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<!DOCTYPE html>

<title>Supernova</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading">Supernova</h1>

</header>

</div>

Eine Supernova (von <a href="Latein" title="Latein">lateinisch</a> stella nova, super ‚neuer Stern, darüber hinaus‘; <a href="Plural" title="Plural">Plural</a> Supernovae) ist das kurzzeitige, helle Aufleuchten eines massereichen <a href="Stern" title="Stern">Sterns</a> am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei welcher der ursprüngliche Stern selbst vernichtet wird. Die <a href="Leuchtkraft" title="Leuchtkraft">Leuchtkraft</a> des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu, er wird für kurze Zeit so hell wie eine ganze <a href="Galaxie" title="Galaxie">Galaxie</a>.

Dabei wird innerhalb von Sekunden etwa ein <a href="Foe_(Einheit)" title="Foe (Einheit)">Foe</a> (1044 J) beobachtbare Energie freigesetzt.<a href="#cite_note-1">[1]</a> Dies entspricht einem Wert von ca. <style data-mw-deduplicate="TemplateStyles:r198372224">

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</style>3e28 TWh (<a href="Vors%C3%A4tze_f%C3%BCr_Ma%C3%9Feinheiten" title="Vorsätze für Maßeinheiten">Tera</a><a href="Wattstunde" title="Wattstunde">wattstunden</a>). Zum Vergleich: hätte die Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer ihre derzeitige Leuchtkraft, würde sie ca. 1,2 foe an Energie freisetzen.

Man kennt zwei grundsätzliche Mechanismen, nach denen Sterne zur Supernova werden können:

<ol><li>Massereiche Sterne mit einer Anfangsmasse (siehe <a href="Sternentstehung" title="Sternentstehung">Sternentstehung</a>) von mehr als etwa acht <a href="Sonnenmasse" title="Sonnenmasse">Sonnenmassen</a>, deren <a href="Sternaufbau" title="Sternaufbau">Kern</a> am Ende ihrer Entwicklung und nach Verbrauch ihres nuklearen Brennstoffs kollabiert. Hierbei kann ein kompaktes Objekt, etwa ein <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a> (<a href="Pulsar" title="Pulsar">Pulsar</a>) oder ein <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzes Loch</a>, entstehen. Dieser Vorgang wird als <a href="#Kernkollaps-_oder_hydrodynamische_Supernova">Kollaps-</a> bzw. <a href="Fluiddynamik" title="Fluiddynamik">hydrodynamische</a> Supernova bezeichnet.</li>

<li>Sterne mit geringerer Masse, die in ihrem vorläufigen Endstadium als <a href="Wei%C3%9Fer_Zwerg" title="Weißer Zwerg">Weißer Zwerg</a> Material (z. B. von einem Begleiter in einem <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppelsternsystem</a>) <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretieren</a>, durch Eigengravitation <a href="Gravitationskollaps" title="Gravitationskollaps">kollabieren</a> und dabei durch einsetzendes <a href="Kohlenstoffbrennen" title="Kohlenstoffbrennen">Kohlenstoffbrennen</a> zerrissen werden. Dieses Phänomen wird als <a href="Kernfusion" title="Kernfusion">thermonukleare</a> Supernova oder <a href="Supernova_vom_Typ_Ia" title="Supernova vom Typ Ia">Supernova vom Typ Ia</a> bezeichnet.</li></ol>

Bekannte Supernovae sind die <a href="SN_1987A" title="SN 1987A">Supernova 1987A</a> in der <a href="Gro%C3%9Fe_Magellansche_Wolke" title="Große Magellansche Wolke">Großen Magellanschen Wolke</a> und <a href="Johannes_Kepler" title="Johannes Kepler">Keplers</a> <a href="Supernova_1604" title="Supernova 1604">Supernova (1604)</a>. Speziell letztere und <a href="SN_1572" title="SN 1572">Tycho Brahes Supernova (1572)</a> haben die <a href="Astronomie" title="Astronomie">Astronomie</a> beflügelt, da dadurch die klassische Auffassung von der Unveränderlichkeit der <a href="Fixstern" title="Fixstern">Fixstern</a><a href="Sph%C3%A4re" title="Sphäre">sphäre</a> endgültig widerlegt wurde. Der wohl bekannteste <a href="Supernova%C3%BCberrest" title="Supernovaüberrest">Supernovaüberrest</a> ist der <a href="Krebsnebel" title="Krebsnebel">Krebsnebel</a> (<a href="Supernova_1054" title="Supernova 1054">Supernova 1054</a>) im <a href="Stier_(Sternbild)" title="Stier (Sternbild)">Sternbild Stier</a>.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Geschichte">Geschichte</h2></div>

<caption>Supernovae von historischer Bedeutung

</caption>

<th>Jahr

</th>

<th>beobachtet in

</th>

<th style="width:6em">maximale <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">scheinbare Helligkeit</a>

</th>

<th>Sicherheit<a href="#cite_note-2">[2]</a> der

SN-Identifizierung

</th></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Zentaur_(Sternbild)" title="Zentaur (Sternbild)">Zentaur</a>

</td>

</td>

<td>mögliche SN, auch als Komet vorgeschlagen<a href="#cite_note-3">[3]</a><a href="#cite_note-4">[4]</a>

</td></tr>

<tr>

<td style="text-align:right">386

</td>

<td>Sternbild <a href="Sch%C3%BCtze_(Sternbild)" title="Schütze (Sternbild)">Schütze</a>

</td>

</td>

<td>unsicher, ob SN oder klassische Nova<a href="#cite_note-:0-6">[6]</a>

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Skorpion_(Sternbild)" title="Skorpion (Sternbild)">Skorpion</a>

</td>

<td style="text-align:center">−3m

</td>

<td>mögliche SN<a href="#cite_note-:0-6">[6]</a>

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Wolf_(Sternbild)" title="Wolf (Sternbild)">Wolf</a>

</td>

</td>

<td>sicher: <a href="Supernova%C3%BCberrest" title="Supernovaüberrest">SNR</a> bekannt

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Stier_(Sternbild)" title="Stier (Sternbild)">Stier</a>

</td>

<td style="text-align:center">−6m

</td>

<td>sicher: SNR und Pulsar bekannt

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Kassiopeia_(Sternbild)" title="Kassiopeia (Sternbild)">Kassiopeia</a>

</td>

<td style="text-align:center">−2m

</td>

<td>evtl. keine SN, sondern <a href="Wolf-Rayet-Stern" title="Wolf-Rayet-Stern">WR-Stern</a>-Aktivität<a href="#cite_note-8">[8]</a>

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild Kassiopeia

</td>

<td style="text-align:center">−4m

</td>

<td>sicher: SNR bekannt

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild <a href="Schlangentr%C3%A4ger" title="Schlangenträger">Schlangenträger</a>

</td>

<td style="text-align:center">−2m

</td>

<td>sicher: SNR bekannt

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Sternbild Kassiopeia

</td>

<td style="text-align:center">+6m

</td>

<td>unsichere Identifizierung

</td></tr>

<tr>

</td>

<td><a href="Andromedanebel" class="mw-redirect" title="Andromedanebel">Andromedanebel</a>

</td>

<td style="text-align:center">+6m

</td>

<td>

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Galaxie <a href="Messier_100" title="Messier 100">Messier 100</a>

</td>

<td style="text-align:center">+11,6m

</td>

<td>sicher

</td></tr>

<tr>

</td>

<td><a href="Gro%C3%9Fe_Magellansche_Wolke" title="Große Magellansche Wolke">Große Magellansche Wolke</a>

</td>

<td style="text-align:center">+3m

</td>

<td>sicher

</td></tr>

<tr>

</td>

<td>Galaxie <a href="Messier_82" title="Messier 82">Messier 82</a>

</td>

<td style="text-align:center">+10,5m

</td>

<td>sicher

</td></tr></tbody></table>

Die Bezeichnung der <a href="Nova_(Stern)" title="Nova (Stern)">Nova</a> geht zurück auf den von <a href="Tycho_Brahe" title="Tycho Brahe">Tycho Brahe</a> geprägten Namen einer Beobachtung eines <a href="SN_1572" title="SN 1572">Sterns im Jahr 1572</a>.<a href="#cite_note-9">[9]</a> Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am <a href="Himmel_(planet%C3%A4r)" class="mw-redirect" title="Himmel (planetär)">Firmament</a>. Unter einer Nova verstand man bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art von <a href="Eruptiv_ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Eruptiv veränderlicher Stern">Helligkeitsausbruch</a> eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur früheren <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Helligkeit</a> innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten (siehe <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurve</a>). Als die <a href="Astrophysik" title="Astrophysik">astrophysikalische</a> Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition, bei der eine Supernova nicht mehr zu den Novae in ihrer ursprünglichen Bedeutung zählt.

