Supernova
Eine Supernova (/ˌsuːpərˈnoʊvə/; pl. supernovae /-viː/ oder supernovas; Abk. SN und SNe) ist eine starke und leuchtende Sternexplosion. Dieses vorübergehende astronomische Ereignis tritt in den letzten Entwicklungsphasen eines massereichen Sterns auf oder wenn ein Weißer Zwerg in eine unkontrollierte Kernfusion gerät. Das ursprüngliche Objekt, der sogenannte Progenitor, kollabiert entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch oder wird vollständig zerstört. Die optische Spitzenleuchtkraft einer Supernova kann mit der einer ganzen Galaxie vergleichbar sein, bevor sie über mehrere Wochen oder Monate abklingt. ⓘ
Supernovae sind energiereicher als Novae. Im Lateinischen bedeutet Nova "neu" und bezieht sich astronomisch gesehen auf einen scheinbar vorübergehend hellen neuen Stern. Die Vorsilbe "Super-" unterscheidet Supernovae von gewöhnlichen Novae, die weit weniger hell sind. Der Begriff Supernova wurde 1929 von Walter Baade und Fritz Zwicky geprägt. ⓘ
Die jüngste direkt beobachtete Supernova in der Milchstraße war die Keplersche Supernova im Jahr 1604, aber es wurden auch Überreste von Supernovae jüngeren Datums gefunden. Beobachtungen von Supernovae in anderen Galaxien deuten darauf hin, dass sie in der Milchstraße im Durchschnitt etwa dreimal pro Jahrhundert auftreten. Diese Supernovae wären mit Sicherheit mit modernen astronomischen Teleskopen zu beobachten. Die jüngste Supernova, die mit bloßem Auge beobachtet werden konnte, war SN 1987A, die Explosion eines blauen Überriesensterns in der Großen Magellanschen Wolke, einem Satelliten der Milchstraße. ⓘ
Theoretische Studien deuten darauf hin, dass die meisten Supernovae durch einen von zwei grundlegenden Mechanismen ausgelöst werden: das plötzliche Wiederaufflammen der Kernfusion in einem entarteten Stern wie einem Weißen Zwerg oder der plötzliche Gravitationskollaps des Kerns eines massiven Sterns. Bei der ersten Klasse von Ereignissen wird die Temperatur des Objekts so stark erhöht, dass eine unkontrollierte Kernfusion ausgelöst wird und der Stern vollständig zerbricht. Mögliche Ursachen sind die Anhäufung von Material aus einem binären Begleiter durch Akkretion oder eine Sternverschmelzung. Bei massereichen Sternen kann der Kern eines massereichen Sterns plötzlich kollabieren, wenn er nicht mehr in der Lage ist, durch Kernfusion genügend Energie zu erzeugen, um der eigenen Schwerkraft des Sterns entgegenzuwirken. Obwohl einige beobachtete Supernovae komplexer sind als diese beiden vereinfachten Theorien, sind die astrophysikalischen Mechanismen bekannt und von der astronomischen Gemeinschaft akzeptiert. ⓘ
Supernovae können mehrere Sonnenmassen an Material mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen Prozent der Lichtgeschwindigkeit ausstoßen. Dies treibt eine sich ausdehnende Schockwelle in das umgebende interstellare Medium und reißt eine sich ausdehnende Hülle aus Gas und Staub mit sich, die als Supernova-Überrest beobachtet wird. Supernovae sind eine wichtige Quelle für Elemente im interstellaren Medium, von Sauerstoff bis Rubidium. Die sich ausdehnenden Schockwellen von Supernovae können die Bildung neuer Sterne auslösen. Supernova-Überreste könnten eine wichtige Quelle für kosmische Strahlung sein. Supernovae können Gravitationswellen erzeugen, obwohl Gravitationswellen bisher nur bei der Verschmelzung von Schwarzen Löchern und Neutronensternen nachgewiesen wurden. ⓘ
Dabei wird innerhalb von Sekunden etwa ein Foe beobachtbare Energie freigesetzt. 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. ⓘ
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. ⓘ
| Jahr | beobachtet in | maximale scheinbare Helligkeit | Sicherheit der
SN-Identifizierung |
|---|---|---|---|
| 185 | Sternbild Zentaur | −6m | mögliche SN,
auch als Komet vorgeschlagen |
| 386 | Sternbild Schütze | +1,5m | unsicher, ob SN oder
klassische Nova |
| 393 | Sternbild Skorpion | −3m | mögliche SN |
| 1006 | Sternbild Wolf | −7,5±0,4m | 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 |
| 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 der Beobachtung
Verglichen mit der gesamten Geschichte eines Sterns ist das sichtbare Erscheinen einer Supernova sehr kurz und erstreckt sich manchmal über mehrere Monate, so dass die Chance, eine Supernova mit bloßem Auge zu beobachten, etwa einmal im Leben besteht. Nur ein winziger Bruchteil der 100 Milliarden Sterne in einer typischen Galaxie ist in der Lage, zu einer Supernova zu werden, und beschränkt sich entweder auf Sterne mit großer Masse oder auf seltene Arten von Doppelsternen, die weiße Zwerge enthalten. ⓘ
Die früheste aufgezeichnete Supernova, bekannt als HB9, könnte von unbekannten prähistorischen Menschen des indischen Subkontinents gesehen und auf einer Felszeichnung festgehalten worden sein, die in der Region Burzahama in Kaschmir gefunden wurde und auf 4500±1000 v. Chr. datiert wird. Später wurde SN 185 von chinesischen Astronomen im Jahr 185 n. Chr. gesichtet. Die hellste aufgezeichnete Supernova war SN 1006, die 1006 n. Chr. im Sternbild Lupus auftrat und von Beobachtern in China, Japan, Irak, Ägypten und Europa beschrieben wurde. Die weithin beobachtete Supernova SN 1054 brachte den Krebsnebel hervor. Die Supernovae SN 1572 und SN 1604, die jüngsten mit bloßem Auge beobachteten Supernovae in der Milchstraßengalaxie, hatten bemerkenswerte Auswirkungen auf die Entwicklung der Astronomie in Europa, da sie als Argumente gegen die aristotelische Vorstellung dienten, dass das Universum jenseits des Mondes und der Planeten statisch und unveränderlich sei. Johannes Kepler begann am 17. Oktober 1604 mit der Beobachtung von SN 1604, die ihren Höhepunkt erreichte, und fuhr fort, ihre Helligkeit zu schätzen, bis sie ein Jahr später mit bloßem Auge nicht mehr sichtbar war. Es war die zweite Supernova, die innerhalb einer Generation beobachtet wurde (nach SN 1572, die von Tycho Brahe in Cassiopeia entdeckt wurde). ⓘ
Es gibt Hinweise darauf, dass sich die jüngste galaktische Supernova, G1.9+0.3, im späten 19. Jahrhundert ereignete und damit wesentlich jünger ist als Cassiopeia A um 1680. Keine der beiden Supernovas wurde zu dieser Zeit beobachtet. Im Fall von G1.9+0.3 könnte die hohe Extinktion entlang der Ebene unserer Galaxie das Ereignis so weit verdunkelt haben, dass es unbemerkt blieb. Die Situation bei Cassiopeia A ist weniger klar. Es wurden Infrarotechos entdeckt, die zeigen, dass es sich um eine Supernova vom Typ IIb handelte, die sich nicht in einer Region mit besonders hoher Extinktion befand.
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| Jahr | beobachtet in | maximale scheinbare Helligkeit | Gewissheit der
der Identifizierung der SN ⓘ |
|---|---|---|---|
| 185 | Sternbild Centaurus | -6m | mögliche SN,
Komet ebenfalls vermutet |
| 386 | Sternbild Sagittarius | +1,5m | unsicher, ob SN oder klassische Nova |
| 393 | Sternbild Skorpion | -3m | mögliche SN |
| 1006 | Sternbild des Lupus | -7,5±0,4m | sicher: SNR bekannt |
| 1054 | Konstellation von Taurus | -6m | sicher: SNR und Pulsar bekannt |
| 1181 | Sternbild Kassiopeia | -2m | mögliche SN,
möglicherweise keine SN, sondern Aktivität eines WR-Sterns |
| 1572 | Sternbild Kassiopeia | -4m | sicher:
SNR bekannt |
| 1604 | Sternbild des Ophiuchus | -2m | sicher: SNR bekannt |
| 1680 | Sternbild Kassiopeia | +6m | unsichere Identifizierung und Status |
| 1885 | Andromeda-Nebel | +6m | sicher |
| 1979 | Galaxie Messier 100 | +11,6m | sicher |
| 1987 | Große Magellansche Wolke | +3m | sicher |
| 2014 | Galaxie Messier 82 | +10,5m | sicher |
Die Beobachtung und Entdeckung von extragalaktischen Supernovae ist heute weitaus häufiger. Die erste derartige Beobachtung war SN 1885A in der Andromedagalaxie. Heute entdecken Amateur- und Berufsastronomen jedes Jahr mehrere hundert Supernovae, einige in der Nähe der maximalen Helligkeit, andere auf alten astronomischen Fotos oder Platten. Die amerikanischen Astronomen Rudolph Minkowski und Fritz Zwicky entwickelten ab 1941 das moderne Klassifizierungsschema für Supernovas. In den 1960er Jahren entdeckten die Astronomen, dass die maximalen Helligkeiten von Supernovae als Standardkerzen und damit als Indikatoren für astronomische Entfernungen verwendet werden können. Einige der am weitesten entfernten Supernovae, die im Jahr 2003 beobachtet wurden, erschienen schwächer als erwartet. Dies spricht dafür, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt. Es wurden Techniken zur Rekonstruktion von Supernovae-Ereignissen entwickelt, für die es keine schriftlichen Aufzeichnungen über ihre Beobachtung gibt. Das Datum des Supernova-Ereignisses Cassiopeia A wurde aus Lichtechos von Nebeln bestimmt, während das Alter des Supernova-Überrests RX J0852.0-4622 aus Temperaturmessungen und den Gammastrahlenemissionen des radioaktiven Zerfalls von Titan-44 geschätzt wurde. ⓘ
Die hellste jemals aufgezeichnete Supernova ist ASASSN-15lh in einer Entfernung von 3,82 Gigalichtjahren. Sie wurde erstmals im Juni 2015 entdeckt und erreichte ihren Höhepunkt mit 570 Milliarden L☉, das ist das Doppelte der bolometrischen Leuchtkraft aller anderen bekannten Supernovae. Die Natur dieser Supernova ist jedoch nach wie vor umstritten, und es wurden mehrere alternative Erklärungen vorgeschlagen, z. B. die Gezeitenzerstörung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch. ⓘ
Zu den frühesten seit dem Zeitpunkt der Detonation entdeckten Erscheinungen, für die auch die frühesten Spektren vorliegen (beginnend 6 Stunden nach der eigentlichen Explosion), gehört die SN 2013fs (iPTF13dqy) vom Typ II, die 3 Stunden nach dem Supernova-Ereignis am 6. Oktober 2013 von der Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF) aufgezeichnet wurde. Der Stern befindet sich in einer Spiralgalaxie namens NGC 7610, 160 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Pegasus. ⓘ
