Astro-Lexikon S 9

S
A-Z

Den Begriff Subraum (engl. subspace), findet man eher in der Science-Fiction, z.B. bei Star Trek. Der Terminus Unterraum in der Mathematik bezeichnet zunächst ganz allgemein einen Raum niedrigerer Dimension, der in einen Raum höherer Dimension eingebettet ist. In diesem Eintrag soll geklärt werden, inwiefern der Subraum einen Bezug zur Physik hat.

4D Raumzeit in Einsteins Theorie

In der Relativitätstheorie wird ein vierdimensionaler (4D) Raum, die Raumzeit, zugrunde gelegt, die aus drei Raum- und einer Zeitdimension aufgespannt wird. Diese Dimensionen sind jedoch nicht unabhängig voneinander und bilden ein Kontinuum. Die Raumzeit stellt gewissermaßen die Bühne da, auf der alle Ereignisse stattfinden (diese Bühne ist jedoch kein statischer Hintergrund - siehe Diffeomorphismus).

Verallgemeinerung zu Raumzeiten mit mehr Raumdimensionen

In der Physik fand man nach der Entdeckung der vierdimensionalen Raumzeit neue Theorien mit mehr Dimensionen.
1) Erstmals wurden zusätzliche Dimensionen in der Kaluza-Klein-Theorie in den 1920er Jahren angenommen - nämlich eine räumliche Extradimension. Diese höhere Dimensionalität war nötig, um einen Versuch der Vereinheitlichung von Relativitätstheorie und Elektrodynamik zu unternehmen. Die Kaluza-Klein-Theorie scheiterte jedoch und geriet zunächst in Vergessenheit - auch durch die Erfolge einer konkurrierenden Theorie: der Quantentheorie.
2) Ende der 1960 Jahre entdeckten die Physiker den Reiz dieser Idee neu und zwar in der bosonischen Stringtheorie. Diese Theorie sollte die Physik der starken Kraft erklären und hat insgesamt sogar 26 Dimensionen, also 25 Raumdimensionen - das sind 22 Raumdimensionen mehr als aus der Alltagserfahrung bekannt sind! Wie bereits in der Kaluza-Klein-Theorie sind diese Zusatzdimensionen nicht ohne weiteres beobachtbar, weil sie kompaktifiziert, d.h. auf kleinen Raumskalen 'aufgewickelt', seien. Aktuelle Experimente besagen, dass diese Raumskala kleiner sein muss als Mikrometer. Die bosonische Stringtheorie hatte jedoch auch Unzulänglichkeiten, so dass es in der Folgezeit zu Nachbesserungen kam.
3) Ende des 20. Jahrhunderts modifizierten die Theoretiker die Stringtheorien und fanden fünf zehndimensionale Stringtheorien, eine elfdimensionale Supergravitation und eine ebenfalls elfdimensionale M-Theorie. Das sind demnach sechs bzw. sieben räumliche, kompaktifizierte Extradimensionen in diesen Theorien. Diese Dimensionalitäten werden bis heute in diesen String-, Supergravitations- und M-Theorien zugrunde gelegt.

Subraum in der Physik?

Mit einer gewissen Berechtigung könnte man den Unterraum, den sämtliche (kompaktifizierte) Extradimensionen aufspannen, als Subraum bezeichnen. Freilich wird dieser Begriff nicht von den Physikern verwendet. So sprechen Stringtheoretiker eher z.B. von Calabi-Yau-Mannigfaltigkeiten, von Orbifolds oder ganz allgemein vom Bulk.

