Supernovae

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Gamma-Bursts

Sterne, deren Masse um ein Vielfaches größer ist als die unserer Sonne, verbrauchen ihren Kernbrennstoff sehr schnell. Druck und Temperatur im Sternzentrum sind von Beginn an viel höher, weshalb die Kernfusionen deutlich rascher ablaufen. Der Gravitationskollaps am Lebensende eines solchen Giganten ist dann eine wirkliche Katastrophe. Sonnenähnliche Sterne können sich noch langsam und relativ undramatisch zu Weißen Zwergen entwickeln, sie können später noch einmal um den Faktor 10 000 heller erstrahlen, wenn aus ihnen eine Nova entsteht.

Die gewaltige Explosion eines massereichen Sterns zur Supernova jedoch ist tagelang milliardenfach heller als der Ursprungsstern, ja er leuchtet heller als die gesamte, aus Milliarden von Einzelsternen bestehende Galaxie! In dieser mehrere Tage andauernden Phase kann soviel Energie abgestrahlt werden, wie unsere Sonne in ihrer gesamten, etwa 10 Milliarden Jahre währenden Lebensspanne erzeugt (etwa 10⁴⁴ [J]!).

Dem alternden, massereichen Stern bieten sich am Ende mehrere Möglichkeiten, die nur von seiner Masse abhängen. Beim Massebegriff stoßen wir jedoch schon auf die erste Hürde: welche Masse ist gemeint, die Anfangsmasse, die Masse des kollabierenden Kerns oder die gesamte Endmasse des Sterns? Schließlich verliert jeder Stern im Laufe seiner Existenz Materie, z.B. in Form von Sternwinden. Betrachten wir zunächst die Ausgangsmassen der so genannten Vorläufersterne, also den Sternen, die dem Endstadium voraus gehen:

Dramatische Ereignisse wie Supernovae wurden früher überaus selten entdeckt, und so setzte man zur Benennung nach SN und der entsprechenden Jahreszahl einfach einen fortlaufenden Buchstaben, z.B. SN 2003F. 1954 wurden jedoch zum ersten Mal mehr als 26 Ereignisse gezählt, seitdem wird ab der 27. Supernova der Großbuchstabe durch 2 Kleinbuchstaben ersetzt, also von "aa" bis "zz". 2006 wurde bis 551 gezählt, was dann die Bezeichnung SN 2006ue ergab. Meistens sind massereiche Sterne in großen Entfernungen explodiert wenn wir sie entdecken und es war schon ein großes Glück für die Astronomen, als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke eine Supernova, SN 1987A, aufleuchtete, die während ihrer gesamten Entwicklung beobachtet werden konnte. Zumal der Vorläuferstern, ein Überriese der Spektralklasse B3 mit Namen Sanduleak -69° 202a, recht gut bekannt und nicht allzu weit von uns entfernt war (der Name stammt von einem Verzeichnis heißer, blauer Sterne von Nicholas Sanduleak). SN 1987A erstrahlte in den Außenbereichen des Tarantel- Nebels in 168 000 Lichtjahren Entfernung derart hell, dass sie auf der Südhalbkugel mit bloßem Auge sichtbar war.

Die Supernova 1987A in der Großen Magellanschen Wolke (in der Bildmitte). Die Überreste des ehemaligen Blauen Riesen sind umgeben von einem inneren und einem äußeren Ring aus abgestoßenem, gasförmigem Material und eingebettet in diffuse Wolken dünnen Gases.

Im Ausschnitt sieht man noch einen Ring im Zentrum, das ist eine weitere Schale heißer Materie, welche vom Explosionszentrum wegdriftet. Die beiden Sterne sind Vordergrundsterne unserer Milchstraße. Die Sterne in der Umgebung der Supernova sind ebenfalls Blaue Riesen und sie sind damit weitere Kandidaten für eine Supernova, weil sie derselben Generation angehören. In den großen Gaswolken des linken Bildes findet auch jetzt noch heftige Sternentstehung statt.