Am 20. September 2016 testete der Amateurastronom Victor Buso aus Rosario, Argentinien, sein Teleskop. Als er mehrere Fotos von der Galaxie NGC 613 aufnahm, entdeckte Buso zufällig eine Supernova, die gerade auf der Erde sichtbar wurde, als sie zu explodieren begann. Nachdem er die Bilder untersucht hatte, wandte er sich an das Instituto de Astrofísica de La Plata. "Es war das erste Mal, dass jemand die ersten Momente des 'Schockausbruchs' einer optischen Supernova eingefangen hatte, die nicht mit einem Gammastrahlen- oder Röntgenausbruch verbunden ist. Laut der Astronomin Melina Bersten vom Instituto de Astrofísica stehen die Chancen, ein solches Ereignis einzufangen, zwischen eins zu zehn Millionen und eins zu hundert Millionen. Die von Buso beobachtete Supernova wurde als SN 2016gkg bezeichnet, eine Supernova vom Typ IIb, die wahrscheinlich durch den Kollaps eines gelben Überriesensterns mit der zwanzigfachen Sonnenmasse entstanden ist. Sie zeigte die für viele Supernovae des Typs IIb typische Doppelspitze, die kurz nach der Entdeckung auf etwa 15,5 Magnituden anstieg und etwa 20 Tage später erneut aufstieg. Der Vorläuferstern wurde auf Bildern des Hubble-Weltraumteleskops aus der Zeit vor seinem Kollaps identifiziert. Der Astronom Alex Filippenko von der Universität von Kalifornien bemerkte, dass professionelle Astronomen seit langem nach einem solchen Ereignis gesucht hatten. Er erklärte: "Die Beobachtung von Sternen in den ersten Momenten, in denen sie zu explodieren beginnen, liefert Informationen, die auf keine andere Weise direkt gewonnen werden können." ⓘ
Entdeckung
In den 1920er Jahren wurden erste Arbeiten zu einer neuen Kategorie von Novae durchgeführt, von der man ursprünglich annahm, dass es sich um eine solche handelt. Diese wurden als "Oberklasse-Novae", "Hauptnovae" oder "Riesen-Novae" bezeichnet. Der Name "Supernovae" wurde vermutlich von Walter Baade und Fritz Zwicky in Vorlesungen am Caltech im Jahr 1931 geprägt. Er wurde als "Super-Novae" in einem 1933 von Knut Lundmark veröffentlichten Zeitschriftenartikel und in einem 1934 von Baade und Zwicky veröffentlichten Artikel verwendet. Bis 1938 war der Bindestrich verschwunden und die moderne Bezeichnung wurde verwendet. Da Supernovae relativ seltene Ereignisse innerhalb einer Galaxie sind - in der Milchstraße treten sie etwa dreimal pro Jahrhundert auf -, ist eine regelmäßige Beobachtung vieler Galaxien erforderlich, um eine gute Stichprobe von Supernovae zu erhalten. ⓘ
Supernovae in anderen Galaxien lassen sich nicht mit ausreichender Genauigkeit vorhersagen. Wenn sie entdeckt werden, sind sie in der Regel bereits im Gange. Um Supernovae als Standardkerzen zur Entfernungsmessung zu verwenden, ist die Beobachtung ihrer Spitzenleuchtkraft erforderlich. Daher ist es wichtig, sie zu entdecken, lange bevor sie ihr Maximum erreichen. Amateurastronomen, die die Zahl der professionellen Astronomen bei weitem übertreffen, haben eine wichtige Rolle bei der Entdeckung von Supernovae gespielt, indem sie einige der näheren Galaxien durch ein optisches Teleskop betrachteten und sie mit früheren Fotografien verglichen. ⓘ
Gegen Ende des 20. Jahrhunderts wandten sich die Astronomen zunehmend computergesteuerten Teleskopen und CCDs zu, um Supernovae zu finden. Solche Systeme sind bei Amateuren sehr beliebt, aber es gibt auch professionelle Anlagen wie das Katzman Automatic Imaging Telescope. Das Supernova-Frühwarnsystem (SNEWS) nutzt ein Netz von Neutrinodetektoren, um frühzeitig vor einer Supernova in der Milchstraße zu warnen. Neutrinos sind Teilchen, die in großen Mengen von einer Supernova erzeugt werden und die vom interstellaren Gas und Staub der galaktischen Scheibe nur wenig absorbiert werden. ⓘ
Bei der Suche nach Supernovae gibt es zwei Klassen: diejenigen, die sich auf relativ nahe Ereignisse konzentrieren, und diejenigen, die weiter entfernt sind. Aufgrund der Expansion des Universums kann die Entfernung zu einem entfernten Objekt mit bekanntem Emissionsspektrum durch die Messung seiner Dopplerverschiebung (oder Rotverschiebung) geschätzt werden; im Durchschnitt entfernen sich weiter entfernte Objekte mit größerer Geschwindigkeit als nahe gelegene und haben daher eine höhere Rotverschiebung. Daher wird die Suche in eine hohe und eine niedrige Rotverschiebung unterteilt, wobei die Grenze bei einer Rotverschiebung von z=0,1-0,3 liegt - wobei z ein dimensionsloses Maß für die Frequenzverschiebung des Spektrums ist. ⓘ
Bei der Suche nach Supernovae bei hoher Rotverschiebung werden normalerweise Supernova-Lichtkurven beobachtet. Diese sind für Standard- oder kalibrierte Kerzen nützlich, um Hubble-Diagramme zu erstellen und kosmologische Vorhersagen zu machen. Die Supernova-Spektroskopie, die zur Untersuchung der Physik und der Umgebung von Supernovae eingesetzt wird, ist bei niedriger Rotverschiebung praktischer als bei hoher Rotverschiebung. Beobachtungen bei niedriger Rotverschiebung verankern auch das entfernungsarme Ende der Hubble-Kurve, die eine Darstellung der Entfernung in Abhängigkeit von der Rotverschiebung für sichtbare Galaxien ist. ⓘ
Benennungskonvention
Die Entdeckungen von Supernovae werden dem Zentralbüro für astronomische Telegramme der Internationalen Astronomischen Union gemeldet, das ein Rundschreiben mit dem Namen der Supernova versendet, den es der Supernova zuweist. Der Name setzt sich zusammen aus der Vorsilbe SN, gefolgt vom Jahr der Entdeckung und einer ein- oder zweibuchstabigen Bezeichnung. Die ersten 26 Supernovae des Jahres werden mit einem Großbuchstaben von A bis Z bezeichnet. Danach werden Paare von Kleinbuchstaben verwendet: aa, ab usw. So bezeichnet beispielsweise SN 2003C die dritte Supernova, die im Jahr 2003 gemeldet wurde. Die letzte Supernova des Jahres 2005, SN 2005nc, war die 367. (14 × 26 + 3 = 367). Seit dem Jahr 2000 haben Berufs- und Amateurastronomen jedes Jahr mehrere hundert Supernovae gefunden (572 im Jahr 2007, 261 im Jahr 2008, 390 im Jahr 2009; 231 im Jahr 2013). ⓘ
Historische Supernovae sind einfach durch das Jahr ihres Auftretens bekannt: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tycho's Nova) und SN 1604 (Kepler's Star). Seit 1885 wird die zusätzliche Buchstabenschreibweise verwendet, auch wenn in diesem Jahr nur eine Supernova entdeckt wurde (z. B. SN 1885A, SN 1907A usw.) - zuletzt geschah dies bei SN 1947A. SN, für SuperNova, ist ein Standardpräfix. Bis 1987 wurden Bezeichnungen mit zwei Buchstaben nur selten benötigt; seit 1988 werden sie jedoch jedes Jahr benötigt. Seit 2016 führt die steigende Zahl der Entdeckungen regelmäßig zur zusätzlichen Verwendung von dreistelligen Bezeichnungen. ⓘ
Klassifizierung
Astronomen klassifizieren Supernovae anhand ihrer Lichtkurven und der Absorptionslinien verschiedener chemischer Elemente, die in ihren Spektren erscheinen. Enthält das Spektrum einer Supernova Linien von Wasserstoff (im sichtbaren Teil des Spektrums als Balmer-Reihe bekannt), wird sie als Typ II klassifiziert, andernfalls als Typ I. In jedem dieser beiden Typen gibt es Unterteilungen nach dem Vorhandensein von Linien anderer Elemente oder der Form der Lichtkurve (ein Diagramm der scheinbaren Helligkeit der Supernova als Funktion der Zeit). ⓘ
| Typ I Kein Wasserstoff |
Typ Ia Zeigt eine einfach ionisierte Siliziumlinie (Si II) bei 615,0 nm (Nanometer), in der Nähe des Spitzenlichts |
Thermisches Durchgehen ⓘ | ||||||
| Typ Ib/c Schwaches oder kein Silizium-Absorptionsmerkmal |
Typ Ib Zeigt eine nicht ionisierte Helium (He I)-Linie bei 587,6 nm |
Kernkollaps | ||||||
| Typ Ic Schwaches oder kein Helium | ||||||||
| Typ II Zeigt Wasserstoff |
Typ II-P/-L/n Typ-II-Spektrum durchgehend |
Typ II-P/L Keine schmalen Linien |
Typ II-P Erreicht ein "Plateau" in seiner Lichtkurve | |||||
| Typ II-L Zeigt eine "lineare" Abnahme in seiner Lichtkurve (linear in der Helligkeit über der Zeit) | ||||||||
| Typ IIn Einige schmale Linien | ||||||||
| Typ IIb Das Spektrum ändert sich und ähnelt dem des Typs Ib | ||||||||
Typ I
Supernovae vom Typ I werden anhand ihres Spektrums unterteilt, wobei der Typ Ia eine starke Absorptionslinie von ionisiertem Silizium aufweist. Supernovae vom Typ I ohne diese starke Linie werden als Typ Ib und Ic klassifiziert, wobei Typ Ib starke neutrale Heliumlinien aufweist und Typ Ic keine. Die Lichtkurven sind alle ähnlich, obwohl der Typ Ia bei der Spitzenleuchtkraft im Allgemeinen heller ist, aber die Lichtkurve ist für die Klassifizierung der Supernovae vom Typ I nicht wichtig. ⓘ
Eine kleine Anzahl von Supernovae des Typs Ia weisen ungewöhnliche Merkmale auf, wie z. B. eine vom Standard abweichende Leuchtkraft oder verbreiterte Lichtkurven, und diese werden in der Regel anhand des frühesten Beispiels mit ähnlichen Merkmalen klassifiziert. Zum Beispiel wird die subluminöse SN 2008ha oft als SN 2002cx-ähnlich oder als Klasse Ia-2002cx bezeichnet. ⓘ
Ein kleiner Teil der Supernovae des Typs Ic weist stark verbreiterte und überblendete Emissionslinien auf, die auf sehr hohe Expansionsgeschwindigkeiten des Auswurfs schließen lassen. Diese wurden als Typ Ic-BL oder Ic-bl klassifiziert. ⓘ
Kalziumreiche Supernovae sind ein seltener Typ von sehr schnellen Supernovae mit ungewöhnlich starken Kalziumlinien in ihren Spektren. Modelle legen nahe, dass sie entstehen, wenn Material von einem heliumreichen Begleiter und nicht von einem wasserstoffreichen Stern akkretiert wird. Aufgrund der Heliumlinien in ihren Spektren können sie Supernovae des Typs Ib ähneln, aber es wird angenommen, dass sie ganz andere Vorläufer haben. ⓘ
Typ II
Die Supernovae des Typs II können auch anhand ihrer Spektren unterteilt werden. Während die meisten Supernovae des Typs II sehr breite Emissionslinien aufweisen, die auf Expansionsgeschwindigkeiten von mehreren Tausend Kilometern pro Sekunde hindeuten, haben einige, wie SN 2005gl, relativ schmale Merkmale in ihren Spektren. Diese werden als Typ IIn bezeichnet, wobei das "n" für "schmal" steht. ⓘ
