig sichtbaren Supernovae 1572 von Brahe und 1604 von Kepler beobachtet. Eine sehr weit entfernte folgte noch 1680, war aber nur teleskopisch sichtbar. Für die moderne Astrophysik bedeutsam wurde hingegen die SN 1885A in der Andromedagalaxie und vor allem jene von 1987 in der relativ nahen Großen Magellanschen Wolke. Letztere begründete rückblickend den jungen Wissenschaftszweig der Neutrinoastronomie.[14]

Klassifikation

Typen von Supernovae
SN I SN II
frühes Spektrum
enthält keine
Wasserstofflinien
frühes Spektrum enthält Wasserstofflinien
SN Ia SN Ib SN Ic SN IIb SN II-L SN II-P
Spektrum
enthält
Silizium
kein Silizium Heliumlinie
dominant
Wasserstofflinien dominant
viel
Helium
wenig
Helium
Licht geht
nach Maximum
linear zurück
Licht bleibt nach
Maximum eine Weile
auf hohem Niveau

Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von Rudolph Minkowski eingeführt, seither wurden sie verfeinert.

Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia thermonuklear.

Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Kurzfassung: 4 Stadien einer SN Typ Ia
Innerhalb des Bildes den Link „Weitere Einzelheiten“ anklicken
Entwicklung der Vorgänger zur SN Typ Ia (von links n. rechts und von oben n. unten)

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach einem verbreiteten Modell in kataklysmischen Doppelsternsystemen, die aus einem Weißen Zwerg und einem Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück, bis der vor der Supernova stehende Weiße Zwerg in seinem Kern große Mengen mit Sauerstoff verunreinigten Kohlenstoffs, einem riesigen Diamanten vergleichbar, enthält. Die unter hohem Gravitationsdruck herrschende mittlere Dichte liegt dabei typischerweise bei rund 3 t pro cm³. Wenn sich der Kern durch weitere Akkretion und Verbrennungsvorgänge in den Schalen der Chandrahsekharmasse nähert, wird er zunehmend instabil. Je mehr Masse ihm zugeführt wird, umso kleiner wird sein Radius, die Dichte steigt auf über 1000 t pro cm³. Nach Pauldrach ist er in diesem Zustand mehr Grenzgänger als Stern, der keinen spezifizierbaren Radius mehr besitzt. Bei Erreichen der Grenzmasse zündet der Kohlenstoff nicht über eine Erhöhung der Temperatur, sondern aufgrund der weiteren Dichtezunahme. Die dadurch einsetzende Temperaturerhöhung nimmt der entartete Stern erst wahr, wenn er bei rund 10 Mrd. K wieder einen normal-thermischen, nicht-entarteten Zustand erreicht. Dabei wird in Sekundenbruchteilen der komplette Kohlenstoffvorrat zu Eisen und Nickel verbrannt und der Stern kann wieder normal auf das Szenario reagieren, d. h., er explodiert in einer thermonuklearen Supernova vom Typ Ia.[15]

Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die Superweichen Röntgenquellen sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten Wasserstoffbrennen zu führen.[16]

Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an sechs ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der zu erwartende Wert, wenn Novae und Super Soft X-ray Sources die dominierenden Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seither wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:

  1. ein Doppelsternsystem, bei dem ein Weißer Zwerg Gas aus der Hülle eines Roten Riesen akkretiert
  2. zwei einander umlaufende und schließlich verschmelzende Weiße Zwerge
  3. den Zentralstern eines planetarischen Nebels

Das zweite Erklärungsmodell wird auch als das „zweifach entartete Szenario“ bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen Materie auszutauschen (sogenannte AM-Canum-Venaticorum-Sterne). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.

Von den ersten beiden Szenarien gibt es jedoch nicht ausreichend viele, um die Anzahl der beobachteten Supernovae vom Typ Ia zu erklären, und es wären – im Fall verschmelzender Weißer Zwerge – Über-Chandrasekharmassen-Supernovae zu erwarten.[17]

Ausgangspunkt im dritten Szenario sind Rote Riesen auf dem asymptotischen Riesenast ausreichend großer Masse. Nach dem Abstoßen der äußeren Hülle (dem späteren Planetarischen Nebel) entwickeln sich diese Zentralsterne hin zu Weißen Zwergen mit einer Masse oberhalb der Chandrasekhar-Grenze, die in ihren äußeren Schalen Wasserstoff und Helium über einem Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff verbrennen. Sobald die Verbrennungsvorgänge in den Schalen ausreichend Kohlenstoff produziert und auf dem kompakten Kern deponiert haben, so dass dieser die Grenzmasse überschreitet, zündet der Kohlenstoff im Kern und der Stern explodiert in einer Supernova vom Typ Ia.[18]

Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als Detonation als auch als Deflagration ablaufen. Neueren Arbeiten[19] zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, denen die Explosionsenergie entnommen wird.

