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Supernova 1993 J in M 81 im großen Bären |
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Am 28. März 1993 entdeckte Francisco Garcia von der Madrider astronomischen Vereinigung in der Galaxie M 81 einen hellen "Stern", der sich kurz danach als Supernova entpuppte. Welche "exotischen Objekte" verbergen sich hinter dem Begriff Supernova ( = SN )?
Zunächst möchte ich knapp zusammengefasst eine phänomenologische Beschreibung geben, um danach die Ursachen, Abläufe und Folgen einer SN-Explosion zu schildern.
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Die Bezeichnung Nova bedeutete ursprünglich neuer, heller Stern, denn man sieht plötzlich einen hellen bis sehr hellen Stern an einer Stelle, an der man vorher keinen gesehen hatte. Der Lichtausbruch tritt rasch ein und erreicht bei Novae millionen-fache, bei Supernovae milliarden-fach höhere Leuchtkraft als vorher d.h. die Lichtausstrahlung einer ganzen Galaxis. SN gehören neben den Quasaren damit zu den leuchtkräftigsten Objekten im Weltall und erreichen absolute Helligkeiten von etwa -16.-ter bis zu -21.-ter Größe. Aus Beobachtungen erkannte man, dass es SN gibt, die nach dem Helligkeitsmaximum innerhalb von 20 bis 30 Tagen rasch an Leuchtkraft verlieren, um danach langsam und gleichmäßig innerhalb von Monaten oder wenigen Jahren weiterhin in ihrer Helligkeit abzufallen. Andererseits gibt es SN, die nach ihrem Maximum einen 25 - tägigen steilen Abfall zeigen, um danach zwischen 50 und 100 Tagen gleich hell zu bleiben. Daran schließt sich wieder ein steiler Helligkeitsabfall an.
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Das unterschiedliche Verhalten beim Helligkeitsverlauf deutet auch auf unterschiedliche Ursachen für die Entstehung von SN. Die SN 1987a in der Großen Magellan'schen Wolke erwies sich dabei als sehr bedeutsam für die Aufklärung der Vorgänge bei SN, denn bei ihr war es wegen der geringen Entfernung von etwa 163.000 Lichtjahren möglich, alle Phasen vom Präsupernovazustand bis hin zum Postsupernovazustand zu registrieren. Man erkannte, dass der Vorgänger der SN ein sehr massereicher blauer Überriese mit ursprünglich 20 Sonnenmassen war, in dem am Ende seiner Lebenszeit von etwa 20 Millionen Jahren im Kern keine Fusionsvorgänge mehr ablaufen konnten, da er aus ionisierten Eisenatomen bestand. Die weitere Synthese von Eisen zu schwereren Elementen liefert keine Energie, sondern erfordert welche. Der elektronenentartete Kern kontrahiert bei weiter zunehmender Temperatur und Dichte, währenddessen in den umliegenden konzentrischen Schalen unterschiedliche Fusionsprozesse ablaufen. Bei einer bestimmten Kombination von Dichte und Temperatur wird der Kern instabil und es erfolgt der Kollaps. Bei Sternen mit mehr als zehn Sonnenmassen erreicht die Dichte so hohe Werte, dass sich Elektronen und Protonen zu Neutronen vereinigen und damit Atomkerndichte erreichen. Diese ist nun in der Lage, den weiteren Kollaps zu stoppen. Ein stabiler Neutronenstern aus entarteten Neutronen ist entstanden, bei dessen Bildung 1046 Joule an Gravitationsenergie freigesetzt wurden. Bei Sternen mit weniger als zehn Sonnenmassen verläuft die Bildung eines Neutronensternes anders; die Masse des entarteten Eisenkerns steigt weiter an, da in der den Kern umhüllenden Schale durch Fusion von Silizium neues Eisen erzeugt wird. Wird nun die Chandrasekhar-Grenzmasse überschritten, reicht der durch die Elektronenentartung erzeugte Druck nicht mehr aus, um die Gravitationskräfte zu kompensieren. Der Kern fällt in sich zusammen und es bildet sich ebenfalls ein Neutronenstern. Die auf den Kern einfallende Materie aus den umliegenden Schalen wird augenblicklich gestoppt und ihre Bewegungsrichtung umgekehrt. Es entsteht eine Stoßwelle, die mit hoher Geschwindigkeit in Richtung Sternoberfläche läuft und nach einigen Stunden zum Abstoßen der äußeren Schalen führt. Das Wegfliegen dieses Materials mit Geschwindigkeiten bis zu 20.000 km/sec beobachten wir als SN. SN, die auf die eben beschriebene Weise entstehen, werden als SN I bezeichnet.
Wird fortgesetzt
Zuletzt bearbeitet am Montag, 08. Juli 2019 12:05