Einige wenige Supernovae, wie SN 1987K und SN 1993J, scheinen den Typ zu wechseln: Sie zeigen anfangs Wasserstofflinien, werden aber im Laufe von Wochen bis Monaten von Heliumlinien dominiert. Der Begriff "Typ IIb" wird verwendet, um die Kombination von Merkmalen zu beschreiben, die normalerweise mit den Typen II und Ib verbunden sind. ⓘ
Supernovae vom Typ II mit normalen Spektren, die von breiten Wasserstofflinien dominiert werden, die während der gesamten Dauer des Untergangs bestehen bleiben, werden anhand ihrer Lichtkurven klassifiziert. Der häufigste Typ zeigt ein ausgeprägtes "Plateau" in der Lichtkurve kurz nach der Spitzenhelligkeit, wo die visuelle Leuchtkraft für mehrere Monate relativ konstant bleibt, bevor die Abnahme wieder einsetzt. Diese werden als Typ II-P bezeichnet, was sich auf das Plateau bezieht. Weniger häufig sind Supernovae vom Typ II-L, die kein ausgeprägtes Plateau aufweisen. Das "L" steht für "linear", obwohl die Lichtkurve nicht wirklich eine gerade Linie ist. ⓘ
Supernovae, die nicht in die normalen Klassifizierungen passen, werden als "peculiar" oder "pec" bezeichnet. ⓘ
Typen III, IV und V
Fritz Zwicky definierte weitere Supernovae-Typen anhand einiger weniger Beispiele, die nicht eindeutig den Parametern für Supernovae vom Typ I oder II entsprachen. SN 1961i in NGC 4303 war der Prototyp und das einzige Mitglied der Supernova-Klasse vom Typ III. Sie zeichnete sich durch ein breites Lichtkurvenmaximum und breite Wasserstoff-Balmer-Linien aus, die sich nur langsam im Spektrum entwickelten. SN 1961f in NGC 3003 war der Prototyp und das einzige Mitglied der Typ-IV-Klasse, mit einer Lichtkurve, die einer Supernova vom Typ II-P ähnelt, mit Wasserstoff-Absorptionslinien, aber schwachen Wasserstoff-Emissionslinien. Die Klasse V wurde für SN 1961V in NGC 1058 geprägt, eine ungewöhnliche schwache Supernova oder Supernova-Imitation mit einem langsamen Helligkeitsanstieg, einem viele Monate dauernden Maximum und einem ungewöhnlichen Emissionsspektrum. Die Ähnlichkeit von SN 1961V mit dem Eta Carinae Great Outburst wurde festgestellt. Supernovae in M101 (1909) und M83 (1923 und 1957) wurden ebenfalls als mögliche Supernovae vom Typ IV oder V vorgeschlagen. ⓘ
Diese Typen werden heute alle als Supernovae des Typs II (IIpec) behandelt, von denen viele weitere Beispiele entdeckt wurden, obwohl immer noch umstritten ist, ob SN 1961V eine echte Supernova nach einem LBV-Ausbruch oder ein Betrüger war. ⓘ
Aktuelle Modelle
Die Supernova-Typcodes, die in der obigen Tabelle zusammengefasst sind, sind taxonomisch: Die Typennummer basiert auf dem von der Supernova beobachteten Licht, nicht unbedingt auf ihrer Ursache. Supernovae des Typs Ia beispielsweise entstehen durch eine unkontrollierte Kernfusion, die an entarteten Weißen Zwergen gezündet wird, während die spektral ähnlichen Supernovae des Typs Ib/c an massereichen, gestreiften Vorgängersternen durch Kernkollaps entstehen. ⓘ
Thermisches Durchgehen
Ein Weißer Zwergstern kann genügend Material von einem stellaren Begleiter ansammeln, um seine Kerntemperatur so weit zu erhöhen, dass die Kohlenstofffusion gezündet wird, woraufhin es zu einer unkontrollierten Kernfusion kommt, bei der der Stern vollständig zerstört wird. Es gibt drei Möglichkeiten, wie diese Detonation zustande kommen kann: stabile Akkretion von Material aus einem Begleiter, die Kollision zweier Weißer Zwerge oder Akkretion, die eine Zündung in einer Hülle verursacht, die dann den Kern entzündet. Der vorherrschende Mechanismus, durch den Supernovae des Typs Ia entstehen, ist nach wie vor unklar. Trotz dieser Ungewissheit, wie Supernovae des Typs Ia entstehen, haben Supernovae des Typs Ia sehr einheitliche Eigenschaften und sind nützliche Standardkerzen über intergalaktische Entfernungen. Einige Kalibrierungen sind erforderlich, um die allmähliche Veränderung der Eigenschaften oder die unterschiedlichen Häufigkeiten von Supernovae mit anormaler Leuchtkraft bei hoher Rotverschiebung sowie kleine Helligkeitsschwankungen, die sich aus der Form der Lichtkurve oder dem Spektrum ergeben, auszugleichen. ⓘ
Normaler Typ Ia
Es gibt mehrere Möglichkeiten, wie eine Supernova dieses Typs entstehen kann, aber sie haben einen gemeinsamen zugrunde liegenden Mechanismus. Wenn ein Weißer Zwerg aus Kohlenstoff und Sauerstoff genug Materie akkretiert hat, um die Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,44 Sonnenmassen (M☉) (für einen nicht rotierenden Stern) zu erreichen, wäre er nicht mehr in der Lage, den Großteil seiner Masse durch den Druck der Elektronenentartung zu tragen, und würde zu kollabieren beginnen. Nach derzeitiger Auffassung wird diese Grenze jedoch normalerweise nicht erreicht; durch die zunehmende Temperatur und Dichte im Inneren des Kerns wird die Kohlenstofffusion gezündet, wenn sich der Stern der Grenze nähert (bis auf etwa 1 %), bevor der Kollaps einsetzt. Im Gegensatz dazu bildet der kollabierende Weiße Zwerg bei einem Kern, der hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht, normalerweise einen Neutronenstern. In diesem Fall wird nur ein Bruchteil der Masse des Sterns während des Kollapses ausgestoßen. ⓘ
Innerhalb weniger Sekunden wird ein beträchtlicher Teil der Materie des Weißen Zwerges durch Kernfusion freigesetzt, wobei genügend Energie (1-2×1044 J) freigesetzt wird, um den Stern in einer Supernova zu entflechten. Es entsteht eine sich nach außen ausdehnende Schockwelle, bei der die Materie Geschwindigkeiten in der Größenordnung von 5.000-20.000 km/s erreicht, was etwa 3 % der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Auch die Leuchtkraft nimmt deutlich zu und erreicht eine absolute Helligkeit von -19,3 (oder 5 Milliarden Mal heller als die Sonne), mit geringen Schwankungen. ⓘ
Das Modell für die Entstehung dieser Kategorie von Supernova ist ein enges Doppelsternsystem. Der größere der beiden Sterne verlässt als erster die Hauptreihe und dehnt sich aus, um sich zu einem Roten Riesen zu entwickeln. Die beiden Sterne teilen sich nun eine gemeinsame Hülle, wodurch ihre gegenseitige Umlaufbahn schrumpft. Der Riesenstern wirft dann den größten Teil seiner Hülle ab und verliert an Masse, bis er die Kernfusion nicht mehr fortsetzen kann. An diesem Punkt wird er zu einem weißen Zwergstern, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Schließlich verlässt auch der Nebenstern die Hauptreihe und wird zu einem Roten Riesen. Die Materie des Riesen wird vom Weißen Zwerg akkretiert, wodurch dieser an Masse zunimmt. Trotz der weit verbreiteten Akzeptanz des grundlegenden Modells sind die genauen Einzelheiten der Auslösung und der schweren Elemente, die bei der Katastrophe entstehen, immer noch unklar. ⓘ
Supernovae des Typs Ia folgen nach dem Ereignis einer charakteristischen Lichtkurve - dem Graphen der Leuchtkraft in Abhängigkeit von der Zeit. Diese Leuchtkraft wird durch den radioaktiven Zerfall von Nickel-56 über Kobalt-56 zu Eisen-56 erzeugt. Die Spitzenleuchtkraft der Lichtkurve ist bei normalen Supernovae des Typs Ia extrem gleichmäßig und hat eine maximale absolute Helligkeit von etwa -19,3. Dies ist darauf zurückzuführen, dass Supernovae vom Typ Ia aus einem einheitlichen Typ von Vorläuferstern durch allmählichen Masseerwerb entstehen und explodieren, wenn sie eine einheitliche typische Masse erreicht haben, was zu sehr ähnlichen Supernova-Bedingungen und -Verhalten führt. Dies ermöglicht es, sie als sekundäre Standardkerze zur Messung der Entfernung zu ihren Wirtsgalaxien zu verwenden. ⓘ
Nicht-Standard-Typ Ia
Ein anderes Modell für die Entstehung von Supernovae des Typs Ia beinhaltet die Verschmelzung zweier weißer Zwergsterne, wobei die kombinierte Masse kurzzeitig die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Diese Art von Ereignissen ist sehr unterschiedlich, und in vielen Fällen kann es überhaupt keine Supernova geben. In diesem Fall haben sie eine breitere und weniger leuchtende Lichtkurve als die normalen SN vom Typ Ia. ⓘ
Ungewöhnlich helle Supernovae vom Typ Ia treten auf, wenn der Weiße Zwerg bereits eine höhere Masse als die Chandrasekhar-Grenze hat, möglicherweise noch verstärkt durch Asymmetrie, aber das ausgestoßene Material hat eine geringere kinetische Energie als normal. ⓘ
Es gibt keine formale Unterklassifizierung für Supernovae vom Typ Ia, die nicht dem Standard entsprechen. Es wurde vorgeschlagen, eine Gruppe subluminöser Supernovae, die bei der Akkretion von Helium auf einem Weißen Zwerg entstehen, als Typ Iax zu klassifizieren. Dieser Supernova-Typ zerstört den Vorläufer des Weißen Zwerges nicht immer vollständig und könnte einen Zombie-Stern zurücklassen. ⓘ
Ein spezieller Typ von Nicht-Standard-Typ-Ia-Supernova entwickelt Wasserstoff- und andere Emissionslinien und erweckt den Anschein einer Mischung zwischen einer normalen Typ-Ia- und einer Typ-IIn-Supernova. Beispiele hierfür sind SN 2002ic und SN 2005gj. Diese Supernovae wurden als Typ Ia/IIn, Typ Ian, Typ IIa und Typ IIan bezeichnet. ⓘ
Für den Vierfachstern HD 74438, der zum offenen Sternhaufen IC 2391 im Sternbild Vela gehört, wurde eine Supernova vom Typ Ia vorhergesagt. ⓘ
Kernkollaps
Sehr massereiche Sterne können einen Kernkollaps erleiden, wenn die Kernfusion nicht mehr in der Lage ist, den Kern gegen seine eigene Schwerkraft aufrechtzuerhalten; das Überschreiten dieser Schwelle ist die Ursache für alle Supernova-Typen außer Typ Ia. Das Überschreiten dieser Schwelle ist die Ursache für alle Arten von Supernovae mit Ausnahme des Typs Ia. Der Kollaps kann zu einem heftigen Ausstoß der äußeren Schichten des Sterns führen, was eine Supernova zur Folge hat, oder die freigesetzte potenzielle Gravitationsenergie reicht nicht aus, und der Stern kollabiert zu einem Schwarzen Loch oder einem Neutronenstern mit geringer Strahlungsenergie. ⓘ
Der Kernkollaps kann durch verschiedene Mechanismen verursacht werden: Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze, Elektroneneinfang, Paarinstabilität oder Photodisintegration.
