Eine Supernova ist ein schnell eintretendes, helles Aufleuchten eines Sterns der gerade explodiert, der Stern wird dabei vernichtet. Die Leuchtkraft des Sterns hat bis zu eine Milliarde mehr Energie als die Sonne, die Supernova wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie. Eine Supernova leuchtet umso heller, je mehr Nickel sie enthält.

Eine Supernova zerstört alles Leben um sich herum. Die dabei entstehende Hitze und Strahlung sterilisiert alle Planeten rund herum, die Strahlungen reichen von Radio- und Infrarotstrahlung bis hin zu Röntgenstrahlung und Gammastrahlung. Die entstehenden Gase bewegen sich extrem schnell fort (mit etwa 16 000 km/s)  und es bildet sich eine Hülle, die sich immer weiter ausbreitet, so kann man z.B. 10 000 Jahre alte Supernovae noch immer ermessen.

Achtung: Diese Seiten entstanden aus Schüler/innenarbeiten und wurden teilweise aus verschiedenen auch ungenannten Quellen zusammengestellt. Es können auch noch tatsächlich gravierende inhaltliche Fehler drinnen sein. Aber: diese Seiten werden derzeit überarbeitet, wenn dieser Hinweis verschwindet, ist die Chance hoch, dass alles passt. Please check back.
.

Jede Supernova hat ihr eigenes Muster, um diese Muster zu analysieren, verwendet man heutzutage  Lichtkurven und Prismen. In Prismen wird das Licht einer Supernova per Teleskop auf das Prisma geworfen und in Regenbogen gebrochen. Je nachdem, wieviel Licht von einer Farbe vorhanden ist kann man feststellen aus welcher Zusammensetzung eine Supernova entsteht. Man kann die Dichte der Gase messen, wie schnell es sich ausbreitet, welche Zusammensetzung der Stern bei der Explosion hatte etc.

Supernovae werden mittlerweile in vier Typen eingeteilt, die sich anhand zeitlichem Helligkeitsverlauf (der sog. Lichtkurve), Spektraleigenschaften und Mechanismus voneinander unterscheiden: Typ Ia, Ib, Ic sowie Typ II.

Den Novae am ähnlichsten (vom Mechanismus her) sind die Typ Ia – Supernovae. Wie bei diesen ist der Vorläufer der Supernova ein enges Doppelsternsystem, dessen einer Partner ein weißer Zwerg (also ein sehr alter Sternrest, der keinen Wasserstoff mehr enthält) mit einer Masse nahe der Chandrasekhar-Grenze ist. Auch hier fließt kontinuierlich Materie vom Begleitstern auf den weißen Zwerg über und wird dort an der Oberfläche durch Fusionsprozesse weitestgehend zu Helium und Kohlenstoff verarbeitet. Wenn nun aber die “magische Grenze” von 1.4 Sonnenmassen überschritten wird, ist der weiße Zwerg als solcher nicht mehr stabil: Er kollabiert.

Bei diesem Kollaps werden die äußeren Schichten des weißen Zwergs nun durch die enorme Anziehungskraft sehr stark beschleunigt und in Richtung Zentrum stürzen; dabei heizt sich die Materie immer weiter auf, bis dann die Temperatur überschritten wird, bei der die Fusion von Kohlenstoff (dem Hauptanteil eines weißen Zwerges) einsetzt. Die Materie im Innern eines weißen Zwerges ist entartet, d. h. die Wärmeleitfähigkeit ist so groß, daß diese Temperatur fast überall gleichzeitig erreicht wird. Die beim Kohlenstoffbrennen erzeugte Energie nun sorgt für eine weitere Erhitzung, so daß auch die durch die Fusion selbst erzeugten schwereren Elemente (Sauerstoff, Silizium etc.) ebenfalls mit so ziemlich jedem Atomkern fusionieren können, auf den sie stoßen; dies erzeugt zum Teil noch mehr Energie. Insgesamt wird so innerhalb kürzester Zeit weit mehr Energie erzeugt als nötig wäre, gegen die nach innen gerichtete Gravitation anzukommen: Der Stern wird durch die Kettenreaktion vollständig zerstört.