Die freigesetzte Energie einer solchen Supernova-Explosion liegt innerhalb definierter Grenzen, da die Bandbreite der kritischen Masse sowie die Zusammensetzung Weißer Zwerge bekannt ist. Wegen dieser Eigenschaft wird sie als Standardkerze bezeichnet und eignet sich zur Entfernungsbestimmung (siehe unten).

Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig – die gesamte Materie des Weißen Zwergs wird als Supernovaüberrest in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem sogenannten „Runaway“-Stern (engl. für einen „Ausreißer“), da er mit der – normalerweise hohen – Orbitalgeschwindigkeit, mit der er seinen Partnerstern bislang umkreist hat, davonfliegt.

Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova

Vorläuferstern

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen von etwa 8 bis 10 bis etwa 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwindes abstoßen.

Bei ansatzweise kugelsymmetrischem Sternaufbau ergibt sich folgender Ablauf: Sobald der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), sinkt der durch die Fusionsenergie erzeugte Innendruck des Sterns und der Stern fällt daraufhin unter dem Einfluss seiner Gravitation zusammen. Dabei erhöhen sich Temperatur und Dichte, und es setzt eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch Kohlenstoffbrennen entsteht Neon. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen, Sauerstoffbrennen und Siliziumbrennen) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Ist im Kern des Sterns ein Brennstoff versiegt, wechselt die Fusionsreaktion in die über dem Kern liegende Kugelschale und läuft dort als Schalenbrennen weiter, während im schrumpfenden Kern das Fusionsprodukt zum neuen "Brennstoff" wird. Allerdings setzt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger frei und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringt, benötigt das folgende Heliumbrennen „nur“ noch wenige Millionen Jahre, das Kohlenstoffbrennen nur ca. 50.000 Jahre. Die letzte Fusionsstufe des Siliziumbrennens lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Weil jede vorhergehende Fusionsstufe auch im Schalenbrennen länger andauert, als die im Stern nach unten folgenden Fusionsstufen, entwickelt der Stern eine Art Zwiebelstruktur mit mehreren fusionierenden Schalen: Im letzten Stadium finden im Kern Siliziumbrennen und in den darüberliegenden Schichten Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen statt (bei Wolf-Rayet-Sternen fehlt allerdings die Wasserstoffhülle, manchmal auch noch das Helium). Aufgrund der extrem kurzen Zeitdauer der Fusionsstufen nach dem Kohlenstoffbrennen haben die letzten Fusionsschritte außerdem praktisch keinen Einfluss mehr auf die von außen sichtbaren Sternparameter – die innen erzeugte Energie kommt bis zum finalen Kollaps nicht mehr an die Oberfläche. Das ist auch der Grund, warum Supernovae scheinbar ohne jede Vorwarnung an jedem äußerlich normal erscheinendem Überriesen stattfinden können (d. h., es findet weder eine abnormale Leuchtkraftänderung noch eine Änderung von Durchmesser, Temperatur, Spektrum etc. statt). Dabei ist die im Zentrum des sterbenden Überriesens vorhandene "Fusionszwiebel" im Verhältnis zum Sterndurchmesser winzig klein.

All diese Sterne durchlaufen während ihrer langen Lebenszeit in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen, dem Element mit der Ordnungszahl 26. Dort endet die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aller Atomkerne haben. Fusionen zu schwereren Elementen benötigen Energie von außen und setzen keine mehr frei.

Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von der Temperatur und der Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen eingesetzt hat, erfolgt in den Schichten darüber noch Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse stark an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe Spätstadien der Sternentwicklung für einen genaueren Überblick.

Kernkollaps

Kernkollaps-Szenario:
a) entwickelte Schichten von Elementen, Eisenkern im Zentrum
b) Eisenkern beginnt zu kollabieren, schwarze Pfeile: äußere Schichten mit Überschallgeschwindigkeit, weiße Pfeile: innerer Kern mit Unterschallgeschwindigkeit
c) Umwandlung des Kerns in Neutronen, Abstrahlung der Bindungsenergie in Form von Neutrinos
d) einfallende Materie wird am Kern reflektiert, rot: resultierende, nach außen laufende Schockwelle
e) Energieumwandlung in nuklearen Prozessen, Schockwelle läuft aus, Neutrinos beschleunigen Masse erneut
f) äußere Materie wird ausgeworfen, entarteter Überrest verbleibt

Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sobald keine Fusionen mehr stattfinden, endet auch sämtliche Strahlung, die mit ihrem nach außen gerichteten Druck der Gravitation entgegenwirkte und den Stern aufblähte. Zwei weitere Prozesse verstärken diesen Effekt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im sogenannten inversen β-Zerfall (Elektroneneinfang) freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt (Jerry Cooperstein und Edward A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine weitere Reduktion des der Gravitation entgegenwirkenden Drucks nach außen.