- Wenn ein massereicher Stern einen Eisenkern entwickelt, der größer als die Chandrasekhar-Masse ist, kann er sich nicht mehr durch den Druck der Elektronenentartung aufrechterhalten und kollabiert weiter zu einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch.
- Der Elektroneneinfang durch Magnesium in einem entarteten O/Ne/Mg-Kern (Vorläuferstern mit einer Masse von 8-10 Sonnenmassen) führt zu einem gravitativen Kollaps, gefolgt von einer explosiven Sauerstofffusion, mit sehr ähnlichen Ergebnissen.
- Die Erzeugung von Elektronen-Positronen-Paaren in einem großen, nach dem Heliumbrennen entstandenen Kern beseitigt die thermodynamische Unterstützung und verursacht einen anfänglichen Kollaps, gefolgt von einer unkontrollierten Fusion, die zu einer paarinstabilen Supernova führt.
- Ein ausreichend großer und heißer Sternkern kann Gammastrahlen erzeugen, die energiereich genug sind, um die Photodisintegration direkt einzuleiten, was zu einem vollständigen Kollaps des Kerns führt. ⓘ
In der nachstehenden Tabelle sind die bekannten Gründe für einen Kernkollaps bei massereichen Sternen, die Sterntypen, in denen er auftritt, der zugehörige Supernova-Typ und der entstehende Überrest aufgeführt. Die Metallizität ist der Anteil der Elemente, die nicht Wasserstoff oder Helium sind, im Vergleich zur Sonne. Die Anfangsmasse ist die Masse des Sterns vor dem Supernova-Ereignis und wird in Vielfachen der Sonnenmasse angegeben, obwohl die Masse zum Zeitpunkt der Supernova viel geringer sein kann. ⓘ
Supernovae vom Typ IIn sind in der Tabelle nicht aufgeführt. Sie können durch verschiedene Arten von Kernkollapsen in unterschiedlichen Vorgängersternen entstehen, möglicherweise sogar durch die Zündung von Weißen Zwergen vom Typ Ia, obwohl es scheint, dass die meisten aus dem Kollaps von Eisenkernen in leuchtenden Überriesen oder Hyperriesen (einschließlich LBVs) stammen. Die schmalen Spektrallinien, nach denen sie benannt sind, entstehen, weil die Supernova in eine kleine dichte Wolke aus zirkumstellarem Material expandiert. Es hat den Anschein, dass ein erheblicher Teil der vermeintlichen Supernovae vom Typ IIn Supernova-Imitationen sind, massive Eruptionen von LBV-ähnlichen Sternen, ähnlich der Großen Eruption von Eta Carinae. Bei diesen Ereignissen erzeugt zuvor vom Stern ausgestoßenes Material die schmalen Absorptionslinien und verursacht durch Wechselwirkung mit dem neu ausgestoßenen Material eine Schockwelle. ⓘ
| Ursache des Kollapses | Ungefähre Anfangsmasse des Vorläufersterns (Sonnenmassen) | Supernova-Typ | Überbleibsel |
|---|---|---|---|
| Elektroneneinfang in einem entarteten O+Ne+Mg-Kern | 9–10 | Schwacher II-P | Neutronenstern |
| Kollaps eines Eisenkerns | 10–25 | Schwacher II-P | Neutronenstern |
| 25-40 mit niedriger oder solarer Metallizität | Normaler II-P | Schwarzes Loch nach Rückfall von Material auf einen ursprünglichen Neutronenstern | |
| 25-40 bei sehr hoher Metallizität | II-L oder II-b | Neutronenstern | |
| 40-90 mit niedriger Metallizität | Keine | Schwarzes Loch | |
| ≥40 mit nahezu solarer Metallizität | Schwaches Ib/c, oder Hypernova mit Gammastrahlenausbruch (GRB) | Schwarzes Loch nach Rückfall von Material auf einen ursprünglichen Neutronenstern | |
| ≥40 mit sehr hoher Metallizität | Ib/c | Neutronenstern | |
| ≥90 mit niedriger Metallizität | Keine, möglicherweise GRB | Schwarzes Loch | |
| Paarige Instabilität | 140-250 mit niedriger Metallizität | II-P, manchmal eine Hypernova, möglicher GRB | Kein Überrest |
| Photodisintegration | ≥250 bei niedriger Metallizität | Keine (oder leuchtende Supernova?), möglicher GRB | Massives schwarzes Loch |
Kernkollaps - detaillierter Prozess
Wenn ein Sternkern der Schwerkraft nicht mehr standhält, kollabiert er mit Geschwindigkeiten von bis zu 70.000 km/s (0,23c) in sich selbst, was zu einem raschen Anstieg von Temperatur und Dichte führt. Was dann folgt, hängt von der Masse und der Struktur des kollabierenden Kerns ab: Entartete Kerne mit geringer Masse bilden Neutronensterne, entartete Kerne mit höherer Masse kollabieren meist vollständig zu Schwarzen Löchern und nicht entartete Kerne durchlaufen eine unkontrollierte Kernfusion. ⓘ
Der anfängliche Kollaps entarteter Kerne wird durch Betazerfall, Photodisintegration und Elektroneneinfang beschleunigt, was einen Ausbruch von Elektronenneutrinos verursacht. Mit zunehmender Dichte wird die Neutrinoemission unterbrochen, da sie im Kern gefangen werden. Der innere Kern erreicht schließlich einen Durchmesser von etwa 30 km und eine Dichte, die mit der eines Atomkerns vergleichbar ist, und der Druck der Neutronendegeneration versucht, den Kollaps aufzuhalten. Wenn die Kernmasse mehr als etwa 15 M☉, dann reicht die Neutronendegeneration nicht aus, um den Kollaps aufzuhalten, und es bildet sich direkt ein Schwarzes Loch ohne Supernova. ⓘ
In Kernen mit geringerer Masse wird der Kollaps gestoppt, und der neu gebildete Neutronenkern hat eine Anfangstemperatur von etwa 100 Milliarden Kelvin, das 6000-fache der Temperatur des Sonnenkerns. Bei dieser Temperatur werden Neutrino-Antineutrino-Paare aller Geschmacksrichtungen effizient durch thermische Emission gebildet. Diese thermischen Neutrinos sind um ein Vielfaches häufiger als die Neutrinos, die von Elektronen eingefangen werden. Etwa 1046 Joule, d. h. etwa 10 % der Ruhemasse des Sterns, werden in einen zehn Sekunden dauernden Neutrinostoß umgewandelt, der die Hauptleistung des Ereignisses darstellt. Der plötzlich gestoppte Kernkollaps prallt zurück und erzeugt eine Schockwelle, die innerhalb von Millisekunden im äußeren Kern zum Stillstand kommt, da Energie durch die Dissoziation schwerer Elemente verloren geht. Ein nicht eindeutig geklärter Prozess ist notwendig, damit die äußeren Schichten des Kerns etwa 1044 Joule (1 Foe) aus dem Neutrino-Impuls wieder aufnehmen können, was die sichtbare Helligkeit erzeugt, obwohl es auch andere Theorien darüber gibt, wie die Explosion angetrieben wird. ⓘ
Ein Teil des Materials aus der äußeren Hülle fällt auf den Neutronenstern zurück, und bei Kernen jenseits von etwa 8 M☉, fällt genügend Material zurück, um ein Schwarzes Loch zu bilden. Dieser Rückfall reduziert die erzeugte kinetische Energie und die Masse des ausgestoßenen radioaktiven Materials, kann aber in manchen Fällen auch relativistische Jets erzeugen, die zu einem Gammastrahlenausbruch oder einer außergewöhnlich leuchtenden Supernova führen. ⓘ
Der Kollaps eines massereichen, nicht entarteten Kerns führt zu einer weiteren Kernfusion. Wenn der Kernkollaps durch Paarinstabilität ausgelöst wird, beginnt die Sauerstofffusion und der Kollaps kann gestoppt werden. Für Kernmassen von 40-60 M☉ kommt der Kollaps zum Stillstand und der Stern bleibt intakt, kollabiert aber erneut, wenn sich ein größerer Kern gebildet hat. Bei Kernen von etwa 60-130 M☉ ist die Verschmelzung von Sauerstoff und schwereren Elementen so energiereich, dass der gesamte Stern zerbricht und eine Supernova entsteht. Am oberen Ende des Massenbereichs ist die Supernova ungewöhnlich hell und extrem langlebig, da viele Sonnenmassen von 56Ni ausgestoßen werden. Bei noch größeren Kernmassen wird die Kerntemperatur hoch genug, um Photodisintegration zu ermöglichen, und der Kern kollabiert vollständig zu einem Schwarzen Loch. ⓘ
Typ II
Sterne mit Anfangsmassen von weniger als etwa 8 M☉ entwickeln nie einen Kern, der groß genug ist, um zu kollabieren, und sie verlieren schließlich ihre Atmosphäre und werden zu Weißen Zwergen. Sterne mit einer Masse von mindestens 9 M☉ (möglicherweise sogar bis zu 12 M☉) entwickeln sich auf komplexe Weise, indem sie nach und nach schwerere Elemente bei höheren Temperaturen in ihren Kernen verbrennen. Der Stern wird wie eine Zwiebel geschichtet, wobei das Verbrennen der leichteren Elemente in größeren Schalen stattfindet. Obwohl sie im Volksmund als Zwiebel mit einem Eisenkern beschrieben werden, haben die am wenigsten massereichen Supernova-Vorläufer nur Sauerstoff-Neon(-Magnesium)-Kerne. Diese Super-AGB-Sterne bilden möglicherweise die Mehrheit der Supernovae mit Kernkollaps, auch wenn sie weniger hell sind und daher seltener beobachtet werden als Supernovae mit massereicheren Vorläufern. ⓘ
Wenn der Kernkollaps während der Überriesenphase stattfindet, wenn der Stern noch eine Wasserstoffhülle hat, ist das Ergebnis eine Supernova vom Typ II. Die Geschwindigkeit des Massenverlustes bei leuchtenden Sternen hängt von der Metallizität und der Leuchtkraft ab. Extrem leuchtkräftige Sterne mit einer Metallizität nahe der Sonne verlieren ihren gesamten Wasserstoff, bevor sie den Kernkollaps erreichen, und bilden daher keine Supernova vom Typ II. Bei niedriger Metallizität erreichen alle Sterne den Kernkollaps mit einer Wasserstoffhülle, aber ausreichend massereiche Sterne kollabieren direkt zu einem Schwarzen Loch, ohne eine sichtbare Supernova zu erzeugen. ⓘ
Sterne mit einer Anfangsmasse bis zum 90-fachen der Sonne oder etwas weniger bei hoher Metallizität führen zu einer Supernova vom Typ II-P, dem am häufigsten beobachteten Typ. Bei mittlerer bis hoher Metallizität haben Sterne am oberen Ende dieses Massenbereichs den größten Teil ihres Wasserstoffs verloren, wenn der Kern kollabiert, und das Ergebnis ist eine Supernova vom Typ II-L. Bei sehr niedriger Metallizität, d. h. bei Sternen mit etwa 140-250 M☉ den Kernkollaps durch Paarinstabilität erreichen, während sie noch eine Wasserstoffatmosphäre und einen Sauerstoffkern haben, und das Ergebnis ist eine Supernova mit Typ-II-Merkmalen, aber einer sehr großen Masse an ausgestoßenem 56Ni und hoher Leuchtkraft. ⓘ