Man unterscheidet Supernovae grob in zwei Klassen (es gibt noch weitere Unterklassen zur besseren Unterscheidung), die Typen SN I und SN II:

Supernovae vom Typ SN I weisen keine Wasserstofflinien im Spektrum auf was bedeutet, dass SN I diesen bereits vor der Explosion verloren haben muss. Das Szenario ist ähnlich wie bei den Novae: in einem Doppelsternsystem wird ein Roter Riesenstern von einem Weißen Zwerg begleitet. Dieser kompakte, überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Zwergstern saugt von seinem Begleiter ständig Materie ab, weil dieser seine Rochesche Grenze überschritten hat. Sie spiralt dann in einer Akkretionsscheibe auf den Zwerg herunter, dessen Masse dementsprechend laufend zunimmt.

Zwar schleudert der Weiße Zwerg einen Teil der Materie während der Nova- Explosionen in den Raum, wenn sich genügend Wasserstoff auf seiner Oberfläche ansammelte und dann schlagartig fusionierte. Auf Dauer gesehen wird er aber an Substanz zunehmen, da ein Rest an Helium- Asche zurück bleibt. Im Laufe der Zeit steigen damit seine Dichte und seine Temperatur, während sein Durchmesser schrumpft. Noch bietet das entartete Elektronengas der einwirkenden Gravitation neutralisierenden Gegendruck, aber nach Überschreiten der Chandrasekhar- Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen funktioniert das nicht mehr. Es bilden sich nun zunächst im Innern des Sterns einzelne Inseln aus, in denen Fusionen einsetzen. Diesen Vorgang bezeichnet man als Deflagration, (lat., deflagrare, "abbrennen"). Die Deflagration ist eine "Verbrennung", diese Zellen pflanzen sich dann weiter nach außen fort durch die Aufheizung der Umgebung und das geschieht noch mit einer Geschwindigkeit unterhalb der im Medium möglichen Schallgeschwindigkeit. Das Ganze geht aber bald in eine Detonation über, bei der die Ausbreitungsgeschwindigkeit über der Schallgeschwindigkeit liegt und der eine Stoßwelle vorangeht.

Gleich zwei Supernovae sind in der 300 Millionen Lichtjahre entfernten Spiralgalaxie NGC 664 explodiert. In relativer Nachbarschaft gingen hier zwei Bomben hoch, von denen jede eine Sprengkraft von 10³⁰ Megatonnen TNT (!) besaß. Diese Aufnahme besitzt Seltenheitswert, denn normalerweise ist in einer Spiralgalaxie nur alle 25 bis 100 Jahre eine Supernova zu beobachten. Das Blau der einen Supernova ist begründet in einer wesentlich höheren Temperatur.

Mit freundlicher Genehmigung von C. Hergenrother, Whipple Observatory, P. Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA)

Die Temperatur in der Kernzone ist auf 400 Millionen [K] angestiegen und der Kohlenstoff (¹²C) zündet. Die bei dieser thermonuklearen Reaktion freigesetzte Energie heizt nun das entartete Gas des Sterns auf, aber es dehnt sich nicht aus, wie es ja ein normales Gas tun würde, sondern bleibt von der ansteigenden Temperatur unbeeindruckt. Dadurch finden die Fusionen in noch schnellerer Folge statt, denn sie werden naturgemäß durch hohe Temperaturen begünstigt.

Innerhalb von Sekundenbruchteilen steigt die Temperatur sprunghaft auf einige Milliarden [K] im Zentrum an und alles vorhandene Brennmaterial wird in Nickel (⁵⁶Ni) umgewandelt. Nun wandert die Fusionswelle immer weiter nach außen. Ihr läuft eine Druck- bzw. Stoßfront voraus, wodurch sofort neue Kernverschmelzungen zünden. Je weiter die Front jedoch nach außen gelangt (mit einem Tempo von bis zu 1000 [Km/s]), umso verdünnter werden die einzelnen Schichten und auch der Grad der Entartung nimmt ab. In Zonen geringerer Dichte wird Silizium in großen Mengen erzeugt.

