Dette er en fremragende artikel som er værd at læse.

Supernova

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Supernova 1994D i galaksen NGC 4526 (lyspunkt under venstre)
Resten af Supernova 1987A (marts 2005)

En supernova (fra latin stella nova, super, 'ny stjerne, ud over'; flertal supernovaer) er den korte, lyse blinkende af en massiv stjerne i slutningen af sit liv gennem en eksplosion, hvor den oprindelige stjerne selv er ødelagt. Stjernens lysstyrke øger millioner til milliarder af gange, og i kort tid bliver den lige så lys som en hel galakse .

I processen frigives omkring en fiende af observerbar energi inden for få sekunder. [1] Dette svarer til en værdi på ≈ 3 · 10 28 TWh ( Tera watt timer ). Til sammenligning: hvis solen havde sin nuværende lysstyrke i hele dens levetid, ville den frigive 3.827 · 10 26 W × 3.1536 · 10 7 s / år × 10 10 år ≈ 1.2 fjende af energi.

Der er to grundlæggende mekanismer, hvormed stjerner kan blive til supernovaer:

  1. Massive stjerner med en indledende masse (se stjernedannelse ) på mere end cirka otte solmasser , hvis kerne kollapser i slutningen af ​​deres udvikling og efter at deres atombrændstof er brugt op. Dette kan resultere i et kompakt objekt såsom en neutronstjerne ( pulsar ) eller et sort hul . Denne proces er kendt som en kollaps eller hydrodynamisk supernova .
  2. Stjernens lavere masse, som i sin indledende fase som hvidt dværgmateriale (. For eksempel af en ledsager i et binært system ) tiltræder , ved selvtyngdekraften at falde sammen og derved ved en begyndende kulstofforbrændingsproces vil blive revet. Dette fænomen er kendt som en termonuclear supernova eller type Ia supernova .

Kendte supernovaer er Supernova 1987A i den store magellanske sky og Keplers Supernova (1604) . Sidstnævnte især og Tycho Brahes Supernova (1572) har givet astronomi vinger, da det endelig har modbevist det klassiske billede af uforanderlighed den faste stjerne sfære . Den mest berømte supernova -rest er Krabbe -stjernetågen ( Supernova 1054 ) i stjernebilledet Tyren .

Historiske supernovaer
år observeret i maksimal tilsyneladende lysstyrke Sikkerhed [2]

SN identifikation

185 Centaur konstellation −6 m mulig SN
386 Skytten stjernebillede +1,5 m [3] usikker på, om SN eller

klassisk nova [4]

393 Skorpionen konstellation −3 m mulig SN [4]
1006 Konstellation ulv −7,5 ± 0,4 m [5] sikker: SNR kendt
1054 Tyrenes konstellation −6 m sikker:

Kendt af SNR og Pulsar

1181 Cassiopeia konstellation −2 m mulig SN
1572 Cassiopeia konstellation −4 m sikker:

SNR kendt

1604 Slangebærerkonstellation −2 m sikker:

SNR kendt

1680 Cassiopeia konstellation +6 m usikker identifikation
1885 Andromeda -stjernetågen +6 m
1979 Galaxy Messier 100 +11,6 m sikker
1987 Stor magellansk sky +3 m sikker
2014 Galaxy Messier 82 +10,5 m sikker

historie

Navnet på nova går tilbage til navnet Tycho Brahe opfundet til en observation af en stjerne i 1572 . [6] Det refererer til det pludselige udseende af et tidligere usynligt stjernelignende objekt på firmamentet . Op til midten af ​​det 20. århundrede blev en nova forstået at betyde enhver form for udbrud af lysstyrke af en stjerne med en stigning til maksimum i en periode på dage til år og en tilbagevenden til den tidligere lysstyrke inden for uger eller årtier (se lyskurve ). Da den astrofysiske årsag til udbrudene blev anerkendt, ændrede udtrykket til den nuværende definition, hvor en supernova ikke længere er en nova i sin oprindelige betydning.

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede var der stadig ingen forklaring på fremkomsten af nye eller midlertidige stjerner , som supernovaer dengang blev kaldt. Der var flere hypoteser , herunder en af Hugo von Seeliger , ifølge hvilken indførelsen af ​​et fast legeme i en kosmisk sky af fint fordelt stof (som man forestillede sig et rum blev fyldt med) fører til en stærk opvarmning af overfladen af ​​dette legeme og dermed til en glød. De observerede skift i spektret af de nye stjerner blev fortolket som en indikation på, at dannelsen af ​​deres tætte skal skal have fundet sted på få dage. [7]

betegnelse

Supernovaer navngives med præfikset “SN”, deres opdagelsesår og en alfabetisk tilføjelse. Oprindeligt bestod denne tilføjelse af et stort bogstav, der blev tildelt alfabetisk i opdagelsesrækkefølgen. SN 1987A var den første supernova, der blev opdaget i 1987. I 1954 (i fjerne galakser) blev mere end 26 supernovaer opdaget på et år for første gang. Siden da er der blevet brugt små dobbeltbogstaver (fra "aa" til "zz") fra den 27. supernova i et år. Med moderne store teleskoper og særlige søgeprogrammer blev flere hundrede supernovaer opdaget om året i 2000'erne: i 2005 var der 367 (op til SN 2005nc), i 2006 var der 551 (op til SN 2006ue) og i 2007 endda 572 (op til SN2007uz). I dag er der langt over tusind om året. [8.]