Typ Ib und Ic
Bei diesen Supernovae handelt es sich wie bei denen vom Typ II um massereiche Sterne, deren Kern kollabiert. Die Sterne, die zu Supernovae der Typen Ib und Ic werden, haben jedoch den größten Teil ihrer äußeren Hülle (Wasserstoff) durch starke Sternwinde oder durch die Wechselwirkung mit einem Begleiter verloren. Diese Sterne werden als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet und treten bei mittlerer bis hoher Metallizität auf, wo kontinuumsgetriebene Winde ausreichend hohe Massenverluste verursachen. Beobachtungen von Supernovae des Typs Ib/c stimmen nicht mit dem beobachteten oder erwarteten Auftreten von Wolf-Rayet-Sternen überein, und alternative Erklärungen für diese Art von Kernkollaps-Supernovae beziehen Sterne ein, die durch binäre Wechselwirkungen ihren Wasserstoff verloren haben. Binäre Modelle bieten eine bessere Übereinstimmung mit den beobachteten Supernovae, allerdings mit der Einschränkung, dass bisher keine geeigneten binären Heliumsterne beobachtet wurden. Da eine Supernova immer dann auftreten kann, wenn die Masse des Sterns zum Zeitpunkt des Kernkollapses niedrig genug ist, um nicht vollständig in ein Schwarzes Loch zurückzufallen, kann jeder massereiche Stern zu einer Supernova führen, wenn er vor dem Kernkollaps genug Masse verliert. ⓘ
Supernovae vom Typ Ib sind am häufigsten und entstehen aus Wolf-Rayet-Sternen vom Typ WC, die noch Helium in ihrer Atmosphäre haben. In einem engen Massenbereich entwickeln sich Sterne weiter, bevor sie den Kernkollaps erreichen, und werden zu WO-Sternen, die nur noch sehr wenig Helium enthalten; diese sind die Vorläufer der Supernovae vom Typ Ic. ⓘ
Ein paar Prozent der Supernovae vom Typ Ic sind mit Gammastrahlenausbrüchen (GRB) verbunden, obwohl man auch annimmt, dass jede Supernova vom Typ Ib oder Ic mit Wasserstoffstrip einen GRB erzeugen kann, je nach den Umständen der Geometrie. Der Mechanismus zur Erzeugung dieser Art von GRB sind die Jets, die durch das Magnetfeld des sich schnell drehenden Magnetars im kollabierenden Kern des Sterns entstehen. Die Jets würden auch Energie in die sich ausdehnende äußere Hülle übertragen, wodurch eine superleuchtende Supernova entsteht. ⓘ
Ultrastrip-Supernovae entstehen, wenn der explodierende Stern durch den Massentransfer in einem engen Doppelstern (fast) bis zum Metallkern abgestreift wurde. ⓘ
Infolgedessen wird nur sehr wenig Material aus dem explodierenden Stern herausgeschleudert (ca. 0,1 M☉). In den extremsten Fällen können ultra-stripte Supernovae mit nackten Metallkernen auftreten, die nur knapp über der Chandrasekhar-Massengrenze liegen. SN 2005ek könnte das erste beobachtete Beispiel für eine ultra-stripped Supernova sein, die eine relativ schwache und schnell abklingende Lichtkurve aufweist. Ultrastrip-Supernovae können sowohl Eisenkern-Kollaps- als auch Elektroneneinfang-Supernovae sein, abhängig von der Masse des kollabierenden Kerns. Man geht davon aus, dass Ultrastrip-Supernovae mit der zweiten Supernova-Explosion in einem Doppelsternsystem in Verbindung stehen, z. B. bei der Erzeugung eines engen Doppel-Neutronensternsystems. ⓘ
Im Jahr 2022 meldete ein Team von Astronomen unter der Leitung von Forschern des Weizmann Institute of Science die erste Supernova-Explosion, die einen direkten Beweis für einen Wolf-Rayet-Vorläuferstern lieferte. SN 2019hgp war eine Supernova vom Typ Icn und ist auch die erste, in der das Element Neon nachgewiesen wurde. ⓘ
Supernovae mit Elektroneneinfang
1980 wurde von Ken'ichi Nomoto von der Universität Tokio ein "dritter Typ" von Supernova vorhergesagt, eine so genannte Elektroneneinfang-Supernova. Sie würde entstehen, wenn ein Stern "im Übergangsbereich (~8 bis 10 Sonnenmassen) zwischen der Bildung eines Weißen Zwerges und einer Supernova mit Eisenkernkollaps" und mit einem entarteten O+Ne+Mg-Kern implodiert, nachdem sein Kern keinen nuklearen Brennstoff mehr hat, was dazu führt, dass die Schwerkraft die Elektronen im Kern des Sterns in ihre Atomkerne komprimiert, was zu einer Supernovaexplosion führt und einen Neutronenstern zurücklässt. Im Juni 2021 wurde in der Zeitschrift Nature Astronomy berichtet, dass die Supernova SN 2018zd (in der Galaxie NGC 2146, etwa 31 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt) die erste Beobachtung einer Supernova mit Elektroneneinfang zu sein scheint. Die Supernova-Explosion von 1054, die den berühmten Krebsnebel in unserer Galaxie erzeugte, galt als bester Kandidat für eine Supernova mit Elektroneneinfang, und die Veröffentlichung von 2021 macht es wahrscheinlicher, dass dies richtig war. ⓘ
Gescheiterte Supernovae
Der Kernkollaps einiger massereicher Sterne führt möglicherweise nicht zu einer sichtbaren Supernova. Dies geschieht, wenn der anfängliche Kernkollaps nicht durch den Mechanismus, der eine Explosion erzeugt, rückgängig gemacht werden kann, weil der Kern normalerweise zu massiv ist. Diese Ereignisse sind schwer zu erkennen, aber große Durchmusterungen haben mögliche Kandidaten entdeckt. Der rote Überriese N6946-BH1 in NGC 6946 erlebte im März 2009 einen bescheidenen Ausbruch, bevor er aus dem Blickfeld verschwand. Nur eine schwache Infrarotquelle verbleibt an der Stelle des Sterns. ⓘ
Lichtkurven
Ein historisches Rätsel betraf die Energiequelle, die das optische Supernova-Glühen über Monate aufrechterhalten kann. Obwohl die Energie, die jeden Supernovatyp zerbricht, sofort freigesetzt wird, werden die Lichtkurven von der anschließenden radioaktiven Erwärmung des sich schnell ausdehnenden Auswurfs dominiert. Einige haben die Rotationsenergie des zentralen Pulsars in Betracht gezogen. Die Ejekta-Gase würden ohne eine Energiezufuhr, die sie heiß hält, schnell verdunkeln. Die stark radioaktive Beschaffenheit der Ejektagase, von der man heute weiß, dass sie für die meisten Supernovae zutrifft, wurde erstmals in den späten 1960er Jahren auf der Grundlage einer soliden Nukleosynthese berechnet. Erst bei SN 1987A konnten durch direkte Beobachtung von Gammastrahlenlinien die wichtigsten radioaktiven Kerne eindeutig identifiziert werden. ⓘ
Heute weiß man durch direkte Beobachtung, dass ein Großteil der Lichtkurve (die Kurve der Leuchtkraft als Funktion der Zeit) nach dem Auftreten einer Supernova vom Typ II, wie SN 1987A, durch diese vorhergesagten radioaktiven Zerfälle erklärt wird. Obwohl die Leuchterscheinung aus optischen Photonen besteht, ist es die radioaktive Energie, die von den ausgestoßenen Gasen absorbiert wird, die den Überrest heiß genug hält, um Licht auszustrahlen. Der radioaktive Zerfall von 56Ni über seine Töchter 56Co und 56Fe erzeugt Gammastrahlenphotonen, hauptsächlich mit 847 keV und 1.238 keV, die absorbiert werden und die Erwärmung und damit die Leuchtkraft der Ejekta zu mittleren Zeiten (mehrere Wochen) bis zu späten Zeiten (mehrere Monate) dominieren. Die Energie für die Spitze der Lichtkurve von SN1987A stammt aus dem Zerfall von 56Ni zu 56Co (Halbwertszeit 6 Tage), während die Energie für die spätere Lichtkurve sehr gut mit der Halbwertszeit von 56Co, das zu 56Fe zerfällt, von 77,3 Tagen übereinstimmt. Spätere Messungen mit Weltraum-Gammastrahlenteleskopen des kleinen Anteils der 56Co- und 57Co-Gammastrahlen, die dem Überrest von SN 1987A ohne Absorption entkommen sind, bestätigten frühere Vorhersagen, dass diese beiden radioaktiven Kerne die Energiequellen sind. ⓘ
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Die visuellen Lichtkurven der verschiedenen Supernova-Typen hängen alle zu einem späten Zeitpunkt von der radioaktiven Erwärmung ab, unterscheiden sich aber in Form und Amplitude aufgrund der zugrunde liegenden Mechanismen, der Art und Weise, wie die sichtbare Strahlung erzeugt wird, der Epoche der Beobachtung und der Transparenz des ausgestoßenen Materials. Die Lichtkurven können sich bei anderen Wellenlängen deutlich unterscheiden. Bei ultravioletten Wellenlängen gibt es beispielsweise eine frühe, extrem leuchtende Spitze, die nur wenige Stunden dauert und dem Ausbruch des Schocks entspricht, der durch das ursprüngliche Ereignis ausgelöst wurde, aber dieser Ausbruch ist optisch kaum nachweisbar. ⓘ
Die Lichtkurven des Typs Ia sind zumeist sehr einheitlich, mit einem konsistenten Maximum der absoluten Helligkeit und einer relativ steilen Abnahme der Leuchtkraft. Ihre optische Energieabgabe wird durch den radioaktiven Zerfall von ausgestoßenem Nickel-56 (Halbwertszeit 6 Tage) angetrieben, das dann zu radioaktivem Kobalt-56 (Halbwertszeit 77 Tage) zerfällt. Diese Radioisotope regen das umgebende Material zum Glühen an. Die heutigen kosmologischen Studien stützen sich auf die Radioaktivität von 56Ni, die die Energie für die optische Helligkeit von Supernovae des Typs Ia liefert, die die "Standardkerzen" der Kosmologie sind, deren diagnostische Gammastrahlung von 847 keV und 1.238 keV aber erst 2014 erstmals nachgewiesen wurde. Die Anfangsphasen der Lichtkurve nehmen steil ab, wenn die effektive Größe der Photosphäre abnimmt und die eingefangene elektromagnetische Strahlung verbraucht ist. Die Lichtkurve nimmt im B-Band weiter ab, während sie im visuellen Bereich bei etwa 40 Tagen eine kleine Schulter aufweist. Dies ist jedoch nur ein Hinweis auf ein sekundäres Maximum, das im Infraroten auftritt, wenn bestimmte ionisierte schwere Elemente rekombinieren und dabei Infrarotstrahlung erzeugen und die Ejekta für diese transparent wird. Die visuelle Lichtkurve nimmt weiter ab, und zwar etwas schneller als die Zerfallsrate des radioaktiven Kobalts (das die längere Halbwertszeit hat und die spätere Kurve steuert), weil das ausgeworfene Material diffuser wird und die energiereiche Strahlung weniger gut in sichtbare Strahlung umwandeln kann. Nach einigen Monaten ändert die Lichtkurve ihre Abnahmerate erneut, da die Positronenemission des verbleibenden Kobalt-56 dominiert, obwohl dieser Teil der Lichtkurve nur wenig erforscht ist. ⓘ
