Eine Supernova ist die Gesamtheit von Phänomenen, die aus der Implosion eines Sterns am Ende seines Lebens resultieren , insbesondere einer gigantischen Explosion, die von einer kurzen, aber phantastisch starken Zunahme seiner Leuchtkraft begleitet wird . Von der Erde aus gesehen erscheint eine Supernova daher oft als neuer Stern, während sie eigentlich dem Verschwinden eines Sterns entspricht.
Obwohl es im beobachtbaren Universum alle zwei oder drei Sekunden eine Supernova gibt, sind Supernovae im menschlichen Maßstab selten: Ihre Häufigkeit wird in der Milchstraße auf etwa ein bis drei pro Jahrhundert geschätzt .
In unserer Galaxie, der Milchstraße, wurde seit der Erfindung des Teleskops keine Supernova mehr beobachtet. Die am nächsten beobachtete seither ist SN 1987A , die in einer benachbarten Galaxie, der Großen Magellanschen Wolke, auftrat .
Sie spielten und spielen eine wesentliche Rolle in der Geschichte des Universums , denn während seiner Explosion in einer Supernova setzt der Stern die chemischen Elemente frei, die er während seiner Existenz – und während seiner Existenz – synthetisiert hat dann in das interstellare Medium diffundiert . Darüber hinaus fördert die Stoßwelle der Supernova die Bildung neuer Sterne, indem sie die Kontraktion von Regionen des interstellaren Mediums verursacht oder beschleunigt.
Der Prozess, der zu einer Supernova führt, ist extrem kurz: Er dauert wenige Millisekunden . Das anhaltende Leuchtphänomen kann mehrere Monate dauern. Bei der maximalen Helligkeit der Explosion kann die absolute Helligkeit des Sterns -19 erreichen, was ihn um mehrere Größenordnungen heller macht als die hellsten Sterne: Während dieser Zeit kann die Supernova "mehr Energie ausstrahlen" (und daher eine größere Macht haben ) als eine oder sogar mehrere ganze Galaxien . Dies ist der Grund, warum eine Supernova, die in unserer eigenen Galaxie oder sogar einer nahegelegenen Galaxie auftritt, oft sogar am helllichten Tag mit bloßem Auge sichtbar ist. Mehrere historische Supernovae wurden manchmal beschrieben, manchmal sehr alt; diese Erscheinungen "neuer Sterne" werden heute als Supernovae interpretiert.
Es gibt zwei, eigentlich ganz unterschiedliche Mechanismen , die eine Supernova zu produzieren: die erste, die Kernsupernova , ergibt sich aus der thermonukleare Explosion einer Leiche eines Sterns namens ein Weißer Zwerg , der zweite, der Herz-kollabierenden Supernova , folgt das. Implosion eines massereichen Sterns, der zum Zeitpunkt der Implosion immer noch der Ort von Kernreaktionen ist. Diese Implosion ist für die Verschiebung der äußeren Schichten des Sterns verantwortlich. Ein dritter Mechanismus, der noch ungewiss ist, aber mit dem zweiten zusammenhängt, tritt wahrscheinlich in den massereichsten Sternen auf. Es ist die Supernova durch Produktion von Paaren . Historisch wurden Supernovae nach ihren spektroskopischen Eigenschaften klassifiziert . Diese Klassifizierung war aus physikalischer Sicht nicht sehr relevant. Nur die sogenannten Typ-Ia-Supernovae (ausgesprochen „1 a“ ) sind thermonuklear, alle anderen sind Herzinsuffizienz.
Von einer Supernova ausgestoßene Materie dehnt sich in den Weltraum aus und bildet eine Art Nebel, der als Supernova-Schrägstrich bezeichnet wird . Die Lebensdauer dieses Nebeltyps ist relativ begrenzt, die Materie wird mit sehr hoher Geschwindigkeit (mehrere tausend Kilometer pro Sekunde) ausgestoßen, der Rückstand zerstreut sich im astronomischen Maßstab relativ schnell in einigen hunderttausend Jahren. Der Gumminebel oder die Schwanensenkel sind Beispiele für Supernova-Überreste in diesem sehr fortgeschrittenen Verdünnungszustand im interstellaren Medium. Der Krebsnebel ist ein Beispiel für ein jugendliches Nachglühen: Das Leuchten der Explosion, die ihn hervorbrachte, erreichte die Erde vor weniger als tausend Jahren.