frekvens

Hvor ofte supernovaer optræder i en galakse afhænger af, hvor mange stjerner der er nydannet i den. Dette skyldes, at meget massive stjerner, der ender med supernovaer, kun har en kort levetid på titusinder af millioner år ifølge astronomiske tidsstandarder. For Mælkevejen anslås omkring 20 ± 8 supernovaer pr. Årtusinde, hvoraf seks blev observeret i det sidste årtusinde. Omkring to tredjedele af de galaktiske supernovaer forblev skjult af udryddelsen af den galaktiske disk; resten af ​​de observerede supernovaer blev fundet i andre galakser.

I Mælkevejen var de sidste, endda freiäugig synlige supernovaer i 1572 af Brahe og i 1604 af Kepler observeret. En meget fjern fulgte i 1680 , men var kun synlig gennem et teleskop . For moderne astrofysik blev SN 1885A i Andromeda -galaksen og især den fra 1987 i den relativt nærliggende store magellanske sky imidlertid betydelig.

klassifikation

Typer af supernovaer
SN I SN II
tidligt spektrum
indeholder ikke
Brintledninger
tidligt spektrum indeholder brintlinjer
SN Ia SN Ib SN Ic SN IIb SN II-L SN II-P
spektrum
indeholder
silicium
ingen silicium Helium linje
dominerende
Hydrogenlinjer dominerer
en masse
helium
lille
helium
Lyset går
efter maksimum
lineær ryg
Lys forbliver
Maksimalt et stykke tid
på et højt niveau

Historisk set er der omtrent to typer supernovaer. Klassificeringen er baseret på kriteriet, om spektrallinjer af brint er synlige i deres lys i de tidlige stadier af supernovaen. På den ene side er der type I, hvor ingen brintlinjer er synlige, med undergrupperne Ia, Ib og Ic; og på den anden side type II med brintledninger (se tabel). De ru typebetegnelser blev introduceret af Rudolph Minkowski i 1939 og er blevet forfinet siden da.

Denne opdeling i type I og type II falder imidlertid ikke sammen med de to fysiske mekanismer, der er nævnt i indledningen, der kan føre til en supernova. Snarere er det kun supernovaer af undertype Ia, der er termonukleære.

Termonukleære supernovaer af type Ia

Abstract: 4 faser af en SN type Ia
Klik på linket "Flere detaljer" i billedet
Udvikling af forgængeren til SN Type Ia (fra venstre mod højre og fra top til bund)

En type Ia -supernova er skabt efter en fælles model i katastrofale binære stjernesystemer bestående af en hvid dværg og en ledsager. Over tid henter den hvide dværg gas fra sin ledsagers omfattende skal, hvilket kan føre til flere nova -udbrud. Under disse udbrud smelter hydrogenet i den tilførte gas, fusionsprodukterne forbliver, indtil kernen af ​​den hvide dværg foran supernovaen indeholder store mængder iltforurenet kulstof, der kan sammenlignes med en kæmpe diamant . Den gennemsnitlige tæthed, der hersker under højt gravitationstryk, er typisk omkring 3 t pr. Cm³. Når kernen nærmer sig Chandrahsekharmasse gennem yderligere tilvækst og forbrændingsprocesser i skallerne, bliver den mere og mere ustabil. Jo mere masse den fodres med, jo mindre er dens radius, densiteten stiger til over 1000 t pr. Cm³. Ifølge Pauldrach er det i denne tilstand mere en grænseoverskridende end en stjerne, som ikke længere har en specificeret radius. Når grænsemassen er nået, antændes kulstoffet ikke på grund af en temperaturstigning, men snarere på grund af den yderligere stigning i densitet. Den degenererede stjerne opfatter først den resulterende temperaturstigning, når den igen når en normal termisk, ikke-degenereret tilstand på omkring 10 milliarder K. Hele kulstofforsyningen brændes til jern og nikkel på en brøkdel af et sekund, og stjernen kan reagere normalt på scenariet igen, dvs. den eksploderer i en termonuklear supernova af type Ia. [9]

En anden vej til at krydse Chandrasekhar-grænsen kan være de superbløde røntgenkilder . Her er masseoverførselshastigheden til den hvide dværg høj nok til at resultere i permanent hydrogenforbrænding . [10]

Denne standardmodel kom dog under pres på grund af observationer foretaget af Chandra røntgenteleskopet. Målinger på seks udvalgte galakser viste, at den bløde røntgenstråling er 50 gange lavere end den forventede værdi, hvis Novae og Super Soft røntgenkilder var de dominerende kilder til Supernova-Ia-eksplosioner. Siden da har der også været spekulationer om andre forstadier til stjernerne:

  1. et binært stjernesystem, hvor en hvid dværg henter gas fra skallen af ​​en rød kæmpe
  2. to roterende og til sidst fusionerende hvide dværge
  3. den centrale stjerne i en planetarisk tåge

Den anden forklaringsmodel er også kendt som "det tofoldige degenererede scenario". Et tæt binært stjernesystem af hvide dværge begynder at udveksle stof (såkaldte AM-Canum-Venaticorum-stjerner ). Enten krydser en af ​​stjernerne Chandrasekhar -grænsen (som med de katastrofale dobbeltstjerner), eller også er supernovaeksplosionen forårsaget af en fusion af de to hvide dværge.

Imidlertid er der ikke nok af de to første scenarier til at forklare antallet af observerede type Ia -supernovaer, og - i tilfælde af sammenlægning af hvide dværge - forventes over -Chandrasekharmasse -supernovaer. [11]

Udgangspunktet i det tredje scenario er røde giganter på den asymptotiske kæmpegren med tilstrækkelig masse. Efter at have smidt den ydre skal (den senere planetariske tåge) udvikler disse centrale stjerner sig til hvide dværge med en masse over Chandrasekhar -grænsen, som brænder brint og helium i deres ydre skaller over en kerne af kulstof og ilt. Så snart forbrændingsprocesserne i skallerne har produceret nok kulstof og aflejret det på den kompakte kerne, så den overskrider grænsemassen, antændes kulstoffet i kernen og stjernen eksploderer i en type Ia -supernova. [12]

Ifølge forskellige teoretiske modeller kan kernefusion både foregå som detonation og som deflagration . Ifølge det seneste arbejde [13] , som er stærkt diskuteret blandt eksperter, er det mest sandsynlige scenario en første deflagration, der bliver til en detonation. Andre teorier taler om magnetfelter, hvorfra eksplosionsenergien tages.

Den frigivne energi af en sådan supernova eksplosion ligger inden for fastlagte grænser, eftersom båndbredden af den kritiske masse og sammensætningen af hvide dværge er kendt. På grund af denne egenskab kaldes det et standardlys og er velegnet til bestemmelse af afstande (se nedenfor).

I en type Ia -supernovaeksplosion er der ingen kompakte genstande tilbage - alt sagen om den hvide dværg slynges ud i rummet som en supernova -rest . Ledsagerstjernen bliver en såkaldt "løbende" stjerne, da den flyver væk med den - normalt høje - omløbshastighed, hvormed den hidtil har kredset om sin partnerstjerne.

Kernekollaps eller hydrodynamisk supernova

Forløber -stjerne

Ifølge den nu almindeligt accepterede teori om tyngdekraftsstyrt , der først blev foreslået af Fritz Zwicky i 1938, forekommer en supernova af denne type i slutningen af ​​"livet" for en massiv stjerne, når den fuldstændigt har opbrugt sit atombrændstof . Stjerner med indledende masser på omkring 8 til 10 til omkring 30 solmasser slutter deres eksistens som stjerner i en type II -eksplosion, stjerner med større masse eksploderer som type Ib / c. Type Ib eller Ic supernovaer gennemgår en Wolf-Rayet stjernefase før eksplosionen, hvor de afviser deres ydre, stadig brintrige lag i form af en stjernevind .

I tilfælde af en groft sfærisk symmetrisk stjernestruktur resulterer følgende sekvens: Så snart hydrogenet i stjernens kerne er fusioneret til helium ( brænding af hydrogen ), falder det indre tryk af stjernen, der genereres af fusionsenergien, og stjerne falder derefter sammen under påvirkning af dens tyngdekraft. Dette øger temperaturen og tætheden , og et andet fusionstrin begynder, tre-alfa-processen , hvor helium smelter til kulstof via mellemproduktet beryllium ( heliumforbrænding ). Processen (udmattelse af nukleart brændstof, sammentrækning, næste fusionstrin) gentages, og kulforbrænding skaber neon . Yderligere fusionstrin ( neonforbrænding , iltforbrænding og siliciumforbrænding ) gør det muligt for den krympende stjerne at smelte stadig nye elementer. Hvis et brændstof er tørret op i stjernens kerne, ændrer fusionsreaktionen den sfæriske skal, der ligger over kernen, og fortsætter der som skalafbrænding , mens fusionsproduktet i den krympende kerne bliver det nye "brændstof". Hvert fusionstrin frigiver imidlertid mindre energi end forgængeren og kører hurtigere. Mens en massiv stjerne med omkring otte solmasser tilbringer titusinder af millioner år i brintforbrændingsfasen, tager den efterfølgende heliumforbrænding "kun" et par millioner år, kulforbrændingen kun omkring 50.000 år. Det sidste fusionstrin ved siliciumfyring kan måles i timer til dage. Fordi hvert tidligere fusionstrin også varer længere i skalafbrændingen end de efterfølgende fusionstrin i stjernen, udvikler stjernen en slags løgstruktur med flere smelteskaller: I sidste trin forbrænder silicium i kernen og ilt, neon og kulstof i lagene ovenfor., Helium og brintforbrænding finder sted (i Wolf-Rayet-stjerner mangler imidlertid brintskallen, og nogle gange også helium). På grund af den ekstremt korte varighed af fusionstrinnene efter kulforbrænding har de sidste fusionstrin praktisk talt ingen indflydelse på de eksternt synlige stjerneparametre - energien genereret indeni kommer ikke til overfladen, før det sidste kollaps. Dette er også grunden til, at supernovaer tilsyneladende kan finde sted uden advarsel hos hver superkæmpe, der synes at være udadtil normal (dvs. der er hverken en unormal ændring i lysstyrken eller en ændring i diameter, temperatur, spektrum osv.). "Fusionspæren" i midten af ​​den døende supergigant er lille i forhold til stjernens diameter.