Nachweis des Subraums

Bisher sind die Extradimensionen jedoch noch spekulativ, denn deren experimenteller Nachweis in Cavendish-Experimenten oder in Teilchenbeschleunigern ist nicht gelungen. Eventuell bieten Teilchenbeschleuniger der neusten Generation eine Möglichkeit, die Extradimensionen abzuzählen. Eine Möglichkeit bestünde darin, wenn es gelänge, in Teilchenkollisionen sehr kleine Schwarze Löcher zu erzeugen. Sie wären in ihrer Größenordnung um ein Vielfaches kleiner als die primordialen Schwarzen Löcher der Kosmologie. Ihre Massen sind vergleichbar mit den Schwerpunktsenergien der kollidierenden Teilchenstrahlen. Sind die Szenarien einer TeV-Quantengravitation richtig und die Planck-Skala wäre tatsächlich reduziert, so läge diese Schwelle bei etwa 1 TeV, also einer winzigen Masse von 1.8 × 10^-21 g! Solche hypothetischen, künstlich generierten Schwarzen Löcher würden jedoch nur kurzzeitig existieren, weil sie infolge der (bisher nie beobachteten) Hawkingstrahlung zerstrahlen müssten. Ihre Lebensdauer wäre so kurz, dass sie nicht mal signifikant Umgebungsmaterie oder gar die Erde akkretieren könnten, so dass sie keine Gefahr darstellen sollten. Auch ohne TeV-Quantengravitation bieten die Stringtheorien die Existenz von Extradimensionen an, die sich in Teilchenbeschleunigern bemerkbar machen sollten. Auf diese Weise stellen Teilchenbeschleuniger eine Möglichkeit dar, den Subraum zu erforschen und seine Dimensionalität zu messen. Stellen die Physiker keine Extradimensionen in solchen Experimenten fest, so würde sich der Kompaktifizierungsradius weiter verringern. Oder das wäre gegebenenfalls der Hinweis, Theorien ohne Extradimensionen zu favorisieren oder solche zu entwickeln.

Supergravitation (engl. supergravity, abgekürzt SUGRA) verbindet die Supersymmetrie mit der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART). Motiviert war dieser Ansatz dadurch, dass Einsteins Gravitation quantisiert werden sollte. Ziel ist also eine Quantengravitation.

Mehr Raum, aber kleiner Raum

Eine besonders interessante Supergravitation ist eine elfdimensionale Theorie. SUGRA involviert demnach sieben Extradimensionen, die wie in den Stringtheorien kompaktifiziert sind. Es gibt jedoch eine Vielzahl von Supergravitationsmodellen mit unterschiedlicher Dimensionalität.

Folgen der eingebetteten Supersymmetrie

Die SUGRA ist lokal supersymmetrisch. Das Graviton mit Spin 2 (es ist somit ein Tensorboson) hat in der SUGRA einen supersymmetrischen Partner, das Gravitino mit Spin 3/2.

11D SUGRA hat Verwandte

Mitte der 1990er Jahre stellte sich heraus, dass die fünf bekannten Stringtheorien und SUGRA über mathematische Beziehungen, den Dualitäten, in Zusammenhang stehen. Das lässt vermuten, dass hinter den einzelnen Theorien eine übergeordnete Theorie steht, die M-Theorie genannt wurde. Die elfdimensionale Supergravitation ist der Niederenergielimes der elfdimensionalen M-Theorie, d.h. bei kleinen Energien geht die M-Theorie in die SUGRA über.

AdS/CFT

Die AdS/CFT-Korrespondenz (siehe dort für Einzelheiten) besteht zwischen SUGRA auf einer AdS₅-Raumzeit multipliziert mit einem sphärisch kompaktifizierten Raum und einer konformen Feldtheorie auf dem AdS-Rand.

Ist die Natur supergravitativ?

Die Supergravitation bietet eine Reihe interessanter, physikalischer Aspekte an, dennoch handelt es sich nicht um eine bewährte Theorie der Physik, weil weder Graviton oder Gravitino, noch Extradimensionen experimentell nachgewiesen wurden.

Schwarze Löcher können nach ihren Massen klassifiziert werden. Die supermassereichen Schwarzen Löcher (engl. supermassive black holes, kurz SMBHs) sind um viele Zehnerpotenzen schwerer als die stellaren Schwarzen Löchern. Diese gigantischen Objekte des Universums haben typische Massen von einigen Millionen bis Milliarden Sonnenmassen. Es sind die schwersten Schwarzen Löcher, die bekannt sind.
Bei einer Milliarde Sonnenmassen ist der Schwarzschild-Radius so groß, dass er sich bei der Bahn des Uranus befände, wäre das supermassereiche Schwarze Loch am Ort der Sonne! Supermassereiche Schwarze Löcher sind zwar sehr massereich, aber ihre räumliche Ausdehnung ist nur auf der Skala von Astronomischen Einheiten - also angesichts der Masse verhältnismäßig gering.