Die Verbrennung wird immer weniger vollständig, und die äußeren Schichten werden durch die Stoßfront völlig unverändert in den Raum geblasen. Da der Stern nur einen Radius von 3000 [Km] besaß, ist der gesamte Vorgang nach drei Sekunden abgeschlossen, die größte bekannte Kernexplosion ist erfolgt. Der Kollaps zum Neutronenstern wird durch die thermonukleare Supernova SN Ia verhindert.

1994 ereignete sich in der äußeren Randregion der diskusförmigen Galaxie NGC 4526 eine Supernovaexplosion (der helle Stern links unten). Sie war vom Typ SN Ia, wie die Astronomen aus der Lichtkurve ableiten konnten. Diese Supernovae sind für die Wissenschaftler nicht nur hinsichtlich der Entwicklung der Sterne interessant, sondern sie dienen auch als so genannte Standardkerze zur Entfernungsbestimmung. Dies deshalb, weil hier immer wieder derselbe Sterntypus explodiert, die Helligkeit der Supernova darum stets gleiche Werte aufweist und sich der Supernovatyp eindeutig anhand der Lichtkurve identifizieren lässt.

Die Abbildung zeigt beispielhaft die Lichtkurve einer Supernova SN I. Der Weiße Zwerg existiert jetzt nicht mehr, seine gesamte Materie wurde ins All geblasen. Die expandierende Hülle verliert nach und nach ihre Leuchtkraft, die sich aber noch zweimal gegen das absolute Ende aufbäumt: Das bei der Explosion gebildete Nickel- Isotop (⁵⁶Ni) ist nicht stabil (Halbwertszeit 6 Tage) und zerfällt bald in Kobalt (⁵⁶Co, Halbwertszeit 77 Tage) unter Abgabe eines Gamma- Photons. Dieses kann aber die expandierende Hülle nicht einfach verlassen, sondern überträgt seine Energie auf mit ihm zusammenprallende Teilchen.

Dadurch heizt sich die Hülle noch weiter auf und strahlt für kurze Zeit so hell wie 5 Milliarden Sonnen. Bald zerfällt auch das Kobald-56, welches ebenfalls nicht stabil ist, in das stabile Eisen-56 ⁵⁶Fe, wobei wiederum ein Gamma- Quant frei wird und die Hülle ein letztes Mal aufheizt.

Neben dem beschriebenen Typ SN Ia, der in seinem Spektrum Silizium enthält, unterscheidet man noch die siliziumfreien Spektren von SN Ib mit viel Helium und SN Ic mit wenig Helium.

Wie bereits weiter oben erwähnt, ist eine Supernova vom Typ II das Ende eines massereichen Sterns. Zum Ende seiner thermonuklearen Brennphase weist er in seinem Innern einen kompakten Kern aus Eisen und Nickel auf, der nicht weiter fusionieren kann. Seine Masse liegt bei etwa 1 bis 1½, maximal bei ca. 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). In den ihn umgebenden Schalen laufen jedoch noch verschiedene Kernprozesse ab, u.a. das Siliziumbrennen in der den Kern überlagernden Schale, wobei noch weiter Eisen erzeugt wird, welches letztendlich die Masse und die Temperatur des (entarteten) Kerns weiter erhöht.

Die Helligkeitskurve einer SN II ist wesentlich unregelmäßiger als beim Typ SN I. Nach dem Maximum folgt ein steiler Abfall über ca. 25 Tage. Sodann bleibt die Helligkeit 50 bis 100 Tage etwa konstant, worauf sie wieder steil abfällt. Bei den Supernovae SN II unterscheiden wir folgende Typen:

Mit freundlicher Genehmigung von David Aguilar, Harvard- Smihtsonian Center for Astrophysics

