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Inhalt

Einleitung
Supernova Typ Ia
Supernova Typ II
Supernovaüberreste

Einleitung

Supernovae sind die energiereichsten Explosionen, die sich im Universum ereignen können. Die während der sehr kurzen Dauer dieser Explosionen freigesetzte Energie kann gut und gerne ein Niveau erreichen, das der gesamten Energie entspricht, die von der Sonne während ihrer Lebenszeit von 10 Milliarden Jahren abgestrahlt wird.

Supernova 1994D in NGC 4526
Supernova 1994D war eine vom Typ Ia

Supernovae spielen eine wichtige Rolle, weil sie das interstellare Medium mit schwereren Elementen wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff anreichern, die für die Entstehung neuer Planeten und ganz allgemein des Lebens unverzichtbar sind. Darüberhinaus können ihre Schockwellen den Kollaps von Molekülwolken auslösen, was dazu führt, dass neue Generationen von Sternen entstehen.

Es gibt verschiedene Typen von Supernovae, die sich im Auslöser dieses Ereignisses unterscheiden. Generell findet man im Lichtspektrum von Typ I Supernovae keine Wasserstofflinien; Supernovae vom Typ II weisen diese Linien auf (auf den Grund kommen wir später zu sprechen). Aber vielleicht ist es für uns einfacher Supernovatypen nach der Ursache der Explosion zu unterscheiden: es gibt thermonukleare Explosionen (nur Typ Ia) und Supernovae, die durch Kernkollaps hervorgerufen werden(Typen II, Ib und Ic).

Die IAU (Internationale Astronomische Union) hat eine Liste der Supernovae seit 1885 veröffentlicht. Bis zu Supernova 2014L beträgt die Zahl und der prozentuale Anteil der verschiedenen Supernovatypen (gezählt und ausgewertet von Sun.org):

Supernova-Typ Anzahl der Supernovae Anteil
Typ I 51 0.9%
Typ Ia 2912 53.2%
Typ Ib 107 2.0%
Typ Ib/c 72 1.3%
Typ Ic 222 4.1%
Typ II 2112 38.6%
Quelle: Central Bureau for Astronomical Telegrams

Supernova Typ Ia: thermonukleare Explosion

Dieser Supernovatyp wird durch einen Weißen Zwerg verursacht. Ein Weißer Zwerg ist das Überbleibsel eines sonnenähnlichen Sterns an dessen Lebensende, d.h. ein Körper mit etwa einer Sonnenmasse, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Die Materie ist zu einem erdgroßen Objekt mit einem Durchmesser zwischen 11000 und 28000 km verdichtet. Die Dichte eines Weißen Zwergs ist mit grob geschätzt 1000 kg/cm3 etwa eine Million mal höher als die der Sonne - zum Vergleich dazu liegt die mittlere Dichte der Erdkruste oder eines typischen Gesteins bei 3 g/cm3. Die Masse eines Weißen Zwergs kann die Grenze von rund 1,4 Sonnenmassen nicht übersteigen (das ist die sogenannte Chandrasekhar-Grenze oder Chandrasekharmasse). Weiße Zwerge größerer Masse können dem enormen Druck ihres eigenen Gewichts nicht standhalten.
Wie kann ein Weißer Zwerg besagte Chandrasekhar-Grenze erreichen, wenn seine anfängliche Masse kleiner als 1,4 Sonnenmassen ist? Dafür gibt es zwei Wege:
  1. Ein Begleitstern verliert Masse, die sich auf der Oberfläche des Weißen Zwergs angesammelt. Erinnern Sie sich, etwa die Hälfte aller Sterne existieren nicht als Einzelgänger so wie unsere Sonne, sondern sie umkreisen einander meist in Zweiergruppen (Doppelsternsystem) aber manchmal sogar in Dreier- oder Vierergruppen. Hat ein Begleitstern sein Lebensende erreicht und sein Kern beginnt sich aufzuheizen, dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus und rücken näher an den Weißen Zwerg. An einem bestimmten Punkt gewinnt die Gravitation des Weißen Zwergs und er beginnt Materie von seinem Begleitstern abzuziehen.
  2. Supernova Type Ia by Mass TransferDer Massentransfer von einem Begleitstern auf einen Weißen Zwerg verursacht eine Supernova vom Typ Ia. Quelle: ESO, M. Kornmesser
  3. Die zweite Möglichkeit, die Chandrasekhar-Grenze zu überschreiten, besteht in einer Verschmelzung oder Kollision von zwei Weißen Zwergen, deren vereinigte Masse über 1,4 Sonnenmassen liegt. Dies kann ebenfalls nur in Doppelsternsystemen vorkommen, wenn beide Sterne an ihrem Lebensende zu Weißen Zwergen geworden sind.
  4. Collision of two White DwarfsZwei Weiße Zwerge kollidieren, wobei sie eine Supernova vom Typ Ia auslösen. Quelle: NASA/Dana Berry, Sky Works Digital.