Die Lichtkurven von Typ Ib und Ic ähneln im Wesentlichen denen von Typ Ia, allerdings mit einer geringeren durchschnittlichen Spitzenleuchtkraft. Die visuelle Lichtausbeute ist wiederum auf die Umwandlung von radioaktivem Zerfall in visuelle Strahlung zurückzuführen, allerdings ist die Masse des erzeugten Nickel-56 viel geringer. Die Spitzenleuchtkraft schwankt beträchtlich, und es gibt sogar gelegentlich Supernovae vom Typ Ib/c, die um Größenordnungen heller oder weniger hell sind als die Norm. Die leuchtkräftigsten Supernovae vom Typ Ic werden als Hypernovae bezeichnet und weisen neben der erhöhten Spitzenleuchtkraft meist auch verbreiterte Lichtkurven auf. Als Quelle für die zusätzliche Energie werden relativistische Jets vermutet, die durch die Bildung eines rotierenden Schwarzen Lochs angetrieben werden und auch Gammastrahlenausbrüche erzeugen. ⓘ
Die Lichtkurven von Supernovae des Typs II zeichnen sich durch eine wesentlich langsamere Abnahme aus als die des Typs I, in der Größenordnung von 0,05 Magnituden pro Tag, wobei die Plateauphase nicht berücksichtigt ist. Die visuelle Lichtausbeute wird mehrere Monate lang eher von kinetischer Energie als von radioaktivem Zerfall dominiert, was in erster Linie auf die Existenz von Wasserstoff im Auswurf aus der Atmosphäre des übergroßen Vorläufersterns zurückzuführen ist. Bei der anfänglichen Zerstörung wird dieser Wasserstoff erhitzt und ionisiert. Die meisten Supernovae vom Typ II zeigen ein lang anhaltendes Plateau in ihren Lichtkurven, wenn dieser Wasserstoff rekombiniert, sichtbares Licht aussendet und transparenter wird. Darauf folgt eine abfallende Lichtkurve, die durch radioaktiven Zerfall angetrieben wird, wenn auch langsamer als bei Supernovae des Typs I, was auf die Effizienz der Umwandlung des gesamten Wasserstoffs in Licht zurückzuführen ist. ⓘ
Bei Supernovae des Typs II-L gibt es kein Plateau, da der Vorläufer nur noch relativ wenig Wasserstoff in seiner Atmosphäre hatte, der zwar im Spektrum erscheint, aber nicht ausreicht, um ein merkliches Plateau in der Lichtleistung zu erzeugen. Bei Supernovae des Typs IIb ist die Wasserstoffatmosphäre des Vorläufers so stark dezimiert (vermutlich aufgrund der Gezeitenablösung durch einen Begleitstern), dass die Lichtkurve eher einer Supernova des Typs I ähnelt und der Wasserstoff sogar nach einigen Wochen aus dem Spektrum verschwindet. ⓘ
Supernovae vom Typ IIn zeichnen sich durch zusätzliche schmale Spektrallinien aus, die in einer dichten Hülle aus zirkumstellarem Material entstehen. Ihre Lichtkurven sind im Allgemeinen sehr breit und ausgedehnt, gelegentlich auch extrem leuchtend und werden als superleuchtende Supernova bezeichnet. Diese Lichtkurven entstehen durch die hocheffiziente Umwandlung der kinetischen Energie des Auswurfs in elektromagnetische Strahlung durch Wechselwirkung mit der dichten Hülle des Materials. Dies geschieht nur, wenn das Material ausreichend dicht und kompakt ist, was darauf hindeutet, dass es erst kurz vor dem Auftreten der Supernova vom Vorgängerstern selbst erzeugt wurde. ⓘ
Eine große Anzahl von Supernovae wurde katalogisiert und klassifiziert, um Entfernungskerzen zu erhalten und Modelle zu testen. Die durchschnittlichen Eigenschaften variieren je nach Entfernung und Art der Wirtsgalaxie, können aber im Großen und Ganzen für jeden Supernova-Typ angegeben werden. ⓘ
| Typ | Durchschnittliche absolute Magnitude des Peaks | Ungefähre Energie (foe) | Tage bis zur Spitzenleuchtkraft | Tage vom Maximum bis zu 10% der Leuchtkraft ⓘ |
|---|---|---|---|---|
| Ia | −19 | 1 | ca. 19 | etwa 60 |
| Ib/c (lichtschwach) | etwa -15 | 0.1 | 15–25 | unbekannt |
| Ib | um -17 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic | um -16 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic (hell) | bis -22 | über 5 | etwa 25 | etwa 100 |
| II-b | um -17 | 1 | um 20 | etwa 100 |
| II-L | um -17 | 1 | etwa 13 | um 150 |
| II-P (schwach) | etwa -14 | 0.1 | etwa 15 | unbekannt |
| II-P | um -16 | 1 | um 15 | Plateau dann um 50 |
| IIn | um -17 | 1 | 12-30 oder mehr | 50–150 |
| IIn (hell) | bis -22 | über 5 | über 50 | über 100 |
Anmerkungen:
- a. ^ Schwache Typen können eine eigene Unterklasse sein. Helle Typen können ein Kontinuum von leicht überlichtschnell bis zu Hypernovae darstellen.
- b. ^ Diese Helligkeiten werden im R-Band gemessen. Messungen im V- oder B-Band sind üblich und werden bei Supernovae etwa eine halbe Magnitude heller sein.
- c. ^ Größenordnung der kinetischen Energie. Die gesamte elektromagnetische Strahlungsenergie ist in der Regel niedriger, die (theoretische) Neutrinoenergie viel höher.
- d. ^ Wahrscheinlich eine heterogene Gruppe, irgendeine der anderen Arten, eingebettet in Nebel. ⓘ
Asymmetrie
Ein seit langem bestehendes Rätsel im Zusammenhang mit Supernovae des Typs II ist die Frage, warum das verbleibende kompakte Objekt eine hohe Geschwindigkeit vom Epizentrum weg erhält; Pulsare und damit Neutronensterne haben nachweislich hohe Geschwindigkeiten, und schwarze Löcher vermutlich auch, obwohl sie isoliert viel schwerer zu beobachten sind. Der anfängliche Anstoß kann beträchtlich sein und ein Objekt von mehr als einer Sonnenmasse mit einer Geschwindigkeit von 500 km/s oder mehr antreiben. Dies deutet auf eine Expansionsasymmetrie hin, aber der Mechanismus, durch den der Impuls auf das kompakte Objekt übertragen wird, bleibt ein Rätsel. Zu den vorgeschlagenen Erklärungen für diesen Kick gehören die Konvektion im kollabierenden Stern und die Jet-Produktion während der Neutronensternbildung. ⓘ
Eine mögliche Erklärung für diese Asymmetrie ist die großräumige Konvektion über dem Kern. Die Konvektion kann zu Schwankungen in den lokalen Elementhäufigkeiten führen, was ein ungleichmäßiges Kernbrennen während des Kollapses, des Abprallens und der anschließenden Expansion zur Folge hat. ⓘ
Eine andere mögliche Erklärung ist, dass die Akkretion von Gas auf den zentralen Neutronenstern eine Scheibe erzeugen kann, die stark gerichtete Jets antreibt, die Materie mit hoher Geschwindigkeit aus dem Stern herausschleudern und transversale Schocks verursachen, die den Stern vollständig zerstören. Diese Jets könnten eine entscheidende Rolle bei der entstehenden Supernova spielen. (Ein ähnliches Modell wird inzwischen auch für die Erklärung langer Gammastrahlenausbrüche favorisiert). ⓘ
Anfängliche Asymmetrien wurden auch bei Supernovae vom Typ Ia durch Beobachtungen bestätigt. Dieses Ergebnis könnte bedeuten, dass die anfängliche Leuchtkraft dieser Art von Supernova vom Betrachtungswinkel abhängt. Die Ausdehnung wird jedoch im Laufe der Zeit symmetrischer. Frühe Asymmetrien lassen sich durch Messung der Polarisation des emittierten Lichts nachweisen. ⓘ
Energieabgabe
Obwohl Supernovae in erster Linie als leuchtende Ereignisse bekannt sind, ist die elektromagnetische Strahlung, die sie freisetzen, fast ein kleiner Nebeneffekt. Insbesondere bei Kernkollaps-Supernovae macht die emittierte elektromagnetische Strahlung nur einen winzigen Bruchteil der gesamten während des Ereignisses freigesetzten Energie aus. ⓘ
Es besteht ein grundlegender Unterschied zwischen der Energiebilanz der verschiedenen Supernova-Typen. Bei der Detonation eines Weißen Zwerges vom Typ Ia fließt der größte Teil der Energie in die Synthese schwerer Elemente und die kinetische Energie des Auswurfs. ⓘ
Bei Kernkollaps-Supernovae wird der größte Teil der Energie in die Neutrinoemission geleitet, und während ein Teil davon offenbar die beobachtete Zerstörung antreibt, entkommen mehr als 99 % der Neutrinos dem Stern in den ersten Minuten nach Beginn des Kollapses. ⓘ
Supernovae vom Typ Ia beziehen ihre Energie aus der Kernfusion eines Weißen Zwerges aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Die Einzelheiten des energetischen Prozesses sind noch nicht vollständig geklärt, aber das Endergebnis ist der Ausstoß der gesamten Masse des ursprünglichen Sterns mit hoher kinetischer Energie. Etwa eine halbe Sonnenmasse dieser Masse ist 56Ni, das aus der Siliziumverbrennung stammt. 56Ni ist radioaktiv und zerfällt durch Beta-Plus-Zerfall (mit einer Halbwertszeit von sechs Tagen) und Gammastrahlen in 56Co. 56Co selbst zerfällt auf dem Beta-Plus-Weg (Positronen) mit einer Halbwertszeit von 77 Tagen in stabiles 56Fe. Diese beiden Prozesse sind für die elektromagnetische Strahlung von Supernovae des Typs Ia verantwortlich. In Verbindung mit der wechselnden Transparenz des ausgestoßenen Materials erzeugen sie die schnell abfallende Lichtkurve. ⓘ
