mini|hochkant=1.2|Supernova 1994D in der Galaxie NGC 4526 (heller Punkt links unten) mini|hochkant=1.2|Infrarotaufnahme der Supernova 1987A mithilfe des James Webb-Weltraumteleskops, 2023 mini|hochkant=1.2|Aufnahmesequenz der Supernova 1987A der Jahre 1994 bis 2016, Hubble-Weltraumteleskop: Die Kollision der Supernovaüberreste mit 20.000 Jahre zuvor abgestoßener Materie wird erkennbar. Eine Supernova (von ; Plural Supernovae) ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie.
Dabei wird innerhalb von Sekunden etwa ein Foe (1044 J) beobachtbare Energie freigesetzt. Dies entspricht einem Wert von ca. (Terawattstunden). Zum Vergleich: Hätte die Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren ihre derzeitige Leuchtkraft, würde sie ca. 1,2 foe an Energie freisetzen.
Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können: Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse (siehe Sternentstehung) von mehr als etwa acht Sonnenmassen, deren Kern am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Neutronenstern (Pulsar) oder ein Schwarzes Loch, entstehen. Dieser Vorgang wird als Kollaps- bzw. hydrodynamische Supernova bezeichnet. Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material (z. B. von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem) Materie aufnehmen, bis sie durch Eigengravitation kollabieren und dabei durch einsetzendes Kohlenstoffbrennen zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als thermonukleare Supernova oder Supernova vom Typ Ia bezeichnet.
Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und Keplers Supernova (1604). Speziell letztere und Tycho Brahes Supernova (1572) haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der Krebsnebel (Supernova 1054) im Sternbild Stier.
Geschichte + Supernovae von historischer Bedeutung Jahr beobachtet in maximale scheinbare HelligkeitSicherheit der SN-Identifizierung 185 Sternbild Zentaur −6mmögliche SN, auch als Komet vorgeschlagen 386 Sternbild Schütze +1,5mPatrick Moore: The Data Book of Astronomy. CRC Press, 2000, ISBN 978-1-4200-3344-1.unsicher, ob SN oder klassische Nova 393 Sternbild Skorpion −3mmögliche SN 1006 Sternbild Wolf −7,5±0,4msicher: SNR bekannt 1054 Sternbild Stier −6msicher: SNR und Pulsar bekannt 1181 Sternbild Kassiopeia −2m evtl. keine SN, sondern WR-Stern-Aktivität 1572 Sternbild Kassiopeia −4msicher: SNR bekannt 1604 Sternbild Schlangenträger −2msicher: SNR bekannt 1680 Sternbild Kassiopeia +6munsichere Identifizierung 1885 Andromedanebel +6m 1979 Galaxie Messier 100 +11,6msicher 1987 Große Magellansche Wolke +3msicher 2014 Galaxie Messier 82 +10,5msicher
Die Bezeichnung der Nova geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Sterns im Jahr 1572.Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63. 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.
Benennung Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war SN 1987A die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden (in fernen Galaxien) erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit modernen Großteleskopen und speziellen Suchprogrammen wurden in den 2000er Jahren pro Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz). Heute sind es pro Jahr weit über Tausend.
Häufigkeit Man geht davon aus, dass im beobachtbaren Universum pro Sekunde etwa 20 bis 30 Supernovae explodieren.Ewald Müller, Max-Planck-Institut für Astrophysik: Computersimulationen in der Astrophysik, S. 14Philipp Hummel in Spektrum vom 29. Februar 2016: Fünf Dinge, die man über Supernovae wissen muss Wie oft Supernovae in einzelnen Galaxien auftreten, hängt von deren Sternbildungsrate ab, denn sehr massereiche Sterne, die in Supernovae enden, haben eine nach astronomischen Zeitmaßstäben vergleichsweise kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren. Für die Milchstraße werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt. Rund zwei Drittel von ihnen dürften allerdings durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen bleiben.
Die letzten freiäugig sichtbaren Supernovae in der Milchstraße wurden 1572 von Tycho Brahe und 1604 von Johannes Kepler beobachtet. Höchstens teleskopisch sichtbar war eine weitere, die sich um 1680 ereignete (siehe Cassiopeia A). Der jüngste bekannte Supernovaüberrest in der Milchstraße ist SNR G1.9+0.3; die Strahlung der ihn verursachenden Supernova dürfte die Erde gegen Ende des 19. oder zu Beginn des 20. Jahrhunderts erreicht haben. Da sie durch interstellaren Staub verdunkelt wurde, konnte sie damals nicht beobachtet werden.