Noch zu Beginn des 20. Jahrhunderts hatte man keine Erklärung für das Auftreten neuer oder temporärer Sterne, wie man Supernovae damals nannte. Es gab mehrere <a href="Hypothese" title="Hypothese">Hypothesen</a>, darunter eine von <a href="Hugo_von_Seeliger" title="Hugo von Seeliger">Hugo von Seeliger</a>, wonach das Eintreten eines festen Körpers in eine kosmische Wolke aus fein verteilter Materie (mit der man sich den Weltraum angefüllt vorstellte) zu einer starken Erhitzung der Oberfläche dieses Körpers und damit zu einem Aufleuchten führt. Die beobachteten Verschiebungen des <a href="Elektromagnetisches_Spektrum" title="Elektromagnetisches Spektrum">Spektrums</a> der neuen Sterne interpretierte man als Hinweis darauf, dass die Bildung ihrer dichten Hülle in wenigen Tagen vor sich gegangen sein müsse.<a href="#cite_note-10">[10]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Benennung">Benennung</h2></div>

Supernovae werden mit dem Vorsatz „SN“, ihrem Entdeckungsjahr und einem alphabetischen Zusatz benannt. Ursprünglich bestand dieser Zusatz aus einem Großbuchstaben, der alphabetisch in der Reihenfolge der Entdeckung vergeben wurde. So war <a href="Supernova_1987A" class="mw-redirect" title="Supernova 1987A">SN 1987A</a> die erste im Jahr 1987 entdeckte Supernova. 1954 wurden (in fernen Galaxien) erstmals mehr als 26 Supernovae in einem Jahr entdeckt. Seither werden ab der 27. Supernova eines Jahres kleine Doppelbuchstaben (von „aa“ bis „zz“) vergeben. Mit modernen <a href="Riesenteleskop" title="Riesenteleskop">Großteleskopen</a> und speziellen <a href="Suchprogramm" class="mw-redirect" title="Suchprogramm">Suchprogrammen</a> wurden in den 2000er Jahren pro Jahr mehrere Hundert Supernovae entdeckt: 2005 waren es 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren es 551 (bis SN 2006ue), und 2007 sogar 572 (bis SN2007uz). Heute sind es pro Jahr weit über Tausend.<a href="#cite_note-11">[11]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Häufigkeit">Häufigkeit</h2></div>

Man geht davon aus, dass im <a href="Beobachtbares_Universum" title="Beobachtbares Universum">beobachtbaren Universum</a> pro Sekunde etwa 20 bis 30 Supernovae explodieren.<a href="#cite_note-12">[12]</a><a href="#cite_note-13">[13]</a> Wie oft Supernovae in einzelnen Galaxien auftreten, hängt von deren <a href="Sternbildungsrate" title="Sternbildungsrate">Sternbildungsrate</a> ab, denn sehr massereiche Sterne, die in Supernovae enden, haben eine nach astronomischen Zeitmaßstäben vergleichsweise kurze Lebensdauer von einigen zehn Millionen Jahren. Für die <a href="Milchstra%C3%9Fe" title="Milchstraße">Milchstraße</a> werden etwa 20 ± 8 Supernovae pro Jahrtausend geschätzt. Beobachtet wurden im letzten Jahrtausend 6 Supernovae; einige davon ereigneten sich allerdings außerhalb der Milchstraße. Etwa zwei Drittel der galaktischen Supernovae blieben durch die <a href="Extinktion_(Astronomie)" title="Extinktion (Astronomie)">Extinktion</a> der galaktischen Scheibe verborgen.

Die letzten, <a href="Frei%C3%A4ugig" title="Freiäugig">freiäugig</a> sichtbaren Supernovae in der Milchstraße wurden <a href="SN_1572" title="SN 1572">1572</a> von <a href="Tycho_Brahe" title="Tycho Brahe">Tycho Brahe</a> und <a href="Supernova_1604" title="Supernova 1604">1604</a> von <a href="Johannes_Kepler" title="Johannes Kepler">Johannes Kepler</a> beobachtet. Höchstens <a href="Teleskopisch" title="Teleskopisch">teleskopisch</a> sichtbar war eine weitere, die sich um 1680 ereignete (siehe <a href="Cassiopeia_A" title="Cassiopeia A">Cassiopeia A</a>). Für die moderne <a href="Astrophysik" title="Astrophysik">Astrophysik</a> bedeutsam wurden zwei Supernovae außerhalb der Milchstraße: <a href="SN_1885A" class="mw-redirect" title="SN 1885A">SN 1885A</a> in der <a href="Andromedagalaxie" title="Andromedagalaxie">Andromedagalaxie</a> und vor allem <a href="SN_1987A" title="SN 1987A">SN 1987A</a> in der relativ nahen <a href="Gro%C3%9Fe_Magellansche_Wolke" title="Große Magellansche Wolke">Großen Magellanschen Wolke</a>. Letztere begründete rückblickend den jungen Wissenschaftszweig der <a href="Neutrino#Astrophysik" title="Neutrino">Neutrinoastronomie</a>.<a href="#cite_note-14">[14]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Klassifikation">Klassifikation</h2></div>

<caption>Typen von Supernovae

</caption>

<th colspan="3">SN I

</th>

<th colspan="3">SN II

</th></tr>

<tr>

<td colspan="3">frühes Spektrum enthält keine Wasserstofflinien

</td>

<td colspan="3">frühes Spektrum enthält Wasserstofflinien

</td></tr>

<tr>

<th>SN II-P

</th></tr>

<tr>

<td rowspan="2">Spektrum enthält Silizium

</td>

<td colspan="2">kein Silizium

</td>

<td rowspan="2">Heliumlinie dominant

</td>

<td colspan="2">Wasserstofflinien dominant

</td></tr>

<tr>

<td>viel Helium

</td>

<td>wenig Helium

</td>

<td>Licht geht nach Maximum linear zurück

</td>

<td>Licht bleibt nach Maximum eine Weile auf hohem Niveau

</td></tr></tbody></table>

Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob im Frühstadium der Supernova <a href="Spektrallinie" title="Spektrallinie">Spektrallinien</a> des <a href="Wasserstoff" title="Wasserstoff">Wasserstoffs</a> in deren Licht sichtbar sind oder nicht. Es gibt einerseits den Typ I, bei dem keine <a href="Balmer-Serie" title="Balmer-Serie">Wasserstofflinien</a> sichtbar sind, mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic; und andererseits den Typ II mit Wasserstofflinien (siehe Tabelle). Die groben Typenbezeichnungen wurden 1939 von <a href="Rudolph_Minkowski" title="Rudolph Minkowski">Rudolph Minkowski</a> eingeführt, seither wurden sie verfeinert.

Diese Einteilung in Typ I und Typ II deckt sich allerdings nicht mit den zwei in der Einleitung erwähnten physikalischen Mechanismen, die zu einer Supernova führen können. Vielmehr sind nur Supernovae vom Subtyp Ia thermonuklear.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Thermonukleare_Supernova_vom_Typ_Ia">Thermonukleare Supernova vom Typ Ia</h2></div>

<div class="hauptartikel" role="navigation">→ Hauptartikel: <a href="Supernova_vom_Typ_Ia" title="Supernova vom Typ Ia">Supernova vom Typ Ia</a></div>

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach einem verbreiteten Modell in <a href="Kataklysmische_Ver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Kataklysmische Veränderliche">kataklysmischen Doppelsternsystemen</a>, die aus einem <a href="Wei%C3%9Fer_Zwerg" title="Weißer Zwerg">Weißen Zwerg</a> und einem Begleiter bestehen. Der Weiße Zwerg <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretiert</a> im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren <a href="Nova_(Stern)" title="Nova (Stern)">Nova</a>-Ausbrüchen kommen kann. Bei diesen Ausbrüchen fusioniert der Wasserstoff des akkretierten Gases, die Fusionsprodukte bleiben zurück, bis der vor der Supernova stehende Weiße Zwerg in seinem Kern große Mengen mit Sauerstoff verunreinigten Kohlenstoffs, einem riesigen <a href="Diamant" title="Diamant">Diamanten</a> vergleichbar, enthält. Die unter hohem Gravitationsdruck herrschende mittlere Dichte liegt dabei typischerweise bei rund 3 t pro cm³. Wenn sich der Kern durch weitere Akkretion und Verbrennungsvorgänge in den Schalen der <a href="Chandrasekhar-Grenze" title="Chandrasekhar-Grenze">Chandrahsekharmasse</a> nähert, wird er zunehmend instabil. Je mehr Masse ihm zugeführt wird, umso kleiner wird sein Radius, die Dichte steigt auf über 1000 t pro cm³. Nach <a href="Adalbert_Pauldrach" title="Adalbert Pauldrach">Pauldrach</a> ist er in diesem Zustand mehr Grenzgänger als Stern, da er keinen spezifizierbaren Radius mehr besitzt. Bei Erreichen der Grenzmasse zündet der Kohlenstoff nicht über eine Erhöhung der Temperatur, sondern aufgrund der weiteren Dichtezunahme. Die dadurch einsetzende Temperaturerhöhung nimmt der <a href="Entartete_Materie" title="Entartete Materie">entartete</a> Stern erst wahr, wenn er bei rund 10 Mrd. K wieder einen normal-thermischen, nicht-entarteten Zustand erreicht. Dabei wird in Sekundenbruchteilen der komplette Kohlenstoffvorrat zu Eisen und Nickel verbrannt und der Stern kann wieder normal auf das Szenario reagieren, d. h., er explodiert in einer <a href="Kernfusion" title="Kernfusion">thermonuklearen</a> Supernova vom Typ Ia.<a href="#cite_note-15">[15]</a>