Der Begriff "Supernova" kommt vom Begriff "nova", abgeleitet vom lateinischen Adjektiv nova , was "neu" bedeutet. Historisch gesehen entdeckte die westliche Welt erst 1572 und 1604, dass manchmal für eine begrenzte Zeit "neue Sterne" auf dem Himmelsgewölbe erschienen . Diese Ereignisse wurden jeweils von Tycho Brahe und Johannes Kepler in lateinischen Schriften mit dem Begriff stella nova beschrieben (siehe zum Beispiel De Stella Nova in Pede Serpentarii , von Kepler, veröffentlicht 1606). Anschließend wurde das vorübergehende Erscheinen neuer Sterne als "Nova" bezeichnet. Tatsächlich verbergen sich hinter diesen Ereignissen zwei verschiedene Klassen von Phänomenen: Es kann sich entweder um eine thermonukleare Explosion auf der Oberfläche eines Sterns handeln, nachdem dieser Materie von einem anderen Stern angesammelt hat , ohne dass die Explosion den Stern, der seinen Sitz ist, zerstört, oder die vollständige Explosion eines Sterns. Die Unterscheidung zwischen diesen beiden Phänomenen wurde im Laufe der 1930er Jahre gemacht:
Das erste ist viel weniger energisch als das letzte, es ist das erste, das den zuvor verwendeten Namen Nova behielt , während das zweite den Namen Supernova annahm. Der Begriff selbst wurde erstmals 1933 oder 1934 auf der Jahrestagung der American Physical Society von Walter Baade und Fritz Zwicky verwendet . Es wurde zunächst "Super-Nova" geschrieben, bevor es nach und nach ohne Bindestrich geschrieben wurde. Die älteren Schriften der Beobachtung von Supernovae sprechen verwenden den Begriff nova: Dies ist zum Beispiel des Fall der Beobachtungsberichte des letzten Supernova beobachtet, im Jahr 1885 in der Andromeda - Galaxie , SN 1885a (Referenzen in dem entsprechenden Artikel).
Historisch wurden Supernovae nach ihrem Spektrum in zwei Typen eingeteilt, die mit den römischen Ziffern I und II bezeichnet werden und mehrere Untertypen enthalten:
Unter den Supernovae vom Typ I gibt es drei Unterklassen:
Bei Supernovae vom Typ II betrachten wir dann das Spektrum etwa drei Monate nach Beginn der Explosion:
Darüber hinaus wird bei spektroskopischen Besonderheiten der Kleinbuchstabe "p" (möglicherweise mit einem vorangestellten Bindestrich, wenn ein Untertyp vorhanden ist) für die englische Besonderheit hinzugefügt . Die letzte Supernova in der Nähe, SN 1987A, war in diesem Fall. Sein spektroskopischer Typ ist IIp.
Diese Klassifizierung ist eigentlich ziemlich weit von der zugrunde liegenden Realität dieser Objekte entfernt. Es gibt zwei physikalische Mechanismen, die zu einer Supernova führen:
Kataklysmisches Ereignis, das das Ende eines Sterns markiert, kann eine Supernova aus zwei sehr unterschiedlichen Arten von Ereignissen resultieren:
Astronomen haben Supernovae in verschiedene Klassen eingeteilt, abhängig von den Elementen , die in ihrem elektromagnetischen Spektrum vorkommen .
Das Hauptelement der Klassifizierung ist das Vorhandensein oder Fehlen von Wasserstoff . Enthält das Spektrum einer Supernova keinen Wasserstoff, wird sie als Typ I, ansonsten als Typ II klassifiziert. Diese Gruppen selbst haben Unterteilungen.