Nun kann sich die Gravitation voll auswirken. Schließlich überschreitet der Kern die Chandrasekhar-Grenze und kollabiert.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, 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 Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen, denn die Elektronen werden in die Protonen gepresst (Umkehrung des Beta-Zerfalls). Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen), oberhalb derer ein Schwarzes Loch entsteht. Hier sei nun die Masse geringer, um den anderen Fall zu betrachten. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungsdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, sodass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch es sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Ein großer Teil der Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Neutrinodichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der dortigen Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann.[20] Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn die Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im sogenannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran.[21][22] Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammt aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Sie verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei der Supernova 1987A.

Ein anderes „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein sogenannter Röntgenausbruch. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen – Tage bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten Swift bei der Supernova 2008D beobachtet.[23]

Supernovae mit Ausnahme des Typs Ia werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebietes bewirkt werden, auch als hydrodynamische Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario stützt sich auf den weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes und funktionierendes physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen.

Supernovatypen II-L und II-P

Supernovae vom Typ II werden nach dem Kriterium unterschieden, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher linear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine Plateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der absoluten Helligkeit zeigen bei SN II-P eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeit besitzen. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich von SN II-P erreicht im Mittel −17,0 mag mit einer Standardabweichung von 1,1 mag, während SN II-L meist bei −17,6 ± 0,4 mag liegen.[24] 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 maximale Helligkeit hängt 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 eine geringere Expansionsgeschwindigkeit, sodass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf (Young, Branch, 1989). Die Supernova SN 1979C ist ein Beispiel für den Typ II-L. Hier nahm allerdings nur die Helligkeit im sichtbaren Licht ab; im Röntgenbereich strahlt die Supernova noch heute genauso hell wie bei ihrer Entdeckung 1979. Welcher Mechanismus diese andauernde Helligkeit verursacht, ist bis jetzt noch nicht vollkommen erforscht.

Supernovatypen Ib und Ic

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, sodass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden können. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.

Zu einem ähnlichen spektralen Verlauf wie bei Typ Ib – aber weniger hell – kommt es bei einer Supernova vom Typ Calcium-Rich Gap Transient.

Überreste der Supernova

Falschfarbenbild des Krebsnebels, Überrest der Supernova aus dem Jahr 1054, die Farben ent­sprechen verschiedenen Bereichen des elektro­magnetischen Spektrums von Infrarot bis zur Röntgenstrahlung.

Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den sogenannten „Supernovaüberrest“ (engl. supernova remnant, kurz SNR), im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollapses, der in der Astrophysik als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel, der bei der Explosion der SN1054 ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt (einen Pulsar) zurück.

Kompakte Objekte

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 kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, sodass 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 ihn dadurch stabilisiert (siehe Entartete Materie). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die sogenannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde; dies folgt bereits aus der Drehimpulserhaltung beim Kollaps.

Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und deshalb Signale erzeugt, die auch von der Erde aus registrierbar sind. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

Paarinstabilitätssupernova

Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitätssupernova[25] (pair instability supernova, PISN), bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug, um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, was die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps ist. In dieser Phase gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren führen (Breit-Wheeler-Effekt). Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte – und damit der Temperatur – des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks – und damit der Masse des Kerns – kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verlangsamen oder sogar verhindern. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 100 foe (1046 J) um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen[25] für verschwindende Metallizität und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der sich somit weiter zu einem Schwarzen Loch entwickelt. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als äußerst selten angesehen. In Betracht gezogen wird es vorwiegend bei der ersten Sterngeneration der sog. Population III. Dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.

Lichtkurve von SN 2006gy (obere Kurve) ver­glichen mit den Lichtkurven anderer Supernovae

Einen Sonderfall stellt die Supernova SN 2006gy in der Galaxie NGC 1260 dar, die am 18. September 2006 im Rahmen des Texas Supernova Search entdeckt wurde: Die absolute Helligkeit von SN 2006gy lag um mehr als eine Magnitude über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitätsmechanismus als Erklärung möglich ist – allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial noch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.

