Supernnovae - explodierende Zwerge, detonierende Riesen
In den Dreißigerjahren des 20. Jahrhunderts begannen Astronomen, streng zwischen Novae und den um vieles leuchtkräftigeren Supernovae zu unterscheiden. Aber auch bei den Supernovae gibt es verschiedene Typen. Hier lesen Sie das wichtigste dazu.
Unterschiedliche Mechanismen bei Supernovae
Es gibt zwei hauptsächliche Mechanismen, die für das Aufstrahlen einer Supernova verantwortlich zeichen.
- Typ Ia Supernovae (sprich "1a"): Ein Zwergstern wird in einem Doppelsternsystem von seiner Partnersonne hoffnungslos überfüttert
- Typ II bzw. Typ Ib/c Supernovae: Ein einzelner Riesenstern kollabiert unter seinem eigenen Gewicht
Die etwas unlogisch anmutende, in Wirklichkeit noch komplexere Typologie ist historisch bedingt. Sie stammt aus einer Zeit, als man die beiden wichtigsten Auslösemechanismen noch nicht kannte.
Man typisiert Supernovae (SNs) traditionell gemäß ihrer Lichtkurven und auf Grund spektraler Eigenschaften.
- Typ Ia Supernovae: Sie erzielen die maximale absolute Helligkeit etwa 19 Tage nach ihrem Ausbruch mit -19 mag. Solche Supernovae verlieren dann rasch an Glanz, innerhalb eines Monats etwa 3 mag. Dann reduziert sich das Tempo des Helligkeitsrückgangs auf 1 mag pro Monat. Im Spektrum findet man einfach ionisiertes Silizium, aber kaum Wasserstoff.
- Typ II Supernovae (sowie Ib/c und andere): Diese erreichen ihren maximalen Glanz, je nach Untergruppe, 12 bis 25 Tage nach dem Ausbruch. Die absoluten Helligkeiten streuen dabei zumeist zwischen -14 und -17 mag. Der Glanz sinkt anfangs langsam und linear mit etwa 0,4 mag pro Monat. Später stellt sich mitunter zeitweilig sogar eine Plateauphase mit fast konstanter Helligkeit ein. Spektral zeigen sich Wasserstofflinien. Beim Typ Ib fällt nichtionisiertes Helium auf.
Typ Ia Supernovae: Die überfütterten Zwerge
Der Entstehungsprozess von Typ Ia Supernovae erinnert auf den ersten Blick an den der viel schwächeren und häufigeren Novae.
Die meisten Sterne sind Teil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems. Hier umkreisen zwei oder mehr Sonnen einander. Deren Entwicklungstempo hängt im wesentlichen von der Anfangsmasse ab. Je mehr Materie ein Stern besitzt, desto rascher verzehrt er sich.
Der massenreichere Sterne durchläuft sein Leben schneller. Er bläht sich noch vor dem Begleiter zum Roten Riesen auf und endet vor diesem als Weißer Zwerg. Irgendwann folgt aber auch der massenärmere Stern diesem Weg.
Wenn sich der ärmere Stern zum Roten Riesen aufplustert, mag ein Teil seiner ausgedehnten Hülle vom ihn begleitenden Weißen Zwerg angezogen werden. Das Raubgas bildet zunächst eine Scheibe um den Zwerg und stürzt dann aus dieser auf die Zwergenoberfläche herab. Dort verdichtet sich die Beute.
Naive Computergrafik aus den 90er Jahren: Roter Riese füttert Weißen Zwerg
Bei einer Nova kommt es nur an der Oberfläche zu einer thermonuklearen Reaktion, sobald dort genug gestohlenes Material angesammelt wurde.
Doch manche Zwerge - gleichsam die Größten unter den Kleinen - erwartet ein viel dramatischeres Schicksal.
Ein Stern, der einst nicht nur mit der einfachen Sonnenmasse startete, sondern mit der vier- bis achtfachen, gerät zu einem solchen Zwergenkönig. Der vereint schlussendlich noch etwas mehr als eine Sonnenmasse in einer Kugel von etwa Erdgröße. Jeder Fingerhut dieser stark verdichteten Materie würde auf Erden mehr als eine Tonne wiegen.
Führt ihm der Doppelsternpartner weiterhin Wasserstoff zu, so steigt diese enorme Dichte noch. Mehr als etwa 1,4 Sonnenmassen kann der Zwerg aber nicht tragen. Dann ist die sogenannte Chandrasekhar-Grenze erreicht: Der aus Indien stammende, spätere Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar berechnete dieses Limit im Jahr 1930.