I løbet af deres lange levetid går alle disse stjerner gennem de forskellige energifrigivende fusionskæder i deres kerne op til syntesen af jern , elementet med atomnummer 26. Det er her, fusionskæden slutter, da atomkerner af jern har den højeste bindingsenergi pr. nukleon af alle atomkerner. Fusioner til tungere elementer kræver ekstern energi og frigiver ikke mere.

Den hastighed, hvormed en stjerne omdanner brændstoffet i dens indre, afhænger af temperaturen og densiteten og dermed indirekte af tyngdekraften på kernen. En vigtig konsekvens af dette forhold er, at en stjerne består af lag, hvor transponeringshastigheden falder mod ydersiden. Selvom heliumforbrændingen allerede er startet i kernen, finder brintforbrænding stadig sted i lagene ovenfor. Den absolutte fusionshastighed i kernen stiger med stjernemassen stærkt til. Mens en stjerne med en solmasse har brug for omkring 10 milliarder år for at gennemgå fusionskæden i sin kerne, indtil den går i stå, er levetiden for ekstremt tunge stjerner med omkring 100 solmasser kun i størrelsesordenen få millioner år. Se de sene stadier af stjernernes udvikling for en mere detaljeret oversigt.

Kernekollaps

Kernekollaps -scenario:
a) udviklede lag af elementer, jernkerne i midten
b) Jernkerne begynder at falde sammen, sorte pile: ydre lag med supersonisk hastighed, hvide pile: indre kerne ved subsonisk hastighed
c) Omdannelse af kernen til neutroner, emission af bindingsenergien i form af neutrinoer
d) hændeligt stof reflekteres i kernen, rødt: resulterende stødbølge, der løber udad
e) Energiomdannelse i nukleare processer, chokbølge løber ud, neutrinoer accelererer massen igen
f) ydre stof skubbes ud, degenererede rester forbliver

Jernet, "asken" ved atomforbrænding, forbliver i stjernens kerne. Så snart der ikke finder flere fusioner sted, ender al stråling, som modvirker tyngdekraften med dets ydre tryk og puster stjernen op. To yderligere processer forstærker denne effekt: For det første ødelægger fotonerne af højenergi gammastråling jernatomkerner ved hjælp af foto-desintegration . Dette skaber α-partikler og neutroner ; a-partiklerne kan igen nedbrydes i deres kernekomponenter, protoner og neutroner, af sådanne fotoner. På grund af jernkernenes høje stabilitet skal der bruges energi til denne proces. For det andet, i det såkaldte inverse β-henfald ( elektronfangst ), fanges frie elektroner af protoner. Dette skaber flere neutroner og frigiver neutrinoer (Jerry Cooperstein og Edward A. Baron, 1990). Både tabet af energi ved fotodintegration og tabet af frie elektroner forårsager en yderligere reduktion af det ydre tryk, der modvirker gravitation.

Nu kan tyngdekraften have sin fulde effekt. Til sidst krydser kernen Chandrasekhar -grænsen og falder sammen.