Weil keine Fusionsprozesse mehr im Sternzentrum ablaufen können, erlischt auch der Energienachschub. Bis jetzt hatten Gas- und Strahlungsdruck der nach innen einwirkenden Gravitation Einhalt geboten, jetzt aber wird der Kern immer mehr zusammengequetscht. Ab einem bestimmten Punkt, die Temperatur beträgt nun etwa 5 bis 10 Milliarden [K], wird er instabil. Er ist plötzlich so stark komprimierbar, dass er im Freien Fall in sich zusammen stürzt. Bei der genannten Temperatur sind die im Kern vorhandenen Gamma- Quanten derart reaktiv, dass sie die Eisen- und Nickelkerne in Alphateilchen (= Heliumkerne, 2 Protonen und 2 Neutronen) aufspalten. Man nennt dies Fotodissoziation - Aufspaltung von Teilchen durch Photonen (auch als Fotodesintegration bezeichnet). Die Dichte im Kern beträgt jetzt unvorstellbare 10 Milliarden Gramm pro Kubikzentimeter.

Die Elektronen werden so nahe an die Protonen und Alpha- Teilchen gebracht, dass sie sich mit ihnen zu Neutronen vereinen. Bei dieser Reaktion werden Myriaden von Neutrinos freigesetzt, welche den Kern mit fast Lichtgeschwindigkeit verlassen. Doch je weiter der Kern kollabiert, umso schwieriger wird es auch für die Neutrinos, diesem zu entweichen, und am Ende ist es ihnen nicht mehr möglich.

Der gesamte Vorgang währt nur Millisekunden, und nach einer Viertelsekunde ist der Kern soweit kollabiert, dass er praktisch nur noch aus Neutronen in dichtester Packung besteht und seine Dichte derjenigen von Kernteilchen entspricht (4×10¹⁴ [g cm^-3]). Jetzt aber kommt der Kollaps schlagartig zum Stillstand, da die Neutronen in der dichtesten Packung vorliegen und nicht weiter komprimierbar sind. Aus dem ehemals über erdgroßen, eisernen Sternzentrum hat sich ein Neutronenstern von nur noch etwa 20 [Km] Durchmesser gebildet.

Durch das Fehlen des Energienachschubs aus dem Zentrum kommt der Stern nun vollkommen aus dem hydrostatischen Gleichgewicht. Erst jetzt nämlich merkt die Hülle, dass ihr quasi der Boden unter den Füßen weggezogen wurde und der Rest des Sterns beginnt, im Freien Fall auf die Kernregion hinunter zu stürzen. Die herab fallenden Massen werden jedoch schlagartig beim Auftreffen auf das superharte Zentrum gestoppt und umgelenkt. Jetzt durchlaufen sie mit anfangs 30 000 [Km/s] in Gegenrichtung den Rest des Sterns und erzeugen beim Aufprall auf die noch im Fall befindliche Materie eine Schockwelle. Diese erreicht nach mehreren Stunden die äußeren Bereiche des Sterns (man bedenke die Ausmaße eines Sterns!) und führt letztendlich zum Abstoßen der gesamten Hülle.

Diesen Vorgang sehen wir dann als Supernova und bezeichnen ihn aufgrund der Vorkommnisse als Kernkollaps- Supernova, gelegentlich auch als hydrodynamische Supernova. Übrig bleibt nach dem ganzen Schauspiel allein der Neutronenstern. Eigentlich sind die Vorgänge im Sterninnern noch komplizierter als hier beschrieben, denn in den einzelnen Schalen des Sterns werden durch die Kompressionen der Stoßfront (Dichte- und Temperaturerhöhung) weitere, blitzartige Kernfusionen gezündet, wobei Elemente vom Helium bis zum Nickel (⁵⁶Ni) entstehen. Das erhöht zusätzlich die Geschwindigkeit der Druckwelle und am Ende entfliehen die Gasmassen mit Millionen von Kilometern pro Stunde dem Ort des Geschehens.

Die Energie einer Supernova ist so hoch, dass sogar noch schwerere Elemente wie z.B. Gold, Kupfer, Blei oder Uran gebildet werden. Das geschieht aber nur noch durch Einfang von Neutronen und/oder Protonen im so genannten r- Prozess (von engl. rapid = schnell). Diese ausgeworfenen Reaktionsprodukte (die "Sternasche") reichern dann das interstellare Medium mit frischem Material an, welches später vielleicht wieder zur Bildung eines neuen Sterns und von Planeten herangezogen wird. Rund die Hälfte derjenigen Elemente, die schwerer als Eisen sind (eine höhere Masse im Atomkern aufweisen) und die wir auf den Planeten finden, stammt aus solchen Supernovaexplosionen. Der Rest wird im s- Prozess (von engl. slow = langsam) in relativ massearmen Sternen erbrütet und später, wenn sie das Riesenstadium im HR- Diagramm erklommen haben, ins All geblasen.