Kernkollaps-Supernovae sind im Durchschnitt visuell schwächer als Supernovae vom Typ Ia, aber die freigesetzte Gesamtenergie ist viel höher. Bei dieser Art von Supernovae wird die potenzielle Gravitationsenergie in kinetische Energie umgewandelt, die den Kern komprimiert und kollabieren lässt, wobei zunächst Elektronenneutrinos aus zerfallenden Nukleonen und anschließend alle Arten von thermischen Neutrinos aus dem überhitzten Neutronensternkern entstehen. Man nimmt an, dass etwa 1 % dieser Neutrinos genügend Energie in die äußeren Schichten des Sterns abgeben, um die daraus resultierende Katastrophe auszulösen, aber auch hier lassen sich die Details in den derzeitigen Modellen nicht genau wiedergeben. Die kinetischen Energien und die Nickelausbeute sind etwas geringer als bei Supernovae des Typs Ia, daher die geringere Spitzenleuchtkraft von Supernovae des Typs II, aber die Energie aus der De-Ionisierung der vielen Sonnenmassen des verbleibenden Wasserstoffs kann zu einem viel langsameren Rückgang der Leuchtkraft beitragen und die Plateauphase hervorrufen, die bei der Mehrzahl der Supernovae mit Kernkollaps zu beobachten ist. ⓘ
| Supernova | Ungefähre Gesamtenergie x1044 Joule (Feind) |
Ausgeschleudertes Ni (Sonnenmassen) |
Neutrino-Energie (Feind) |
Kinetische Energie (Feind) |
Elektromagnetische Strahlung (Feind) ⓘ |
|---|---|---|---|---|---|
| Typ Ia | 1.5 | 0.4 – 0.8 | 0.1 | 1.3 – 1.4 | ~0.01 |
| Kernkollaps | 100 | (0.01) – 1 | 100 | 1 | 0.001 – 0.01 |
| Hypernova | 100 | ~1 | 1–100 | 1–100 | ~0.1 |
| Paarige Instabilität | 5–100 | 0.5 – 50 | niedrig? | 1–100 | 0.01 – 0.1 |
Bei einigen Kernkollaps-Supernovae treibt der Rückfall auf ein Schwarzes Loch relativistische Jets an, die einen kurzen energiereichen und gerichteten Ausbruch von Gammastrahlen erzeugen können und außerdem erhebliche weitere Energie in das ausgeworfene Material übertragen. Dies ist ein Szenario für die Entstehung von Supernovae mit hoher Leuchtkraft und wird als Ursache für Hypernovae vom Typ Ic und lang anhaltende Gammastrahlenausbrüche angenommen. Wenn die relativistischen Jets zu kurz sind und die Sternhülle nicht durchdringen, kann ein Gammastrahlenausbruch mit geringer Leuchtkraft entstehen, und die Supernova ist möglicherweise nicht sehr leuchtkräftig. ⓘ
Wenn eine Supernova innerhalb einer kleinen, dichten Wolke aus zirkumstellarem Material entsteht, erzeugt sie eine Schockwelle, die einen großen Teil der kinetischen Energie effizient in elektromagnetische Strahlung umwandeln kann. Auch wenn die ursprüngliche Energie völlig normal war, hat die entstehende Supernova eine hohe Leuchtkraft und eine lange Dauer, da sie nicht auf dem exponentiellen radioaktiven Zerfall beruht. Diese Art von Ereignissen kann zu Hypernovae vom Typ IIn führen. ⓘ
Obwohl es sich bei paarinstabilen Supernovae um Kernkollaps-Supernovae handelt, deren Spektren und Lichtkurven denen des Typs II-P ähneln, ähnelt die Natur nach dem Kernkollaps eher der eines gigantischen Typs Ia mit unkontrollierter Fusion von Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium. Die Gesamtenergie, die bei den massereichsten Ereignissen freigesetzt wird, ist mit der anderer Kernkollaps-Supernovae vergleichbar, aber es wird angenommen, dass die Neutrinoproduktion sehr gering ist, weshalb die freigesetzte kinetische und elektromagnetische Energie sehr hoch ist. Die Kerne dieser Sterne sind viel größer als die von Weißen Zwergen, und die Menge an radioaktivem Nickel und anderen schweren Elementen, die aus ihren Kernen ausgestoßen werden, kann um Größenordnungen höher sein, was zu einer hohen visuellen Leuchtkraft führt. ⓘ
Progenitor
Die Klassifizierung der Supernova ist eng mit der Art des Sterns zum Zeitpunkt des Kollapses verbunden. Das Auftreten der einzelnen Supernova-Typen hängt stark von der Metallizität und damit vom Alter der Wirtsgalaxie ab. ⓘ
Supernovae des Typs Ia werden von weißen Zwergsternen in Doppelsternsystemen erzeugt und kommen in allen Galaxientypen vor. Kernkollaps-Supernovae sind nur in Galaxien zu finden, die sich gerade in der Sternentstehung befinden oder erst vor kurzem entstanden sind, da sie aus kurzlebigen massereichen Sternen resultieren. Sie sind am häufigsten in Spiralgalaxien vom Typ Sc zu finden, aber auch in den Armen anderer Spiralgalaxien und in irregulären Galaxien, insbesondere in Starburst-Galaxien. ⓘ
Es wird angenommen, dass Supernovae vom Typ Ib/c und II-L und möglicherweise auch die meisten Supernovae vom Typ IIn nur von Sternen mit nahezu solarer Metallizität erzeugt werden, die einen hohen Massenverlust massereicher Sterne zur Folge haben; daher sind sie in älteren, weiter entfernten Galaxien weniger häufig. Die Tabelle zeigt den Vorläufer für die wichtigsten Typen von Kernkollaps-Supernovae und die ungefähren Anteile, die in der lokalen Nachbarschaft beobachtet wurden. ⓘ
| Typ | Vorläuferstern | Anteil |
|---|---|---|
| Ib | WC Wolf-Rayet oder Heliumstern | 9.0% |
| Ic | WO Wolf-Rayet | 17.0% |
| II-P | Überriese | 55.5% |
| II-L | Überriese mit einer abgereicherten Wasserstoffhülle | 3.0% |
| IIn | Überriese in einer dichten Wolke aus ausgestoßenem Material (z. B. LBV) | 2.4% |
| IIb | Überriese mit stark abgereichertem Wasserstoff (durch Begleiter abgestreift?) | 12.1% |
| IIpec | Blauer Überriese | 1.0% |
Es gibt eine Reihe von Schwierigkeiten, die modellierte und die beobachtete Sternentwicklung, die zu Supernovae mit Kernkollaps führt, in Einklang zu bringen. Rote Überriesen sind die Vorläufer der überwiegenden Mehrheit der Kernkollaps-Supernovae, und diese wurden bisher nur bei relativ geringen Massen und Helligkeiten beobachtet, unterhalb von etwa 18 M☉ und 100.000 L☉, beziehungsweise. Die meisten Vorläufer von Supernovae des Typs II werden nicht entdeckt und müssen wesentlich schwächer und vermutlich auch weniger massereich sein. Diese Diskrepanz wird als das Problem der roten Überriesen bezeichnet. Sie wurde erstmals 2009 von Stephen Smartt beschrieben, der auch den Begriff geprägt hat. Nach einer volumenbegrenzten Suche nach Supernovae fanden Smartt et al. die untere und obere Massengrenze für die Bildung von Supernovae vom Typ II-P bei 8,5+1
−1.5 M☉ und 16,5±1,5 M☉. Ersteres stimmt mit den erwarteten oberen Massengrenzen für die Bildung von Weißen Zwergen überein, während letzteres nicht mit den massereichen Sternpopulationen in der Lokalen Gruppe vereinbar ist. Die Obergrenze für Rote Überriesen, die eine sichtbare Supernovaexplosion erzeugen, wurde mit 19+4
-2 M☉. ⓘ
Es wird nun vorgeschlagen, dass Rote Überriesen mit höherer Masse nicht als Supernovae explodieren, sondern sich stattdessen zu heißeren Temperaturen zurückentwickeln. Es wurden mehrere Vorläufer von Supernovae des Typs IIb bestätigt, und zwar K- und G-Überriesen sowie ein A-Überriese. Gelbe Hyperriesen oder LBVs werden als Vorläufer für Supernovae des Typs IIb vorgeschlagen, und fast alle Supernovae des Typs IIb, die nahe genug sind, um beobachtet zu werden, haben solche Vorläufer. ⓘ
Bis vor wenigen Jahrzehnten hielt man es für unwahrscheinlich, dass heiße Überriesen explodieren, doch Beobachtungen haben das Gegenteil gezeigt. Blaue Überriesen machen einen unerwartet hohen Anteil der bestätigten Supernova-Vorläufer aus, was zum Teil auf ihre hohe Leuchtkraft und ihre leichte Auffindbarkeit zurückzuführen ist, während noch kein einziger Wolf-Rayet-Vorläufer eindeutig identifiziert wurde. Modelle haben Schwierigkeiten zu zeigen, wie blaue Überriesen genug Masse verlieren, um eine Supernova zu erreichen, ohne in ein anderes Entwicklungsstadium überzugehen. In einer Studie wurde ein möglicher Weg aufgezeigt, wie ein leuchtschwacher blauer Überriese nach dem roten Überriesen kollabieren kann, höchstwahrscheinlich als Supernova vom Typ IIn. Es wurden bereits mehrere Beispiele für heiße leuchtende Vorläufer von Supernovae des Typs IIn entdeckt: SN 2005gy und SN 2010jl waren beide offenbar massereiche leuchtende Sterne, sind aber sehr weit entfernt; und SN 2009ip hatte einen sehr leuchtenden Vorläufer, der wahrscheinlich ein LBV war, ist aber eine eigentümliche Supernova, deren genaue Natur umstritten ist. ⓘ
Die Vorläufer von Supernovae des Typs Ib/c werden überhaupt nicht beobachtet, und die Beschränkungen für ihre mögliche Leuchtkraft sind oft geringer als die der bekannten WC-Sterne. WO-Sterne sind extrem selten und visuell relativ schwach, so dass es schwierig ist, zu sagen, ob solche Vorläufer fehlen oder erst noch beobachtet werden müssen. Sehr leuchtkräftige Vorläufer sind nicht sicher identifiziert worden, obwohl zahlreiche Supernovae in ausreichender Nähe beobachtet wurden, so dass solche Vorläufer deutlich abgebildet worden wären. Populationsmodelle zeigen, dass die beobachteten Supernovae vom Typ Ib/c durch eine Mischung aus massereichen Einzelsternen und Sternen mit gestreifter Hülle aus wechselwirkenden Doppelsternsystemen reproduziert werden könnten. Das Fehlen eines eindeutigen Nachweises von Vorläufern für normale Supernovae des Typs Ib und Ic könnte darauf zurückzuführen sein, dass die meisten massereichen Sterne ohne einen Supernova-Ausbruch direkt zu einem Schwarzen Loch kollabieren. Die meisten dieser Supernovae werden dann von masseärmeren Heliumsternen mit geringer Leuchtkraft in Doppelsternsystemen erzeugt. Eine kleine Anzahl stammt von schnell rotierenden massereichen Sternen, die wahrscheinlich den hochenergetischen Ereignissen vom Typ Ic-BL entsprechen, die mit lang anhaltenden Gammastrahlenausbrüchen in Verbindung gebracht werden. ⓘ
