Supernovae

Die Entwicklung der Sterne führt zu einer ganz ruhigen Endphase als auskühlender Weisser Zwerg oder zu einem feurigen Ende als Supernova.   Sterne, die mit weniger als 8 Msun anfangen, enden als Weisser Zwerg (es sei denn, sie waren Teil eines engen Doppelsystems).   Sterne, die mit mehr als 8 Msun anfangen, enden als Supernova.

Einteilung nach Spektren

Supernovae (SNe) werden aufgrund ihrer optischen Spektren in verschiedene Typen eingeteilt.
Typ I: keine Wasserstofflinien (Balmerserie)
Bei den SNe ohne H-Linien hatte die Atmosphäre des Progenitors offenbar keinen Wasserstoff. Dieser Typ der SNe findet man in allen Galaxientypen.
Typ II: starke Wasserstofflinien
Bei den SNe mit H-Linien enthielt die Atmosphäre des Vorsterns (Progenitor) wohl viel Wasserstoff. Die SN Typ II werden nur in Spiralgalaxien gesehen.

Die SNe Typ I ohne H-Linien werden weiter unterteilt nach dem Vorkommen von weiteren Absorptionslinien in ihren Spektren.
Typ Ia Spektren mit starke Linien von He, sowie C,N,O und Si etc.
Typ Ib Spektren mit starken He Linien aber kaum Metallen.
Weitere nicht so klar definierte Typen (Ic, Id, ...).

Basierend auf dem Vorkommen der SNe in den verschiedenen Typen von Galaxien sowie deren Lage dort (was einen Hinweis gibt auf die Eigenschaften des Progenitors), auf ihre Spektren und auf Modellierungen ergeben sich folgende Entwicklungswege zu diesen Supernova-Typen.

Einteilung nach Entwicklungsweg

SN Typ II
Massereiche Sterne entwickeln sich rasch und bilden im Inneren in den verschiedenen Fusionszonen Metalle. Dadurch erhöhen sich der innere Druck und die innere Temperatur. Irgendwann wird die kritische Grenze im Druck überschritten und das Gas im Zentrum mit den vielen freien Elektronen und Atomkernen erleidet einen Phasenübergang: Die Elektronen werden in die Atomkerne gedrückt und rekombinieren mit Protonen zu Neutronen. Das Innere des Sterns neutronisiert. Dadurch fällt Ladung weg, das innere Gas wird ganz kompakt, höher gelegene Schichten stürzen herein, neutronisieren auch, bis die Bedingungen im Gas um die nun vorhandene zentrale Kugel voller Neutronen nicht mehr zur Neutronisation reicht. Das hineinfallende Gas schlägt auf und wird über die Rückstosswelle zurückgeschleudert.
Die ganze äussere Hülle dehnt sich nun aus und hebt ab. Die Lichtabgabe gehorcht erst L = 4π R2 σ T4. Bald steht aber auch Strahlungsenergie aus der Hülle zur Verfügung und gleichzeitig expandiert (und kühlt) das Hüllengas. Das Gas ist wie das einer normalen Sternatmosphäre und zeigt daher alle "normalen" Absorptionslinien.
Je nach Eigenart der Explosion werden in endothermen Kernprozesse auch Elemente schwerer als Fe erzeugt (Co, Ni, usw.). Diese zerfallen später radioaktiv und die dabei freiwerdende Energie bewirkt das Auftreten des "Buckels" in der Lichtkurve solcher SNe.
Als Überrest bleibt ein Neutronenstern, der sich als Pulsar manifestieren kann. Ist die Masse des Neutronensterns groß, so kann es ein Schwarzes Loch sein. Siehe dazu auch "Physik des Monats": www.astro.uni-bonn.de/~deboer/pdm/pdmastro.html.

Typ Ib
Sehr massereiche Sterne entwickeln sich sehr schnell. Wegen der hohen Leuchtkraft bildet sich auch ein starker Sternwind. Dieser trägt die äusseren Schichten des Sterns nach und nach ab (diese Phase ist die "Wolf-Rayet" Phase; starke P-Cyg Profile) und es bleibt ein Objekt, das (fast) nur das selbst über die Kernfusion gebildete He und die schweren Elemente enthält. Auch hier wird im Inneren irgendwann die Neutronisierung einsetzen mit den bei SN Typ II skizzierten Folgen.
Die weggeschleuderte, nicht mehr sehr umfangreiche Hülle enthält kein H, da das äussere Material schon über den Sternwind abgetragen wurde. Sichtbar wird insbesondere das erzeugte Helium.

Typ Ia
Ein Stern aus dem unteren Massenbereich entwickelt sich über das Riesenstadium, das Horizontalaststadium, gegebenenfalls ein zweites Riesenstadium gefolgt von der Phase mit planetarischem Nebel, zum Weissen Zwerg (WD). Wenn ein derartiger Stern einen Begleiter hat (Doppelstern), der sich dann zum Roten-Riesen-Stadium aufmacht wenn die Nummer 1 WD ist, so kann Materie auf den WD übertragen werden. Innere Dichte und Temperatur steigen an (das Gas ist entartet!) bis zu einem Grenzwert (die Masse des WDs ist dann etwa 1.4 Msun). Nach dessen Überschreitung tritt erneut Kernfusion im Zentrum auf. Der innere Kohlenstoff zündet explosiv. Die Gesamtmasse des Sterns (1.4 Msun) kann die explosionsartige Zündung nicht dämpfen und der Stern explodiert komplett. Das Spektrum zeigt daher He und C,N,O aber auch die in der langen Entwicklungszeit über langsame Fusionsprozesse gebildeten schweren Elemente.
Da dieser Explosion immer auftritt bei 1.4 Msun, sind alle solche Explosionen wohl gleich und diese SN erreichen wohl die gleiche Helligkeit (Standardkerze für die Kosmologie).

Weitere
Es gibt auch nicht so gut definierte Typen, z.B.: Ic, Id, Ip, I1/2.

Je nach Eigenschaften der Progenitoren wird jede SN etwas an Abweichungen von den gut definierten Typen (Ia, Ib, II) zeigen.

Die Gammastrahl-Blitze, die aus allen Richtungen im Universum kommen, werden als "Hypernovae" gedeutet. Dies wären entweder SNe von gigantischen Sternen, so, wie sie im frühen Universum vielleicht existierten, oder SNe die "sofort" von Stern zu Schwarzem Loch werden. Vielleicht sind sie verwandt mit Typ Ic.

2004.08.03   www.astro.uni-bonn.de/~deboer/eida/eida-sn.html