Supernova SN2011dh am 10. Juni 2011
Typ IIb

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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 werden grundsätzlich in zwei verschiedene Haupttypen I und II eingeteilt
Diese Einteilung erfolgt jedoch nicht nach den Explosionsmechanismen sondern nach dem spektralen Erscheinungsbild. Bei einer Supernova vom Typ I mit den Untergruppen Ia, Ib und Ic sind am Beginn keine Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar. Bei einer Supernova vom Typ II mit den Untergruppen IIb, II-L und II-P sind jedoch schon von Beginn an Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar.

Supernova vom Typ I
Das frühe Spektrum enthält beim Typ I grundsätzlich keine Wasserstofflinie. Das Spektrum einer SN Ia enthält Silizium. Das Spektrum einer SN Ib enthält kein Silizium aber viel Helium. Das Spektrum einer SN Ic enthält ebenfalls kein Silizium aber nur wenig Helium.

Wenn Sterne eine geringere 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 aufgesammelten 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.

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.

Generell erfolgt der Helligkeitsanstieg einer Supernova meist in wenigen Tagen bis zum Maximum, um dann über einen viel längeren Zeitraum langsam wieder kleiner zu werden. Die Lichtkurve einer Ia Supernova verläuft annähernd immer gleich. Die abklingende Strahlung wird vor allem durch den radioaktiven Zerfall von Nickel (⁵⁶Ni) zu Cobalt (⁵⁶Co) und diesem zu Eisen (⁵⁶Fe) erzeugt. Dabei betragen die Halbwertszeiten etwa 6 beziehungsweise 77 Tage. Allerdings sieht man den Verlauf durch eine eventuelle Rotverschiebung bei großen Entfernungen auch entsprechend zeitlich gedehnt. Das bedeutet, dass eine Supernova bei einer Rotverschiebung von 2 für Beobachter auf der Erde auch nur mehr halb so schnell wie im Bezugssystem des betroffenen Stern selbst abläuft.

Die bei einer Supernova umgewandelte Energie ist mit etwa 10⁴⁴ Joule unvorstellbar groß. Diese Energiemenge entspricht in etwa jener Energie, die unsere Sonne in ihrer gesamten Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren abstrahlt. Eine normale Nova strahlt mit 10³⁷ Joule zwar eine zehn Millionen fach geringere Energie als eine Supernova ab. Diese Energie entspricht aber noch immer der gesamten Energie die unsere Sonne in einem Zeitraum von 1000 Jahren abstrahlt. Durch diese hohen abgestrahlten Energiemengen stellt eine Supernova in einer Entfernung von etwa 50 bis 100 Lichtjahren für das Leben auf Planeten eine große Gefahr dar. Im Extremfall kann so ein Ereignis einen Planeten sogar regelrecht sterilisieren.

Supernova vom Typ II
Das frühe Spektrum enthält beim Typ II immer Wasserstofflinien. Bei einer normalen SN II ist die Wasserstofflinie dominant. Bei einer normalen Supernova vom Typ II wird eine weitere Unterteilung in den Typ II-L und in den Typ II-P durchgeführt. Bestimmt wird dieser Untertyp durch den Helligkeitsverlauf der Supernova. Wenn die Helligkeit nach dem Maximum mit der Zeit wieder linear abnimmt, handelt es sich um den Typ SN II-L. Durchläuft hingegen die Helligkeit während des Abklingens eine Art Plateauphase mit annähernd gleichbleibender Helligkeit, dann spricht man von einer Supernova vom Typ SN II-P. Bei den Spitzenwerten der absoluten Helligkeiten haben Ereignisse vom Typ SN II-P allerdings eine relativ breite Streuung, während die meisten linear abklingenden SN II-L Ereignisse etwa die gleiche absolute Maximalhelligkeit erreichen. Bei einer Typ II-L Supernova nimmt die Helligkeit durch die Ausdehnung und Abkühlung der Explosionshülle laufend ab. Bei einer Typ II-P Supernova ist die ausgestoßene Masse und damit die Geschwindigkeit der Hülle der Supernova jedoch so groß, dass dieser Abkühlungseffekt durch die sich sehr rasch vergrößernde Oberfläche eine bestimmte Zeit lang kompensiert wird. Daher kommt es hier zu einer Plateauform in der Helligkeitskurve.

