Was ist eine Supernova?


Als Supernova bezeichnet man die verheerende Explosion eines massereichen Sterns am Ende seines Lebens. Sie kann in wenigen Sekunden mehr Energie emittieren, als unsere Sonne in ihrer Lebensdauer von Milliarden von Jahren ausstrahlen wird.

Der Himmel über uns ist mit verführerisch schönen Überresten uralter Supernovae übersät, das heißt Sternen, die ihr Leben verbrachten und dann in diesen heftigen Explosionen starben. In einer Galaxie wie unserer Milchstraße, die aus rund 200 Milliarden Sternen besteht, sollte es alle 50 Jahre eine Supernova geben. Allein mit dem Auge sichtbare Supernovae sind jedoch äußerst selten. Sie könnten – oder auch nicht – Zeuge eines in Ihrem Leben werden.


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Was wir sehen, sind Supernova-Überreste, expandierende Wolken im Weltraum, wo früher Sterne waren. Es gibt vieleBeispiele, sowohl innerhalb als auch außerhalb unserer Galaxie. Der berühmteste Supernova-Überrest, der von der nördlichen Hemisphäre aus sichtbar ist, heißtKrebsnebel. Es befindet sich in Richtung der KonstellationStier der Stier. Die Chinesen haben die Supernova im Jahr 1054 n. Chr. beobachtet (obwohl sie 6.523 Jahre zuvor aufgetreten war, weil dieser Stern so viele warLichtjahreein Weg). Sie nannten es aGaststarund schrieb, dass es volle drei Wochen bei Tageslicht sichtbar war und schließlich etwa drei Monate später vollständig aus dem Blickfeld verschwand.

Später wurde der Krebsnebel berühmt, weil er den ersten bekannten . beherbergteDrücken Sie, entdeckt 1967 vonJocelyn Bell Burnell, als sie Doktorandin an der Cambridge University in England war. Der Krebspulsar, wie er genannt wird, ist einNeutronenstern, der Überrest der Supernova, die den Krebsnebel geschaffen hat. Wie kosmische Leuchttürme geben Pulsare beim Drehen Radiowellen ab. Die Strahlen des Krebspulsars sind zufällig in unsere Richtung gerichtet.

Mehrfarbiges längliches Gas mit Ausläufern aus der Mitte, viel heller in der Mitte.

Sehen Sie sich ein größeres Bild des Krebsnebels an. | Dieses Foto zeigt ein 3-Farben-Komposit des bekannten Krebsnebels (auch bekannt als Messier 1), wie er 1999 mit dem Hubble-Weltraumteleskop beobachtet wurde. Es ist der Überrest einer Supernova-Explosion, die im Jahr 1054 von der Erde aus beobachtet wurde. Es enthält ein Neutronenstern in der Nähe seines Zentrums, der sich 30 Mal pro Sekunde um seine Achse dreht. Bild überHubbleSite.




Wir wissen also, dass SupernovaeSternexplosionen. Wir sehen Beispiele für ihre Folgen im Raum um uns herum. Wir wissen, dass – wenn der Stern nach außen explodiert – es auchimplodiert, bilden eine überaus dichteNeutronensterndie uns auf der Erde als einDrücken Sie.

Aber was genau ist eine Supernova und was lässt sie explodieren?

Astronomen lösen langsam die mysteriösen Schichten, die diese explodierenden Sterne umgeben. Ihre schiere Unberechenbarkeit ist aufregend: Jede Supernova lehrt uns etwas Neues. Astronomen haben in den letzten 50 Jahren viel über Supernovae gelernt. Eine helle Supernova in unserer Milchstraße ist jetzt statistisch gesehen längst überfällig. Hoffen wir, dass es zu unseren Lebzeiten passiert, aberam besten nicht zu nah!

2 Bilder von bunten Gaswolken im Weltraum, mit Beschriftungen auf dem rechten Bild.

DieSchleiernebelim Sternbild Cygnus ist ein weiterer berühmter Supernova-Überrest. Es ist der sichtbare Teil einer viel größeren Struktur (derCygnus-Schleife) stellt die Überreste eines Sterns mit der 40-fachen Masse unserer Sonne dar, der vor schätzungsweise 8.000 Jahren explodierte. Bild (links) über T. A. Rector/ University of Alaska Anchorage/ WIYN/ NOAO/ AURA/ NSF und Bild (rechts) über NASA/ JPL-Caltech.