Supernovae vom Typ Ia (SNIa) enthalten in ihrem Spektrum kein Helium, sondern Silizium . Da die Helligkeitsschwankungen des Sterns während einer Supernova vom Typ Ia extrem regelmäßig sind, kann die SNIa als kosmische Kerzen verwendet werden . 1998 entdeckten Physiker durch die Beobachtung von SNIa in fernen Galaxien, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt .
Es wird allgemein angenommen, dass ein SNIa von der Explosion eines Weißen Zwergs herrührt, der sich der Chandrasekhar-Grenze durch Akkretion von Materie nähert oder diese erreicht hat .
Ein mögliches Szenario zur Erklärung dieses Phänomens ist ein Weißer Zwerg, der einen Stern mit mittlerer Masse umkreist. Der Zwerg zieht Materie von seinem Partner an, bis er die Chandrasekhar-Grenze erreicht. Anschließend, da der Innendruck des Sterns nicht mehr ausreicht, um seiner eigenen Schwerkraft entgegenzuwirken , beginnt der Zwerg zu kollabieren. Dieser Kollaps ermöglicht die Zündung der Verschmelzung der Kohlenstoff- und Sauerstoffatome , aus denen der Stern besteht. Da diese Fusion nicht mehr wie bei den Sternen der Hauptreihe durch die Erwärmung und Expansion des Sterns reguliert wird (der Druck des Sterns ist der Druck seiner entarteten Elektronen, berechnet von Fermi ), kommt es dann zu einer außer Kontrolle geratenen Fusionsreaktion, die zerfällt den Zwerg in einer gigantischen thermonuklearen Explosion. Dies unterscheidet sich vom Entstehungsmechanismus einer Nova , bei dem der Weiße Zwerg die Chandrasekhar-Grenze nicht erreicht, sondern eine Kernfusion der an der Oberfläche angesammelten und komprimierten Materie beginnt. Die Zunahme der Leuchtkraft ist auf die durch die Explosion freigesetzte Energie zurückzuführen und wird für die Zeit aufrechterhalten, die das Kobalt zum Zerfall in Eisen benötigt .
Ein weiteres Szenario, das 2011 veröffentlicht wurde, kommt im Fall der Supernova PTF10ops zu dem Schluss , dass die SNIa auf die Kollision zweier Weißer Zwerge zurückzuführen sein könnte.
Tatsächlich können wir vier Gruppen von Supernovae vom Typ Ia unterscheiden: „NUV-blau“, „NUV-rot“, „MUV-blau“ und „unregelmäßig“ . Die relative Häufigkeit von NUV-blauem und NUV-rotem SNIa (den beiden zahlreichsten Gruppen) hat sich in den letzten Milliarden Jahren verändert, was ihre Verwendung als Marker der kosmischen Expansion erschweren könnte.
Die letzte Phase des Lebens eines massereichen Sterns (mehr als acht Sonnenmassen ) beginnt, nachdem der Kern aus Eisen und Nickel 56 durch aufeinanderfolgende Phasen von Kernfusionsreaktionen aufgebaut wurde. Da diese Elemente die stabilsten sind, verbrauchen die Fusionsreaktionen wie die Kernspaltung von Eisen Energie, anstatt sie zu produzieren. Zwischen etwa acht und zehn Sonnenmassen hören die aufeinanderfolgenden Verschmelzungen auf, während das Herz aus Sauerstoff , Neon und Magnesium besteht , aber das unten beschriebene Szenario bleibt gültig.