Da bei diesen Typ Ia – Supernovae ein Stern detoniert, der keinen Wasserstoff mehr enthält (dies gilt für alle Typ I – SNs), fehlen beim Licht dieser Supernovae völlig die Spektrallinien des Wasserstoffs, die sonst natürlich bei jedem “ordentlichen” Stern vorhanden sind; anders sieht dies bei den Supernovae vom Typ II aus.

Auch Supernovae vom Typ Ib und Ic haben als Vorläufer sehr alte (bzw. weit entwickelte) Sterne, die allerdings nicht zwingend in einem engen Mehrfachsystem stehen müssen. Diese Vorläufersterne haben in ihrer Entwicklung ihre wasserstoffreichen äußeren Schichten abgestoßen, teils durch starke Sternwinde wie z.B. die sogenannten Wolf-Rayet-Sterne, teils durch explosives Abstoßen dieser Schichten bei weit entwickelten roten Riesen – ein Prozess, den man bei sehr schweren veränderlichen Sternen heute beobachten kann. Vorläufer der Typ Ic – Supernovae haben sich weiterhin auch von den heliumreichen Schichten “verabschiedet”. Diese Aussagen über den Aufbau der Supernova-Vorläufer sind natürlich nicht durch direkte Beobachtung entstanden, sondern aufgrund der Tatsache, daß in den Spektren der Supernovae dieser Typen die Linien von Wasserstoff und (Typ Ic) Helium fehlen.

Auslöser für die Supernova ist bei Typ Ib und Ic nicht zuströmende Materie eines Begleitsterns, sondern wohl eher energetische Instabilität in den Zentren der Vorläufer; sie “brennen” schon lange keinen Wasserstoff mehr, was ja die Energiequelle der soliden Hauptreihensterne ist, sondern beziehen ihre Strahlungsenergie (die ja nicht nur zum Leuchten führt, sondern auch den Stern gegen die Schwerkraft stabilisiert) aus der Fusion schwererer Elemente. Alle diese späteren Fusionsprozesse (von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff, von Kohlenstoff zu Magnesium und Neon, von diesen Elementen weiter zu Eisen) erzeugen weniger Energie als die “normale” Wasserstoffusion, was den Kern kontrahieren und die Temperatur ansteigen läßt; auch müssen die Prozesse immer schneller ablaufen, d.h. das Heliumbrennen verbraucht den Vorrat an Helium schneller als dieser vorher gebildet wurde, der Kohlenstoffvorrat ist noch schneller erschöpft und so weiter. Hier sieht man schon, daß nach dem Verbrauch des Wasserstoffs ein “Teufelskreis” beginnt.

Am Ende steht die Katastrophe: Alle erdenklichen energiefreisetzenden Fusionsprozesse sind erschöpft, und dem in Millisekundenschnelle einsetzenden Gravitationskollaps steht nichts mehr entgegen. Der Sternkern stürzt in sich zusammen, bis die kollabierende Materie auf plötzlich einsetzenden Widerstand stößt – den im innersten des Sternkerns entstandenen Neutronenstern; dieser ist sehr “fest”, läßt sich also nicht wie Gas oder selbst die in weißen Zwergen bekannte entartete Materie komprimieren. Beim Aufprall der äußeren Kernschichten reagiert der innerste Kern äußerst elastisch, und die äußeren Kernschichten werden mit enormer Gewalt fortgeschleudert. Diese Stoßwelle erreicht Geschwindigkeiten von bis zu 10.000 km/s – einem Dreißigstel der Lichtgeschwindigkeit!

Vom Mechanismus sehr ähnlich sind die Typ II – Supernovae; hier ist ebenfalls eine Energiekrise im Sternkern der Auslöser der Supernova, allerdings handelt es sich um Vorläufersterne, die noch in ihre Sternhülle eingepackt sind; deswegen sind im Licht der Typ II – Supernovae auch die Linien des Wasserstoffes enthalten. Daß die Hülle beim Kollaps des Kerns noch vorhanden ist, deutet auf eine viel raschere Entwicklung des Vorläufersterns hin – es dürfte sich bei den Vorgängern von Typ II – Supernovae also um besonders schwere Sterne handeln.