Eine Supernova ist eine endgültigere – und stärkere – Explosion als eineNeu, das vorübergehende Aufflammen eines Zwergsterns in einem Doppelsternsystem. Im Nova-Szenario sammelt der Zwergstern Materie von seinem Begleitstern. Die überschüssige Masse führt dazu, dass der Zwergstern ab und zu plötzlich auf ein Vielfaches seiner normalen Helligkeit aufflammt. Dann verblasst es über Monate zu seiner ursprünglichen Helligkeit, bevor es zum nächsten Aufflammen kommt. EINSupernova, andererseits ist ein viel größeres und intrinsisch viel helleres Ereignis (daher das PräfixSuper), wo die äußeren Schichten eines Sterns explosionsartig in den Weltraum geblasen werden. Ein Stern, der zur Supernova wird, kehrt nicht zu seiner vorherigen Helligkeit zurück und kann vollständig verschwinden, wobei ein sich ausdehnender Supernova-Überrest zurückbleibt.

Sowohl Novae als auch Supernovae wurden einst genanntneuer Stern(„neue Sterne“), ein Begriff, der von dem berühmten dänischen Astronomen geprägt wurdeTycho Braheim Jahr 1572. Das liegt daran, dass sowohl Novae als auch Supernovae dazu führen können, dass ein „neuer Stern“ an unserem Himmel erscheint, wo vorher keiner gesehen wurde. Beide flammen plötzlich und – im Fall von Supernovae – unerwartet auf, bevor sie über Wochen oder Monate langsam ganz verschwinden.

Mann mit sehr langem Schnurrbart und einem Halskragen.

Astronom des 16. JahrhundertsTycho Braheprägte den Begriff „stella nova“ oder neuer Stern für Sterne, die plötzlich aufhellen, heute Novae und Supernovae genannt.

Jetzt wissen wir, dass eine Supernova keineNeuStern, sondern – ganz im Gegenteil – ein bestehender, der am Ende seines Lebens angelangt ist.


Und wir wissen, dass Novae – die weniger starken Aufflackern – die Position eines Sternensystems markieren, das wieder aufflammen könnte.

Supernovae können verschiedene Ursachen haben, aber alle beinhalten die plötzliche Detonation eines Sterns. Astronomen erkennen derzeit zwei Haupttypen von Supernovae, Typ I und Typ II, gemäß einer von deutsch-amerikanischen Astronomen entwickelten KlassifizierungsmethodeRudolf Minkowskiund Schweizer AstronomFritz Zwicky. Daher ist das Klassifikationssystem als bekanntMinkowski-Zwicky-System. Die Klassifizierung basiert auf derSpektrender Supernovae: also auf ihr Licht, wenn es in seine Komponentenfarben zerlegt wird. Supernovae vom Typ I haben keinen Wasserstoff in ihren Spektren, während Supernovae vom Typ II ihn zeigen. Typ I wird weiter in drei Subtypen unterteilt, Ia, Ib und Ic, ebenfalls basierend auf ihren Spektren.

Aber vielleicht spannender ist der Unterschied zwischen den Typen, wie er durch dieUrsacheder Explosion, und hier, etwas verwirrend, sind die Typen II, Ib und Ic tatsächlich die gleiche Art von Explosion, während Typ Ia eine völlig andere Kreatur ist.

Eine farbenfrohe sich ausdehnende Hülle um einen inneren Bereich, die chaotisch erscheint.

Dieses zusammengesetzte Bild des Supernova-Überrests 1E0102.2-7219 enthält Röntgenemission, gemessen mit demChandraTeleskop (blau und violett), sichtbare Lichtdaten vom MUSE-Instrument des optischen Very Large Telescope (VLT) (hellrot) und zusätzliche Daten vom Hubble-Teleskop (dunkelrot und grün). In seinem Zentrum befindet sich ein Neutronenstern, der ultradichte Kern eines massereichen Sterns, der bei einer Supernova-Explosion kollabiert ist. Bild über NASA Marshall Space Flight Center/Flickr.