Sammenbruddet af det centrale område sker så hurtigt - inden for millisekunder - at forekomsthastigheden allerede overstiger den lokale lydhastighed for mediet i en afstand af 20 til 50 km fra centrum. De indre lag kan kun transportere udskrivningsinformationen hurtigt nok på grund af deres høje densitet. De ydre lag falder ind i midten som en stødbølge . Så snart den indre del af kernen når densiteter på atomniveau, består den allerede næsten udelukkende af neutroner, fordi elektronerne presses ind i protonerne (reversering af beta -henfaldet ). Neutronsamlinger har også en øvre grænse masse ( Tolman-Oppenheimer-Volkoff grænse , afhængigt af modellen omkring 2,7 til 3 solmasser), over hvilket der dannes et sort hul. Her er massen nu lavere for at overveje den anden sag. Kernen bliver inkomprimerbar på grund af kvantemekaniske regler ( degenerationstryk ), og sammenbruddet stoppes næsten pludselig. Dette forårsager en gigantisk stigning i tryk og tæthed i midten, så selv neutrinoerne ikke længere kan slippe uhindret ud. Denne trykinformation afspejles på neutronkernen og løber nu udad efter tur. Trykbølgen når hurtigt områder med for lav lydhastighed, der stadig er i forekomsten. En anden stødbølge er skabt, men den bevæger sig nu udad. Materialet, der passeres af stødfronten, er meget stærkt komprimeret, hvilket resulterer i, at det når meget høje temperaturer (Bethe, 1990). En stor del af energien forbruges ved yderligere foto-opløsning ved passage gennem den ydre jernkerne. Da alt jern er nukleare bindingsenergi er nogenlunde lig med chokbølgeens energi, ville det ikke bryde ud af stjernen og ikke forårsage en eksplosion uden en fornyelse. Som en korrektion betragtes neutrinoerne også som en ekstra energikilde og momentum . Normalt interagerer neutrinoer næppe med stof. Neutrinotætheden i kollisionsfronten er imidlertid så høj, at neutrinoernes vekselvirkning med stoffet der ikke længere kan negligeres. [14] Da langt størstedelen af ​​den samlede energi i supernovaen går ind i neutrinoerne, er en relativt lav absorption tilstrækkelig til at genoplive chokket og bryde det ud af den kollapsende jernkerne. Efter at have forladt jernkernen, når temperaturen er faldet nok, får trykbølgen ekstra energi gennem fornyede fusionsreaktioner.

De ekstremt stærkt opvarmede gaslag, det neutronrige materiale fra de ydre områder i det centrale område rives med det og bliver derved ødelagt i den såkaldte r-proces (r af Engl. Rapid, "hurtige") tunge elementer ud over jern, såsom kobber , germanium , sølv , guld eller uran . [15] [16] Omkring halvdelen af ​​elementerne på planeter ud over jern stammer fra sådanne supernovaeksplosioner, mens den anden halvdel blev inkuberet i s-processen af stjerner med lavere masse og frigivet til rummet i deres kæmpe fase .

De opvarmede gasmasser ekspanderer hurtigt bag chokfronten. Gassen får hastighed udad. Et par timer efter sammenbruddet af det centrale område nås overfladen af ​​stjernen, og gasmasserne sprænges af i den nu synlige supernovaeksplosion. Supernovas skal når hastigheder på millioner af kilometer i timen. Ud over den energi, der afgives som stråling, afgives størstedelen af ​​99% af den energi, der frigives under sammenbruddet, i form af neutrinoer. De forlader stjernen umiddelbart efter, at tætheden af ​​den oprindeligt uigennemtrængelige kollisionsfront er blevet tilstrækkelig lille. Da de bevæger sig næsten med lysets hastighed , kan de måles af terrestriske detektorer et par timer før den optiske supernova, såsom supernova 1987A .

Et andet "tidligt advarselssignal" for tændingen af ​​en kernekollaps -supernova er det, der er kendt som et røntgenstråle . Dette sker, når stødfrontens bølger når stjernens overflade og bryder ud i det interstellare medium - dage før lysets udbrud observeres i synligt lys. Et sådant røntgensignal blev først observeret i januar 2008 med NASAs Swift- satellit under 2008D Supernova . [17]

Supernovaer, med undtagelse af type Ia, omtales også som hydrodynamiske supernovaer, da de skyldes kollaps i det centrale område. Scenariet præsenteret er baseret på den udbredte konsensus inden for videnskaben om, at supernovaeksplosioner af massive stjerner i princippet forløber på denne måde. Der er dog stadig ingen komplet og fungerende fysisk model af en supernovaeksplosion, som alle forskere, der er involveret i den, er enige i.

Supernova typer II-L og II-P

Supernovaer af type II kendetegnes ved kriteriet, om Super Nova-lysstyrken falder med tiden snarere l inear (type SN II-L), eller under forfaldet af en P- lateaufasepass (type SN II-P). Topværdierne for den absolutte lysstyrke med SN II-P viser en bred spredning, mens de fleste af SN II-L har næsten den samme maksimale lysstyrke. Lysstyrken i det blå spektrale område af SN II-P når et gennemsnit på -17,0 mag med en standardafvigelse på 1,1 mag, mens SN II-L for det meste er -17,6 ± 0,4 mag. [18] Eksistensen af ​​plateaufaser forklares med, at den udstødte masse og dermed hastigheden på supernovaens konvolut er meget stor. Faldet i lysstyrke på grund af afkøling kompenseres af den hurtige ekspansion af skallen på grund af det øgede overfladeareal og lyskurven er beskrevet af et plateau. Den maksimale lysstyrke afhænger af radius af den forrige stjerne, hvilket forklarer den store spredning i de maksimale lysstyrker i SN II-P. Type II-L supernovaer har en langsommere ekspansionshastighed, så deres lysstyrke allerede er bestemt i de tidlige stadier af radioaktive processer. Som følge heraf er der mindre spredning af de maksimale lysstyrker (Young, Branch, 1989). Supernova SN 1979C er et eksempel på Type II-L. Her faldt imidlertid kun lysstyrken i synligt lys; I røntgenområdet skinner supernovaen lige så stærkt i dag, som den gjorde, da den blev opdaget i 1979. Mekanismen, der forårsager denne vedvarende lysstyrke, er endnu ikke fuldt ud undersøgt.

