Supernova SN2010jl am 14. November 2010
Typ IIn

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Entstehung einer Supernova

Aufnahmen der Supernova SN 2010jl


Entstehung einer Supernova
Eine Supernova kann nur unter bestimmten Voraussetzungen entstehen und bedeutet dann immer das besonders spektakuläre Ende eines Sternes. Dabei explodiert der Stern und leuchtet innerhalb sehr kurzer Zeit extrem auf. Bei diesem Vorgang wird der Stern sogar millionen- bis milliardenfach heller als zuvor und kann dabei für eine kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie leuchten.

Supernovae können auf zwei verschiedene Arten entstehen.

1.) Ein Stern hat nach seiner Entstehung mehr als die achtfache Masse unserer Sonne. Bei solchen Sonnen kollabiert am Ende ihrer Entwicklung der Kernbereich nach dem Verbrauch des nuklearen Brennstoffs. Dabei kann am Ende ein besonders kompaktes Objekt wie ein Pulsar oder ein Schwarzes Loch entstehen.

2.) Wenn Sterne eine geringer als die achtfache Sonnenmasse haben, können diese unter bestimmten Voraussetzungen ebenfalls als Supernova enden. Hier muß zuerst ein enges Doppelsternsystem vorhanden sein. Am Ende der Entwicklung kann so ein Doppelsternsystem dann aus einem sogenannten Weißen Zwerg und einem Roten Riesen bestehen. Der kleine Zwergstern akkretiert dabei aufgrund der Gravitation laufend Masse in einem Materiestrom vom Roten Riesenstern. Durch das Aufsammeln dieser Masse kommt es vorerst immer wieder periodisch zu einigen Nova Ausbrüchen im Weißen Zwerg bei denen der Wasserstoff des aufgesammleten Gases fusioniert und dabei Fusionsprodukte übrig bleiben. Dadurch wird die Masse im Weißen Zwerg so lange erhöht bis die sogenannte Chandrasekhar-Grenze überschritten ist. Sie ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergsterns. Mit dem Überschreiten kollabiert der Stern durch die zu groß gewordene Eigengravitation und eine Kohlenstofffusion zündet. Aber diese Fusion zerreißt den Stern dann in einer thermonuklearen Supernova. Obwohl Weiße Zwerge relativ massearme Sternobjekte sind, gehören diese Supernovae mit Abstand zu den hellsten Sternexplosionen im Universum. Solche Supernovae werden auch als Typ Ia bezeichnet.

Supernova Typ I
Bei einer Supernova vom Typ Ia wird der Weiße Zwergstern komplett zerrissen und als Materiewolke in den umliegenden Weltraum geschleudert. Der Rote Riesenstern aber verliert dabei plötzlich mit dem Partnerstern auch das gemeinsame Massezentrum seiner bisherigen Umlaufbahn und fliegt nun mit seiner hohen Orbitalgeschwindigkeit geradeaus in den Weltraum davon. Da bei einer Supernova vom Typ Ia die kritische Masse in Form der Chandrasekhar-Grenze immer relativ konstant ist, erfolgen solche Sternexplosionen immer mit ähnlicher Stärke. Daher eignen sich solche Ereignisse auch direkt zur Entfernungsbestimmung. In der Astronomie werden Objekte mit immer gleicher absoluter Helligkeit auch als sogenannte Standartkerzen bezeichnet. Hier kann mit der beobachtbaren scheinbaren Helligkeit die tatsächliche Entfernung bestimmt werden.

Eine Supernova vom Typ Ib zeigt im Unterschied zum Typ Ia eine schwächer ausgeprägte Siliziumabsorptionslinie. Die Lichtkurven der Typen Ia und Ib sind aber ziemlich ähnlich.

Eine Supernovae vom Typ Ic besitzt keine Heliumlinie, weil der ursprüngliche Stern sehr massereich war (z.B. Wolf-Rayet-Sterne), so dass er seine äußeren Hüllen bestehend aus Wasserstoff und Helium in starken Sternwinden bereits abgeblasen hat. Supernovae vom Typ Ic sind häufig mit spektakulären Gamma Ray Bursts (Hypernovae) verbunden.

Supernova Typ II
Supernovae vom Typ II sind die bekanntesten Supernovae. Sie entstehen durch eine Gravitationskollaps wenn der Stern am Ende seiner Entwicklung angekommen ist. Der innere Druck durch die zu Ende gehende thermonukleare Fusion sinkt. Dadurch fällt der Stern in sich zusammen. Der Kern besteht aber am Ende der Fusion inzwischen aus schweren Nickel-Eisen Elementen. Wenn nun die äußeren Hüllen auf den Kern prallen, wird die Schockwelle vom schweren Kern reflektiert. Die vom Kern wieder nach außen laufende reflektierte Schockwelle entspricht einer Sternexplosion, und es kommt so zu der bekannten Kernkollaps-Supernova. Vom ursprünglichen Stern bleibt bleibt dabei meist nur mehr ein relativ kleiner Neutronenstern übrig.

Entsprechend der beobachteten Lichtkurve werden Supernovae vom Typ II ebenfalls in Untergruppen eingeteilt. So hat eine SN vom Typ IIP (plateau) hat eine plateauförmige Lichtkurve. In der Sternhülle befinden sich etwa 10 Sonnenmassen Wasserstoff. Und eine Supernova vom Typ IIL (linear) hat eine linear abfallende Lichtkurve. Hier befindet sich in der Sternhülle meist sogar weniger als eine Sonnenmasse Wasserstoff. Und dann kennt man noch die Type IIn (narrow), bei der im Spektrum noch etwas Wasserstoff erkennbar ist. Dieser wurde vom Sternenwind in die umgebende Sternatmosphäre geblasen.


Die Supernova SN 2010jl vom Typ IIn
wurde am 03. November 2010 in der Galaxie UGC 5189A von J. Newton und Puckett bei einer ungefilterten Helligkeit von +13.5mag entdeckt. Das ist eine relativ große Helligkeit und lässt vermuten, dass diese Supernova schon relativ kurz nach der Sternexplosion entdeckt wurde. Die Koordinaten der Supernova SN 2010jl sind RA 09h 42m 53.33s, DEK +09° 29´ 41".8 (J2000.0). Diese Position liegt 2.4" östlich und 7.7" nördlich vom Zentrum der etwa 130 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie UGC 5189A.

 

Supernova SN2010jl vom Typ IIn in der Galaxie UGC 5189A, aufgenommen am 14. November 2010 von 01:53 bis 02:29 UTC Supernova SN2010j am 14. November 2010
Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 17x180 = 3060s, kein Filter

 

 

Supernova SN2010jl vom Typ IIn in der Galaxie UGC 5189A, aufgenommen am 14. November 2010 von 01:53 bis 02:29 UTC in invertierter Darstellung Supernova SN2010j am 14. November 2010
Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 17x180 = 3060s, kein Filter
1 ... Galaxie UGC 5189A
2 ... Galaxie UGC 5189B
3 ... Galaxie PGC 1365365
4 ... Galaxie PGC 27823

 


© 2010 G. Dangl
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