Supernovae vom Typ II

Wir beginnen mit dem häufigeren Typ II, an den die Leute normalerweise denken, wenn sie an eine Supernova denken: ein altersbedingt explodierender Stern. Supernovae vom Typ II treten auf, wenn einem großen Stern der Treibstoff ausgeht, was ihn in einen schnellen Kollaps und eine Explosion bringt. Ein solcher Stern ist zwischen acht und 40 Mal schwerer als unsere Sonne. Sie werden oft als „Kernkollaps“-Supernovae bezeichnet, weil genau das passiert. Der Kern des Sterns bricht plötzlich – in nur wenigen Sekunden – in sich zusammen.

Aber lassen Sie uns die Kulisse für dieses katastrophale Ereignis schaffen. Milliarden von Jahren zu Lebzeiten dieses SternsKernfusion– der Prozess, bei dem Wasserstoff im Inneren des Sterns in Helium umgewandelt wird, dabei riesige Energiemengen freigesetzt und der Stern so zum Leuchten gebracht wird – kämpfte mitSchwere. Wir sprechen hier nicht von der Anziehungskraft eines Objekts auf ein anderes, sondern von der eigenen des SternsEigengravitation. In Sternen wird der nach außen drängenden Strahlung von Fusionsreaktionen im Kern des Sterns ständig eine unaufhaltsam nach innen drängende Schwerkraft entgegengewirkt. Es ist ein Duell der Kräfte, in dem keiner der Sieger sein kann … solange die Kernfusion im Kern des Sterns aufrechterhalten wird, bleibt der Stern im Gleichgewicht.

Aber Sterne werden mit einer endlichen Menge Wasserstoff als Brennstoff geboren. Nach Milliarden von Jahren (ungefähr 10 Milliarden im Fall unserer Sonne, obwohl unsere Sonne nicht massiv genug ist, um eine Supernova zu produzieren) beginnen sich Veränderungen zu vollziehen, wenn Wasserstoff verbraucht wird. Sobald dem Kern des Sterns der Wasserstoff vollständig ausgeht, hört die Kernfusion im Kern auf; der Stern hat nichts mehr zu „brennen“. An diesem Punkt ist der Stern nicht mehr in der Lage, seinen nach außen gerichteten Schub gegen die nach innen ziehende Schwerkraft aufrechtzuerhalten. Der Stern beginnt langsam zu schrumpfen. Dieses Schrumpfen hat den Effekt, dass mehr Wasserstoff von Orten weiter draußen im Stern in die Region gebracht wird, die zuvor vom Kern eingenommen wurde, tatsächlich genug Wasserstoff, damit die Kernfusion in einer Hülle um den inneren Kern des Sterns wieder aufgenommen werden kann.

Es gibt jedoch etwas namensSpiegelprinzip, was mit der Erhaltung der Gravitations- und Wärmeenergie zu tun hat, die ganz einfach besagt, dass sich seine äußeren Schichten ausdehnen müssen, wenn sich der Kern eines Sterns zusammenzieht. So beginnt der Stern anzuschwellen und dehnt sich von seiner ursprünglichen Größe massiv aus. Dabei kühlen seine äußeren Schichten ab, die weiter von der Hülle aus schmelzendem Wasserstoff im Kern entfernt sind. Sobald die Temperatur ausreichend abgekühlt ist,Konvektion statt Strahlungwird die vorherrschende Art und Weise, wie die äußeren Schichten des Sterns erhitzt werden, und der Stern hört auf, sich auszudehnen. Der Stern ist zu einer geschwollenen, kühleren und daher geröteten Version seines früheren Selbst geworden; es ist jetzt einroter RieseStern.

Wenn unsere Sonne in etwa 5 Milliarden Jahren zu einem Roten Riesen wird, wird sie sich ausdehnen, um Merkur, Venus und möglicherweise auch die Erde zu verzehren – und zu zerstören. Dies bedeutet, dass sich der Durchmesser der Sonne um das 115-fache vergrößert; es wird vielleicht auch heller3.000 mal.

Aber – so dramatisch sein Helligkeitsanstieg auch sein mag – wir sind noch nicht im Supernova-Stadium, und das Erreichen der Roten Riesen-Phase ist nicht das Ende der Geschichte. Während der Kern des Sterns weiter schrumpft, steigen die Temperaturen im Inneren auf noch höhere Niveaus als zuvor und erreichen unglaubliche 100 Millionen Grad Celsius. Bei dieser extremen Temperatur und wenn der Stern massiv genug ist, kann er beginnen, das nächste Element im zu verschmelzenPeriodensystem, das istHelium, in Kohlenstoff, und die Kernfusion setzt in ihrem Kern wieder ein. Die Temperaturen steigen noch weiter an, bis das Helium aufgebraucht ist und ein Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff zurückbleibt.