Sammelt ein Weißer Zwerg auf die eine oder andere Weise Materie an, steigt die Temperatur im Kern aufgrund der Kompressionserwärmung. Wenn sie sich schließlich der Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen nähert, erreicht die Temperatur die Zündtemperatur für die Kohlenstoff-Fusion. Erinnern Sie sich, Kohlenstoff ist ein Hauptbestandteil von Weißen Zwergen - und das stellt ein ernstes Problem für einen Stern dar. Während ihres Lebens reagieren normale Sterne auf steigende Temperatur im Kern, indem sie sich etwas ausdehnen (das ist ein ähnlicher Effekt wie bei Gas, das sich ausdehnt, wenn es heißer wird, und sich zusammenzieht, wenn es abkühlt). Die Vergrößerung des Kernvolumens verringert Temperatur und Druck im Kern, was zu einer niedrigeren Fusionsrate führt. Dieser Mechanismus bewirkt ein lang andauerndes Gleichgewicht, so dass ein Stern über Milliarden Jahre eine stabile Fusionsrate besitzt. Aber Weiße Zwerge bestehen nicht aus normaler Materie. Aufgrund ihres hohen Druck befindet sich ihre Materie in einem Zustand, der Entartung genannt wird. Und der Entartungsdruck hängt nicht, wie bei normaler Materie, von der Temperatur ab. Das ist ein Effekt der Quantenmechanik und ist wie die meisten Quanteneffekte für den menschlichen Geist unverständlich - dennoch ist er eine Tatsache. Wenn also die erste Kohlenstoff-Kernfusion im Kern des Weißen Zwergs zündet, steigt die Temperatur, aber der Druck bleibt gleich und der Stern kann die Fusionsrate nicht mehr regulieren. Da die Fusionsrate proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist, bedingt ein Temperaturanstieg um 20% mehr als eine Verdoppelung der Fusionsrate. Die Kernfusion gerät dadurch verhängnisvoll außer Kontrolle, was dazu führt, dass ein wesentlicher Anteil des Kohlenstoffs und Sauerstoffs innerhalb weniger Sekunden nach der ersten Zündung fusioniert. Die Temperatur steigt auf Milliarden Grad an, das entspricht mehr als genug Energie, um den gesamten Weißen Zwerg auseinanderzureißen, wobei Schockwellen durch Materie erzeugt werden, die mit einer Geschwindigkeit von 5000 bis 20000 km/s (das sind mehr als 6% der Lichtgeschwindigkeit!) auseinander fliegt. Die Leuchtkraft des Weißen Zwergs steigt an und ist dann etwa 5 Milliarden mal stärker als die der Sonne. Innerhalb von zirka 60 Tagen geht die Helligkeit bereits wieder auf 10% des Spitzenwerts zurück und dieses Nachlassen setzt sich die nächsten 10000 Jahre bis auf den Wert Null fort.