Ab dieser Massengrenze nimmt die Schwerkraft überhand, es kommt zum Kollaps des Zwergs. Der Kohlenstoff in seinem Inneren zündet. Die thermonukleare Reaktion erfasst nun nicht mehr nur die Oberfläche des Gnoms, sondern seinen ganzen Körper, der bei diesem Prozess völlig zerrissen wird.
Aus dem Kohlenstoff wird mehr als eine halbe Sonnenmasse Nickel-56 geschmiedet. Das zerfällt innerhalb weniger Wochen zu Cobalt-56, und das wiederum zu Eisen-56. Im Todeskampf mutiert der Gnom zur kosmischen "Erzmine". Der radioaktive Zerfall produziert wochenlang Licht zu Hauff.
Auch die von Tycho Brahe beschriebene Supernova von 1572 gehörte zum Typ 1a
Kein anderer Stern im Universum strahlt so hell wie ein Weißer Zwerg im Moment seines Todes. Mit der Leuchtkraft von Milliarden Sonnen rittert er kurzzeitig mit dem Glanz einer ganzen Galaxie. Aus ihr sticht nun ein Lichtpunkt besonders heraus: Eine Supernova vom Typ Ia.
Wegen der triggernden Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen leuchten Ia-Supernovae im Maximum ähnlich stark. Man kann sie deshalb als kosmische Zollstöcke nutzen so den Abstand ihrer Heimatgalaxien errechnen. Die Dunkle Energie, welche die Ausdehnung des Universums seit 6 Milliarden Jahren wieder beschleunigt, wurde 1998 mit Hilfe eben dieser "Standardkerzen" entdeckt (Artikel darüber).
Nach zwei Monaten ist der Glanz dieser Supernovae auf 10% des Maximalwerts gesunken. Irgendwann verschwinden sie aus unserem Blick. Am Ort der Katastrophe bleibt kein solides Objekt zurück: Kein Zwergstern, kein Neutronenstern und erst recht kein Schwarzes Loch.
Typ II Supernovae et al.: Die kollabierenden Riesen
Riesensterne ab etwa 8 Sonnenmassen gehen ebenfalls als Supernovae zu Grunde.
Diese Sterngiganten ringen das ganzes Leben lang mit ihrem Übergewicht. Die gewaltige Sternenhülle lastet schwer auf ihrem Innersten, in dem zunehmend kurzlebigere Kernfusionen ablaufen. Nur diese produzieren genug Strahlung, um das Herabstürzen der Hülle zu verhindern. Noch reicht die so erzeugte Strahlung aus, um deren Druck stand zu halten. Strahlungdruck und Gravitation verändern sich, bleiben letztlich aber im Gleichgewicht: Der Stern gerät dabei zum Roten Riesen.
Anfangs fast nur aus Wasserstoff und Helium geformt, schmiedet der Sterngigant immer schwerere Elemente. Im Kern bilden sich z.B. Neon, Magnesium oder Schwefel. Doch plötzlich besteht sein Innerstes bloß noch aus Eisen, das nicht weiter fusioniert. Die Energieproduktion erlischt schlagartig.
Jetzt bricht der nur wenige tausend Kilometer kleine, im Zentrum verborgene Eisenkern in sich zusammen. Dabei rotiert er zunehmend rascher, hunderte Male pro Sekunde. Der unglaubliche Druck der auf ihm lastenden Sternenhülle quetscht Elektronen in Protonen hinein. Neutronen und Neutrinos entstehen.
Der rote Riesenstern Beteigeuze im Orion wird als Supernova enden
Der Neutronenball umfasst letztlich eine ganze Sonnenmasse und ist dennoch klein wie Wien. Jeder Fingerhut seiner Materie brächte auf Erden 100 Mio. Tonnen auf die Waage. Über dem so entstandenen, ultrakompakten Neutronenstern fällt alles zusammen. Das herabstürzende Gas der Sternenhülle prallt auf seiner Kugel ab und wird mit größter Wucht fortgeschleudert.
Neutrinos fegen praktisch mit Lichtgeschwindigkeit davon. Sie passieren das Hüllengas des Sterns ungehindert. Nur ein Bruchteil kollidiert mit dessen Atomen. Doch weil unvorstellbar viele Neutrinos produziert werden, reicht selbst dieser Bruchteil aus, um das expandierende Gas enorm zu beschleunigen. Eine Schockwelle durchbricht die Sternoberfläche, erhitzt sie auf hunderttausende Grad Celsius.