Der erste wohl sichere Vertreter einer PISN ist die Supernova SN 2007bi, die am 6. April 2007 in einer Zwerggalaxie im Sternbild Jungfrau entdeckt wurde. Eine Gruppe von Astronomen vom Weizmann-Institut für Wissenschaften nutzte unter anderem die beiden Keck-Teleskope, um die Spektren und den Helligkeitsverlauf über mehr als ein Jahr lang zu beobachten. Die Untersuchungen ergaben, dass der Vorläuferstern des 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernten Sternenrestes als Hyperriese mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an Silizium und radioaktivem Nickel freigesetzt.[26][27]

Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von 56Ni zu 56Co und von diesem zu 56Fe gespeist wird, wobei die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst Fred Hoyle und William Alfred Fowler im Jahre 1960 auf), ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich. Auch die freigesetzte Energiemenge sollte, bedingt durch den Mechanismus, immer ungefähr gleich sein, was wegen des ungefähr gleichen Aufbaus eine immer ungefähr gleiche Leuchtkraft ergibt. Durch diese Eigenschaften einer Standardkerze lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsmessungen im Weltall vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z. B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert. Die Idee dazu geht auf Fritz Zwicky zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte Expansion des Universums (siehe z. B. Hubble-Konstante oder Supernova Cosmology Project) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.

Computersimulationen von Supernovae

Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernovae führten Stirling Colgate und Richard White am Lawrence Livermore National Laboratory 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte James R. Wilson Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind W. David Arnett, Stanford E. Woosley, Wolfgang Hillebrandt und Fiona Harrison.

Neuere Berechnungen (Stand 2016) die mit ähnlichen Methoden arbeiten, wie sie sich bei der Berechnung von Flammenturbulenzen im Ottomotor bewährt haben und basierend auf der fortschrittlichsten Beschreibung der entscheidenden Neutrinophysik in kollabierenden Sternen ohne erzwungene Symmetrieannahmen, liefern Ergebnisse die einen wichtigen Meilenstein für die Supernovamodellierung bedeuten. Sie bestätigen die grundsätzliche Möglichkeit, dass Neutrinoheizen die Explosion massereicher Sterne auslöst. Wie bereits bei den früheren zweidimensionalen (d. h. rotationssymmetrischen) Modellen gesehen, unterstützen nichtradiale Strömungsvorgänge das Einsetzen der Explosion und prägen der expandierenden Materie Asymmetrien auf, die zu den später beobachtbaren Asymmetrien bei Supernovae führen.[28]

Die Vermutung, dass viele massereiche Sterne entweder sehr lichtschwach, oder gänzlich ohne Explosion in einer sogenannten Un-Nova (wie auch beim Kernkollaps des Vorgängers von Cygnus X-1 angenommen) enden und somit nicht sichtbar explodieren, kann jedoch aufgrund der dafür notwendigen enormen Rechenzeit in einer Simulation noch nicht nachgewiesen werden.

Durch die zunehmend schnelleren Supercomputer wurde es möglich, Supernovaberechnungen ohne unnatürliche Symmetrieannahmen durchzuführen. Damit konnten Simulationen wesentlich realistischer werden, da die relevante Physik in den Modellen berücksichtigt wird, insbesondere was die hochkomplexen Wechselwirkungen der Neutrinos betrifft, bewegen sich solche Simulationen an der absoluten Grenze des aktuell auf den größten verfügbaren Superrechnern gerade noch Machbaren.

Im Jahr 2016 konnten einem Team am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) 16.000 Prozessorkerne auf dem SuperMUC am Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) in Garching und auf dem MareNostrum am Barcelona Supercomputing Center (BSC) zur Verfügung gestellt werden. Selbst bei paralleler Nutzung dieser 16.000 Prozessorkerne dauert eine einzige Modellsimulation einer Supernova über eine Entwicklungszeit von etwa 0,5 Sekunden immer noch sechs Monate und verschlingt rund 50 Millionen Stunden Rechenzeit.[28]

Auswirkungen auf die Erde

Der mögliche Ausbruch einer Supernova in der Nähe des Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre der Erde eintreten würden. Die Gammastrahlung einer solchen Supernova kann chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch könnte die Ozonschicht komplett zerstört werden, was die Erde gefährlicher Strahlung aussetzen würde.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht.[29] Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.[30][31][32]

Die potenziell gefährlichsten Supernovae sind vom Typ Ia. Da sie aus einem engen halbgetrennten Doppelsternsystem bestehend aus einem lichtschwachen akkretierenden Weißen Zwerg und einem Masse verlierenden Begleiter hervorgehen, erscheinen kataklysmische Veränderliche eher unauffällig und es ist denkbar, dass Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleiben oder nur unzureichend studiert werden. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte.[33] Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.[34]