Supernovae vom Typ Ia spielen eine wichtige Rolle bei der Entfernungsmessung im Universum, da sie mehr oder weniger immer die gleiche absolute Helligkeit besitzen (diese Art von Objekten wird auch als Standardkerze bezeichnet). Da die Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, können wir die Entfernung berechnen, indem wir herausfinden, dass es sich um eine Typ Ia Supernova handelt, und die Helligkeit des Ereignisses hier auf Erden messen. Auf diese Weise können wir ziemlich gut die Entfernung der Galaxie abschätzen, in welcher sich die Supernova ereignet hat.

Typ Ib, Ic und Typ II Supernovae

Supernova 2006gy Illustration
Künstlerische Darstellung der Typ II Supernova-Explosion 2006gy. Unten links ist deren Infratrotaufnahme vom Lick Observatorium und unten rechts eine Aufnahme im Röntgenspektrum mit dem Chandra-Röntgenteleskop gezeigt. Quellen: Illustration: NASA/CXC/M.Weiss; Röntgenspektrum: NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen

Alle Arten von Supernovae, ausgenommen die vom Typ Ia, werden durch den Kernkollaps eines massereichen Sterns verursacht. Der Hauptunterschied zwischen Typ II und Typ Ib besteht darin, dass die Sterne beim Typ Ib vor der Explosion ihre äußere Wasserstoffhülle verloren haben (im Spektrum finden sich keine Wasserstofflinien); und bei einer Typ Ic Supernova hat der Vorläuferstern auch das meiste Helium seiner Hülle verloren. Dies kann man durch Analyse der Absorptionslinien in den Spektren von Supernovae herausfinden. Aber der all diesen Supernovae zugrundeliegende Prozess ist identisch: ein Kernkollaps.

Ein Kernkollaps tritt ein, wenn der Kern eines Sterns zu einem gewissen Zeitpunkt nicht mehr in der Lage ist genügend Gegendruck zum Gravitationsdruck der äußeren Schichten aufrecht zu erhalten. Lediglich Sterne mit 8 und mehr Sonnenmassen haben genügend Masse einen Kernkollaps zu verursachen. Sterne mit einer Masse bis zu 8 Sonnenmassen beenden ihr Leben als Weiße Zwerge - doch erinnern Sie sich, sie haben immer noch die "Chance" zu einer Supernova vom Typ Ia zu werden, falls sie einen Begleitstern besitzen.

Während seiner Lebenszeit setzt ein Stern Energie durch Kernfusion von Elementen frei. Die Energie heizt den Kern auf und der daraus resultierende thermische Druck wirkt entgegen der Gravitationskraft der äußeren Schichten. Dieses hydrostatische Gleichgewicht wird während des größten Teils des Sternenlebens aufrechterhalten. Nachdem aller Wasserstoff zu Helium verschmolzen wurde, beginnt der thermische Druck im Kern abzunehmen. Temperaturen und Drücke sind jetzt noch nicht hoch genug um Helium zu schwereren Elementen zu verschmelzen - für die Kernfusion von Helium zu schwereren Elementen werden höhere Temperaturen und Drücke benötigt als bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Das Ergebnis ist eine Kernverdichtung aufgrund der Gravitationswirkung der äußeren Schichten. Temperatur und Druck im Kern steigen an bis sie hoch genug sind um den Prozess der Heliumfusion zu beginnen. Der gleiche Vorgang wiederholt sich, wenn alles Helium im Kern erschöpft ist, so daß mit der Zeit immer schwerere Elemente im Kern fusioniert werden.

Evolved Star with Fusion Shells
Verschiedene Schalen eines massereichen Sterns kurz vor dem Kernkollaps

Der Kern wird mit der Zeit heißer und heißer, was bedeutet, dass er immer schwerere Elemente erzeugen kann. Nachdem aller Wasserstoff in Helium umgewandelt wurde, bildet der Stern Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium und schließlich Eisen. Das Fusionieren leichterer Elemente findet weiterhin in Schalen um den Kern statt, wo Druck und Temperatur nicht hoch genug sind, um schwerste Elemente zu generieren, aber noch ausreichend hoch um leichtere Elemente durch Kernfusion zu erzeugen. Dieser Vorgang kann nicht unendlich fortgesetzt werden, da eine Kernfusion von Eisen keinerlei Energie mehr freisetzten würde. Im Gegenteil: es würde Energie benötigen, Eisen zu höheren Elementen zu fusionieren. Das ist der Zeitpunkt, an dem die Wärmeproduktion im Kern eingestellt wird und nunmehr das Schicksal des Sterns besiegelt ist: bald wird eine Kernkollaps-Supernova folgen.