Das Verbrennen seines Heliums ist jedoch kein schneller Prozess: Ein Stern mit der achtfachen Sonnenmasse wird wahrscheinlich genug Helium haben, um 100 Millionen Jahre zu überleben.

Während dieser ganzen Zeit steigt die Temperatur des Kerns jedoch langsam an, und wenn sie 500 Millionen Grad erreicht, ist es heiß genug, dass das nächste Element zu schmelzen beginnt. Kohlenstoffkerne verschmelzen zu Natrium, Neon und Magnesium. All dies wird der Reihe nach vom Stern verbrannt; der Kern erwärmt sich weiter und erreicht 2 Milliarden Grad. Bei steigender Temperatur bildet sich zunächst Silizium, gefolgt von Schwefel, Argon, Calcium, Chrom, Mangan und Nickel.

Jeder wird in aufeinanderfolgenden Schalen verbrannt, während der Kern weiter schrumpft, bis der Stern einer Zwiebel ähnelt. Jedes Element, das in diesem erstellt wurdestellare Nukleosyntheseist progressivschwerer– besteht aus einer größeren Anzahl von Protonen, Neutronen und Elektronen – bis schließlich ein Element entsteht, das nicht verbrannt werden kann: Eisen.

Ausschnitt der Kugel, die verschiedenfarbige beschriftete Schichten zeigt.

Wenn ein Stern altert, findet die Verschmelzung in immer schwereren Elementen statt. Bild überUniversität von Oregon.

An diesem Punkt kann die Temperatur im Kern des Sterns erreichen3,5 Milliarden GradCelsius und seine „Zwiebelschichten“ bestehen aus einem dichten Eisenkern, umgeben von Hüllen aus Silizium und Schwefel, Sauerstoff und Kohlenstoff, Helium und einer äußeren Hülle aus Wasserstoff. Es ist unglaublich zu erkennen, dass sich der Stern – um dieses späte Stadium seines Lebens zu erreichen – möglicherweise schon seit einer Milliarde Jahren in seiner Roten-Riesen-Phase befindet! Da Eisen nicht verbrannt werden kann, auch nicht bei diesen Temperaturen (die Verschmelzung von Eisen und schwereren Elementen würde mehr Energie erfordern, als entstehen würde), ist der Stern wirklich am Ende der Straße angekommen.

Sobald das gesamte Zentrum des Kerns in Eisen umgewandelt wurde, tritt ein plötzliches und dramatisches Ereignis ein. Jetzt, ohne jeglichen Strahlungsdruck nach außen, kollabiert der Kern vollständig in sich selbst: Nach Milliarden von Jahren gewinnt endlich die Schwerkraft die Konfrontation!

Was der Kern zusammenbrichthineinhängt von der Masse des Sterns ab. Ein Stern, der acht- bis 25-mal so massereich ist wie unsere Sonne, bildet sich aNeutronenstern, während die Kerne der massereichsten Sterne, die mehr als das 25-fache unserer Sonne betragen, wahrscheinlich inSchwarze Löcher.

Der endgültige Kollaps des Kerns – der vielleicht nur eine Sekunde dauert – ist, eine Stoßwelle direkt ins Zentrum zu senden, die dann zurückprallt und sich durch die äußeren Schichten des Sterns nach außen ausbreitet und ihn vollständig auseinander bläst. Unmengen an Energie werden freigesetzt: Daher kann das brillante Ereignis, das wir als Supernova-Explosion kennen, im ganzen Universum beobachtet werden.

Diese Supernova-Explosion kann alle Elemente bilden, die schwerer als Eisen sind; jetzt ist genug energie dafür da! Für eine kurze Zeit kann der Stern heller sein als der Rest der Sterne in seiner Galaxie zusammen, ein feuriges Leuchtfeuer, das den Tod eines alten Sterns anzeigt. Zurück bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, eine völlig neue und letzte Phase seiner Entwicklung. Nach Wochen oder Monaten verschwindet das Leuchten der Supernova langsam aus dem Blickfeld und erlischt schließlich ganz.