Zunächst geben uns einlangende Neutrinos Kunde von der Katastrophe. Dann leuchtet ein neuer Stern am Himmel auf. Obwohl nur ein Promille der freigesetzten Energie in Licht umgewandelt wird, strahlt diese Supernova vom Typ II hell wie 250 Millionen Sonnen.
Während die leuchtende, zerfetzte Sternhülle mit einigen tausend km pro Sekunde durch den Raum geschleudert wird, bleibt ein 10 bis 20 km kleiner Neutronenstern am Ort des Desasters zurück. Er rotiert rasch und verrät sich mitunter als starke Radioquelle.
Eine solche Neutronenkugel darf bis zu drei Sonnenmassen in sich vereinen. Bei besonders übergewichtigen Sternriesen ab anfangs etwa 25 bzw. 40 Sonnenmassen wird selbst dieser Rest noch zu schwer. Der Neutronenstern fällt weiter in sich zusammen, gerät zu einem Schwarzen Loch. Hier hat man es mit einer Supernova vom Typ Ib/c zu tun.
Supernovae selbst beobachten
Novae lassen sich visuell nur in unserer eigenen Galaxis beobachten und vergleichsweise selten in anderen Milchstraßen fotografieren. Bei den Supernovae ist es umgekehrt. In unserer Galaxis bekommt man sie fast nie zu Gesicht, in den unzähligen anderen hingegen schon.
Theoretisch sollten jedes Jahrhundert bis zu vier Sterne unserer eigenen Galaxis detonieren. Doch wir erblicken viel weniger. Spielt sich alles hinter dichten Staub- und Gasschichten ab? Haben manche dieser Sterne vielleicht selbst zuvor so viel Gas und Staub ins All geblasen, dass wir ihren Tod durch diesen Materievorhang gar nicht beobachten konnten? Historische Berichte sind jedenfalls äußerst rar.
So liegen Erwähnungen in Chroniken aus den Jahren 1006, 1054 und 1181 n. Chr. vor. Sie stammen vor allem von chinesischen und japanischen Hofastronomen. Diese "Gaststerne" blieben einige Monate bis Jahre mit freiem Auge sichtbar.
Hinzu gesellten sich die von Tycho Brahe beschriebene Supernova von 1572 in der Cassiopeia - und jene, die Johannes Kepler 1604 am Fuß des Schlangenträgers sah. Alle erstrahlten bzw. verblassten noch vor Erfindung des Teleskops.
1604 beobachtete Johannes Kepler in Prag eine Supernova am Fuß des Schlangenträgers
Allerdings trug der Königliche Astronom John Flamsteed 1680 einen Stern in der Cassiopeia in seinen Katalog ein, den später kein anderer mehr sah. Es ist umstritten, ob dies eine Supernova war. 1987 leuchtete dann ganz sicher eine Supernova in der Großen Magellanschen Wolke auf, einer Satellitengalaxie unserer Milchstraße.
Früher oder später wird es jedenfalls wieder zu einer SN in unserer Galaxis kommen - kurzlebige Riesensterne gibt es hier ja genug. Ein Kandidat ist etwa der Stern Beteigeuze im Orion (Beobachtungstipp; Artikel).
Bis dahin muss man sich mit Beobachtungen in fremden Galaxien begnügen. Aufgrund der enormen Distanzen werden dortige Supernovae allerdings extrem selten freiäugig sichtbar. Man braucht vielmehr ein Teleskop und dunklen Himmel.
Früher gab es Amateure, die tatsächlich immer wieder Dutzende Galaxien mit dem Auge am Teleskopokular nach Supernovae absuchten.
Galaxien dicht gedrängt: Virgo- und Coma-Haufen am Frühlingshimmel
Vor allem an Frühlingsabenden zeigen sich viele fremde Milchstraßen, denn da stehen der Virgo-Galaxienhaufen (Distanz etwa 50 Mio. Lichtjahre) in der Jungfrau und der Coma-Haufen (Abstand rund 300 Mio. Lichtjahre) im Haar der Berenike an unserem Himmel. Jeder dieser Haufen umfasst weit mehr als tausend Galaxien.