Eine zweite Route zur Überschreitung der Chandrasekhar-Grenze können die <a href="Superweiche_R%C3%B6ntgenquelle" title="Superweiche Röntgenquelle">Superweichen Röntgenquellen</a> sein. Hier ist die Massentransferrate zum Weißen Zwerg hoch genug, um zu einem permanenten <a href="Wasserstoffbrennen" title="Wasserstoffbrennen">Wasserstoffbrennen</a> zu führen.<a href="#cite_note-16">[16]</a>

Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an sechs ausgewählten Galaxien zeigten, dass die weiche Röntgenstrahlung um den Faktor 50 geringer ist als der zu erwartende Wert, wenn Novae und Super Soft X-ray Sources die dominierenden Quellen für Supernova-Ia-Explosionen wären. Seither wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert:

<ol><li>ein Doppelsternsystem, bei dem ein Weißer Zwerg Gas aus der Hülle eines Roten Riesen akkretiert</li>

<li>zwei einander umlaufende und schließlich verschmelzende Weiße Zwerge</li>

<li>den Zentralstern eines <a href="Planetarischer_Nebel" title="Planetarischer Nebel">planetarischen Nebels</a></li></ol>

Das zweite Erklärungsmodell wird auch als das „zweifach <a href="Entartete_Materie" title="Entartete Materie">entartete</a> Szenario“ bezeichnet. Dabei beginnt ein enges Doppelsternsystem aus Weißen Zwergen Materie auszutauschen (sogenannte <a href="AM-Canum-Venaticorum-Stern" title="AM-Canum-Venaticorum-Stern">AM-Canum-Venaticorum-Sterne</a>). Entweder überschreitet einer der Sterne die Chandrasekhar-Grenze (wie bei den kataklysmischen Doppelsternen), oder die Supernovaexplosion entsteht durch eine Verschmelzung der beiden Weißen Zwerge.

Von den ersten beiden Szenarien gibt es jedoch nicht ausreichend viele, um die Anzahl der beobachteten Supernovae vom Typ Ia zu erklären, und es wären – im Fall verschmelzender Weißer Zwerge – Über-Chandrasekharmassen-Supernovae zu erwarten.<a href="#cite_note-17">[17]</a>

Ausgangspunkt im dritten Szenario sind Rote Riesen auf dem <a href="AGB-Stern" title="AGB-Stern">asymptotischen Riesenast</a> ausreichend großer Masse. Nach dem Abstoßen der äußeren Hülle (dem späteren Planetarischen Nebel) entwickeln sich diese Zentralsterne hin zu Weißen Zwergen mit einer Masse oberhalb der Chandrasekhar-Grenze, die in ihren äußeren Schalen Wasserstoff und Helium über einem Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff verbrennen. Sobald die Verbrennungsvorgänge in den Schalen ausreichend Kohlenstoff produziert und auf dem kompakten Kern deponiert haben, so dass dieser die Grenzmasse überschreitet, zündet der Kohlenstoff im Kern und der Stern explodiert in einer Supernova vom Typ Ia.<a href="#cite_note-18">[18]</a>

Unterschiedlichen theoretischen Modellen zufolge kann die Kernfusion sowohl als <a href="Detonation" title="Detonation">Detonation</a> als auch als <a href="Deflagration" title="Deflagration">Deflagration</a> ablaufen. Neueren Arbeiten<a href="#cite_note-19">[19]</a> zufolge, die unter Experten heftig diskutiert werden, ist das wahrscheinlichste Szenario eine anfängliche Deflagration, die in eine Detonation übergeht. Andere Theorien sprechen von Magnetfeldern, denen die Explosionsenergie entnommen wird.

Die freigesetzte Energie einer solchen Supernova-<a href="Explosion" title="Explosion">Explosion</a> liegt innerhalb definierter Grenzen, da die Bandbreite der kritischen Masse sowie die Zusammensetzung Weißer Zwerge bekannt ist. Wegen dieser Eigenschaft wird sie als <a href="Standardkerze" title="Standardkerze">Standardkerze</a> bezeichnet und eignet sich zur <a href="#Entfernungsmessungen_mit_Hilfe_von_Supernovae">Entfernungsbestimmung</a> (siehe unten).

Bei einer Supernova-Explosion vom Typ Ia bleibt kein kompaktes Objekt übrig – die gesamte Materie des Weißen Zwergs wird als <a href="Supernova%C3%BCberrest" title="Supernovaüberrest">Supernovaüberrest</a> in den Weltraum geschleudert. Der Begleitstern wird zu einem sogenannten „<a href="Runaway-Stern" title="Runaway-Stern">Runaway</a>“-Stern (engl. für einen „Ausreißer“), da er mit der – normalerweise hohen – Orbitalgeschwindigkeit, mit der er seinen Partnerstern bislang umkreist hat, davonfliegt.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Kernkollaps-_oder_hydrodynamische_Supernova">Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova</h2></div>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Vorläuferstern">Vorläuferstern</h3></div>

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom <a href="Gravitationskollaps" title="Gravitationskollaps">Gravitationskollaps</a>, die zuerst 1938 von <a href="Fritz_Zwicky" title="Fritz Zwicky">Fritz Zwicky</a> aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen <a href="Kernbrennstoff" title="Kernbrennstoff">Kernbrennstoff</a> komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen von etwa 8 bis 10 bis etwa 30 <a href="Sonnenmasse" title="Sonnenmasse">Sonnenmassen</a> beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine <a href="Wolf-Rayet-Stern" title="Wolf-Rayet-Stern">Wolf-Rayet-Sternphase</a>, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines <a href="Sternwind" title="Sternwind">Sternwindes</a> abstoßen.

Bei ansatzweise <a href="Radialsymmetrie" title="Radialsymmetrie">kugelsymmetrischem</a> <a href="Sternaufbau" title="Sternaufbau">Sternaufbau</a> ergibt sich folgender Ablauf: Sobald der Wasserstoff im Kern des Sternes zu <a href="Helium" title="Helium">Helium</a> fusioniert ist (<a href="Wasserstoffbrennen" title="Wasserstoffbrennen">Wasserstoffbrennen</a>), sinkt der durch die Fusionsenergie erzeugte <a href="Hydrostatischer_Druck#Gravitationsdruck_in_Sternen" title="Hydrostatischer Druck">Innendruck des Sterns</a> und der Stern fällt daraufhin unter dem Einfluss seiner Gravitation zusammen. Dabei erhöhen sich <a href="Temperatur" title="Temperatur">Temperatur</a> und <a href="Dichte" title="Dichte">Dichte</a>, und es setzt eine weitere <a href="Kernfusion" title="Kernfusion">Fusionsstufe</a> ein, der <a href="Drei-Alpha-Prozess" title="Drei-Alpha-Prozess">Drei-Alpha-Prozess</a>, in dem Helium über das Zwischenprodukt <a href="Beryllium" title="Beryllium">Beryllium</a> zu <a href="Kohlenstoff" title="Kohlenstoff">Kohlenstoff</a> fusioniert (<a href="Heliumbrennen" class="mw-redirect" title="Heliumbrennen">Heliumbrennen</a>). Der Vorgang (Erschöpfung des Kernbrennstoffs, Kontraktion, nächste Fusionsstufe) wiederholt sich, und durch <a href="Kohlenstoffbrennen" title="Kohlenstoffbrennen">Kohlenstoffbrennen</a> entsteht <a href="Neon" title="Neon">Neon</a>. Weitere Fusionsstufen (<a href="Neonbrennen" title="Neonbrennen">Neonbrennen</a>, <a href="Sauerstoffbrennen" title="Sauerstoffbrennen">Sauerstoffbrennen</a> und <a href="Siliciumbrennen" title="Siliciumbrennen">Siliciumbrennen</a>) lassen den schrumpfenden Stern immer neue Elemente fusionieren. Ist im Kern des Sterns ein Brennstoff versiegt, wechselt die Fusionsreaktion in die über dem Kern liegende Kugelschale und läuft dort als <a href="Schalenbrennen" title="Schalenbrennen">Schalenbrennen</a> weiter, während im schrumpfenden Kern das Fusionsprodukt zum neuen „Brennstoff“ wird. Allerdings setzt jede Fusionsstufe weniger Energie als ihr Vorgänger frei und läuft schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen Jahre im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringt, benötigt das folgende Heliumbrennen „nur“ noch wenige Millionen Jahre, das Kohlenstoffbrennen nur ca. 50.000 Jahre. Die letzte Fusionsstufe des Siliciumbrennens lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Weil jede vorhergehende Fusionsstufe auch im Schalenbrennen länger andauert, als die im Stern nach unten folgenden Fusionsstufen, entwickelt der Stern eine Art Zwiebelstruktur mit mehreren fusionierenden Schalen: Im letzten Stadium finden im Kern Siliciumbrennen und in den darüberliegenden Schichten Sauerstoff-, Neon-, Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen statt (bei <a href="Wolf-Rayet-Stern" title="Wolf-Rayet-Stern">Wolf-Rayet-Sternen</a> fehlt allerdings die Wasserstoffhülle, manchmal auch noch das Helium). Aufgrund der extrem kurzen Zeitdauer der Fusionsstufen nach dem Kohlenstoffbrennen haben die letzten Fusionsschritte außerdem praktisch keinen Einfluss mehr auf die von außen sichtbaren Sternparameter – die innen erzeugte Energie kommt bis zum finalen Kollaps nicht mehr an die Oberfläche. Das ist auch der Grund, warum Supernovae scheinbar ohne jede Vorwarnung an jedem äußerlich normal erscheinenden Überriesen stattfinden können (d. h., es findet weder eine abnormale Leuchtkraftänderung noch eine Änderung von Durchmesser, Temperatur, Spektrum etc. statt). Dabei ist die im Zentrum des sterbenden Überriesens vorhandene „Fusionszwiebel“ im Verhältnis zum Sterndurchmesser winzig klein.