Was passiert also mit dem Material, das bei einer Supernova-Explosion ins All geschleudert wird, den Überresten des Sterns? Es zerstreut sich sanft über die Äonen, und seine Elemente formen neue Sterne, neue Planeten, vielleicht sogar neues Leben. Alle Atome in deinem Körper wurden in den feurigen Herzen uralter Sterne geschmiedet. Das Kalzium in Ihren Knochen. Das Eisen in deinem Blut. Alle wurden in einem riesigen roten Riesenstern geboren und vor Milliarden von Jahren in einer Supernova-Explosion im ganzen Universum ausgesät.

Die beiden Unterklassen vom Typ I, Ib und Ic genannt, sind den Supernovae vom Typ II insofern ähnlich, als sie alle durch den Kernkollaps eines massereichen Sterns erzeugt werden. Sie haben eine eigene Bezeichnung, weil sie in beiden Fällen ihre äußeren Schichten bereits verloren habenVorder Kern kollabiert in einem stellaren Wind während ihrer Roten Riesen-Zustände und werden daher normalerweise als . bezeichnetabgestreifte Kernkollaps-Supernovae. Wie bereits teilweise geschälte Zwiebeln hat Typ Ib seine erste wasserstoffreiche Schicht verloren und Typ Ic sowohl seine Wasserstoff- als auch die nächste Heliumschicht, wodurch die kohlenstoffreiche Schicht darunter sichtbar wird.

Der FOE

Die PhysikerGerry BrownundHans Betheeine Maßeinheit entwickelt, um die Energiemenge zu quantifizieren, die bei einer typischen Typ-II-Supernova freigesetzt wird. Das Maß ist angegeben inSchlecht, eine Energieeinheit von 10^-7 Joule. Ob Sie es glauben oder nicht, die Standarddarstellung eines Ergs ist die Energiemenge, die eine Stubenfliege bei einem Liegestütz verbraucht!

Brown und Bethe nannten ihre Maßeinheit FOE, was zehn hoch bedeutetFfünfzig-ODERgeborenUNDrgs; die Zahl 10 gefolgt von 51 Nullen. Während ihrer Lebensdauer wird die Sonne etwa 1,2 FOE an Energie emittieren. Mit anderen Worten, die Sonne wird für die Dauer von 10 Milliarden Jahren nur ein bisschen mehr Energie freisetzen, als eine Supernova vom Typ II in wenigen Sekunden produziert!

Betrachten Sie für eine weitere Demonstration von einfach unverständlichen Energiemengen Folgendes: Eine Supernova vom Typ II, die 1 FOE an Energie produziert, mag nach einer riesigen Menge klingen; es ist zweifellos. Aber jetzt vergleiche das mit dem Schwarzen Loch im Zentrum der GalaxieM87, berühmt abgebildet von denEvent Horizon Teleskop2017: Menschen zuerstBild eines schwarzen Lochs, veröffentlicht im April 2019. Es rotiert mit 90% der Lichtgeschwindigkeit. Stellen Sie sich nun vor, einen riesigen Dynamo daran zu befestigen, wie er ein Fahrradlicht antreibt, indem er die Drehung des Rades umwandelt, oderkinetisch, Energie zu Strom. Wie viel kinetische Energie würde der Dynamo dem Schwarzen Loch entziehen? Die Antwort ist wirklich schockierend: 10 Billionen FOE.Mit anderen Worten, die kinetische Energie des Schwarzen Lochs M87 istzehn Billionen Maldie Energie, die von einer Typ-II-Supernova freigesetzt wird.

Supernovae vom Typ Ia

Ganz anders (aber ähnlich den kleineren wiederkehrenden Nova-Explosionen) findet eine Supernova vom Typ Ia in a . stattDoppelsternsystemwo einer der sterne istweißer Zwerg, und der andere ist ein Begleitstern, von dem der Weiße Zwerg damit beschäftigt ist, Materie zu stehlen. Ein Weißer Zwerg ist der superdichte Überrest eines kleineren Sterns (weniger als das Achtfache der Sonnenmasse) in der letzten Phase seines Lebens. Es ist das Ergebnis des langsamen Schrumpfens von a . über Millionen von Jahrenroter RieseStern, wieBeteigeuzeim SternbildOrion, vor kurzem Gegenstand vieler Spekulationen, dass es bald zu einer Supernova (es ist nicht). Und ein Roter Riesenstern wiederum ist das Ergebnis eines Sterns wie unserer Sonne, der über Jahrmillionen langsam anschwillt, wenn er beginnt, seinen Wasserstoffvorrat zu erschöpfen. Das ultimative Schicksal unserer Sonne ist es daher, ein Weißer Zwerg zu werden, ein langsam abkühlender Überrest des Kerns unseres Sterns, der vielleicht nur 0,8% seines ursprünglichen Radius misst. Im Fall unserer Sonne wäre dies ein Weißer Zwerg von etwa 11.000 km Durchmesser.