Supernova typer Ib og Ic

I tilfælde af type Ib -supernovaer blev brintkonvolutten frastødt før eksplosionen, så der ikke kan observeres brintens spektrale linjer under eksplosionen. Eksplosionstypen Ic opstår, når stjernens heliumskal også er blevet frastødt, så der ikke optræder heliums spektrale linjer. Disse eksplosioner er også forårsaget af et kernekollaps, og der er en kompakt genstand tilbage.

Et lignende spektralforløb som type Ib - men mindre lyst - forekommer med en calciumrig gap -forbigående supernova.

Rester af supernovaen

Falsk farvebillede af Krabbe-stjernetågen, rest af supernovaen fra år 1054, farverne svarer til forskellige områder af det elektromagnetiske spektrum fra infrarød til røntgenstråler.

Materialet, der skubbes ud under supernovaen, danner en emissionsnebula , den såkaldte " supernova-rest " (engelsk supernova-rest , kort SNR), i modsætning til resterne af den kernekollaps, der kan opstå, som omtales som et "kompakt objekt "i astrofysik . Sandsynligvis den mest kendte supernova -rest er Krabbetågen , som blev skubbet ud, da SN1054 eksploderede. Denne supernova efterlod også et kompakt objekt (en pulsar ).

Kompakte objekter

Formen på den rest, som stjernen efterlader, afhænger af dens masse. Ikke alle de ydre lag smides væk i supernovaeksplosionen. Den resterende gas accretes på den sammenklappede kerne i midten, som består næsten udelukkende af neutroner. Den faldende gas nedbrydes også til neutroner ved de ovenfor beskrevne processer, så der dannes en neutronstjerne . 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 ihn dadurch stabilisiert (siehe 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 sogenannten 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; dies folgt bereits aus der Drehimpulserhaltung beim Kollaps.

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

Paarinstabilitätssupernova

Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitätssupernova [19] (pair instability supernova, PISN), bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug, um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, was die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps ist. In dieser Phase 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 verlangsamen oder sogar verhindern. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 100 foe (10 46 J ) um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen [19] 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 sich somit weiter zu einem Schwarzen Loch entwickelt. 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 äußerst selten angesehen. In Betracht gezogen wird es vorwiegend bei der ersten Sterngeneration der sog. Population III . Dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.

Lichtkurve von SN 2006gy (obere Kurve) verglichen mit den Lichtkurven anderer Supernovae

Einen Sonderfall stellt die Supernova SN 2006gy in 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 ist – allerdings sind weder das bisherige Datenmaterial noch die theoretischen Modelle ausreichend, um hier eine eindeutige Entscheidung treffen zu können.

Der erste wohl sichere Vertreter einer PISN ist die Supernova SN 2007bi , die am 6. April 2007 in einer Zwerggalaxie im Sternbild Jungfrau entdeckt wurde. Eine Gruppe von Astronomen vom Weizmann-Institut für Wissenschaften nutzte unter anderem die beiden Keck-Teleskope , um die Spektren und den Helligkeitsverlauf über mehr als ein Jahr lang zu beobachten. Die Untersuchungen ergaben, dass der Vorläuferstern des 1,7 Milliarden Lichtjahre entfernten Sternenrestes als Hyperriese mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an Silizium und radioaktivem Nickel freigesetzt. [20]

Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von 56 Ni zu 56 Co und von diesem zu 56 Fe 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. Auch die freigesetzte Energiemenge sollte, bedingt durch den Mechanismus, immer ungefähr gleich sein, was wegen des ungefähr gleichen Aufbaus eine immer ungefähr gleiche Leuchtkraft ergibt. Durch diese Eigenschaften einer Standardkerze lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue Entfernungsmessungen 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 (siehe z. B. Hubble-Konstante oder Supernova Cosmology Project ) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.

Computersimulationen von Supernovae

Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernovae führten Stirling Colgate und Richard White am Lawrence Livermore National Laboratory 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte James R. Wilson Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind W. David Arnett , Stanford E. Woosley , Wolfgang Hillebrandt und Fiona Harrison .