Das Herz von Galaxien

Supermassereiche Schwarze Löcher sind keine völlig isolierten Objekte, sondern mit dem Zentrum von Galaxien assoziiert. Diese Idee ist schon über vierzig Jahre alt und wurde erstmals für aktive Galaxien vorgeschlagen (Zel'dovich & Novikov 1964, Salpeter 1964, Lynden-Bell 1969, Lynden-Bell & Rees 1971). Heute ist das ein allgemein akzeptiertes Standardmodell für Aktive Galaktische Kerne (AGN). Astronomen sind überzeugt, dass fast jede Galaxie (bis auf wenige Ausnahmen, z.B. bei verschmelzenden Galaxien, wo der Kern entrissen wurde) ein solches gewaltiges Schwarzes Loch im Zentrum beherbergt.

Gibt es wirklich diese Schwarzen Löcher?

Der Nachweis für diese Vermutung ist jedoch noch nicht exakt erbracht worden. Generell ist es schwierig, den strengen Beweis für ein klassisches Schwarzes Loch zu erbringen (Müller 2007, astro-ph/0701228). Es gibt jedoch bislang kein konkurrenzfähiges Alternativmodell, und die Indizien aus astronomischen Beobachtungen favorisieren die Existenz von Schwarzen Löchern (klassische 4D-Löcher der ART) in vielen Fällen.

Das AGN-Paradigma

Die AGN können dabei ganz verschiedene Erscheinungsformen annehmen: als Quasare, Blazare, Seyfert-Galaxien, Radiogalaxien oder BL Lac-Objekte - mit unterschiedlichen spektralen Eigenschaften und unterschiedlichen Leuchtkräften. Jedoch kommt kein AGN-Modell ohne ein supermassereiches Schwarzes Loch als zentralen 'Motor' für diese enormen Leuchtkräfte aus. Der Erzeugungsmechanismus zur Freisetzung dieser gigantischen Strahlungsmengen ist die Akkretion auf das zentrale supermassereiche Schwarze Loch. Wie obiges Schnittbild durch den zentralen Teil einer aktiven Galaxie illustriert, dient der gigantische, rotierende, kalte und molekulare Staubtorus als Futterquelle für das Loch. Der Abstand des Torus ist kleiner als etwa ein Parsec. Zum Zentrum des AGN hin bildet sich der Akkretionsfluss aus, weil der Torus generell hydrodynamisch instabil ist. Drehimpuls und effiziente Strahlungskühlung flachen diese Strömung zur Standardscheibe ab. Im Innern des AGN, wenige Gravitationsradien vom SMBH entfernt, wird der Akkretionsfluss sehr heiß, die Strahlungskühlung ineffizienter, was einen evaporierten, advektionsdominierten Akkretionsfluss generiert, den ADAF. Das geschieht vornehmlich bei kleinen Akkretionsraten gegenüber der Eddington-Akkretionsrate (etwa 0.01-0.1 Eddington-Akkretionsrates). Simulationen des Plasmaflusses mithilfe der Gleichungen der Hydrodynamik und Magnetohydrodynamik (MHD) zeigen diese Akkretionslösungen, die unter Umständen auch eine advektive Torus-Konfiguration auf der Höhe der marginal stabilen Bahn bilden können. Aber auch dieser innere Torus kann nicht stabilisiert werden und verschwindet im Loch, bis der äußere Akkretionsstrom ein ähnliches Gebilde erneut 'auffüttert'. Dieses Szenario kann die beobachtete, starke AGN-Variabilität qualitativ und quantitativ erklären - es gibt aber auch andere Erklärungen. Die typische Variabilitätszeitskala im Bereich von Stunden und weniger spricht für ein kompaktes Emissionsgebiet, das nahe am SMBH lokalisiert ist. Die unaufhörliche Fütterung mit immer wieder neuem Gasmaterial sorgt für die Aktivität des AGN.