Sobald der thermische Druck dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten kann setzt der Kernkollaps ein und alles geht sehr schnell: der Kern stürzt mit rasender Geschwindigkeit in sich zusammen (mit einigen Prozent der Lichtgeschwindigkeit) und innerhalb weniger Zehntelsekunden schrumpft der Kern von Erdgröße auf 20 km Durchmesser, wobei die Temperatur auf Milliarden Kelvin ansteigt. Zunächt kollabiert nur der Kern, die äußere Hülle ist träge und reagiert erst später (dazu kommen wir noch).

Aber warum kollabiert der Kern unter dem enormen Druck der äußeren Hüllen? Die Gründe für einen Kernkollaps sind: Elektroneneinfang, das Erreichen der Chandrasekhar-Grenze, Paar-Instabilität oder Photodesintegration handeln. Hier die Kurzfassung:

  • Elektroneneinfang spielt sich in einem entarteten Kern ab, der hauptsächlich aus den Fusionsprodukten Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht. In diesem Fall wurde der Kern des Sterns nicht komplett zu Eisen fusionieren, da die Sternmasse nicht groß genug ist, die extrem hohen Temperaturen und Drücke zu erzeugen, die für die Kernfusion zu Eisen nötig sind. Der O-Ne-Mg-Kern wird wieder durch den Entartungsdruck stabil gehalten (kurz gesagt, man kann keine zwei Elektronen in denselben Quantenzustand quetschen). Elektroneneinfang bedeutet, dass Magnesium und/oder Neon beginnen, die für die Aufrechterhaltung des Entartungsdrucks notwendigen Elektronen wegzufangen. Der Kern ist nicht länger in der Lage, das Gewicht der äußeren Schichten zu halten und sein Kollaps setzt ein. Das Endprodukt ist entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Diese Art Supernova tritt ein, falls der Vorgängerstern eine Masse zwischen 8 und 10 Sonnenmassen besitzt.
  • Das Erreichen der Chandrasekhar-Grenze tritt ein, wenn ein Stern genug Eisen fusioniert hat, so dass sein Kern eine größere Masse besitzt als die Chandrasekhar-Grenze (1,4 Sonnenmassen). Das entartete Eisen ist dann nicht länger im Stande, sein eigenes Gewicht zu tragen und der Kernkollaps beginnt. Das Ergebnis ist wiederum ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, wobei der Vorgängerstern eine Masse von 10 bis 90 (oder mehr) Sonnenmassen haben muss, um einen derartigen Kernkollaps auszulösen.
  • Paar-Instabilität bedeutet, dass ein Stern sehr großer Masse derart viel Gammastrahlung in seinem Kern erzeugt, dass ein Teil von deren Energie für die Paarerzeugung (Teilchen/Antiteilchen) abgezogen wird. Das Ergebnis ist ein Druckabfall, der den Kernkollaps einleitet. Besagter Druckabfall bewirkt eine thermonukleare Reaktion, die den Stern vollständig auseinanderreißt ohne eine Spur von ihm zu hinterlassen. Dies geschieht nur bei besonders massereichen Sternen von 140- bis 250-facher Sonnenmasse.
  • Photodesintegration bezeichnet einen Prozess, bei dem der Kern eines Sterns groß und heiß genug ist, um sehr viel, extrem hochenergetische Gammastrahlung zu erzeugen, welche schwere Atomkerne zu Wasserstoff und Helium aufspalten kann. Beispielsweise kann der Kern eines Siliziumatoms mit seinen 28 Protonen und Neutronen (jeweils 14) in 7 Heliumkerne gespalten werden. Dieser Vorgang führt zu einer raschen Abkühlung des Sternkerns. Der Gravitationsdruck triumphiert rasant über den thermischen Druck und der Kern stürzt vollständig in ein massereiches Schwarzes Loch. Das passiert nur extrem massereichen Sternen, deren Masse größer als 250 Sonnenmassen ist. Dem massereichsten derzeit bekannten Stern mit seinen kolossalen 265 Sonnenmassen wird dieses Schicksal widerfahren. Im Falle eines derartigen Kernkollapses kann keinerlei Materie entkommen, der Stern wird in seiner Gesamtheit zu einem Schwarzen Loch kollabieren.