Gase von einem Stern streckten sich zu einer Scheibe um einen anderen Stern herum.

Künstlerische Darstellung einer Typ-Ia-Supernova: Ein Weißer Zwerg, der seinen Begleitstern von Materie befreit, bis er die kritische Grenze – die Chandrasekhar-Grenze – für eine Supernova-Explosion erreicht. Bild überDIES/ ATG medialab / C. Carreau.

Ein Weißer Zwergstern ist so dicht, dass ein Teelöffel seines Materials etwa 15 Tonnen wiegen würde. In seinem Inneren sind alle Kernfusionsprozesse zum Erliegen gekommen. Allerdings – und das ist der Schlüssel zu unserer Supernova-Ia-Klassifizierung – können sie wieder entzündet werden! Wenn der Weiße Zwerg genug Material aufnimmt, um am Ende mehr als das 1,44-fache der Masse unserer Sonne zu haben, können die Prozesse neu beginnen und zu einer außer Kontrolle geratenen thermonuklearen Explosion und anschließenden Zerstörung des Weißen Zwergs führen: einer Supernova. Diese sehr klare Massengrenze eines Weißen Zwergs wird alsChandrasekhar-Grenze, benannt nach indisch-amerikanischem AstrophysikerSubrahmanyan Chandrasekharder es 1930 berechnet hat.

Wie kann ein Weißer Zwerg dann mehr Masse ansammeln? Was passiert, ist, dass das Doppelsystem den Weißen Zwerg und einen Begleiter enthält, der jede Art von Stern sein kann – ein „normaler“ Stern, ein roter Riese oder sogar ein anderer (kleinerer) weißer Zwerg. In den beiden ersteren Fällen zieht die immense Schwerkraft des Weißen Zwergs langsam Material vom Begleitstern ab und sammelt es auf der Oberfläche des Weißen Zwergs an, bis die Chandrasekhar-Grenze erreicht ist. Fast sofort bläst die daraus resultierende außer Kontrolle geratene Kernfusionsreaktion den Weißen Zwerg innerhalb weniger Sekunden auseinander: die Supernova-Explosion. Wenn der Begleiter ein weiterer Weißer Zwerg ist, können die beiden gewaltsam verschmelzen, wobei ihre gemeinsame Masse die Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, was wiederum zu einer Supernova-Explosion führt.

Innerhalb der Typ-Ia-Klassifikation gibt es mehrere Subtypen, deren genaue Details noch etwas ungewiss sind, aber die allgemeine Idee aller Typ-Ia-Supernovae ist dieselbe: Ein Weißer Zwergstern sammelt genug Masse an, um ihn über die Chandrasekhar-Grenze zu drücken, was zu einer Katastrophe führt Explosion und Zerstörung des Sterns. Einzige Ausnahme ist eine neu entdeckte Supernova vom Typ Iax, die den Weißen Zwerg möglicherweise nicht vollständig zerstört, sondern ihn in eine sogenannte „Zombie-Stern“, behält die Hälfte seiner ursprünglichen Masse. Theoretisch könnte dies dann die Ursache sein fürEin weitererSupernova-Explosion sollte sie mit einem anderen Weißen Zwerg verschmelzen. Derzeit gibt es 30 Kandidaten für diese Art von Supernova, die Astronomen untersuchen.

Supernovae als nützliche Werkzeuge

Ein interessantes Merkmal von Typ-Ia-Supernovae ist, dass sie aufgrund der Massengrenze der Weißen Zwerge alle mit der gleichen Energiemenge und damit mit ungefähr der gleichen Helligkeit explodieren.

