Supernovae sind extrem energische und dynamische Ereignisse im Universum. Das hellste, das wir jemals beobachtet haben, wurde 2015 entdeckt und war so hell wie 570 Milliarden Sonnen. Ihre Leuchtkraft bedeutet ihre Bedeutung im Kosmos. Sie produzieren die schweren Elemente, aus denen Menschen und Planeten bestehen, und ihre Stoßwellen lösen die Bildung der nächsten Generation von Sternen aus.
In der Milchstraße gibt es alle 100 Jahre etwa 3 Supernovae. Im Laufe der Menschheitsgeschichte wurden nur eine Handvoll Supernovae beobachtet. Die früheste aufgezeichnete Supernova wurde 185 n. Chr. Von chinesischen Astronomen beobachtet. Die berühmteste Supernova ist wahrscheinlich SN 1054 (historische Supernovae sind nach dem Jahr benannt, in dem sie beobachtet wurden), aus dem der Krebsnebel entstand. Dank all unserer Teleskope und Observatorien ist das Beobachten von Supernovae ziemlich routinemäßig.
Eine Sache, die Astronomen nie beobachtet haben, sind die sehr frühen Stadien einer Supernova. Dies änderte sich 2013, als die automatisierte Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) zufällig eine erst drei Stunden alte Supernova erblickte.
Das Erkennen einer Supernovae in den ersten Stunden ist äußerst wichtig, da wir schnell andere Zielfernrohre darauf richten und Daten über den Vorläufer-Stern des SN sammeln können. In diesem Fall zeigten Follow-up-Beobachtungen laut einem bei Nature Physics veröffentlichten Artikel eine Überraschung: SN 2013fs war von zirkumstellarem Material (CSM) umgeben, das es im Jahr vor dem Supernova-Ereignis ausgeworfen hatte. Das CSM wurde mit einer hohen Rate von ungefähr 10³ Sonnenmassen pro Jahr ausgestoßen. Dem Papier zufolge könnte diese Art von Instabilität bei Supernovae häufig sein.
SN 2013fs war ein roter Superriese. Astronomen glaubten nicht, dass diese Arten von Sternen Material ausstießen, bevor sie in die Supernova gingen. Nachbeobachtungen mit anderen Teleskopen zeigten jedoch, dass sich die Supernova-Explosion durch eine Materialwolke bewegte, die zuvor von einem Stern ausgestoßen worden war. Was dies für unser Verständnis von Supernovae bedeutet, ist noch nicht klar, aber es ist wahrscheinlich ein Game Changer.
Das Fangen des 3 Stunden alten SN 2013fs war ein äußerst glückliches Ereignis. Das IPTF ist eine vollautomatische Weitfeldvermessung des Himmels. Es handelt sich um ein System von 11 CCDs, die an einem Teleskop am Palomar Observatory in Kalifornien installiert sind. Es dauert 60 Sekunden Belichtung bei Frequenzen von 5 Tagen bis 90 Sekunden. Dies ermöglichte es ihm, SN 2013fs in einem frühen Stadium zu erfassen.
Unser Verständnis von Supernovae ist eine Mischung aus Theorie und beobachteten Daten. Wir wissen viel darüber, wie sie zusammenbrechen, warum sie zusammenbrechen und welche Arten von Supernovae es gibt. Dies ist jedoch unser erster Datenpunkt eines SN in den frühen Morgenstunden.
SN 2013fs ist 160 Millionen Lichtjahre entfernt in einer Spiralarmgalaxie namens NGC7610. Es ist eine Typ-II-Supernova, was bedeutet, dass sie mindestens 8-mal so massereich ist wie unsere Sonne, aber nicht mehr als 50-mal so massereich. Typ-II-Supernovae werden meist in den Spiralarmen von Galaxien beobachtet.
Eine Supernova ist der Endzustand einiger Sterne im Universum. Aber nicht alle Sterne. Nur massive Sterne können zu Supernova werden. Unsere eigene Sonne ist viel zu klein.
Sterne sind wie dynamische Balanceakte zwischen zwei Kräften: Fusion und Schwerkraft.
Wenn Wasserstoff im Zentrum eines Sterns zu Helium verschmolzen wird, verursacht er einen enormen Druck nach außen in Form von Photonen. Das ist es, was unseren Planeten erleuchtet und wärmt. Aber Sterne sind natürlich enorm massiv. Und all diese Masse unterliegt der Schwerkraft, die die Masse des Sterns nach innen zieht. Die Fusion und die Schwerkraft gleichen sich also mehr oder weniger aus. Dies wird als Sternengleichgewicht bezeichnet. Dies ist der Zustand, in dem sich unsere Sonne befindet und in dem sich noch mehrere Milliarden Jahre befinden werden.
Aber Sterne halten nicht ewig, oder besser gesagt, ihr Wasserstoff nicht. Und sobald der Wasserstoff ausgeht, beginnt sich der Stern zu verändern. Im Falle eines massiven Sterns beginnt er, immer schwerere Elemente zu verschmelzen, bis er Eisen und Nickel in seinem Kern verschmilzt. Die Fusion von Eisen und Nickel ist eine natürliche Fusionsgrenze in einem Stern. Sobald die Fusion von Eisen und Nickel erreicht ist, stoppt die Fusion. Wir haben jetzt einen Stern mit einem inerten Kern aus Eisen und Nickel.
Nachdem die Fusion aufgehört hat, ist das Sternengleichgewicht gebrochen und der enorme Gravitationsdruck der Sternmasse verursacht einen Zusammenbruch. Dieser schnelle Zusammenbruch bewirkt, dass sich der Kern wieder erwärmt, was den Zusammenbruch stoppt und eine massive Stoßwelle nach außen verursacht. Die Stoßwelle trifft auf das äußere Sternmaterial und sprengt es in den Weltraum. Voila, eine Supernova.
Die extrem hohen Temperaturen der Stoßwelle haben einen weiteren wichtigen Effekt. Es erwärmt das Sternmaterial außerhalb des Kerns, wenn auch nur sehr kurz, was die Verschmelzung von Elementen ermöglicht, die schwerer als Eisen sind. Dies erklärt, warum die extrem schweren Elemente wie Uran viel seltener sind als leichtere Elemente. Nur groß genug Sterne, die Supernova werden, können die schwersten Elemente schmieden.
Kurz gesagt, das ist eine Typ-II-Supernova, derselbe Typ, der 2013 gefunden wurde, als er erst 3 Stunden alt war. Wie die Entdeckung des von SN 2013fs ausgestoßenen CSM unser Verständnis von Supernovae erweitern wird, ist nicht vollständig verstanden.
Supernovae sind ziemlich gut verstandene Ereignisse, aber es gibt immer noch viele Fragen, die sie umgeben. Es bleibt abzuwarten, ob diese neuen Beobachtungen der frühesten Stadien einer Supernovae einige unserer Fragen beantworten oder nur unbeantwortete Fragen aufwerfen.
