Was ist eine Supernova ?

Eine Supernova (Plural Supernovae) ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der 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.

Es gibt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:

Supernova

Bekannte Supernovae sind die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke und die Keplersche Supernova 1604. Speziell letztere und die Brahesche Supernova 1572 haben die Astronomie beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der Fixsternsphäre endgültig widerlegt wurde.

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Häufigkeit einer Supernova

Die Supernovarate einer Galaxie hängt davon ab, wie viele Sterne dort neu entstehen, da die meisten Sterne, die in Supernovae enden, eine nach astronomischen Zeitmaßstäben nur kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren haben.

Für die Milchstraße werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen; die übrigen beobachteten Supernovae fanden sich in anderen Galaxien.

In unserer Galaxie wurden die letzten, sogar freiäugig sichtbaren Supernovae 1572 von Tycho und 1604 von Kepler beobachtet. Eine sehr weit entfernte folgte noch 1680, war aber nur teleskopisch sichtbar.

Supernova

Für die moderne Astrophysik bedeutsam wurde hingegen die SN 1885A in der Andromedagalaxie und vor allem jene von 1987 in der relativ nahen Magellanschen Wolke.

Physikalische Eigenschaften

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff komplett verbraucht hat.

Sterne mit Anfangsmassen von etwa 8 bis 10 bis etwa 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwindes abstoßen.

Supernova

Bei ansatzweise kugelsymmetrischem Sternaufbau ergibt sich folgender Ablauf: Sobald der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), sinkt der durch die Fusionsenergie erzeugte Innendruck des Sterns und der Stern fällt daraufhin unter dem Einfluss seiner Gravitation zusammen.

Dabei erhöhen sich Temperatur und Dichte, und es setzt eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch Kohlenstoffbrennen entsteht Sauerstoff. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen und Siliciumbrennen) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Allerdings setzt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger frei und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringt, benötigt das folgende Heliumbrennen „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die letzte Fusionsstufe des Siliciumbrennens lässt sich in Stunden bis Tagen messen.

All diese Sterne durchlaufen während ihrer langen Lebenszeit in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen, dem Element mit der Ordnungszahl 26. Dort stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aller Atomkerne haben. Fusionen zu schwereren Elementen benötigen dagegen Energie.

Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von der Temperatur und der Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen eingesetzt hat, erfolgt in den Schichten darüber noch Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse stark an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe Spätstadien der Sternentwicklung für einen genaueren Überblick.

Mögliche Schäden auf der Erde

Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären.

Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.

Supernova

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 % der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gesteinslagen nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops ⁶⁰Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.

Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis 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 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.

Ein Danke schön an die ARD Mediathek für das tolle Video mit Harald Lesch

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Dieser Bericht unterliegt der GNU Lizens für freie Dokumentation 

by Klaus      www.mysterylands.eu