Liegt die Masse des kollabierenden Kerns über 3 Sonnenmassen, so entsteht im Sterninnern kein Neutronenstern mehr, sondern ein stellares Schwarzes Loch. Das auf diesen Kollaps folgende Szenario ist keine Supernova, sondern wir werden Zeuge einer noch um den Faktor 100 stärkeren Hypernova.

Vor 11 000 Jahren explodierte im Sternbild Vela (Segel) eine Supernova. Noch heute kann man die fortgeblasene Sternhülle als zarten Schleier erkennen. Die verschiedenen Farben des Materieschleiers deuten auf unterschiedliche Energieinhalte der Schockfronten hin, welche die Hülle abstießen. Im Zentrum der Reste befindet sich heute ein Neutronenstern, ein Pulsar, welcher sich 10 Mal pro Sekunde um seine Achse dreht. Der helle Stern ist ein Vordergrundstern.

Bei der oben geschilderten Bildung eines Neutronensterns wird das negativ geladene Elementarteilchen Elektron in das positive Proton gedrückt, wodurch ein (neutrales) Neutron entsteht (inverser β- Zerfall). Die Masse des Neutrons sollte logischerweise der Summe der Massen von Elektron und Proton entsprechen.

Dies ist jedoch nicht der Fall, denn das Neutron ist immer etwas leichter als die Gesamtmasse beider Ausgangsteilchen. Dieser Massendefekt beruht darauf, dass der fehlende Masseanteil als Energie (Wärme-, Radio-, Röntgen-, Gammastrahlung usw.) abgestrahlt wird. Darüber hinaus entsteht bei solchen Prozessen ein winziges Teilchen, das so genannte Neutrino. Schon 1930 wurde das Neutrino von Wolfgang Pauli vorhergesagt, doch erst seit 1998 wissen wir, dass es eine sehr geringe, aber doch vorhandene Masse aufweist. Derzeit geht man von einer Ruhemasse aus, die bei etwa 2,3 [eV] liegt, möglicherweise ist die Obergrenze für die Masse sogar nur 0,2 [eV] groß, was noch in genaueren Experimenten nachgewiesen werden muss. Zum Vergleich: ein Elektron hat eine Ruhemasse von 511 [KeV].

Neutrinos reagieren nur äußerst selten mit anderen Kernteilchen, und zwar so selten, dass sie bequem die Erde, die Sonne, ja sogar einen Bleiklotz von einem Lichtjahr Länge komplett durchfliegen können, ohne mit einem einzigen Kernteilchen zu reagieren (das gilt auch für Menschen; jeder von uns wird in jeder Sekunde von Milliarden von ihnen durchquert!). Somit sind diese Teilchen auch nur schwer nachzuweisen, dennoch gibt es inzwischen viele Neutrinodetektoren auf der Erde, die sie aufspüren können.

Speziell für hochenergetische Neutrinos, die aus Quellen wie Supernovae, GRB's oder Schwarzen Löchern stammen, entsteht ein gigantischer Neutrinodetektor in der Antarktis: IceCube

Um den weltgrößten Neutrinodetektor zu erstellen, wird mit einem Heißwasserstrahl ein Loch in das ewige Eis gebohrt. 2450 Meter tief! In das Bohrloch wird dann eine Kabeltrosse gelassen, an welcher ab 1450 Meter Tiefe in gleichmäßigem Abstand 60 Glaskugeln hängen, die höchstempfindliche Lichtsensoren (Fotomultiplier) enthalten, die letzte am Fuß der Bohrung. Wenn das Bohrwasser nach 2 Wochen gefriert, ist der erste Neutrinosensor fertig gestellt. Was 2005 begann, wird erst 2011 fertig sein, denn es gilt, in einem bestimmten Raster 80 solcher Bohrungen zu erstellen, die dann insgesamt 4800 Sensoren enthalten. Integriert in IceCube wird AMANDA sein (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array), ein Experiment, das bereits seit 2000 in Betrieb ist und ähnlich funktioniert. Ziel des Neutrinoteleskops ist, die wirklich hochenergetischen Neutrinos herauszufiltern und gleichzeitig eine Information über die Richtung zu erhalten, aus der sie aus den Tiefen des Alls kamen.
Weitere Informationen:
http://de.wikipedia.org/wiki/IceCube