Supernova SN 020nlb (Typ Ia) in der Galaxie M85 (Abstand: 50 Mio. Lichtjahre). Fotografiert am 4.7.2020 in Wien
Heute sind automatisierte Himmelsdurchmusterungen wesentlich effizienter als Amateure, da sie jede Nacht ein ganzes Heer von Galaxien untersuchen. Ist eine Supernova auf diese Weise entdeckt worden, richten sich rasch etliche irdische Teleskope darauf.
Alarm im Web nützen
Um sich alarmieren zu lassen, empfehle ich die Website von David Bishop:
Links oben findet man dort die Namen der jüngsten Supernovae (SNs), gereiht nach ihrer aktuellen Helligkeit. Angegeben werden auch der SN-Typ (sofern bereits bekannt) und die Heimatgalaxie ("Host"), in der die SN zu sehen ist.
Klickt man den SN-Namen an (z.B. 2024inv), findet man oben am Bildschirm die Entdeckungsumstände und vor allem die exakten Koordinaten.
Klickt man hingegen den Galaxienamen an (z.B. NGC 3524), öffnet sich eine Karte mit der Lage der SN in der Galaxie. Fährt man mit dem Mauszeiger über die gezeigte Galaxie, kann man anhand des Sternbildnamens erkennen, ob diese vom eigenen Standort aus nachts sichtbar wird oder nicht.
Außerdem werden Sterne angezeigt, die ebenfalls heraus zu stechen scheinen - weil sie aus unserer Perspektive weit vor der fremden Milchstraße stehen). Das Wissen darum reduziert die Verwechslungsgefahr.
- Eventuell informiert auch die Seite der deutschen BAV über neue SNs.
Nachts wird man dann selbst eine Auge auf die fragliche Galaxie werfen, in dem man das Teleskop (am einfachsten mit GoTo-Steuerung) auf eben diese Himmelsregion ausrichtet. Dabei ist die Grenzgröße des Instruments zu beachten.
Die Galaxie zeigt sich im Teleskop als Nebelwölkchen, eventuell mit einem punktförmigen Kern. Ein überzähliger schwacher Lichtpunkt am Rande des Nebelflecks bzw. neben dem Galaxienkern ist die gesuchte Supernova.
Besser geht es mit Hilfe der Deep Sky Fotografie, die noch deutlich schwächere Supernovae erfassen kann.
SN 2020ssf (Typ Ia) in NGC 7722, festgehalten am 1.10.2020 in Wien und bei Vollmond. Abstand: 187 Mio. Lichtjahre
Örter selbst bestimmen
Man vermisst das Summenfoto astrometrisch und erhält so die genauen Koordinaten des fraglichen Lichtpunkts. Stimmen diese mit jenen auf oben genannter Website überein, hat man die Supernova eindeutig identifiziert.
Beispiele - Astrometrie aus eigenen Fotos:
SN2020nlb in M85 (9.8.2020)
Astrometriert: RA 12h25'24,24" DE +18°12'12,9" (2000)
Offiziell: RA 12h25m24,18" DE +18°12'12.52"
SN 2020ssf in NGC 7722 (1.10.2020)
Astrometriert: RA 23h38'40,9" DE +15°57'14,8" (2000)
Offiziell: RA 23h38m40s.87 DE +15°57'14".51
(Mein Weitenrekord mit vermutlich 187 Mio. Lichtjahren)
SN 2022hrs in NGC 4647 (30.4.2022)
Astrometriert: RA 12h43m34,27s" DE +11°34'36" (2000)
Offiziell: RA 12h43m34s.34 DE +11°34'35".87
Scheinbare Helligkeiten selbst messen
Manche Amateure ermitteln aus ihren eigenen Bildern unter Anwendung astrofotometrischer Methoden sogar die aktuelle scheinbare Helligkeit der SN.
Wir schätzen Dutzende Millionen Lichtjahre
Typ Ia Supernovae besitzen ähnliche absolute Maximalhelligkeiten um -19 mag. Aus ihrer scheinbaren Maximalhelligkeit am Himmel lässt sich daher die Entfernung ihrer Heimatgalaxie abschätzen. Die folgende, selbst berechnete Tabelle berücksichtigt freilich keine absorbierenden Materiewolken.
- Ia Supernovae
Mag Mio. Lichtjahre5 26 37 58 89 1310 2011 3212 5013 8014 13015 20016 340
QBasic-Programm: Typ Ia, maximal scheinbar 12 mag: Ergebnis 52 Mio. km Distanz
Mit Hilfe der Astrofotografie kommen Amateure durchaus bis zu einer Helligkeit von 15 oder 16 mag: Das erschließt ihnen bei diesem Supernova-Typ Distanzen bis zum Coma-Haufen in gut 300 Mio. Lichtjahren Abstand.Hingegen könnte man eine Ia-Supernova im Andromedanebel M31 oder im Dreiecksnebel M33 eventuell sogar noch freiäugig erspähen: Abstand 2,5 Mio. bzw. 2,8 Mio. Lichtjahre.