Neuere Berechnungen (Stand 2016) die mit ähnlichen Methoden arbeiten, wie sie sich bei der Berechnung von Flammenturbulenzen im Ottomotor bewährt haben und basierend auf der fortschrittlichsten Beschreibung der entscheidenden Neutrinophysik in kollabierenden Sternen ohne erzwungene Symmetrieannahmen, liefern Ergebnisse die einen wichtigen Meilenstein für die Supernovamodellierung bedeuten. Sie bestätigen die grundsätzliche Möglichkeit, dass Neutrinoheizen die Explosion massereicher Sterne auslöst. Wie bereits bei den früheren zweidimensionalen (dh rotationssymmetrischen) Modellen gesehen, unterstützen nichtradiale Strömungsvorgänge das Einsetzen der Explosion und prägen der expandierenden Materie Asymmetrien auf, die zu den später beobachtbaren Asymmetrien bei Supernovae führen. [21]

Die Vermutung, dass viele massereiche Sterne entweder sehr lichtschwach, oder gänzlich ohne Explosion in einer sogenannten Un-Nova (wie auch beim Kernkollaps des Vorgängers von Cygnus X-1 angenommen) enden und somit nicht sichtbar explodieren, kann jedoch aufgrund der dafür notwendigen enormen Rechenzeit in einer Simulation noch nicht nachgewiesen werden.

Durch die zunehmend schnelleren Supercomputer wurde es möglich, Supernovaberechnungen ohne unnatürliche Symmetrieannahmen durchzuführen. Damit konnten Simulationen wesentlich realistischer werden, da die relevante Physik in den Modellen berücksichtigt wird, insbesondere was die hochkomplexen Wechselwirkungen der Neutrinos betrifft, bewegen sich solche Simulationen an der absoluten Grenze des aktuell auf den größten verfügbaren Superrechnern gerade noch Machbaren.

Im Jahr 2016 konnten einem Team am Max-Planck-Institut für Astrophysik (MPA) 16.000 Prozessorkerne auf dem SuperMUC am Leibniz-Rechenzentrum (LRZ) in Garching und auf dem MareNostrum am Barcelona Supercomputing Center (BSC) zur Verfügung gestellt werden. Selbst bei paralleler Nutzung dieser 16.000 Prozessorkerne dauert eine einzige Modellsimulation einer Supernova über eine Entwicklungszeit von etwa 0,5 Sekunden immer noch sechs Monate und verschlingt rund 50 Millionen Stunden Rechenzeit. [21]

Auswirkungen auf die Erde

Der mögliche Ausbruch einer Supernova in der Nähe des Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre der Erde eintreten würden. Die Gammastrahlung einer solchen Supernova kann chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch könnte die Ozonschicht komplett zerstört werden, was die Erde gefährlicher Strahlung aussetzen würde.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium , bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. [22] Einige Forscher vermuten, dass eine vergangene erdnahe Supernova noch durch Spuren bestimmter Metallisotope in Gesteinslagen nachweisbar ist. Anreicherungen des Isotops 60 Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt. [23] [24] [25]

Die potenziell gefährlichsten Supernovae sind vom Typ Ia . Da sie aus einem engen halbgetrennten Doppelsternsystem bestehend aus einem lichtschwachen akkretierenden Weißen Zwerg und einem Masse verlierenden Begleiter hervorgehen, erscheinen kataklysmische Veränderliche eher unauffällig und es ist denkbar, dass Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleiben oder nur unzureichend studiert werden. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte. [26] Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung. [27]

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen (von 2003) 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. [28]

Sonstiges

Im Oktober 2011 sprach das Nobelkomitee den drei amerikanischen Astrophysikern Saul Perlmutter , Brian Schmidt und Adam Riess für ihre Beobachtungen an Supernovae den Nobelpreis für Physik zu. Sie hatten in den 1990er Jahren – entgegen der damals herrschenden Lehrmeinung – herausgefunden, dass Dunkle Energie das Universum mit wachsender Geschwindigkeit auseinandertreibt. [29]

Als bislang leuchtstärkste Supernova (Stand April 2020) wurde die 2016 entdeckte SN 2016aps eingestuft.

Siehe auch

Literatur

  • DH Clark, FR Stephenson: The Historical Supernovae. Pergamon Press, Oxford ua, 1977, ISBN 0-08-020914-9 .
  • J. Cooperstein, E. Baron: Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State. In: Supernovae. Hrsg. von AG Petschek, Springer 1990.
  • H. Bethe : Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No. 4, October 1990.
  • Wolfgang Hillebrandt , H.-T. Janka, Ewald Müller: Rätselhafte Supernova-Explosionen. Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36 ff.
  • Richard F. Stephenson ua: Historical supernovae and their remnants. Clarendon Press Oxford 2004, ISBN 0-19-850766-6 .
  • Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut (Hrsg.): From twilight to highlight – the physics of supernovae. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-00483-1 .
  • Gerald North: Observing variable stars, novae, and supernovae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2 .
  • Peter Höflich ua: Cosmic explosions in three dimensions – asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-84286-7 .