All diese Sterne durchlaufen während ihrer langen Lebenszeit in ihrem Kern die verschiedenen <a href="Energie" title="Energie">energie</a>freisetzenden Fusionsketten bis hin zur <a href="Nukleosynthese" title="Nukleosynthese">Synthetisierung</a> von <a href="Eisen" title="Eisen">Eisen</a>, dem Element mit der <a href="Ordnungszahl" title="Ordnungszahl">Ordnungszahl</a> 26. Dort endet die Fusionskette, da Eisen- und Nickelatomkerne die höchste <a href="Atomkern#Bindungsenergie" title="Atomkern">Bindungsenergie pro Nukleon</a> aller Atomkerne haben und Eisen-56 die geringste Masse pro Nukleon. Fusionen zu schwereren Elementen benötigen Energie von außen und setzen keine mehr frei.

Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von der Temperatur und der Dichte und damit indirekt vom Gravitationsdruck ab, der auf seinem Kern lastet. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzgeschwindigkeit abnimmt. Auch wenn im Kern schon das <a href="Drei-Alpha-Prozess" title="Drei-Alpha-Prozess">Heliumbrennen</a> eingesetzt hat, erfolgt in den Schichten darüber noch Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse <a href="Masse-Leuchtkraft-Beziehung" title="Masse-Leuchtkraft-Beziehung">stark</a> an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren. Siehe <a href="Stern#Spätstadien" title="Stern">Spätstadien der Sternentwicklung</a> für einen genaueren Überblick.

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Kernkollaps">Kernkollaps</h3></div>

Das Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sobald keine Fusionen mehr stattfinden, endet auch sämtliche Strahlung, die mit ihrem nach außen gerichteten Druck der Gravitation entgegenwirkte und den Stern aufblähte. Zwei weitere Prozesse verstärken diesen Effekt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels <a href="Photodesintegration" class="mw-redirect" title="Photodesintegration">Photodesintegration</a> zerstört. Dabei entstehen <a href="Alphastrahlung" title="Alphastrahlung">α-Teilchen</a> und <a href="Neutron" title="Neutron">Neutronen</a>; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, <a href="Proton" title="Proton">Protonen</a> und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden. Zweitens werden im sogenannten inversen <a href="Betazerfall" title="Betazerfall">β-Zerfall</a> (<a href="Elektroneneinfang" title="Elektroneneinfang">Elektroneneinfang</a>) freie <a href="Elektron" title="Elektron">Elektronen</a> durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und <a href="Neutrino" title="Neutrino">Neutrinos</a> werden freigesetzt. Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine weitere Reduktion des der Gravitation entgegenwirkenden Drucks nach außen.

Nun kann sich die Gravitation voll auswirken. Schließlich überschreitet der Kern die <a href="Chandrasekhar-Grenze" title="Chandrasekhar-Grenze">Chandrasekhar-Grenze</a> und kollabiert.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale <a href="Schallgeschwindigkeit" title="Schallgeschwindigkeit">Schallgeschwindigkeit</a> des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als <a href="Sto%C3%9Fwelle" title="Stoßwelle">Stoßwelle</a> in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen, denn die Elektronen werden in die Protonen gepresst (Umkehrung des <a href="Beta-Zerfall" class="mw-redirect" title="Beta-Zerfall">Beta-Zerfalls</a>). Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (<a href="Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze" title="Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze">Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze</a>, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen), oberhalb derer ein Schwarzes Loch entsteht. Hier sei nun die Masse geringer, um den anderen Fall zu betrachten. Der Kern wird aufgrund <a href="Quantenmechanik" title="Quantenmechanik">quantenmechanischer</a> Regeln (<a href="Entartete_Materie" title="Entartete Materie">Entartungsdruck</a>) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine extreme Druck- und <a href="Kompaktion" title="Kompaktion">Dichteerhöhung</a> im Zentrum, sodass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der <a href="Sto%C3%9Ffront" class="mw-redirect" title="Stoßfront">Stoßfront</a> durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch es sehr hohe Temperaturen erlangt.<a href="#cite_note-20">[20]</a> Ein großer Teil der Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche <a href="Energie" title="Energie">Energie</a>- und <a href="Impuls" title="Impuls">Impuls</a>quelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Neutrinodichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der dortigen Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann.<a href="#cite_note-21">[21]</a> Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn die Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im sogenannten <a href="R-Prozess" title="R-Prozess">r-Prozess</a> (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel <a href="Kupfer" title="Kupfer">Kupfer</a>, <a href="Germanium" title="Germanium">Germanium</a>, <a href="Silber" title="Silber">Silber</a>, <a href="Gold" title="Gold">Gold</a> oder <a href="Uran" title="Uran">Uran</a>.<a href="#cite_note-22">[22]</a><a href="#cite_note-23">[23]</a> Etwa die Hälfte der auf <a href="Planet" title="Planet">Planeten</a> vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammt aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im <a href="S-Prozess" title="S-Prozess">s-Prozess</a> von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren <a href="AGB-Stern" title="AGB-Stern">Riesenphase</a> ins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Sie verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit <a href="Lichtgeschwindigkeit" title="Lichtgeschwindigkeit">Lichtgeschwindigkeit</a> bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei der <a href="SN_1987A" title="SN 1987A">Supernova 1987A</a>.

Ein anderes „Frühwarnsignal“ für das Aufleuchten einer Kernkollaps-Supernova ist ein sogenannter <a href="Supernova_Shock_Breakout" title="Supernova Shock Breakout">Röntgenausbruch</a>. Dieser tritt auf, wenn die Wellen der Stoßfront die Sternoberfläche erreichen und in das interstellare Medium ausbrechen – Tage, bevor der Helligkeitsausbruch im sichtbaren Licht beobachtet wird. Erstmals wurde ein solches Röntgensignal im Januar 2008 mit dem NASA-Satelliten <a href="Swift_(Satellit)" title="Swift (Satellit)">Swift</a> bei der <a href="SN_2008D" title="SN 2008D">Supernova 2008D</a> beobachtet.<a href="#cite_note-24">[24]</a>

Supernovae mit Ausnahme des Typs Ia werden, da sie durch den Kollaps des Zentralgebietes bewirkt werden, auch als hydrodynamische Supernovae bezeichnet. Das dargelegte Szenario stützt sich auf den weitgehenden Konsens in der Wissenschaft, dass Supernovaexplosionen von massereichen Sternen prinzipiell so ablaufen. Es gibt jedoch noch kein geschlossenes und funktionierendes physikalisches Modell einer Supernovaexplosion, dem alle sich damit beschäftigenden Wissenschaftler zustimmen.

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Supernovatypen_II-L_und_II-P">Supernovatypen II-L und II-P</h3></div>

Supernovae vom Typ II werden nach dem Kriterium unterschieden, ob die Helligkeit der Supernova mit der Zeit eher linear abnimmt (Typ SN II-L) oder während des Abklingens eine Plateauphase durchläuft (Typ SN II-P). Die Spitzenwerte der <a href="Absolute_Helligkeit" title="Absolute Helligkeit">absoluten Helligkeit</a> zeigen bei <a href="Supernova_vom_Typ_IIP" title="Supernova vom Typ IIP">SN II-P</a> eine breite Streuung, während die meisten SN II-L fast gleiche Maximalhelligkeit besitzen. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich von SN II-P erreicht im Mittel −17,0 mag mit einer Standardabweichung von 1,1 mag, während SN II-L meist bei −17,6 ± 0,4 mag liegen.<a href="#cite_note-25">[25]</a>

Die Existenz von Plateauphasen wird dadurch erklärt, dass die ausgestoßene Masse und damit die Geschwindigkeit der Hülle der Supernova sehr groß ist. Der Rückgang der Helligkeit aufgrund der Abkühlung wird durch die rasche Ausdehnung der Hülle wegen der dadurch vergrößerten Oberfläche kompensiert und die Lichtkurve wird durch ein Plateau beschrieben. Die maximale Helligkeit hängt dabei vom Radius des Vorgängersterns ab, wodurch die große Streuung in den Maximalhelligkeiten der SN II-P erklärt wird. Supernovae vom Typ II-L haben eine geringere Expansionsgeschwindigkeit, sodass ihre Helligkeit bereits in frühen Stadien von radioaktiven Prozessen bestimmt wird. Dadurch tritt eine geringere Streuung der Maximalhelligkeiten auf. Die Supernova <a href="SN_1979C" title="SN 1979C">SN 1979C</a> ist ein Beispiel für den Typ II-L. Hier nahm allerdings nur die Helligkeit im sichtbaren Licht ab; im <a href="R%C3%B6ntgenstrahlung" title="Röntgenstrahlung">Röntgenbereich</a> strahlt die Supernova noch heute genauso hell wie bei ihrer Entdeckung 1979. Welcher Mechanismus diese andauernde Helligkeit verursacht, ist bis jetzt noch nicht vollkommen erforscht.