Am Ende der Eisenschmelzphase erreicht der Kern die Dichte, bei der der Druck der Elektronendegeneration dominiert (~ 1 t / cm 3 ). Die inert gewordene Schicht direkt um das Herz herum produziert weiterhin Eisen und Nickel an der Herzoberfläche. Seine Masse nimmt somit weiter zu, bis er die „Chandrasekhar-Masse“ (ca. 1,4 Sonnenmasse) erreicht. In diesem Moment wird der Degenerationsdruck der Elektronen überschritten. Das Herz zieht sich zusammen und bricht in sich zusammen. Außerdem beginnt eine Neutronisierungsphase, die die Anzahl der Elektronen und damit deren Degenerationsdruck verringert. Die Elektronen werden von den Protonen eingefangen, wodurch ein massiver Fluss von 10 58 Elektron- Neutrinos erzeugt wird und der Kern in einen Neutronenstern mit einem Durchmesser von 10-20 km und der Dichte eines Atomkerns (> 500 Mt / cm 3 ) umgewandelt wird.
Es ist diese gravitative Kontraktion des Neutronisierungskerns und der angrenzenden inneren Schichten, die die gesamte Energie der Supernova-Explosion freisetzen. Es ist eine Explosion aufgrund der Freisetzung von Energie aus dem Gravitationspotential, das während dieses Kollapses ansteigt und das gesamte Kernpotential von Wasserstoff zu Eisen (ca. 0,9% der Massenenergie ) um ein Vielfaches übersteigt . Diese Energie wird aufgrund verschiedener Phänomene wie der Stoßwelle, der Erwärmung von Materie und insbesondere des Neutrinosflusses nach außen übertragen.
Wenn die Dichte die Dichte eines Atomkerns überschreitet , wird die Kernkraft sehr abstoßend. Die äußeren Schichten des Herzens hüpfen mit 10-20% der Lichtgeschwindigkeit. Die Stoßwelle des Rückpralls breitet sich zu den äußeren Schichten aus und konkurriert mit dem fallenden Material nach innen, so dass es sich etwa 100-200 km vom Zentrum entfernt stabilisiert . Neutrinos streuen innerhalb von Sekunden aus dem Herzen, und ein Bruchteil von ihnen erwärmt den Bereich des Mantels innerhalb der Stoßwelle (genannt „Gain-Region“). Der Rest wird in den Weltraum entlassen und nimmt 99% der Gesamtenergie der Supernova ein. Es wird nun angenommen, dass der Energieeintrag in die Stoßwelle durch Erhitzen des Neutrinoverstärkungsbereichs das Schlüsselelement ist, das für die Explosion der Supernova verantwortlich ist.
In massereichen Sternen könnten in den letzten Momenten der Explosion hohe Temperaturen (> 10 9 K ) eine explosive Form der Nukleosynthese namens „r-Prozess“ ermöglichen: Eine hohe Dichte von Neutronen (10 20 n / cm 3 ) sorgt dafür, dass sie eingefangen werden durch die Kerne schneller ist als der β - radioaktive Zerfall , weil diese in wenigen Sekunden auftritt. Dadurch entstehen neutronenreiche Isotope mit einer Ordnungszahl, die viel höher ist als die von Eisen ( N = 26 ), und das erklärt die Existenz schwerer radioaktiver Kerne im Universum als Thorium und Uran , die immer auf der Erde vorhanden sind, da ihre Halbwertszeiten in der Größenordnung liegen des Alters des Sonnensystems .
Es gibt auch minimale Variationen dieser verschiedenen Typen mit Bezeichnungen wie II-P und II-L , aber sie beschreiben einfach das Verhalten sich ändernder Helligkeit (II-P beobachtet ein Plateau, während II-L dies nicht tut) und keine grundlegenden Daten.
Supernovae vom Typ Ib und Ic zeigen kein Silizium in ihrem Spektrum und der Mechanismus ihrer Entstehung ist noch nicht bekannt. Auch Supernovae vom Typ Ic zeigen kein Helium in ihrem Spektrum. Es wird angenommen, dass sie Sternen am Ende ihres Lebens entsprechen (wie Typ II) und die ihren Wasserstoff bereits erschöpft haben, so dass er nicht in ihrem Spektrum auftaucht. Supernovae vom Typ Ib sind sicherlich das Ergebnis des Kollapses eines Wolf-Rayet-Sterns . Ein Zusammenhang mit langen Gammablitzen scheint hergestellt zu sein.