Neben den energieerzeugenden Fusionsreaktionen werden bei der hohen Energie einer Supernovaexplosion auch solche stattfinden, die Energie verbrauchen und üblicherweise nicht in Sternen stattfinden; so werden Atomkerne erzeugt, die schwerer als die des Eisens sind – alle Elemente mit Ordnungszahlen jenseits des Eisens werden ausschließlich bei Supernovae “produziert”. Vergleichbar ist das mit den Transuranen, die nicht natürlich vorkommen, sondern in speziellen Reaktoren bzw. in der Mehrzahl nur in Teilchenbeschleunigern unter enormem Energieaufwand in kleinen Mengen hergestellt werden.

An dieser Stelle interessieren besonders die stark radioaktiven Nuklide 57Co sowie 56Co (Kobalt); diese sind größtenteils für den Verlauf der Lichtkurve einer Supernova nach dem Helligkeitsmaximum verantwortlich. Entstanden bei der Explosion selbst, zerfallen sie rasch unter Aussendung von Gammastrahlung. Diese Gammastrahlung wird – wie im Inneren der Sterne – durch mehrfache “Kollision” mit Partikeln in der Explosionswolke einen Teil ihrer Energie verlieren, bis sie schließlich größtenteils im Wellenbereich der Röntgen- und UV-Strahlung liegt. Dabei wird einerseits die Wolke wiederum angeheizt, andererseits sind auch Röntgen- und UV-Strahlung geeignet, an umgebener Materie für Leuchterscheinungen zu sorgen. Da die radioaktiven Isotope langsam unter Ausstrahlung der genannten Gammawellen zerfallen, nimmt die Helligkeit einer Supernova nach dem Explosions-Maximum relativ langsam ab. Hinzu gesellen sich teils Lichtecho-Effekte, wie bei der berühmten Supernova 1987A in der großen Magellanschen Wolke beobachtet: Das Explosionslicht wurde ja in alle Richtungen abgestrahlt; einige Jahre nach dem eigentlichen Ereignis fiel das Licht auf eine im Hintergrund liegende Molekülwolke und wurde von dort aus zurückgeworfen, so daß für uns die Helligkeit im Umkreis der Supernova Jahre später wieder anstieg

Wasserstoffkrise: Aus der Betrachtung der Sonne wissen wir, daß es sich bei den Sternen nicht um gleichförmige Körper handelt, sondern daß sie schichtartig aufgebaut sind. Zum Zentrum hin nehmen Dichte und Temperatur soweit zu, daß eine Kernregion existiert, in der die Bedingungen für die Kernfusion gegeben sind – 15 Mio Grad. Die Menge Wasserstoff in dieser Region ist gigantisch – aber endlich. Der Materievorrat in der Sternhülle ist viel größer als der im Kern, aber eine effektive Durchmischung findet nicht statt. Wenn die Wasserstoffkonzentration der Kernregion sinkt, sinkt der Reaktionsumsatz und der Output an Strahlung. Nun ist es aber genau diese Strahlung, die der Gravitation entgegen wirkt; folglich beginnt der Sternkern langsam zu schrumpfen – wie bei der Sternentstehung. Und genau wie “damals” sorgt der durch die Kontraktion erhöhte Druck für eine weitere Erhitzung der tiefen Sternschichten; außerdem steigt ja auch die Teilchendichte im Kern, was die Fusionsreaktion wieder beschleunigt. Der wieder erhöhte Umsatz steigert den Strahlungsausstoß – die Sternhülle dehnt sich aus, während der Kern langsam kleiner wird. Als Konsequenz fangen manche Sterne in diesem Zustand an zu pulsieren; ihr Durchmesser und ihr Energieausstoß verändern sich periodisch – sie stellen ein Klasse von Veränderlichen Sternen dar.