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Supernovatypen_Ib_und_Ic">Supernovatypen Ib und Ic</h3></div>

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, sodass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden können. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück.

Zu einem ähnlichen spektralen Verlauf wie bei Typ Ib – aber weniger hell – kommt es bei einer Supernova vom Typ <a href="Calcium-Rich_Gap_Transient" title="Calcium-Rich Gap Transient">Calcium-Rich Gap Transient</a>.

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Überreste_der_Supernova">Überreste der Supernova</h3></div>

Das bei der Supernova ausgeworfene Material bildet einen <a href="Emissionsnebel" title="Emissionsnebel">Emissionsnebel</a>, den sogenannten „<a href="Supernova%C3%BCberrest" title="Supernovaüberrest">Supernovaüberrest</a>“ (engl. supernova remnant, kurz SNR), im Gegensatz zum eventuell entstehenden Überrest des Kernkollapses, der in der <a href="Astrophysik" title="Astrophysik">Astrophysik</a> als „kompaktes Objekt“ bezeichnet wird. Der wohl bekannteste Supernovaüberrest ist der <a href="Krebsnebel" title="Krebsnebel">Krebsnebel</a>, der bei der Explosion der <a href="Supernova_1054" title="Supernova 1054">SN1054</a> ausgestoßen wurde. Diese Supernova ließ auch ein kompaktes Objekt (einen <a href="Pulsar" title="Pulsar">Pulsar</a>) zurück.

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Kompakte_Objekte">Kompakte Objekte</h3></div>

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">akkretiert</a> auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, sodass ein <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a> entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das <a href="Pauli-Prinzip" title="Pauli-Prinzip">Pauli-Prinzip</a> bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und ihn dadurch stabilisiert (siehe <a href="Entartete_Materie" title="Entartete Materie">Entartete Materie</a>). Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzes Loch</a>, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die sogenannten <a href="Quarkstern" title="Quarkstern">Quarksterne</a>, deren Materie aus reinen <a href="Quark_(Physik)" title="Quark (Physik)">Quarks</a> aufgebaut ist.

Neutronensterne rotieren aufgrund des <a href="Pirouetteneffekt" title="Pirouetteneffekt">Pirouetteneffekts</a> oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde; dies folgt bereits aus der <a href="Drehimpuls" title="Drehimpuls">Drehimpulserhaltung</a> beim Kollaps.

Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein <a href="Magnetfeld" class="mw-redirect" title="Magnetfeld">Magnetfeld</a>, 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.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Paarinstabilitäts-Supernova">Paarinstabilitäts-Supernova</h2></div>

Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitäts-Supernova<a href="#cite_note-HWBA02-26">[26]</a> (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 <a href="Elektron" title="Elektron">Elektron</a>-<a href="Positron" title="Positron">Positron</a>-Paaren führen (<a href="Breit-Wheeler-Effekt" title="Breit-Wheeler-Effekt">Breit-Wheeler-Effekt</a>). 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 <a href="Foe_(Einheit)" title="Foe (Einheit)">foe</a> (1046 <a href="Joule" title="Joule">J</a>) um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen<a href="#cite_note-HWBA02-26">[26]</a> für verschwindende <a href="Metallizit%C3%A4t" title="Metallizität">Metallizität</a> 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. <a href="Population_(Astronomie)" title="Population (Astronomie)">Population III</a>. Dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.

Einen Sonderfall stellt die Supernova <a href="SN_2006gy" title="SN 2006gy">SN 2006gy</a> in der Galaxie <a href="NGC_1260" title="NGC 1260">NGC 1260</a> 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 <a href="Gr%C3%B6%C3%9Fenordnung" title="Größenordnung">Größenordnung</a> über der anderer Supernovae. Die Entdecker interpretieren diese etwa 240 Millionen Lichtjahre entfernte Supernova deshalb als ersten Kandidaten, für den der Paarinstabilitäts-Mechanismus 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 <a href="SN_2007bi" title="SN 2007bi">SN 2007bi</a>, die am 6. April 2007 in einer <a href="Zwerggalaxie" title="Zwerggalaxie">Zwerggalaxie</a> im Sternbild Jungfrau entdeckt wurde. Eine Gruppe von Astronomen vom <a href="Weizmann-Institut_f%C3%BCr_Wissenschaften" title="Weizmann-Institut für Wissenschaften">Weizmann-Institut für Wissenschaften</a> nutzte unter anderem die beiden <a href="Keck-Observatorium" title="Keck-Observatorium">Keck-Teleskope</a>, 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 <a href="Hyperriese" title="Hyperriese">Hyperriese</a> mit vermutlich 200 Sonnenmassen ungewöhnlich massereich und metallarm war. Bei einem ungewöhnlich langsamen Verlauf wurden außerdem große Mengen an <a href="Silicium" title="Silicium">Silizium</a> und radioaktivem <a href="Nickel" title="Nickel">Nickel</a> freigesetzt.<a href="#cite_note-27">[27]</a><a href="#cite_note-28">[28]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Entfernungsmessungen_mit_Hilfe_von_Supernovae">Entfernungsmessungen mit Hilfe von Supernovae</h2></div>

Da die Strahlung besonders im späteren Verlauf einer Supernova vom Typ Ia größtenteils durch den radioaktiven Zerfall von 56<a href="Nickel" title="Nickel">Ni</a> zu 56<a href="Cobalt" title="Cobalt">Co</a> und von diesem zu 56<a href="Eisen" title="Eisen">Fe</a> gespeist wird, wobei die <a href="Halbwertszeit" title="Halbwertszeit">Halbwertszeiten</a> etwa 6 beziehungsweise 77 Tage betragen (diese Theorie stellten zuerst <a href="Fred_Hoyle" title="Fred Hoyle">Fred Hoyle</a> und <a href="William_Alfred_Fowler" title="William Alfred Fowler">William Alfred Fowler</a> im Jahre 1960 auf), ist die Form der <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurve</a> 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 <a href="Standardkerze" title="Standardkerze">Standardkerze</a> lassen sich anhand solcher Supernova-Explosionen relativ genaue <a href="Entfernungsmessung" title="Entfernungsmessung">Entfernungsmessungen</a> im <a href="Universum" title="Universum">Weltall</a> vornehmen, wobei auch die Zeitskala der Lichtkurve neben den <a href="Spektrallinie" title="Spektrallinie">Spektrallinien</a> zur Bestimmung der <a href="Rotverschiebung" title="Rotverschiebung">Rotverschiebung</a> 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 <a href="Fritz_Zwicky" title="Fritz Zwicky">Fritz Zwicky</a> zurück. Durch die Entfernungsmessungen von Supernova-Explosionen, die sich vor ca. 7 Milliarden Jahren ereigneten, kann man die beschleunigte <a href="Expansion_des_Universums" title="Expansion des Universums">Expansion des Universums</a> (siehe z. B. <a href="Hubble-Konstante" title="Hubble-Konstante">Hubble-Konstante</a> oder <a href="Supernova_Cosmology_Project" title="Supernova Cosmology Project">Supernova Cosmology Project</a>) belegen. Um Supernovae wirklich als Standardkerzen verwenden zu können, müssen die Explosionsmechanismen jedoch noch besser erforscht und verstanden werden.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Computersimulationen_von_Supernovae">Computersimulationen von Supernovae</h2></div>

Erste hydrodynamische numerische Rechnungen zu Supernovae führten <a href="Stirling_Colgate" title="Stirling Colgate">Stirling Colgate</a> und Richard White am <a href="Lawrence_Livermore_National_Laboratory" title="Lawrence Livermore National Laboratory">Lawrence Livermore National Laboratory</a> 1966 aus und erkannten dabei auch die Bedeutung der Neutrinos für den Explosionsmechanismus. Weitere wichtige Fortschritte erzielte <a href="James_R._Wilson" title="James R. Wilson">James R. Wilson</a> Anfang der 1980er Jahre. Weitere bekannte Wissenschaftler, die sich mit Supernova-Simulationen beschäftigten, sind <a href="W._David_Arnett" title="W. David Arnett">W. David Arnett</a>, <a href="Stanford_E._Woosley" title="Stanford E. Woosley">Stanford E. Woosley</a>, <a href="Wolfgang_Hillebrandt" title="Wolfgang Hillebrandt">Wolfgang Hillebrandt</a> und <a href="Fiona_Harrison" title="Fiona Harrison">Fiona Harrison</a>.