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen (von 2003) gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln.[35]

Sonstiges

Im Oktober 2011 sprach das Nobelkomitee den drei amerikanischen Astrophysikern Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess für ihre Beobachtungen an Supernovae den Nobelpreis für Physik zu. Sie hatten in den 1990er Jahren – entgegen der damals herrschenden Lehrmeinung – herausgefunden, dass Dunkle Energie das Universum mit wachsender Geschwindigkeit auseinandertreibt.[36]

Als bislang leuchtstärkste Supernova (Stand April 2020) wurde die 2016 entdeckte SN 2016aps eingestuft.

Siehe auch

Literatur

  • D. H. Clark, F. R. Stephenson: The Historical Supernovae. Pergamon Press, Oxford u. a., 1977, ISBN 0-08-020914-9.
  • J. Cooperstein, E. Baron: Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State. In: Supernovae. Hrsg. von A. G. Petschek, Springer 1990.
  • H. Bethe: Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No. 4, October 1990.
  • Wolfgang Hillebrandt, H.-T. Janka, Ewald Müller: Rätselhafte Supernova-Explosionen. Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36 ff.
  • Richard F. Stephenson u. a.: Historical supernovae and their remnants. Clarendon Press Oxford 2004, ISBN 0-19-850766-6.
  • Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut (Hrsg.): From twilight to highlight – the physics of supernovae. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-00483-1.
  • Gerald North: Observing variable stars, novae, and supernovae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2.
  • Peter Höflich u. a.: Cosmic explosions in three dimensions – asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-84286-7.

Weblinks

Wiktionary: Supernova – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons: Supernovae – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Spektrum.de: Das Geheimnis besonders starker Supernovae 5. Februar 2019

Videos

Einzelnachweise

  1. Hartmann DH: Afterglows from the largest explosions in the universe. In: Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A. Band 96, Nr. 9, April 1999, S. 4752–5, doi:10.1073/pnas.96.9.4752, PMID 10220364, PMC 33568 (freier Volltext), bibcode:1999PNAS...96.4752H (Online).
  2. SNRcat U Manitoba. Abgerufen am 16. Oktober 2020.
  3. Y.-N. Chin, Y.-L. Huang: Identification of the guest star of AD 185 as a comet rather than a supernova. In: Nature. Band 371, Nr. 6496, September 1994, ISSN 0028-0836, S. 398–399, doi:10.1038/371398a0 (nature.com [abgerufen am 8. November 2021]).
  4. Fu-Yuan Zhao, R. G Strom, Shi-Yang Jiang: The Guest Star of AD185 must have been a Supernova. In: Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. Band 6, Nr. 5, Oktober 2006, ISSN 1009-9271, S. 635–640, doi:10.1088/1009-9271/6/5/17 (iop.org [abgerufen am 8. November 2021]).
  5. Patrick Moore: The Data Book of Astronomy. CRC Press, 2000, ISBN 978-1-4200-3344-1.
  6. 6,0 6,1 Susanne M. Hoffmann, Nikolaus Vogt: A search for the modern counterparts of the Far Eastern guest stars 369 CE, 386 CE and 393 CE. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 497, 1. Juli 2020, S. 1419–1433, doi:10.1093/mnras/staa1970, bibcode:2020MNRAS.497.1419H.
  7. P. Frank Winkler, G. Gupta: The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum. In: The Astrophysical Journal. Band 585, 2003, S. 324–335, doi:10.1086/345985.
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  9. Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63.
  10. Meyers Großes Konversations-Lexikon. 6. Auflage. Bibliographisches Institut, Leipzig/ Wien 1909 (Online [abgerufen am 17. Oktober 2019] Lexikoneintrag „Fixsterne“).
  11. TNS Transients Statistics and Skymaps. In: Avishay Gal-Yam, International Astronomical Union, Division D Working Group Supernovae. 2019, abgerufen am 23. Oktober 2019.
  12. Ewald Müller, Max-Planck-Institut für Astrophysik: Computersimulationen in der Astrophysik, S. 14
  13. Philipp Hummel in Spektrum vom 29. Februar 2016: Fünf Dinge, die man über Supernovae wissen muss
  14. Jan Hattenbach in der FAZ vom 23. Februar 2017: Großer Knall, langes Echo – 30 Jahre Supernova 1987A
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Dieser Artikel wurde am 4. Oktober 2005 in dieser Version in die Liste der lesenswerten Artikel aufgenommen.