Supernova

Eine Supernova (Plural: Supernovae) ist das scheinbar 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, bei einer Hypernova sogar das Billiardenfache, also so hell wie ein Galaxienhaufen.

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

1. Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa acht Sonnenmassen beenden ihre Entwicklung mit einem Kernkollaps nach dem fast völligen Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs. Es kann ein kompaktes Objekt, etwa ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch, entstehen.
2. Sterne mit geringerer Masse können ebenfalls als Supernova explodieren, aber nur dann, wenn sie sich in einem engen Doppelsternsystem befinden und in ihrem vorläufigen Endstadium als Weißer Zwerg Material von ihrem Begleiter, typischerweise einem roten Riesen, akkretieren. Im Laufe der Zeit kann es dabei zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen, bei denen der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis die Masse des Weißen Zwergs die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Die dabei einsetzende Kohlenstofffusion zerreißt den Stern völlig. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet, eine weitere Bezeichnung ist Supernova vom Typ Ia. Obwohl hier vergleichsweise massearme Sterne beteiligt sind, sind diese Ereignisse die mit Abstand hellsten Supernovae.

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.

Benennung und Klassifikation

Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“ nach ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. Beispielsweise war SN 1987A die erste im Jahr 1987 – gegen Ende Februar – entdeckte Supernova. 1994 wurden erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt: ab der 27. Supernova werden seither kleine Doppelbuchstaben von „aa“ bis „zz“ vergeben. Mit heutigen Teleskopen und Suchprogrammen werden jedes 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).

Historische Supernovae
Jahr	Beobachtet in	maximale scheinbare Helligkeit
185	Sternbild Zentaur	−6 mag
386	Sternbild Schütze	?
393	Sternbild Skorpion	−3 mag
1006	Sternbild Wolf	-7,5 ± 0,4
1054	Sternbild Stier	−6 mag
1181	Sternbild Kassiopeia	−2 mag
1572	Sternbild Kassiopeia	−4 mag
1604	Sternbild Schlangenträger	−2 mag
1680	Sternbild Kassiopeia	+6 mag
1885	Andromedanebel	+6 mag
1979	Galaxie Messier 100	+11,6 mag
1987	Große Magellansche Wolke	+3 mag

Die Supernovarate einer Galaxie hängt davon ab, wie viele Sterne dort neu entstehen, da Supernovae in astronomischen Zeitmaßstäben kurz, nur wenige dutzend Millionen Jahre, nach der Entstehung stattfinden. Für die Milchstraße werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt, wovon im letzten Jahrtausend sechs beobachtet wurden. Etwa zwei Drittel der galaktischen SN blieben durch die Extinktion der galaktischen Scheibe verborgen.

Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae, die sich aber nicht mit den physikalischen Explosionsmechanismen decken. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den Spektren im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht. Es gibt den Typ I mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic, bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, und Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von Rudolph Minkowski eingeführt, seitdem wurden sie verfeinert.

Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, in denen der eine Stern ein Weißer Zwerg, der andere ein Roter Riese ist. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurück bleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, sodass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird, und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet.

Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als Detonation als auch als Deflagration ablaufen. Neueren Arbeiten (Gamezo, Khokhlov & Oran, 2004) zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, aus denen die Explosionsenergie entnommen wird.

Die auftretende Supernova-Explosion ist immer innerhalb einer gewissen Stärke, da die kritische Masse sowie die Zusammensetzung des Weißen Zwerges konstant sind. Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig – die gesamte Materie wird als Supernovaüberrest in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem so genannten „Runaway“-Stern (engl. „Flüchtender“), da er mit seiner – normalerweise hohen – Orbitalgeschwindigkeit davongeschleudert wird.

Supernovatypen Ib und Ic

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.

Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae

Vorläuferstern

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 für die stellare Nukleosynthese komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa acht bis zehn und 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. All diese Sterne durchlaufen in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen. 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 Sternwinds abstoßen.