Neben den beiden Typen II-L und II-P gibt es auch noch die Type IIb. Bei einer Supernova vom Typ IIb ist jedoch nicht die Wasserstofflinie sondern die Heliumlinie dominant.

Bei einer Supernova vom Typ II hat 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.

Die Supernova SN 2011dh vom Typ IIb
Diese Supernova wurde am 31. Mai 2011 in der Galaxie M51 (Whirlpoolgalaxie) von Tom Reiland, Thomas Griga, Amedee Riou, und Stephane Lamotte Bailey entdeckt. Die Supernova hatte dabei eine Helligkeit von etwa +13.5 mag erreicht.

Die Supernova SN 2011dh ist eine Sternexplosion vom Typ IIb in der 27 Millionen Lichtjahre entfernten Whirlpool Galaxie M51. Damit ist dieses nun erst jetzt sichtbare Ereignis eigentlich schon geschehen als auf der Erde die Entwicklung des Menschen erst bevor stand. Die genauen Koordinaten von SN 2011dh sind RA = 13h30m05s.124, DEK = +47° 10' 11".301 (J2000). Das ist eine Position 138" östlich und 92" nördlich vom Zentrum der Galaxie M51. Die Galaxie selbst hat ohne Supernova eine Gesamthelligkeit von +8.9mag oder eine Flächenhelligkeit von nur +12.7mag pro Quadratbogensekunde.

Bei meinen Aufnahmen der Supernova SN 2011dh, die am 06. Juni 2011 22h30 UTC bis 23h31 UTC in Nonndorf (48.7871 N, 15.2356 E, 547 MSL) durchgeführt wurden, war die Supernova sofort auf den Einzelaufnahmen mit 90 Sekunden Belichtungszeit erkennbar. Dark- und Flatfieldaufnahmen wurden gemacht und im CCD stack verwendet.

Supernova SN2011dh vom Typ IIb in der Galaxie M51, aufgenommen am 06. Juni 2011 ab 22:30 UTC Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 27x90 = 2430s, kein Filter

Supernova SN2011dh, aufgenommen am 06. Juni 2011 ab 22:30 UTC, in invertierter Darstellung und mit Positionsmarkierung Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 27x90 = 2430s, kein Filter

Zufällig hatte ich erst wenige Wochen vor dieser Supernova die Whirlpool Galaxie M51 im Sternbild der Jagdhunde mit meiner Astro CCD Kamera aufgenommen. Daher kann ich hier einen direkten Bildvergleich der Galaxie vor und nach der Supernova präsentieren.

Die Whirlpool Galaxie M51, aufgenommen am 07. März 2011 vor der Supernova und am 10. Juni 2011 nach der Supernova Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel

Supernova SN2011dh mit den Referenzsternen zur Messung von Position und Helligkeit, 06. Juni 2011 um 22:38:03 UTC Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 1x120s, kein Filter

Supernova SN2011dh, Referenzsterne für die Astrometrie

Supernova SN2011dh, Messung von Position und Helligkeit Atik 314L+, 1x120s, kein Filter

COD C47
CON G. Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at]
OBS G. Dangl
MEA G. Dangl
TEL 0.25-m f/4.8 reflector + CCD
ACK MPCReport file updated 2011.06.13 02:46:07
AC2 gerhard@dangl.at
NET UCAC-3
     SN2011dh  C2011 06 10.9430913 30 05.10 +47 10 11.0          13.2 V      C47
----- end -----


OBSERVER:    G. Dangl
CONTACT:     G. Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at]
TELESCOPE:   0.25-m f/4.8 reflector + CCD
EXPOSURE JD: Mid-exposure, not corrected for light time
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      JD         mag        SNR    ZeroPt   Design.
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2455723.44309   13.230 V  493.84   27.767   SN2011dh
----- end -----