Weblinks

Wiktionary: Supernova – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Commons : Supernovae – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Spektrum.de: Das Geheimnis besonders starker Supernovae 5. Februar 2019

Videos

Einzelnachweise

  1. Hartmann DH: Afterglows from the largest explosions in the universe . In: Proc. Natl. Acad. Sci. USA Band   96 , Nr.   9 , April 1999, S.   4752–5 , doi : 10.1073/pnas.96.9.4752 , PMID 10220364 , PMC 33568 (freier Volltext), bibcode : 1999PNAS...96.4752H ( Online ).
  2. SNRcat U Manitoba. Abgerufen am 16. Oktober 2020 .
  3. Patrick Moore: The Data Book of Astronomy. CRC Press, 2000, ISBN 978-1-4200-3344-1 .
  4. a b Susanne M. Hoffmann, Nikolaus Vogt: A search for the modern counterparts of the Far Eastern guest stars 369 CE, 386 CE and 393 CE . In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Band   497 , 1. Juli 2020, S.   1419–1433 , doi : 10.1093/mnras/staa1970 , bibcode : 2020MNRAS.497.1419H .
  5. P. Frank Winkler, G. Gupta: The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum . In: The Astrophysical Journal . Band   585 , 2003, S.   324–335 , doi : 10.1086/345985 .
  6. Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63.
  7. Meyers Großes Konversations-Lexikon . 6. Auflage. Bibliographisches Institut, Leipzig/ Wien 1909 ( Online [abgerufen am 17. Oktober 2019] Lexikoneintrag „Fixsterne“).
  8. TNS Transients Statistics and Skymaps. In: Avishay Gal-Yam, International Astronomical Union, Division D Working Group Supernovae. 2019, abgerufen am 23. Oktober 2019 .
  9. Adalbert WA Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? , 2. Aufl., Springer 2017 ( ISBN 978-3-662-52915-7 ), Seite 379ff.
  10. Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics) . Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-15806-0 .
  11. Adalbert WA Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? , 2. Aufl., Springer 2017 ( ISBN 978-3-662-52915-7 ), Seiten 420ff.
  12. Adalbert WA Pauldrach: Das Dunkle Universum. Der Wettstreit Dunkler Materie und Dunkler Energie: Ist das Universum zum Sterben geboren? , 2. Aufl., Springer 2017 ( ISBN 978-3-662-52915-7 ), Seiten 426ff.
  13. Gamezo, Khokhlov, Oran, 2004.
  14. Hans-Thomas Janka: Supernovae und kosmische Gammablitze. ISBN 978-3-8274-2072-5 , S. 74.
  15. Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber . In: uni-heidelberg.de.
  16. Camilla J. Hansen ua: Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process. A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, bibcode : 2012A&A...545A..31H .
  17. Roger Chevalier: Astronomy: Supernova bursts onto the scene. Nature 453, 462–463 (22 May 2008), doi:10.1038/453462a .
  18. D. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, J. Millard, RC Thomas, E. Baron: A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae . In: The Astronomical Journal . Band   123 , Nr.   2 , 2002, S.   745–752 , doi : 10.1086/338318 , bibcode : 2002AJ....123..745R .
  19. a b Heger, Woosley, Baraffe, Abel: Evolution and Explosion of Very Massive Primordial Stars, Lighthouses of the Universe: The Most Luminous Celestial Objects and Their Use for Cosmology: Proceedings of the MPA/ESO/MPE/USM Joint Astronomy Conference Held in Garching. Germany, 6.–10. August 2001, ESO Astrophysics Symposia, ISBN 3-540-43769-X . Hrsg. von M. Gilfanov, R. Sunyaev, and E. Churazov. Springer-Verlag, 2002, S. 369 arxiv : astro-ph/0112059 .
  20. Erste Paar-Instabilitäts-Supernova entdeckt . In: Astronomie-heute.de. 3. Dezember 2009.
  21. a b Melson, Tobias; Janka, Hans-Thomas: Computersimulationen zeigen erfolgreiche Sternexplosionen in drei Dimensionen . In: Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, Stellare Astrophysik . 2016, doi : 10.17617/1.1N .
  22. A. Melott ua: Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction? In: International Journal of Astrobiology . Band   3 , Nr.   2 , 2004, S.   55–61 , doi : 10.1017/S1473550404001910 , arxiv : astro-ph/0309415 .
  23. Staff: Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion. University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences , 2005, S. 17 , archiviert vom Original am 27. April 2007 ; abgerufen am 1. Februar 2007 .
  24. K. Knie ua: 60 Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source . In: Physical Review Letters . Band   93 , Nr.   17 , 2004, S.   171103–171106 , doi : 10.1103/PhysRevLett.93.171103 .
  25. BD Fields, J. Ellis: On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova . In: New Astronomy . Band   4 , 1999, S.   419–430 , doi : 10.1016/S1384-1076(99)00034-2 , arxiv : astro-ph/9811457 .
  26. Michael Richmond: Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? . 8. April 2005. Archiviert vom Original am 6. März 2007. Abgerufen am 30. März 2006. Siehe Section 4.
  27. Mark Gorelick: The Supernova Menace . In: Sky & Telescope . März 2007.
  28. Neil Gehrels, Claude M. Laird ua: Ozone Depletion from Nearby Supernovae . In: Astrophysical Journal , Band 585, 10. März 2003, S. 1169–1176, doi:10.1086/346127 , arxiv : astro-ph/0211361
  29. Supernova – jünger, schneller, weiter . In: tagesspiegel.de. 5. Oktober 2011.