Für die moderne Astrophysik bedeutsam wurden zwei Supernovae außerhalb der Milchstraße: SN 1885A in der Andromedagalaxie und vor allem SN 1987A in der relativ nahen Großen Magellanschen Wolke. Letztere begründete rückblickend den jungen Wissenschaftszweig der Neutrinoastronomie.Jan Hattenbach in der FAZ vom 23. Februar 2017: Großer Knall, langes Echo – 30 Jahre Supernova 1987A
Klassifikation + Typen von SupernovaeSN ISN IIfrühes Spektrumenthält keineWasserstofflinienfrühes Spektrum enthält WasserstofflinienSN IaSN IbSN IcSN IIbSN II-LSN II-PSpektrumenthältSiliziumkein SiliziumHeliumliniedominantWasserstofflinien dominantvielHeliumwenigHeliumLicht gehtnach Maximumlinear zurückLicht bleibt nachMaximum eine Weileauf hohem Niveau
Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von Rudolph Minkowski eingeführt, seither wurden sie verfeinert.
Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia thermonuklear.
Thermonukleare Supernova vom Typ Ia
mini|hochkant=1.2|Kurzfassung: 4 Stadien einer SN Typ IaInnerhalb des Bildes den Link „Weitere Einzelheiten“ anklicken mini|hochkant=2|Entwicklung der Vorgänger zur SN Typ Ia (von links n. rechts und von oben n. unten) Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach einem verbreiteten Modell in kataklysmischen Doppelsternsystemen, die aus einem Weißen Zwerg und einem Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück, bis der vor der Supernova stehende Weiße Zwerg in seinem Kern große Mengen mit Sauerstoff verunreinigten Kohlenstoffs, einem riesigen Diamanten vergleichbar, enthält. Die unter hohem Gravitationsdruck herrschende mittlere Dichte liegt dabei typischerweise bei rund 3 t pro cm³. Wenn sich der Kern durch weitere Akkretion und Verbrennungsvorgänge in den Schalen der Chandrahsekharmasse nähert, wird er zunehmend instabil. Je mehr Masse ihm zugeführt wird, umso kleiner wird sein Radius, die Dichte steigt auf über 1000 t pro cm³. Nach Pauldrach ist er in diesem Zustand mehr Grenzgänger als Stern, da er keinen spezifizierbaren Radius mehr besitzt. Bei Erreichen der Grenzmasse zündet der Kohlenstoff nicht über eine Erhöhung der Temperatur, sondern aufgrund der weiteren Dichtezunahme. Die dadurch einsetzende Temperaturerhöhung nimmt der entartete Stern erst wahr, wenn er bei rund 10 Mrd. K wieder einen normal-thermischen, nicht-entarteten Zustand erreicht. Dabei wird in Sekundenbruchteilen der komplette Kohlenstoffvorrat zu Eisen und Nickel verbrannt und der Stern kann wieder normal auf das Szenario reagieren, d. h., er explodiert in einer thermonuklearen Supernova vom Typ Ia.Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?, 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seite 379ff.
Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die Superweichen Röntgenquellen sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten Wasserstoffbrennen zu führen.
Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an sechs ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der zu erwartende Wert, wenn Novae und Super Soft X-ray Sources die dominierenden Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seither wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:
ein Doppelsternsystem, bei dem ein Weißer Zwerg Gas aus der Hülle eines Roten Riesen akkretiert zwei einander umlaufende und schließlich verschmelzende Weiße Zwerge den Zentralstern eines planetarischen Nebels
Das zweite Erklärungsmodell wird auch als das „zweifach entartete Szenario“ bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen Materie auszutauschen (sogenannte AM-Canum-Venaticorum-Sterne). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.
Von den ersten beiden Szenarien gibt es jedoch nicht ausreichend viele, um die Anzahl der beobachteten Supernovae vom Typ Ia zu erklären, und es wären – im Fall verschmelzender Weißer Zwerge – Über-Chandrasekharmassen-Supernovae zu erwarten.Adalbert W. A. Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren?, 2. Aufl., Springer 2017 (ISBN 978-3-662-52915-7), Seiten 420ff.