So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist, eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert. Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Dichte erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie aller Atomkerne haben und weitere Fusionen Energie verbrauchen statt erzeugen würden. Bei der Explosion selbst treten allerdings Bedingungen auf, die zur Entstehung schwerer Elemente wie Gold, Blei, Thorium und Uranführen.

Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen von Jahren braucht, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Kohlenstoff„nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Silicium zu Eisen fusioniert, lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von Temperatur und Dichte und damit indirekt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und der durch die Gravitation verursacht wird. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzungsgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt, erfolgt in den Schichten darüber noch das Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell 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 Sternentwicklungfür einen genaueren Überblick.

Kernkollaps

Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns, des Vorläufers einer Typ II Supernova, liegt die Grenzmasse bei ca. 0,9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im so genannten inversen β-Zerfallfreie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine starke Reduktion des Drucks im Kern.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Damit nun eine Supernova entstehen kann, darf diese Grenzmasse nicht von dem entstehenden Neutronenkern überschritten werden. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungssdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt (Bethe, 1990). Ein großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Goldoder Uran. Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphaseins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie, wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei Supernova 1987A.

Ein weiteres „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein so genannter Röntgen-Outburst. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen – Tage bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten Swift bei der Supernova SN 2008D beobachtet.

Supernovae des Typs II werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebiets bewirkt werden, auch als hydrodynamische Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario beruht auf einem weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes funktionierendes, physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen würden.

Eine Supernova in der Nähe belebterPlaneten (Umkreis von etwa 50 Lichtjahren) hätte aufgrund der Strahlung verheerende Auswirkungen auf das dortige Leben.

Kompakte Objekte

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert (Entartete Materie). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die so genannten Quarksterne, deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, da der Drehimpuls bei dem Kollaps erhalten bleibt.

Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren .

Paarinstabilitätssupernova

Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitätssupernova (pair instability supernova, PISN). In diesem Regime gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren führen. Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte – und damit der Temperatur – des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks – und damit der Masse des Kerns – kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verhindern oder nur verlangsamen. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 10⁵³ erg um etwa einen Faktor 100 über denen einer "gewöhnlichen" Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen für verschwindende Metallizität und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der somit weiter zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als unrealistisch angesehen und vorwiegend bei der ersten Sterngeneration in Betracht gezogen – dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.

Einen Sonderfall stellt die Supernova SN 2006gyin der Galaxie NGC 1260 dar, die am 18. September 2006 im Rahmen des Texas Supernova Search entdeckt wurde: die absolute Helligkeit von SN 2006gy lag um mehr als eine Magnitude über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitätsmechanismus als Erklärung möglich sein könnte – allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial als auch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.

Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von ⁵⁶Ni zu ⁵⁶Co und diesem zu ⁵⁶Fe gespeist wird, wobei die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst Fred Hoyle und William Alfred Fowler im Jahre 1960 auf), ist die Form der Lichtkurve stets annähernd gleich. Durch diese Eigenschaften einer so genannten Standardkerze lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsbestimmungen im Weltall vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den Spektrallinien zur Bestimmung der Rotverschiebung verwendet werden kann, da sich bei einer Rotverschiebung von z.B. 2 auch der zeitliche Ablauf für den Beobachter um diesen Faktor verlängert. Die Idee dazu geht auf Fritz Zwicky zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte Expansion des Universums (Hubble-Konstante) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.

Supernovaüberreste

Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen Emissionsnebel, den so genannten „Supernovaüberrest“, im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollaps, 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.

Auswirkungen auf die Erde

Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystem 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 eine chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei der Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht der Erde komplett zerstört werden, und diese wäre sodann erheblicher gefährlicher Strahlung ausgesetzt.

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 Eisen-60 wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans

Am potenziell gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da diese aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, liegt es im Möglichen, 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 3000 Lichtjahre die Erde beeinflussen könnten. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine zukünftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchen gehen davon aus, dass eine solche Explosion eine Entfernung von höchstens 35 Lichtjahren haben müsste, um die Hälfte der irdischen Ozonschicht zu zerstören.

Basierend auf einem Artikel in Wikipedia.de
 

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Datum der letzten Änderung: Jena, den: 30.04. 2024