Wenn der Kern kollabiert, ist die Elektronenentartung vollständig überwunden und kann nicht mehr zur Aufrechterhaltung des Kerns beitragen. Abgesehen vom Kollaps durch Paar-Instabilität, bei dem der ganze Stern durch eine thermonukleare Reaktion, ohne irgendwelche Überreste zu hinterlassen, gesprengt wird, führen alle anderen Arten des Kollapses zu einem ungeheuren Druck. Der Druck ist so groß, daß die Elektronen und Protonen "zusammengepresst" werden und sich zu Neutronen umwandeln. Das Endergebnis ist ein Kern von wenigen Kilometern Durchmesser, der hauptsächlich aus Neutronen besteht. Er ist so dicht, dass ein Kubikzentimeter (1 cm3) die gleiche Masse hat wie alle Autos der USA zusammen! Falls Sie schon immer wissen wollten, welches das kleinste Stückchen Schrott wäre, das man mithilfe einer gewaltigen Presse aus dem gesamten Autobestand der USA herstellen kann - jetzt wissen Sie es! Es misst gerade einmal 1 cm3 und hat wissenschaftlich ausgedrückt eine Dichte von 800 Millionen t/cm3. Die anfängliche Temperatur dieses Neutronensterns beträgt 100 Milliarden K. Beinahe die gesamte, durch die Kernumwandlung frei werdende Gravitationsenergie wird von einem gewaltigen Sturm aus Neutrinos weggetragen. Für einen Zeitraum von etwa 10 Sekunden nach Beginn des Kernkollapses übersteigt die vom Neutrinosturm fortgetragene Energie die freigesetzte Gesamtenergie aller bekannten Sterne des Universums. Seien wir dankbar, dass diese Neutrinos fast überhaupt nicht mit normaler Materie wechselwirken. Der kleine 1%-Anteil der Energie, der als Licht abgestrahlt wird, ist in der Lage den Stern hunderte Millionen mal heller scheinen zu lassen als unsere Sonne. Der vollständige Kernkollaps vom Einsetzen bis zur Entstehung eines Neutronensterns dauert gerade einmal eine Viertelsekunde. Kann der Neutronenstern den weiteren Kollaps verhindern? Das werden wir gleich näher betrachten.


Video of an illustration of the Crab Nebula supernova from the year 1054. Credit: ESA/Hubble (M. Kornmesser & L. L. Christensen)

At the same time as the core collapses the outer layers remain unsupported and also start to collapse in gravitational free fall towards the centre of the star. They can reach speeds of up to 23% the speed of light. The inner parts of these outer layers begin their fall first; the outer parts follow continuously as soon as they don't feel the support of the inner parts any more. Now it's definitely a good idea not to remain in the area between the newly formed neutron star and the collapsing outer layers. Why? Millions of earth masses will fall down at relativistic speeds, collide with the neutron star with immense momentum and create "the mother of all shock waves" in the universe. They bounce back and then collide with the parts of the outer layer that fell later. The shock wave propagates from the surface of the neutron star to the upper layers of the star's collapsing atmosphere resulting in 96% of the matter of the outer star being blown away into the interstellar medium with high velocities. The shock waves are so immense that all the chemical elements heavier than iron are created in this short time when the shock wave propagates through the atmosphere of the star. Bedenkt man die enormen Massen (viele Sonnenmassen) und Geschwindigkeiten, die an diesem Vorgang beteiligt sind, kann man sich vorstellen, welche Energien in diesen Prozessen stecken. Tatsächlich hat er besonders auf alle Planeten in einem Umkreis von etwa 100 Lichtjahren spürbare Auswirkungen! Deren Atmosphäre kann Schaden nehmen oder zerstört werden, oder deren Ozonschicht kann verschwinden.