Beim Kollaps zu einem Neutronenstern werden ungeheure Mengen an Neutrinos ausgestoßen (10⁵⁸). Trotz ihrer schwachen Wechselwirkungen sind sie aber aufgrund ihrer großen Zahl entscheidend am Abstoßen der Hülle einer Supernova beteiligt. Bei einer Supernova wird eine Energie von 10⁴⁶ [J] emittiert (in Strahlung umgewandelte Gravitationsenergie), wobei die Neutrinos den größten Teil (99%) der freigesetzten Energie darstellen.

Beim Kollaps der Supernova 1987A geschah dies natürlich auch, und einige Stunden vor Sichtung der Nova wurden bereits die Neutrinos in unseren Detektoren entdeckt. Die Zeitverzögerung erklärt sich dadurch, dass die Neutrinos sofort beim Kollaps mit fast Lichtgeschwindigkeit den Ort des Geschehens verlassen, während es Stunden dauert, bis die Schockwelle die Sternhülle fortbläst und man im optischen (oder einem anderen) Bereich die Explosion beobachten kann. Jeder Mensch auf der Erde wurde von 100 Billionen (!) Neutrinos dieser Supernova durchquert, und bei etwa 10 Menschen der Erde bestand die Chance, dass ein Neutrino im Auge einen kurzen Lichtblitz erzeugte. Wenn Sie einer von ihnen waren, lassen Sie's den Autor wissen...

Weiter oben wurde bereits angedeutet, dass Sterne mit dem 140- bis 260- fachen der Sonnemasse weder als Neutronenstern noch als Schwarzes Loch enden, sondern in einer Explosion völlig zerstört werden. Wie ist das möglich und warum können überhaupt solch massereiche Sterne entstehen?

Das Zauberwort heißt hier Metallgehalt bzw. Metallizität. Unter Metallen verstehen die Astronomen alle Elemente die schwerer als Helium sind. Als sich die ersten Sterne im Universum bildeten, gab es nur Wasserstoff und Helium, keine Metalle. Diese Sterne konnten wahrhaft gigantische Ausmaße annehmen, 500 bis 1000 Sonnenmassen waren durchaus möglich. Das geschah, weil es in den kontrahierenden Wasserstoffwolken keinen Kühlungsmechanismus gab. Wenn sich eine Gaswolke verdichtet, so erhöht sich deren Temperatur. Hierdurch steigt auch der Druck an, der seinerseits der Kontraktion entgegen wirkt. Auf diese Weise konnten sich große Massen ansammeln, bis endlich das Kontraktionszentrum durch die Eigengravitation so dicht und heiß wurde, dass Kernfusionen einsetzten. Der dann entstandene Sternwind blies die Umgebung frei und die weitere Massezunahme wurde unterbunden.

Jetzt aber ist das interstellare Medium mit dem Auswurfmaterial der ersten Sterngenerationen angereichert. Die ausgestoßenen Metalle fanden sich zu Staubteilchen zusammen und vermischten sich mit den Wasserstoffwolken. Wenn sich nun bei einsetzenden Kontraktionen die Temperatur erhöht, so ist das nichts anderes als eine schnellere Bewegung der Wasserstoffteilchen. Sie stoßen mit den Staubteilchen zusammen und übertragen dabei ihre Bewegungsenergie auf sie. Die Staubteilchen wiederum strahlen diese Energie als Infrarotstrahlung in den Raum ab. Auf diese Weise wird das Kontraktionszentrum gekühlt und kann sich viel schneller verdichten, weil deutlich weniger Gasdruck entsteht.