SN 2022hrs (Typ Ia) in NGC 4647 (63 Mio. Lichtjahre entfernt) am 30.4.2022 (Wien). Scheinbare Helligkeit hier noch 12 mag
Die forschungsgeschichtlich so wichtige erstidentifizierte Supernova außerhalb unserer eigenen Galaxie, heute SN 1885A genannt, war vom Typ Ia. Im Maximum erschien sie Astronomen immerhin 6 mag hell - was gut zur vergleichsweise bescheidenen Distanz der Andromedagalaxie (2,5 Mio. Lichtjahre) passt.Die eigene Schätzung vergleicht man letztlich mit der offiziellen Distanz der Host-Galaxie, die man per Suchmaschine findet.
- Andere Supernova-Typen
Andere SN-Typen als die Ia-Supernovae streuen in ihren absoluten Maximalhelligkeiten erheblich (meist zwischen -16 und -18 mag). Um die obige Tabelle trotzdem anwenden zu können, wird man vom dort gelisteten scheinbaren Helligkeitswert ("Mag") ungewisse 1 bis 3 mag abziehen müssen.Statt unter z.B. "13" wäre dann irgendwo zwischen den Zeilen "12" und "10" zu suchen. Das erschwert Entfernungsschätzungen der Host-Galaxie. Auch hier vergleichen wir unser grobes Resultat mit offiziellen Angaben.
QBasic Berechnungsroutine für Entfernungsmessungen
- Typ aus Maximalhelligkeit abschätzen?
Man kann auch versucht sein, aus der scheinbaren Maximalhelligkeit und dem bekannten Galaxienabstand den SN-Typ zu ermitteln. Das ist mir bei der SN 2020hrs offenbar gelungen. Auf meinem Foto maß ich rund 12 mag. Aus der Distanz von 63 Mio. Lichtjahren kam ich auf die absolute Maximalhelligkeit von -19,4 mag, was für eine Typ Ia Supernova sprach: Das stimmte tatsächlich.
Spektren selbst erstellt
Spektrale Untersuchungen geringer Auflösung liegen bei punktförmigen Objekten durchaus im Bereich des Amateurs, da man dazu bloß ein Liniengitter zwischen Teleskop und Kamera einfügen muss.
Leider sind Supernovae aus unserer entrückten Perspektive fast immer sehr lichtschwach.
Leider sind Supernovae aus unserer entrückten Perspektive fast immer sehr lichtschwach.
Mit meinem Equipment (8 Zöller ohne Guiding, 100 Linien-Gitter, DSLR Canon 550D) hatte ich hier bislang keine Chance: Eine für mich spektroskopierbare SN müsste sich wohl innerhalb unserer sogenannten Lokalen Gruppe ereignen: Diese rund 10 Mio. Lichtjahre weite Ansammlung von Sterneninseln besteht aus unserer eigenen Michstraße, der Andromeda-Galaxie und etwa 70 Zwerggalaxien (darunter die beiden Magellanschen Wolken).
Supernovaüberreste
Von Supernova-Detonationen bleiben nebelige Gebilde zurück, die sich mit der Zeit auflösen. In unserer Galaxie existieren mehrere hundert davon. Nur ganz wenige eignen sich für Amateurbeobachtungen. Hier finden Sie näheres zum Thema Supernovaüberreste (SNRs).
Beobachtungsaufgaben
- Gelingt es Ihnen, eine (extragalaktische) SN zu fotografieren?
- Wie rasch nach der Entdeckung halten Sie die SN fest?
- Ist die SN eventuell auch visuell im Teleskop erkennbar?
- Wie schätzen Sie die aktuelle Helligkeit der SN ein?
- Lässt sich der Helligkeitsabfall der SN mitverfolgen?
- Wie genau können Sie die Koordinaten der SN ermitteln?
- Können Sie aus der maximialen absoluten Helligkeit und dem SN-Typ die Entfernung der Hostgalaxie abschätzen?
- Wie bewährt sich diese Schätzung in Relation zu offiziellen Angaben?
- Ist es Ihnen eventuell möglich, ein fotografisches Spektrum zu gewinnen?
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