Neuere Berechnungen (Stand 2016), die mit ähnlichen Methoden arbeiten, wie sie sich bei der Berechnung von <a href="Turbulente_Str%C3%B6mung" title="Turbulente Strömung">Flammenturbulenzen</a> im <a href="Ottomotor" title="Ottomotor">Ottomotor</a> 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 (d. h. 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.<a href="#cite_note-Melson,_et_al.-29">[29]</a>

Die Vermutung, dass viele massereiche Sterne entweder sehr lichtschwach, oder gänzlich ohne Explosion in einer sogenannten <a href="Un-Nova" title="Un-Nova">Un-Nova</a> (wie auch beim Kernkollaps des Vorgängers von <a href="Cygnus_X-1" title="Cygnus X-1">Cygnus X-1</a> 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 <a href="Supercomputer" title="Supercomputer">Supercomputer</a> wurde es möglich, Supernovaberechnungen ohne unnatürliche Symmetrieannahmen durchzuführen. Damit konnten <a href="Simulation" title="Simulation">Simulationen</a> wesentlich realistischer werden, da die relevante Physik in den Modellen berücksichtigt wird, insbesondere was die hochkomplexen Wechselwirkungen der <a href="Neutrino" title="Neutrino">Neutrinos</a> 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 <a href="Max-Planck-Institut_f%C3%BCr_Astrophysik" title="Max-Planck-Institut für Astrophysik">Max-Planck-Institut für Astrophysik</a> (MPA) 16.000 <a href="Prozessorkern" title="Prozessorkern">Prozessorkerne</a> auf dem <a href="SuperMUC" title="SuperMUC">SuperMUC</a> am <a href="Leibniz-Rechenzentrum" title="Leibniz-Rechenzentrum">Leibniz-Rechenzentrum</a> (LRZ) in Garching und auf dem <a href="MareNostrum" title="MareNostrum">MareNostrum</a> 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.<a href="#cite_note-Melson,_et_al.-29">[29]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Auswirkungen_auf_die_Erde">Auswirkungen auf die Erde</h2></div>

Der mögliche Ausbruch einer Supernova in der Nähe des <a href="Sonnensystem" title="Sonnensystem">Sonnensystems</a> wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova unter 100 <a href="Lichtjahr" title="Lichtjahr">Lichtjahren</a> merkliche Auswirkungen auf die <a href="Biosph%C3%A4re" title="Biosphäre">Biosphäre</a> der Erde eintreten würden. Die <a href="Gammastrahlung" title="Gammastrahlung">Gammastrahlung</a> einer solchen Supernova kann chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen <a href="Stickstoff" title="Stickstoff">Stickstoff</a> in <a href="Stickoxide" title="Stickoxide">Stickoxide</a> umgewandelt wird. Dadurch könnte die <a href="Ozonschicht" title="Ozonschicht">Ozonschicht</a> komplett zerstört werden, was die Erde gefährlicher Strahlung aussetzen würde. Das <a href="Massenaussterben" title="Massenaussterben">Massenaussterben</a> im oberen <a href="Ordovizium" title="Ordovizium">Ordovizium</a>, bei dem etwa 50 Prozent der ozeanischen <a href="Art_(Biologie)" title="Art (Biologie)">Arten</a> ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht.<a href="#cite_note-30">[30]</a>

Die potenziell gefährlichsten Supernovae sind <a href="Supernova_vom_Typ_Ia" title="Supernova vom Typ Ia">vom Typ Ia</a>. Da sie aus einem engen halbgetrennten <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppelsternsystem</a> bestehend aus einem lichtschwachen <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretierenden</a> <a href="Wei%C3%9Fer_Zwerg" title="Weißer Zwerg">Weißen Zwerg</a> und einem Masse verlierenden Begleiter hervorgehen, erscheinen <a href="Kataklysmische_Ver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Kataklysmische Veränderliche">kataklysmische Veränderliche</a> 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.<a href="#cite_note-31">[31]</a>

Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt <a href="IK_Pegasi" title="IK Pegasi">IK Pegasi</a> in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.<a href="#cite_note-32">[32]</a>

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.<a href="#cite_note-Gehrels-33">[33]</a>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="60Fe_als_Indikator_für_vergangene_erdnahe_Supernovae">60Fe als Indikator für vergangene erdnahe Supernovae</h3></div>

Die Erde besteht zu einem beträchtlichen Teil aus Elementen, die bereits vor der Entstehung des Sonnensystems durch Supernovae freigesetzt wurden. Eindeutig jüngeren Supernovae zuordnen lassen sich nur radioaktive <a href="Isotop" title="Isotop">Isotope</a> mit relativ kurzer <a href="Halbwertszeit" title="Halbwertszeit">Halbwertszeit</a>. Als Indikator gut geeignet ist 60Fe: Dieses <a href="Eisen#Isotope" title="Eisen">Eisenisotop</a> entsteht nur in massereichen Sternen und zerfällt relativ rasch, mit einer Halbwertszeit von 2,6 Millionen Jahren. Wenn es auf der Erde gefunden wird, muss es aus Supernovae in erdgeschichtlich jüngerer Vergangenheit stammen.<a href="#cite_note-Science_2021-34">[34]</a>

Seit den späten 1990er-Jahren wurden 60Fe-Atome in <a href="Ferromangan" title="Ferromangan">Ferromangan</a>-Krusten des Meeresbodens nachgewiesen. An Stellen, an denen sich keine gewöhnlichen Sedimente ablagern können, sammeln sich bei passendem <a href="PH-Wert" title="PH-Wert">pH-Wert</a> Metallatome aus dem Wasser und bilden eine Schicht von wenigen Millimetern in einer Million Jahren. 2021 wurde eine solche Kruste mit früher nicht erreichter Präzision analysiert. Eine 2,4 cm dicke Probe wurde in feine Scheiben von 1 mm Dicke zerschnitten, von denen jede 400.000 Jahre repräsentierte. In einem hochempfindlichen <a href="Beschleuniger-Massenspektrometrie" title="Beschleuniger-Massenspektrometrie">Beschleuniger-Massenspektrometer</a> wurden danach insgesamt 435 Atome des Isotops 60Fe nachgewiesen. Ihre zeitliche Zuordnung bestätigte und präzisierte frühere Forschungsergebnisse: Die jüngste erdnahe Supernova ereignete sich vor etwa 2,5 Millionen Jahren, eine weitere vor etwa 6,3 Millionen Jahren. Aus dem Anteil der 60Fe-Atome in der Kruste versuchten die beteiligten Forscher auch die Distanz der Quellen abzuschätzen, im Vergleich mit Modellen der durch eine Supernova freigesetzten Gesamtmenge an 60Fe. Sie kamen zum Schluss, dass sich beide Ereignisse etwa 160 bis 320 Lichtjahre von der Erde entfernt abgespielt haben dürften.<a href="#cite_note-Science_2021-34">[34]</a>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Mögliche_Auswirkungen_der_Supernova_vor_etwa_2,5_Millionen_Jahren">Mögliche Auswirkungen der Supernova vor etwa 2,5 Millionen Jahren</h3></div>

Eine Supernova in dieser Entfernung muss für unsere Vorfahren ein spektakuläres Ereignis gewesen sein – während einiger Monate ähnlich hell am Himmel zu sehen wie der Vollmond. Gamma- und Röntgenstrahlen richteten bei einer angenommenen Distanz von 300 Lichtjahren vermutlich keinen Schaden an. Die <a href="Kosmische_Strahlung" title="Kosmische Strahlung">Kosmische Strahlung</a> hingegen (Protonen und andere Teilchen, auf annähernd Lichtgeschwindigkeit beschleunigt) dürfte eine beachtliche Wirkung entfaltet haben: Während mehrerer tausend Jahre könnte die Atmosphäre etwa 10-mal stärker <a href="Ionisation" title="Ionisation">ionisiert</a> worden sein als gewöhnlich. Einige Forscher vermuten, dadurch sei die Entstehung von Stickoxiden in der Atmosphäre um etwa 30 % erhöht und durch Düngung das Wachstum von Pflanzen erheblich verstärkt worden, was zur Abkühlung des Klimas am Anfang des <a href="Pleistoz%C3%A4n" title="Pleistozän">Pleistozäns</a> beigetragen haben könnte. Unter dem Einfluss der Kosmischen Strahlung entstanden in der Atmosphäre weitere Teilchen, unter anderem <a href="Myon" title="Myon">Myonen</a>. Die erhöhte Bestrahlung durch diese könnte vor allem für Meereslebewesen gefährlich gewesen sein, die normalerweise durch das Wasser vor Strahlung weitgehend geschützt sind und deshalb die stärkste relative Zunahme der Belastung erfuhren. Schließlich könnten durch sekundäre <a href="Ionisierende_Strahlung" title="Ionisierende Strahlung">ionisierende Strahlung</a> in der Luft Wege für Blitze geschaffen worden sein, welche vermehrt Waldbrände auslösten.<a href="#cite_note-Science_2021-34">[34]</a>