Diese Helligkeitskonstanz ist eine äußerst nützliche Methode zur Messung von Entfernungen im nahen Universum und wird als a . bezeichnetStandardkerze. Wenn Sie wissen, wie hell eine Supernova vom Typ Ia ist, können Sie ihre Helligkeit von der Erde aus messen und so ihre Entfernung genau berechnen. Es ist, als würde man nachts weit entfernte Autoscheinwerfer sehen: Sie wissen, wie viel Licht ein Scheinwerfer ausstrahlt, und wie hell er Ihnen erscheint, sagt Ihnen, wie weit er entfernt ist. Während wir früher dachten, dass alle Supernovae vom Typ IaExaktbei gleicher Eigenhelligkeit wissen wir jetzt, dass die Helligkeit leicht variieren kann. Es gibt jedoch eine Korrelation zwischen der Leuchtkraft einer Supernova und der Zeit, die es dauert, bis sie aus dem Blickfeld verschwindet, sodass ihre genaue Helligkeit und damit ihre Entfernung genau berechnet werden können.

Es waren Messungen der Helligkeit weit entfernter Supernovae, die 1998 zu einemMannschaftvon Astronomen in den USA, Europa, Australien und Chile zu einer schockierenden Entdeckung: Die am weitesten entfernten Supernovae vom Typ Ia sind weiter entfernt, als sie sein sollten, wenn man bedenkt, was über das Alter und die Expansionsrate des Universums bekannt war. Dies führte zu einer völlig unerwarteten Erkenntnis: Die Expansion des Universums ist tatsächlichbeschleunigend, im Laufe der Zeit nicht langsamer werden, wie wir es immer angenommen und von den Modellen vorhergesagt hatten. Später durch mehrere nachfolgende Studien bestätigt, konnten Astronomen das sich beschleunigende Universum nicht erklären und entwickelten den Begriffdunkle Energiezu beschreiben, was auch immer es verursacht. Dies ist nicht zu verwechseln mitDunkle Materie; der Beiname „dunkel“ bedeutet einfach „unbekannt“.

Bis heute ist die Natur der Dunklen Energie ein völliges Rätsel, obwohl wir wissen, dass sich die Expansion des Universums bis etwa 6 Milliarden Jahre nach dem Urknall tatsächlich verlangsamte. Dann,Etwas passiertwas die Verlangsamung umkehrte und die Expansion sogar beschleunigte. Wir haben keine Ahnung, was das für ein Ereignis war. Es ist äußerst mysteriös: Etwas hat, soweit wir das erkennen können, plötzlich dieNatur des gesamten Universums. Die beste Vermutung, die Kosmologen im Moment haben, war, dass es eine Art von warPhasenübergang, ein Beispiel dafür ist, dass Wasser zu Eis gefriert und in Struktur und Aussehen zu etwas völlig anderem wird. Im Fall von Wasser hängt das Ereignis, das den Übergang auslöst, das Gefrieren, mit seiner Temperatur zusammen: Im Fall der dunklen Energie muss das Ereignis etwas in der Struktur der Raumzeit selbst gewesen sein, eine kritische Grenze, die erreicht wurde. Was diese Grenze war, wissen wir nicht. Es könnte etwas gewesen sein, das unser Verständnis völlig überstieg.

Wir sind vielleicht Jahrzehnte davon entfernt, die dunkle Energie zu verstehen, obwohl eine Reihe neuer engagierterTeleskopeund Beobachtungsprogramme werden in den kommenden Jahren versuchen, das Geheimnis zu lüften. Wie bei der Suche nach aQuantentheorie der Gravitation, es kann durchaus jemanden mit Einsteins Intellekt brauchen, um alle Fäden zusammenzuziehen und endlich die dunkle Energie zu verstehen. Wenn man jedoch von Einstein spricht, scheint die dunkle Energie seiner berüchtigten „kosmologischen Konstante“ zu ähneln, die im Grunde ein mathematischer Trick war, den Einstein anwendete, um das expandierende Universum – das Einstein nicht akzeptierte – aus seinen Gleichungen zu eliminieren. Später erkannte Einstein seinen Fehler und nannte ihn den größten Fehler seines Lebens.

Für ihre Rolle bei der Beobachtung von Typ-Ia-Supernovae, die zur Entdeckung der Dunklen Energie führten, haben AstronomenSaul Perlmutter,Brian P. SchmidtundAdam G. Riesswurden 2011 mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Fazit: Eine Supernova ist die katastrophale Explosion eines Sterns am Ende seines Lebens. Es gibt verschiedene Arten von Supernova-Explosionen, aber alle können in wenigen Sekunden mehr Energie abgeben als unsere Sonne während ihrer gesamten Lebensdauer. Manche Supernovae überstrahlen für kurze Zeit eine ganze Galaxie.