Mit der Akkretion untrennbar verknüpft ist die Erzeugung von Materieausflüssen. Im Gegensatz zur landläufigen Meinung verschlucken Schwarze Löcher nicht alles, ein Bruchteil der einfallenden Materie vermag den Einflussbereich des Loches wieder zu verlassen. Im einfachsten Fall bilden sich Winde, die von der Akkretionsscheibe wegströmen. Sie könnten unter Umständen zu Jets gebündelt werden (Blandford-Payne-Szenario), oder die Jets entstehen in der Ergosphäre eines (dann unbedingt) rotierenden Lochs, indem die Rotationsenergie über Magnetfelder ein Paarplasma erzeugt (Blandford-Znajek-Mechanismus). Während der größte Teil des umgebenden Gasmaterials vom Loch akkretiert wird, kann ein Teil davon wieder ausgestoßen werden. Die relativistischen, großskaligen Jets der AGN können nur magnetisch getrieben sein. Reine hydrodynamische Modelle reichen nicht aus. Aktuell favorisieren Astronomen, dass die komplizierte Wechselwirkung der rotierenden Raumzeit der Schwarzen Löcher (Kerr-Lösung) mit der Magnetosphäre des Akkretionsstroms verantwortlich ist für die Bildung von Plasmaausflüssen wie Jets und Winden. Nur schnell rotierende Löcher bilden eine signifikant große Ergosphäre aus, die die Voraussetzung für die Operation von Penrose-Prozessen und Blandford-Znajek-Mechanismen ist. Bei der Penrose-Paarbildung entsteht das (leptonische) Paarplasma aus der Wechselwirkung von einfallenden Gammaphotonen mit Photonen, die im Photonenorbit gefangen sind. Beim Blandford-Znajek-Mechanismus verstärkt Frame-Dragging das vom Akkretionsstrom herbeigebrachte Magnetfeld. Irgendwann ist das Feld so stark und enthält soviel Feldenergie, dass das Vakuum spontan ein Paarplasma erzeugt - direkt aus der Feldenergie. Das Feld bricht dabei zusammen. In beiden Fällen wird der Jet mit leptonischen Teilchenspezies, d.h. Elektronen und Positronen, gespeist. Der Blandford-Znajek-Mechanismus treibt außerdem Alfvénwellen, auf denen das Plasma 'reitet' und fortgetragen werden kann. Die magnetische Rekonnexion (Vernichtung von Magnetfeldern entgegengesetzter Polarität) setzt die in den Magnetfeldern gespeicherte Energie frei und wandelt sie in kinetische Energie des Plasmas um (siehe auch Poynting-Fluss). Beide Mechanismen - Penrose-Prozess und Blandford-Znajek-Mechanismus - gehen zu Kosten der Rotationsenergie des Loches, so dass seine Rotation abnehmen müsste. Unter realistischen Bedingungen nimmt das Loch allerdings ständig Materie mit Drehimpuls durch Akkretion auf. Das führt wieder zu höherer Rotation (höherem Kerr-Parameter) und 'zieht das Loch auf'. Der Frame-Dragging-Effekt zeichnet sich in vielerlei Hinsicht relevant: Er bewirkt eine Torsion von Magnetfeldlinien, was torsionale Alfvénwellen treibt, und er versetzt Partikeln in der Ergosphäre einen 'Kick', was möglicherweise zu (intrinsisch) einseitigen Jets führen könnte (Williams 2002).
Für dieses komplexe und attraktive Standardmodell von AGN gibt es keine brauchbaren Alternativen. Es zeigt, wie wichtig die Konzepte der Allgemeinen Relativitätstheorie und der Magnetohydrodynamik für die Astrophysik sind.

Das superschwere Loch im Zentrum unserer Heimatgalaxie

Auch die Milchstraße besitzt im Zentrum - von uns aus gesehen im Sternbild Schütze (internat. Sagittarius, Sgr) gelegen - ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 3.6 Millionen Sonnenmassen (Eisenhauer et al. 2005). Diese Masse wurde kinematisch aus der Kepler-Bewegung von Sternen nahe der Radioquelle Sgr A* (Zentrum der Milchstraße, Ort des SMBH) berechnet. Bislang kamen dazu verschiedene Teleskope zum Einsatz: das NTT (Eckart & Genzel 1990er Jahre), Keck (Ghez et al.), das VLT mit NAOS/CONICA (Schödel et al. 2001) und jüngst das VLT mit dem neuen Spektrographen SINFONI (ebenfalls Genzel-Gruppe des MPEs seit 2005). Helle Blitze, so genannte Flares, im Nahinfrarot (Genzel et al., Nature 2003) und Röntgenbereich (XMM-Newton: Aschenbach et al. 2004, Chandra: Baganoff et al. 2003) bestätigen die Lochmasse und machen sogar Aussagen über die Lochrotation. Das Loch im Zentrum der Milchstraße rotiert. Im Einzelnen wird der Kerr-Parameter zu a/M ~ 0.52 (NIR) bzw. a/M ~ 0.99 (Röntgen) bestimmt. Das ist die beste Evidenz für ein Kerr-Loch, die bisher überhaupt beobachtet wurde!
Leider ist das Galaktische Zentrum durch Staub verdeckt, so dass die Astronomen es nicht optisch, aber durch andere Strahlung wie Röntgen-, Infrarot- und Radiowellen beobachten können. Dieser Thematik des 'Supermassereichen Schwarzen Loches im Zentrum der Milchstraße' widme ich einen separaten Artikel.