KrebsnebelThe Crab Nebula. The colours correspond to different elements that were blown away after the explosion: orange is hydrogen, green is sulphur and red is oxygen. Credit: NASA, ESA, J. Hester (Arizona State University)

Finally, let's come back to the question of whether the formation of the ultra-dense neutron star can stop the collapse. For most stars the neutron star stops any further collapse and it is even able to bounce back the biggest part of the remaining mass of the star into space as we have observed above. The neutron star can withstand these enormous pressures due to neutron degeneracy. Neutron degeneracy is similar to electron degeneracy, but since the mass of a neutron is much greater than that of an electron it can support a much higher pressure (you can read the degeneracy article on Sun.org to better understand this state of matter). If the mass of the neutron star is below 3 solar masses, neutron degeneracy can avoid further collapse. But for the most massive stars the neutron star is not the end of the story. The heaviest stars have so much mass that they would create neutron stars of more than 3 solar masses, too much for a neutron star to sustain itself. In these cases the neutron star immediately collapses again and forms the final and most irreversible state any matter can reach: a black hole. That's the definite end of the story for the neutron star and everything surrounding it. There will not even be any observable supernova since matter cannot bounce back from the neutron star; it just falls into the black hole. But as the matter approaches the black hole it can create an accretion disk of matter around the black hole so hot that it emits an enormous amount of gamma rays along the axis of rotation of the former star or now the black hole (yes, a black hole can rotate). This phenomenon is called Gamma Ray Burst (or GRB for short). These jets or beams of gamma rays are concentrated just along the axis of rotation which makes them so strong that in 2008 a GRB nearly 8 billion light years away was still visible to the naked eye. A GRB that would be produced by Eta Carinae, for example, a star with 150 solar masses at a distance of 7500 light years, could still severely damage the earth if the axis of rotation was directly headed towards the earth (which thankfully is not the case). Despite the huge distance we would be able to see a light ten times brighter than the full moon, all unprotected electronic devices and power grids would be destroyed by the electromagnetic impulse and the ozone layer would be partially disintegrated. But again, there is no super massive star close to us that could hit us with a GRB, so we are safe from this danger.

Supernovaüberreste

A supernova remnant is a more or less regular shell of gas and dust that has been blown away as a result of a supernova explosion. The explosions are so violent that they can accelerate the stellar material to as much as 10% of the speed of light. Strong shock waves emerge ahead of the expanding shell when it hits the surrounding interstellar gas and dust. Temperatures in these areas can reach well above 1 million degrees Kelvin, resulting in strong emissions across the whole spectrum, but especially in X-rays. Over a period of many thousand years (roughly 30000 - 50000 years) the shock wave slows down, mixing the material of the exploding star with the interstellar medium, another way of enriching the interstellar medium with heavy elements like oxygen, nitrogen and carbon.

Simeis 147 - Überrest einer SupernovaSupernova remnant Simeis 147. 40000 years after the explosion the diameter of the remnant is now 140 light years. Credit: Emil Ivanov

The distance that the stellar material travels in this time can be a hundred light years or more. A good example of recent supernova remnant is the Crab Nebula, a 40000 years old remnant is Simeis 147. Other types of nebulae that can be observed are emission nebulae and reflection nebulae.


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The Crab Nebula Supernova Explosion The Crab Nebula Supernova Explosion
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Veröffentlicht von Veröffentlicht oder zuletzt modifiziert am 07.07.2020