Die Vermutungen einiger Astronomen, Supernovae in erdgeschichtlich jüngerer Zeit könnten zu bedeutenden Klimaveränderungen und Aussterbeereignissen geführt oder durch Waldbrände die Entwicklung des Menschen beeinflusst haben, wurden bisher (Stand 2021) von Vertretern anderer Fachrichtungen mit Skepsis aufgenommen. Die Datierung solcher Supernovae muss weiter verfeinert werden, bevor ihre Auswirkungen z. B. von <a href="Pal%C3%A4ontologie" title="Paläontologie">Paläontologen</a> überprüft werden können.<a href="#cite_note-Science_2021-34">[34]</a>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="Liste_von_Supernovae" title="Liste von Supernovae">Liste von Supernovae</a></li>

<li><a href="Nukleare_Astrophysik" title="Nukleare Astrophysik">nukleare Astrophysik</a></li>

<li><a href="Hypernova" title="Hypernova">Hypernova</a></li>

<li><a href="Interaction-Powered_Supernova" title="Interaction-Powered Supernova">Interaction-Powered Supernova</a></li>

<li><a href="Supernova_Cosmology_Project" title="Supernova Cosmology Project">Supernova Cosmology Project</a></li>

<li><a href="Supernova_vom_Typ_Iax" title="Supernova vom Typ Iax">Supernova vom Typ Iax</a></li>

<li><a href="Electron-Capture_Supernova" title="Electron-Capture Supernova">Electron-Capture Supernova</a></li>

<li><a href="Leuchtkr%C3%A4ftige_Rote_Nova" title="Leuchtkräftige Rote Nova">Leuchtkräftige Rote Nova</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li>D. H. Clark, F. R. Stephenson: The Historical Supernovae. Pergamon Press, Oxford u. a., 1977, ISBN 0-08-020914-9.</li>

<li>J. Cooperstein, E. Baron: Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State. In: Supernovae. Hrsg. von A. G. Petschek, Springer 1990.</li>

<li><a href="Hans_Bethe" title="Hans Bethe">H. Bethe</a>: Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No. 4, October 1990.</li>

<li><a href="Wolfgang_Hillebrandt" title="Wolfgang Hillebrandt">Wolfgang Hillebrandt</a>, H.-T. Janka, Ewald Müller: Rätselhafte Supernova-Explosionen. Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36 ff.</li>

<li>Richard F. Stephenson u. a.: Historical supernovae and their remnants. Clarendon Press Oxford 2004, ISBN 0-19-850766-6.</li>

<li>Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut (Hrsg.): From twilight to highlight – the physics of supernovae. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-00483-1.</li>

<li>Gerald North: Observing variable stars, novae, and supernovae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-82047-2.</li>

<li>Peter Höflich u. a.: Cosmic explosions in three dimensions – asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-84286-7.</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><a href="https://de.wiktionary.org/wiki/Supernova" class="extiw external" title="wikt:Supernova">Wiktionary: Supernova</a> – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen</div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><div class="noresize noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"></div><a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Supernovae?uselang=de">Commons: Supernovae</a> – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien</div>

<dl><dd>Videos</dd></dl>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ardmediathek.de/video/alpha-centauri/was-ist-eine-supernova/ard-alpha/Y3JpZDovL2JyLmRlL2Jyb2FkY2FzdC9GMjAxNldPMDEyNDY0QTA">Was ist eine Supernova?</a> aus der Fernseh-Sendereihe <a href="Alpha-Centauri" title="Alpha-Centauri">alpha-Centauri</a> (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 24. Okt. 1999.</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.br.de/mediathek/video/video/supernova-102.html">Was passiert, wenn eine Supernova explodiert?</a> Aus der Fernseh-Sendereihe <a href="Alpha-Centauri" title="Alpha-Centauri">alpha-Centauri</a> (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 27. April 2005.</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.spacetelescope.org/videos/html/heic0401a.html">Supernova-companion star system.</a> Eine künstlerische NASA/ESA-Simulation der Supernova SN 1993J, einer spektakulären Supernova vom Typ Ia aus dem Jahre 1993 (zur Auswahl in verschiedenen Quick-Time und MPEG-Formaten).</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

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<li id="cite_note-2"><a href="#cite_ref-2">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://snrcat.physics.umanitoba.ca/">SNRcat U Manitoba.</a> Abgerufen am 16. Oktober 2020.<span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ASupernova&rft.title=SNRcat+U+Manitoba&rft.description=SNRcat+U+Manitoba&rft.identifier=http%3A%2F%2Fsnrcat.physics.umanitoba.ca%2F">

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<li id="cite_note-8"><a href="#cite_ref-8">↑</a> Andreas Ritter, Quentin A. Parker, Foteini Lykou, Albert A. Zijlstra, Martín A. Guerrero: <cite style="font-style:italic">The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD</cite>. In: <cite style="font-style:italic">The Astrophysical Journal Letters</cite>. Band 918, Nr. 2, 1. September 2021, <a href="Internationale_Standardnummer_f%C3%BCr_fortlaufende_Sammelwerke" title="Internationale Standardnummer für fortlaufende Sammelwerke">ISSN</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://zdb-katalog.de/list.xhtml?t=iss%3D%222041-8205%22&key=cql">2041-8205</a>, S. L33, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.3847/2041-8213%2Fac2253">10.3847/2041-8213/ac2253</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=The+Remnant+and+Origin+of+the+Historical+Supernova+1181+AD&rft.au=Andreas+Ritter%2C+Quentin+A.+Parker%2C+Foteini+Lykou%2C+...&rft.date=2021-09-01&rft.doi=10.3847%2F2041-8213%2Fac2253&rft.genre=journal&rft.issn=2041-8205&rft.issue=2&rft.jtitle=The+Astrophysical+Journal+Letters&rft.pages=L33&rft.volume=918" style="display:none">

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<li id="cite_note-9"><a href="#cite_ref-9">↑</a> Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63.

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<li id="cite_note-10"><a href="#cite_ref-10">↑</a> <cite style="font-style:italic">Meyers Großes Konversations-Lexikon</cite>. 6. Auflage. Bibliographisches Institut, Leipzig/Wien 1909 (<a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.zeno.org/Meyers-1905/A/Fixsterne">Online</a> [abgerufen am 17. Oktober 2019] Lexikoneintrag „Fixsterne“).<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.btitle=Meyers+Gro%C3%9Fes+Konversations-Lexikon&rft.date=1909&rft.edition=6.&rft.genre=book&rft.place=Leipzig%2FWien&rft.pub=Bibliographisches+Institut" style="display:none">

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<li id="cite_note-11"><a href="#cite_ref-11">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://wis-tns.weizmann.ac.il/stats-maps">TNS Transients Statistics and Skymaps.</a> In: Avishay Gal-Yam, International Astronomical Union, Division D Working Group Supernovae. 2019, abgerufen am 23. Oktober 2019.<span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ASupernova&rft.title=TNS+Transients+Statistics+and+Skymaps&rft.description=TNS+Transients+Statistics+and+Skymaps&rft.identifier=https%3A%2F%2Fwis-tns.weizmann.ac.il%2Fstats-maps&rft.date=2019">

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<li id="cite_note-13"><a href="#cite_ref-13">↑</a> Philipp Hummel in <a href="Spektrum_der_Wissenschaft" title="Spektrum der Wissenschaft">Spektrum</a> vom 29. Februar 2016: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.spektrum.de/wissen/fuenf-dinge-die-man-ueber-supernovae-wissen-muss/1401328">Fünf Dinge, die man über Supernovae wissen muss</a>

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<li id="cite_note-14"><a href="#cite_ref-14">↑</a> Jan Hattenbach in der <a href="Frankfurter_Allgemeine_Zeitung" title="Frankfurter Allgemeine Zeitung">FAZ</a> vom 23. Februar 2017: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/die-supernova-1987a-wird30-14891909.html?printPagedArticle=true#pageIndex_3">Großer Knall, langes Echo – 30 Jahre Supernova 1987A</a>

</li>

<li id="cite_note-15"><a href="#cite_ref-15">↑</a> Adalbert W. A. 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.

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<li id="cite_note-16"><a href="#cite_ref-16">↑</a> Walter Lewin, Michael van der Klies: <cite style="font-style:italic">Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics)</cite>. Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-15806-0.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.au=Walter+Lewin%2C+Michael+van+der+Klies&rft.btitle=Compact+Stellar+X-ray+Sources+%28Cambridge+Astrophysics%29&rft.date=2010&rft.genre=book&rft.isbn=9780521158060&rft.place=Cambridge&rft.pub=Cambridge+University+Press" style="display:none">

</li>

<li id="cite_note-17"><a href="#cite_ref-17">↑</a> Adalbert W. A. 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.

</li>

<li id="cite_note-18"><a href="#cite_ref-18">↑</a> Adalbert W. A. 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.

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<li id="cite_note-19"><a href="#cite_ref-19">↑</a> Gamezo, Khokhlov, Oran, 2004.