Koloss auf der Waage - So wiegen Astronomen supermassereiche Löcher

Die Massenbestimmung supermassereicher Schwarzer Löcher ist über verschiedene Methoden möglich (die im Einzelnen unter dem Eintrag Schwarzes Loch beschrieben werden): Monitoring der Sternbewegung oder von Flares bei nahen Schwarzen Löchern, aber auch die Linienemission von Gas, Staub oder Plasma in unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Loches, insbesondere die Untersuchung der Broad Line Regions (Materiewolken mit breiten Emissionslinien) mittels Reverberation Mapping oder die Analyse von Masern (Laser im Bereich der Mikrowellen). Problematisch ist dabei natürlich die Anwendung dieser Methoden bei weit entfernten Objekten, weil deren scheinbare Helligkeit sehr klein ist.
In der Analyse der Struktur von Galaxien wurden sehr nützliche Relationen gefunden. Darunter fällt die M-σ-Relation, die sich aus dem Studium umfangreicher Galaxiensamples ergab. Sie besagt, dass die Lochmasse M mit der Geschwindigkeitsdispersion σ in der vierten Potenz skaliert (Tremaine et al. 2002). Die Geschwindigkeitsdispersion (Einheit km/s) misst man spektroskopisch mit einem Spalt, der über die zentrale Helligkeitsverteilung der Galaxie gelegt wird. In dieser Größe steckt eine gewisse systematische Unsicherheit, weil sie unterschiedlich definiert wird oder aus verschiedenen Aperturen gemessen wird. Weiterhin zeigen Untersuchungen an, dass die M-σ-Relation bei großen Rotverschiebungen nicht mehr zu gelten scheint. Das ist ein aktuelles und brisantes Forschungsgebiet. Eine ähnliche Relation stellt einen Zusammenhang zwischen der Masse des SMBHs und der Bulgemasse der Galaxie her (Magorrian et al. 1998). Der Bulge (dt. Wulst, gesprochen 'balsch') bezeichnet gerade die zentrale, sphäroide Verdickung einer Galaxie, bestehend aus vielen Sternen. Die Bulgemasse skaliert mit der Lochmasse in der Potenz von 1.12 (Häring & Rix 2004). In beiden Beziehungen folgt die schwierig zu messende Lochmasse aus dynamischen Modellen der Galaxienzentren. Generell enthüllt die M-σ-Relation, dass die innersten Sterne einer Galaxie und das zentrale superschwere Loch eine gemeinsame Entwicklung durchlaufen.

Woher kommen diese Riesenlöcher?