Miot freundlicher Genehmigung von NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen

Was haben wir nun hier erlebt? Es bieten sich 2 Lösungsmöglichkeiten an. Zunächst könnte die schon weiter oben beschriebene Zerfallsreihe ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe die nötige Energie für die beobachtete Leuchtkraft geliefert haben. Während bei einer üblichen SN II von 20 Sonnenmassen (SM) etwa 0,07 SM an Nickel produziert werden, wären bei SN 2006gy etwa das 15- bis 20- fache der Sonnenmasse vonnöten gewesen. Der Vorläuferstern muss demnach in jedem Fall ungeheuer massereich gewesen sein.

In dieser Grafik ist die Lichtkurve der Supernova SN 2006gy dargestellt. Zusätzlich sind zum Vergleich typische Lichtkurven von Supernovae der Typen SN Ia sowie SN II eingezeichnet, auch diejenige der SN 1987A. Die Helligkeiten sind keine Absolutwerte, sondern relativ. Deutlich ist aber zu erkennen, dass SN 2006gy alles bisher Dagewesene an Sternexplosionen überstrahlt. Alle bisher üblichen und bekannten Explosionen "normaler" Sterne kann man ausschließen: hier ist ein überaus massereicher Stern den letzten Weg gegangen!

Für den Stern ist das allerdings weniger erfreulich. Durch den Wegfall der Strahlung fehlt jetzt neben dem Gasdruck der stützende Strahlungsdruck - die Gravitation kann wieder einmal ihre Macht ausspielen und der Stern beginnt zu kollabieren.

Damit die Gammaphotonen so energiereich werden können, muss der Stern einen Heliumkern zwischen 64 und 133 Sonnenmassen aufweisen. Das entspricht einer Gesamtmasse von 140 bis 260 Sonnenmassen. Nach dem Heliumbrennen stellen sich dann im Kern die Bedingungen für die Strahlungsumwandlung ein. Der Stern kontrahiert jetzt sehr schnell, während im Innern Sauerstoff und Silizium brennen, je nach Größe der Sternmasse. Das Zentrum implodiert regelrecht. Eigentlich sollte die Kontraktion nun durch den höheren Gasdruck abgebremst werden. Doch der Kollaps schießt quasi "übers Ziel hinaus" bis eine maximale, masseabhängige Temperatur erreicht ist. Die Fusionen erfolgen jetzt explosionsartig, die Kontraktion wird umgekehrt und der ganze Stern vergeht in einer nuklearen Explosion.

Weil man im Spektrum der Supernova 2006gy nur schwache Wasserstofflinien fand, wird sie vorerst der Klasse SN IIn zugeordnet. Als Vorläuferstern kommt eigentlich nur ein recht metallarmer, massereicher Stern in Betracht. Die Entdecker der Supernova, Nathan Smith und sein Team (University of Berkely, California) nennen auch die Möglichkeit, dass ein so genannter Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher, wie Eta Carinae, der Explosion vorangegangen ist. Prinzipiell gilt das beschriebene Schauspiel einer PISN für die Sterne der ersten Generation (Population III), die also noch keine Metalle enthielten. Jedoch kann man es durchaus auch für metallarme Sterne anwenden, die z.B. 0,1% der Sonnenmetallizität aufweisen und deshalb derart massereich werden konnten.

Weil der Stern gar nicht dazu kam, schwere Kerne zu erbrüten oder es auch keine nennenswerte Neutronenquelle beim Heliumbrennen gab, finden in metallarmen PISN keine s- Prozesse statt. Weil auch kein Neutronenstern gebildet wird, kann keine Schockwelle entstehen, die das Sternmaterial ultrahoch erhitzt und verdichtet. Somit können auch keine r- Prozesse ablaufen: Eine PISN produziert keine schwereren Elemente als Nickel. Silizium und Schwefel sind im Vergleich zu Eisen, Sauerstoff oder Magnesium im Überangebot.

Letzte Änderung: 12. Juli 2008

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