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<li id="cite_note-20"><a href="#cite_ref-20">↑</a> H. A. Bethe: <cite style="font-style:italic">Supernova mechanisms</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Reviews of Modern Physics</cite>. Band 62, Nr. 4, 1. Oktober 1990, S. 801–866, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1103/RevModPhys.62.801">10.1103/RevModPhys.62.801</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=Supernova+mechanisms&rft.au=H.+A.+Bethe&rft.date=1990-10-01&rft.doi=10.1103%2FRevModPhys.62.801&rft.genre=journal&rft.issue=4&rft.jtitle=Reviews+of+Modern+Physics&rft.pages=801-866&rft.volume=62" style="display:none">

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<li id="cite_note-21"><a href="#cite_ref-21">↑</a> Hans-Thomas Janka: Supernovae und kosmische Gammablitze. ISBN 978-3-8274-2072-5, S. 74.

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<li id="cite_note-22"><a href="#cite_ref-22">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.uni-heidelberg.de/presse/news2012/pm20120906_silber.html">Auf der Suche nach dem kosmischen Ursprung von Silber.</a> In: uni-heidelberg.de.

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<li id="cite_note-23"><a href="#cite_ref-23">↑</a> Camilla J. Hansen u. a.: Silver and palladium help unveil the nature of a second r-process. A&A, Vol. 545, id. A31, September 2012, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012A&A...545A..31H">2012A&A...545A..31H</a>.

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<li id="cite_note-24"><a href="#cite_ref-24">↑</a> Roger Chevalier: Astronomy: Supernova bursts onto the scene. Nature 453, 462–463 (22 May 2008), <a href="https://doi.org/10.1038/453462a" class="extiw external" title="doi:10.1038/453462a">doi:10.1038/453462a</a>.

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<li id="cite_note-25"><a href="#cite_ref-25">↑</a> D. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, J. Millard, R. C. Thomas, E. Baron: <cite style="font-style:italic">A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae</cite>. In: <cite style="font-style:italic">The Astronomical Journal</cite>. Band 123, Nr. 2, 2002, S. 745–752, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1086/338318">10.1086/338318</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....123..745R">2002AJ....123..745R</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=A+Comparative+Study+of+the+Absolute+Magnitude+Distributions+of+Supernovae&rft.au=D.+Richardson%2C+D.+Branch%2C+D.+Casebeer%2C+...&rft.date=2002&rft.doi=10.1086%2F338318&rft.genre=journal&rft.issue=2&rft.jtitle=The+Astronomical+Journal&rft.pages=745-752&rft.volume=123" style="display:none">

</li>

<li id="cite_note-HWBA02-26">↑ <a href="#cite_ref-HWBA02_26-0">a</a> <a href="#cite_ref-HWBA02_26-1">b</a> 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 <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0112059">astro-ph/0112059</a>.

</li>

<li id="cite_note-27"><a href="#cite_ref-27">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.astronomie-heute.de/artikel/1016083&_z=798889">Erste Paar-Instabilitäts-Supernova entdeckt.</a> In: Astronomie-heute.de. 3. Dezember 2009.

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<li id="cite_note-28"><a href="#cite_ref-28">↑</a> Avishay Gal-Yam: Superhelle Supernova, <a href="Spektrum_der_Wissenschaft" title="Spektrum der Wissenschaft">Spektrum der Wissenschaft</a>, August 2012, S. 42

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<li id="cite_note-Melson,_et_al.-29">↑ <a href="#cite_ref-Melson,_et_al._29-0">a</a> <a href="#cite_ref-Melson,_et_al._29-1">b</a> Melson, Tobias; Janka, Hans-Thomas: <cite style="font-style:italic">Computersimulationen zeigen erfolgreiche Sternexplosionen in drei Dimensionen</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching, Stellare Astrophysik</cite>. 2016, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.17617/1.1N">10.17617/1.1N</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=Computersimulationen+zeigen+erfolgreiche+Sternexplosionen+in+drei+Dimensionen&rft.au=Melson%2C+Tobias%3B+Janka%2C+Hans-Thomas&rft.btitle=Max-Planck-Institut+f%C3%BCr+Astrophysik%2C+Garching%2C+Stellare+Astrophysik&rft.date=2016&rft.doi=10.17617%2F1.1N&rft.genre=book" style="display:none">

</li>

<li id="cite_note-30"><a href="#cite_ref-30">↑</a> A. Melott u. a.: <cite style="font-style:italic">Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?</cite> In: <cite style="font-style:italic">International Journal of Astrobiology</cite>. Band 3, Nr. 2, 2004, S. 55–61, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1017/S1473550404001910">10.1017/S1473550404001910</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0309415">astro-ph/0309415</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=Did+a+gamma-ray+burst+initiate+the+late+Ordovician+mass+extinction%3F&rft.au=A.+Melott+u.+a.&rft.date=2004&rft.doi=10.1017%2FS1473550404001910&rft.genre=journal&rft.issue=2&rft.jtitle=International+Journal+of+Astrobiology&rft.pages=55-61&rft.volume=3" style="display:none">

</li>

<li id="cite_note-31"><a href="#cite_ref-31">↑</a> Michael Richmond: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20070306114344/http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt">Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth?</a> 8. April 2005, archiviert vom <style data-mw-deduplicate="TemplateStyles:r250917974">

/* start https://de.wikipedia.org/ */

.mw-parser-output .dewiki-iconexternal>a{background-position:center right!important;background-repeat:no-repeat!important}body.skin-minerva .mw-parser-output .dewiki-iconexternal>a{background-image:url("./_mw_/OOjs_UI_icon_external-link-ltr-progressive.svg")!important;background-size:10px!important;padding-right:13px!important}body.skin-timeless .mw-parser-output .dewiki-iconexternal>a,body.skin-monobook .mw-parser-output .dewiki-iconexternal>a{background-image:url("./_mw_/MediaWiki_external_link_icon.svg")!important;padding-right:13px!important}body.skin-vector .mw-parser-output .dewiki-iconexternal>a{background-image:url("./_mw_/Link.ernal-small-ltr-progressive.svg")!important;background-size:0.857em!important;padding-right:1em!important}

/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><a class="external text" href="https://redirecter.toolforge.org/?url=http%3A%2F%2Fwww.tass-survey.org%2Frichmond%2Fanswers%2Fsnrisks.txt">Original</a> am 6. März 2007; abgerufen am 30. März 2006.<span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3ASupernova&rft.title=Will+a+Nearby+Supernova+Endanger+Life+on+Earth%3F&rft.description=Will+a+Nearby+Supernova+Endanger+Life+on+Earth%3F&rft.identifier=https%3A%2F%2Fweb.archive.org%2Fweb%2F20070306114344%2Fhttp%3A%2F%2Fwww.tass-survey.org%2Frichmond%2Fanswers%2Fsnrisks.txt&rft.creator=Michael%26%2332%3BRichmond&rft.date=2005-04-08&rft.source=http://www.tass-survey.org/richmond/answers/snrisks.txt">  Siehe Section 4.

</li>

<li id="cite_note-32"><a href="#cite_ref-32">↑</a> Mark Gorelick: <cite style="font-style:italic">The Supernova Menace</cite>. In: <cite style="font-style:italic"><a href="Sky_%26_Telescope" title="Sky & Telescope">Sky & Telescope</a></cite>. März 2007.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Supernova&rft.atitle=The+Supernova+Menace&rft.au=Mark+Gorelick&rft.btitle=Sky+%26+Telescope&rft.date=2007-03&rft.genre=book" style="display:none">

</li>

<li id="cite_note-Gehrels-33"><a href="#cite_ref-Gehrels_33-0">↑</a> Neil Gehrels, Claude M. Laird u. a.: Ozone Depletion from Nearby Supernovae. In: <a href="Astrophysical_Journal" class="mw-redirect" title="Astrophysical Journal">Astrophysical Journal</a>, Band 585, 10. März 2003, S. 1169–1176, <a href="https://doi.org/10.1086/346127" class="extiw external" title="doi:10.1086/346127">doi:10.1086/346127</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0211361">astro-ph/0211361</a>

</li>

<li id="cite_note-Science_2021-34">↑ <a href="#cite_ref-Science_2021_34-0">a</a> <a href="#cite_ref-Science_2021_34-1">b</a> <a href="#cite_ref-Science_2021_34-2">c</a> <a href="#cite_ref-Science_2021_34-3">d</a> Daniel Clery: Starstruck. Atomic traces left by nearby supernovae point to ancient assaults on Earth. In: Science. 373, 2021, S. 269–273, <a href="https://doi.org/10.1126/science.373.6552.269" class="extiw external" title="doi:10.1126/science.373.6552.269">doi:10.1126/science.373.6552.269</a>.

</li>

</ol>

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Normdaten (Sachbegriff): <a href="Gemeinsame_Normdatei" title="Gemeinsame Normdatei">GND</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://d-nb.info/gnd/4184117-7">4184117-7</a> | <a href="Library_of_Congress_Control_Number" title="Library of Congress Control Number">LCCN</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://id.loc.gov/authorities/sh85130637">sh85130637</a> </div>

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