Einige wenige außergewöhnlich massereiche Sterne können beim Kollaps eine „ Hypernova “ erzeugen . Diese Explosionsart ist jedoch nur theoretisch bekannt, durch Beobachtungen noch nicht bestätigt.
Bei einer Hypernova kollabiert das Herz des Sterns direkt zu einem Schwarzen Loch, weil es massereicher geworden ist als die Grenze von "Neutronensternen". Zwei extrem energetischen Plasmastrahlen entlang des Sterns Drehachse bei einer Geschwindigkeit nahe emittiert das Licht . Diese Jets senden intensive Gammastrahlen aus und könnten den Ursprung von Gammastrahlenausbrüchen erklären . Befindet sich der Beobachter in (oder nahe) der Achse der Jets, erhält er ein Signal, das aus den Tiefen des Universums ( kosmologischer Horizont ) aufgenommen werden könnte.
Supernovae vom Typ I sind alles in allem deutlich heller als Supernovae vom Typ II. Dies in elektromagnetischer Leuchtkraft .
Im Gegensatz dazu ist Typ II Supernovae von Natur aus energetischem als Typ I - Core-Kollabieren (Typ II) supernovä emit die meisten, wenn nicht fast alle ihrer Energie in Form von neutrin Strahlung .
Die hellste Supernova, die seit 400 Jahren beobachtet wurde, wurde 1987 in den riesigen Gaswolken des Tarantelnebels in der Großen Magellanschen Wolke gesichtet .
Supernova-Entdeckungen werden dem Central Astronomical Telegram Office der Internationalen Astronomischen Union gemeldet , das ein elektronisches Telegramm mit der Bezeichnung ausgibt, die es der Supernova zuweist. Diese Bezeichnung folgt dem Format SN YYYYA oder SN YYYYaa , wobei SN die Abkürzung für Supernova ist, YYYY das Entdeckungsjahr ist, A ein lateinischer Großbuchstabe ist und aa zwei lateinische Kleinbuchstaben sind. Die ersten 26 Supernovae des Jahres haben einen Buchstaben zwischen A und Z; nach Z beginnen sie mit aa, ab usw. Zum Beispiel SN 1987A , die wohl berühmteste Supernova der Neuzeit, die am23. Februar 1987in der Großen Magellanschen Wolke , war die erste Entdeckung in diesem Jahr. 1982 wurde die erste zweibuchstabige Bezeichnung ( SN 1982aa , in NGC 6052 ) benötigt. Die Zahl der jährlich entdeckten Supernovae ist stetig gestiegen.
Es erlebte einen beträchtlichen Anstieg gegenüber 1997, dem Datum der Einrichtung von Programmen zur Entdeckung dieser Objekte, insbesondere thermonuklearer Supernovae. Die ersten groß angelegten Spezialprogramme waren das Supernova Cosmology Project unter der Leitung von Saul Perlmutter und das High-Z Supernovae Search Team unter der Leitung von Brian P. Schmidt . Diese beiden Programme ermöglichten es 1998, die Beschleunigung der Expansion des Universums zu entdecken .
Später sind weitere spezialisierte Programme entstanden , wie ESSENCE (ebenfalls von Brian P. Schmitt geleitet) oder SNLS . Große Durchmusterungen, wie der Sloan Digital Sky Survey , haben auch zur Entdeckung einer großen Anzahl von Supernovae geführt. Die Zahl der entdeckten Supernovae stieg damit von 96 im Jahr 1996 auf 163 im Jahr 1997. Im Jahr 2006 waren es 551; die letzte Entdeckung in diesem Jahr war SN 2006ue .
Supernovae sind spektakuläre, aber seltene Ereignisse. Einige sind seit der Erfindung der Schrift mit bloßem Auge sichtbar, und wir haben Beweise für ihre Beobachtung erhalten:
Einige andere bemerkenswerte Supernovae waren Gegenstand zahlreicher Studien, darunter:
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