Die Erhöhung des Drucks im Inneren kann den Verbrauch an Wasserstoff nicht für immer ausgleichen; die Wasserstoffkonzentration sinkt dort kontinuierlich weiter, bis man den Wasserstoffvorrat als erschöpft ansehen kann. Nun wird – wegen nachlassender Strahlungsleistung – der Kern noch weiter zusammengedrückt, bis eine Temperatur von sagenhaften 100 Millionen Grad erreicht ist – die Teilchen bewegen sich schnell genug, daß auch die Abstoßung zwischen den doppelt positiv geladenen Heliumkernen überwunden wird. Diese Temperaturgrenze wird im gesamten Kern sehr plötzlich erreicht (wegen der Entartung des Elektronengases unter so hohem Druck – ein entartetes Gas ist ein hervorragender Wärmeleiter, so daß die Temperatur überall im Kern annähernd gleich ist), so daß das Heliumbrennen sehr plötzlich einsetzt – man nennt diese Phase den Helium Flash; sie dauert nur wenige Sekunden.

Schon vor Einsetzen des Heliumbrennens führte die Kontraktion der inneren Schichten dazu, daß in einer Zone rings um den Kern die Temperatur druckbedingt die magischen 15 Mio Grad erreicht hat; dadurch begann auch dort die Fusion von Wasserstoff zu Helium – das Schalenbrennen. Durch diese neue, großvolumige Energiequelle bläht sich die Sternhülle stark auf: Ein Roter Riese entsteht.

Supernova-Überreste

Der Krebsnebel:

Ein bekannter Überrest ist wie bereits erwähnt der Krebsnebel, der Überrest der Supernova 1054 im Sternbild Stier:
Im sichtbaren Licht ist der Krebsnebel als ovaler Körper erkennbar, der aus breiten Filamenten (=dunkles, fadenförmiges Gasgebilde) besteht. Sie sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten unter anderem ionisiertes Helium und Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel. Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich.

Man vermutet, dass der Stern aus dem der Krebsnebel entstanden ist, eine Masse zwischen 8 und 12 Sonnenmassen gehabt haben muss. Weiters vermutet man, dass Sterne, die weniger als 8 Sonnenmassen haben, zu klein sind, um in einer Supernova zu explodieren und ihr Dasein mit der Erzeugung eines Planetarischen Nebels beenden, während Sterne mit mehr als 12 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels haben.
Der Supernovaüberrest wurde 1731 von John Bevis entdeckt, später wurde er nochmals unabhängig davon durch Charles Messier am 28. August 1758 entdeckt. Messier erstellte dann den Messier-Katalog, in dem der Krebsnebel als erstes Objekt M 1 eingeordnet wurde. Der Name Krebsnebel von Lord Rosse 1844 geprägt (er  beobachtete den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop und zeichnete ihn auch). Der Krebsnebel dehnt sich heutzutage mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus, seine Entfernung beträgt rund 6.300 Lichtjahre.

Die Supernova 1987A

Entdeckt wurde diese Supernova am 24.2.1987 von Ian Shelton auf dem Observatorium Las Campanas in Chile. Sie blieb in der Helligkeit um etwa 3 Größenklassen als man erwartet hatte. Wegen der Kompaktheit der Hülle wurden extreme Hüllengeschwindigkeiten von       30 000 km/s gemessen. Das Spektrum wies deutliche Wasserstofflinien auf, wonach die Supernova zum Typ II zu zählen war. Erstmals bei einer Supernova konnten die entstandenen Neutrinos gemessen werden.

Erdnahe Supernovae

Man geht davon aus, dass eine Supernova die unter 100 Lichtjahren von der Erde entfernt sind, bemerkbare Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten haben könnten. Die Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird, was dazu führt, dass die Ozonschicht der Erde komplett zerstört wird, und uns somit die gefährliche Strahlung gefährden könnte.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium (vor etwa 488 Millionen Jahren und bis vor ca. 443 Millionen Jahren), bei dem etwa 50% der ozeanischen Tierarten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gestein nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops Eisen-60 wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.

Am potenziell gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da diese aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, liegt es im Möglichen, 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 3000 Lichtjahre die Erde beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine zukünftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.

Weniger gefährlich sind die Supernovae vom Typ II. Neuere Untersuchen gehen davon aus, dass eine solche Explosion eine Entfernung von höchstens 35 Lichtjahren haben müsste, um die Hälfte der irdischen Ozonschicht zu zerstören.

Quellen:

Explodierende Sonnen – Isaac Asimov
Wikipedia: http://de.wikipedia.org/wiki/Supernova
http://www.ngclog.de/vhs/sterne/supernova.php