Andere Einschläge
Quelle der schweren Elemente
Supernovae sind eine wichtige Quelle für Elemente im interstellaren Medium, von Sauerstoff bis hin zu Rubidium, obwohl die theoretischen Häufigkeiten der Elemente, die produziert werden oder in den Spektren zu sehen sind, je nach Supernova-Typ sehr unterschiedlich sind. Supernovae vom Typ Ia produzieren hauptsächlich Silizium und eisenhaltige Elemente, Metalle wie Nickel und Eisen. Kernkollaps-Supernovae stoßen wesentlich geringere Mengen an Eisen-Spitzenelementen aus als Supernovae vom Typ Ia, dafür aber größere Mengen an leichten Alpha-Elementen wie Sauerstoff und Neon sowie an Elementen, die schwerer als Zink sind. Letzteres gilt insbesondere für Elektroneneinfang-Supernovae. Der Großteil des von Supernovae des Typs II ausgestoßenen Materials besteht aus Wasserstoff und Helium. Die schweren Elemente werden wie folgt erzeugt: Kernfusion für Kerne bis 34S; Silizium-Photodisintegrations-Umlagerung und Quasiequilibrium während des Siliziumbrennens für Kerne zwischen 36Ar und 56Ni; und schneller Neutroneneinfang (r-Prozess) während des Supernova-Kollapses für Elemente, die schwerer als Eisen sind. Beim r-Prozess entstehen sehr instabile Kerne, die reich an Neutronen sind und schnell in stabilere Formen zerfallen. In Supernovae sind r-Prozess-Reaktionen für etwa die Hälfte aller Isotope von Elementen jenseits von Eisen verantwortlich, obwohl Neutronensternverschmelzungen die wichtigste astrophysikalische Quelle für viele dieser Elemente sein könnten. ⓘ
Im modernen Universum sind alte Sterne mit asymptotischem Riesenast (AGB) die wichtigste Quelle für Staub aus S-Prozess-Elementen, Oxiden und Kohlenstoff. Im frühen Universum, bevor sich AGB-Sterne bildeten, könnten jedoch Supernovae die Hauptquelle für Staub gewesen sein. ⓘ
Rolle in der Sternentwicklung
Die Überreste vieler Supernovae bestehen aus einem kompakten Objekt und einer sich schnell ausdehnenden Schockwelle aus Material. Diese Materialwolke reißt während einer freien Expansionsphase, die bis zu zwei Jahrhunderte dauern kann, das umgebende interstellare Medium mit. Die Welle durchläuft dann allmählich eine adiabatische Ausdehnungsphase und kühlt sich langsam ab und vermischt sich mit dem umgebenden interstellaren Medium über einen Zeitraum von etwa 10.000 Jahren. ⓘ
Beim Urknall entstanden Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium, während alle schwereren Elemente in Sternen und Supernovae synthetisiert werden. Supernovae neigen dazu, das umgebende interstellare Medium mit anderen Elementen als Wasserstoff und Helium anzureichern, die Astronomen gewöhnlich als "Metalle" bezeichnen. ⓘ
Diese injizierten Elemente reichern schließlich die Molekülwolken an, die die Orte der Sternentstehung sind. So hat jede Sterngeneration eine etwas andere Zusammensetzung, die von einer fast reinen Mischung aus Wasserstoff und Helium zu einer metallreicheren Zusammensetzung übergeht. Supernovae sind der wichtigste Mechanismus für die Verteilung dieser schwereren Elemente, die in einem Stern während seiner Kernfusionsphase entstehen. Die unterschiedlichen Elementhäufigkeiten in der Materie, aus der ein Stern besteht, haben wichtige Auswirkungen auf das Leben des Sterns und können die Möglichkeit von Planeten, die ihn umkreisen, entscheidend beeinflussen. ⓘ
Die kinetische Energie eines sich ausdehnenden Supernova-Überrests kann die Sternentstehung auslösen, indem sie nahe gelegene, dichte Molekülwolken im Raum komprimiert. Der Anstieg des turbulenten Drucks kann auch die Sternentstehung verhindern, wenn die Wolke nicht in der Lage ist, die überschüssige Energie zu verlieren. ⓘ
Nachweise von Tochterprodukten kurzlebiger radioaktiver Isotope zeigen, dass eine nahe Supernova die Zusammensetzung des Sonnensystems vor 4,5 Milliarden Jahren mitbestimmt und möglicherweise sogar die Entstehung dieses Systems ausgelöst hat. ⓘ
Am 1. Juni 2020 berichteten Astronomen, dass sie die Quelle der Fast Radio Bursts (FRBs) eingrenzen konnten, zu denen nun auch "Verschmelzungen von kompakten Objekten und Magnetare, die aus Supernovae mit normalem Kernkollaps entstehen", gehören könnten. ⓘ
Kosmische Strahlung
Es wird angenommen, dass Supernova-Überreste einen großen Teil der primären kosmischen Strahlung der Galaxis beschleunigen, aber direkte Beweise für die Erzeugung kosmischer Strahlung wurden nur in einer kleinen Anzahl von Überresten gefunden. Gammastrahlen aus Pionenzerfall wurden in den Supernovaüberresten IC 443 und W44 nachgewiesen. Diese werden erzeugt, wenn beschleunigte Protonen aus dem SNR auf interstellares Material auftreffen. ⓘ
Gravitationswellen
Supernovae sind potenziell starke galaktische Quellen für Gravitationswellen, aber bisher wurden keine nachgewiesen. Die einzigen Gravitationswellen, die bisher entdeckt wurden, stammen von der Verschmelzung von Schwarzen Löchern und Neutronensternen, die wahrscheinlich Überbleibsel von Supernovae sind. ⓘ
Auswirkung 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. 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. ⓘ
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. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung. ⓘ
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. ⓘ
Kandidaten in der Milchstraße
Die nächste Supernova in der Milchstraße wird wahrscheinlich auch dann nachweisbar sein, wenn sie auf der anderen Seite der Galaxie stattfindet. Sie wird wahrscheinlich durch den Kollaps eines unauffälligen roten Überriesen entstehen, und es ist sehr wahrscheinlich, dass sie bereits in Infrarotdurchmusterungen wie 2MASS katalogisiert worden ist. Die Wahrscheinlichkeit, dass die nächste Kernkollaps-Supernova von einem anderen massereichen Stern wie einem gelben Überriesen, einem leuchtenden blauen Veränderlichen oder einem Wolf-Rayet erzeugt wird, ist geringer. Die Wahrscheinlichkeit, dass es sich bei der nächsten Supernova um eine Supernova vom Typ Ia handelt, die von einem Weißen Zwerg erzeugt wird, wird auf etwa ein Drittel der Wahrscheinlichkeit einer Kernkollaps-Supernova geschätzt. Auch diese Supernova sollte überall zu beobachten sein, wo sie auftritt, aber es ist weniger wahrscheinlich, dass der Vorläufer jemals beobachtet wurde. Man weiß nicht einmal genau, wie ein Vorläufersystem vom Typ Ia aussieht, und es ist schwierig, sie jenseits einiger Parsecs zu entdecken. Die Gesamtzahl der Supernovas in unserer Galaxie wird auf 2 bis 12 pro Jahrhundert geschätzt, obwohl wir seit mehreren Jahrhunderten keine mehr beobachtet haben. ⓘ
Statistisch gesehen wird die nächste Supernova wahrscheinlich von einem ansonsten unauffälligen roten Überriesen erzeugt, aber es ist schwierig festzustellen, welche dieser Überriesen sich im Endstadium der Fusion schwerer Elemente in ihren Kernen befinden und welche noch Millionen von Jahren vor sich haben. Die massereichsten Roten Überriesen stoßen ihre Atmosphären ab und entwickeln sich zu Wolf-Rayet-Sternen, bevor ihre Kerne kollabieren. Alle Wolf-Rayet-Sterne beenden ihr Leben nach der Wolf-Rayet-Phase innerhalb von etwa einer Million Jahren, aber auch hier ist es schwierig, diejenigen zu identifizieren, die dem Kernkollaps am nächsten sind. Eine Klasse, von der man annimmt, dass sie nicht mehr als ein paar tausend Jahre bis zur Explosion hat, sind die WO-Wolf-Rayet-Sterne, von denen man weiß, dass sie ihr Kernhelium aufgebraucht haben. Es sind nur acht von ihnen bekannt, und nur vier davon befinden sich in der Milchstraße. ⓘ
Einige nahe gelegene oder bekannte Sterne wurden als mögliche Supernova-Kandidaten identifiziert: die roten Überriesen Antares und Betelgeuse, der gelbe Hyperriese Rho Cassiopeiae, der leuchtende blaue Veränderliche Eta Carinae, der bereits einen Supernova-Imitator hervorgebracht hat, und die hellste Komponente, ein Wolf-Rayet-Stern, im Regor- oder Gamma-Velorum-System. Andere sind als mögliche, wenn auch nicht sehr wahrscheinliche Vorläufer eines Gammastrahlenausbruchs bekannt geworden, zum Beispiel WR 104. ⓘ
Die Identifizierung von Kandidaten für eine Supernova vom Typ Ia ist wesentlich spekulativer. Jedes Doppelsternsystem mit einem akkretierenden Weißen Zwerg könnte eine Supernova erzeugen, obwohl der genaue Mechanismus und der Zeitrahmen noch umstritten sind. Diese Systeme sind schwach und schwer zu erkennen, aber die Novae und wiederkehrenden Novae sind solche Systeme, die sich selbst ankündigen. Ein Beispiel dafür ist U Scorpii. Der nächstgelegene bekannte Supernova-Kandidat vom Typ Ia ist IK Pegasi (HR 8210) in 150 Lichtjahren Entfernung, doch Beobachtungen deuten darauf hin, dass es noch mehrere Millionen Jahre dauern wird, bis der Weiße Zwerg die für eine Supernova vom Typ Ia erforderliche kritische Masse erreicht hat. ⓘ
Geschichte
Die Bezeichnung der Nova geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Sterns im Jahr 1572. 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. ⓘ
Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova
Überreste der Supernova
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. ⓘ
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. ⓘ
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. ⓘ
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. ⓘ
Als bislang leuchtstärkste Supernova (Stand April 2020) wurde die 2016 entdeckte SN 2016aps eingestuft. ⓘ