Die Entstehung supermassereicher Schwarzer Löcher gehört - vielleicht neben der Natur der Dunklen Energie - zu den größten Rätseln der Astrophysik. Ihre Entstehungsweise ist noch nicht ganz geklärt und ein derzeit sehr aktives Forschungsgebiet.
Zu den ersten Modellen gehören so genannte Zel'dovich-Podourets-Instabilitäten relativistischer Sternhaufen. In diesem Szenario kollabiert eine sphärisch symmetrische Konfiguration eines relativistischen Sternhaufens in einer relativistischen Metrik (zum Beispiel zunächst vereinfachend angenommen in der Schwarzschild-Geometrie). Shapiro und Teukolsky haben 1985 solche Modelle numerisch studiert und gezeigt, dass kompakte, isotherme Sternhaufen instabil gegen radiale Störungen werden können. Die Sterne, die als Teilchen in einem Stoßmodell beschrieben werden, können dabei Lichtgeschwindigkeit erreichen und die Metrik eines Schwarzen Loches bilden.
Moderne Modelle haben einen anderen Ansatz: Simulationen mit Hochleistungsrechnern auf theoretischer Seite und Tiefenfeldbeobachtungen auf Beobachterseite liefern große Datenmengen, die zu einem konsistenten und plausiblen Gesamtbild zusammengefügt werden müssen. In der Strukturbildung, einem Teilgebiet der Kosmologie, wird derzeit ein Szenario favorisiert, in dem aus 'Saatlöchern' von etwa einigen hundert Sonnenmassen durch Akkretion und Galaxienverschmelzungsprozessen die beobachteten, superschweren Löcher wurden (z.B. Volonteri et al., ApJ 2003 und 2005). Kurioserweise gibt es bereits bei z~6 (und nicht erst bei z~0) die Milliarden Sonnenmassen schweren Löcher, wie Beobachtungen im Sloan Digital Sky Survey belegen (Fan et al., 2001).
Dieses Wachstum von Klein nach Groß heißt hierarchisches Szenario. Demgegenüber stehen Beobachtungen, die belegen, dass es bereits die schwereren Löcher in hellen Quasaren in größerer Häufigkeit zeitlich vor den weniger schweren Löchern in Seyfert-Galaxien gab (Hasiger, Miyaji & Schmidt 2005). Solche antihierarchischen Szenarien können auch theoretisch erklärt werden (Merloni 2004).
Es ist bis heute nicht klar, wie die zeitliche Abfolge in der Bildung von Galaxien und SMBH im Detail war. Es stellt sich wie das Problem vom Huhn und vom Ei dar: Wer war zuerst da? Sollten sich durch irgendwelche Prozesse (spekulativ: kollabierende Brill-Wellen?) zuerst leichtere Saatlöcher gebildet und danach die Galaxien um sie herum konfiguriert haben können? Die meisten Astronomen favorisieren derzeit das folgende Bild: aus dem primordialen Gas (im Wesentlichen Wasserstoff und Helium, siehe auch primordiale Nukleosynthese) bildeten sich die ersten besonders massereichen Sterne im Universum. Diese Sterngiganten gehören zur so genannten Population III. PopIII-Sterne sind so schwer, dass sie am Ende ihrer kurzen Sternenkarriere im Gravitationskollaps direkt in stellare Schwarze Löcher übergehen, die etwa hundert bis einige hundert Sonnenmassen schwer sind (siehe dazu auch Paarinstabilitäts-Supernova unter dem Eintrag Supernova). Die Relikte der ersten Sternengeneration fungieren als Saatlöcher, die durch Gasakkretion und Verschmelzung zu den sehr schweren Löchern werden, die wir heute zwischen z~6 und z~0 beobachten. Die Astronomen wollen mit Teleskopen immer weiter in die Tiefe des Alls schauen, um dieses Vorstellung zu überprüfen. Hier liegt die Zukunft aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung in der Infrarot- und Radioastronomie. Wenn die Detektion von Gravitationswellen gelänge, könnte man sogar noch tiefer ins All blicken, als mittels elektromagnetischer Strahlung, vielleicht sogar bis zum Urknall!

Ein tiefer Röntgenblick ins All

Auch das kurzwellige Ende des Spektrums kann benutzt werden. Trotz der kosmologischen Rotverschiebung bleibt die Röntgenstrahlung der Quelle im Röntgenbereich, wenn sie auf der Erde ankommt. Röntgenstrahlung ist ideal, um Rückschlüsse auf die unmittelbare Umgebung Schwarzer Löcher zu ziehen, weil sie gerade dort entsteht.
Die bislang längste Belichtung (etwa eine Woche!) eines bestimmten Himmelsareals, dem Lockman Hole, mit dem europäischen Röntgensatellit XMM-Newton zeigte 50 bis 100 AGN. Die Beobachtung wurde unter der Leitung von Günther Hasinger, Direktor am MPE und dort Leiter der Röntgenastronomie, durchgeführt. Die AGN liegen in großen kosmologischen Entfernungen bis z ~ 4.5 und strahlen helle Röntgenstrahlung ab, die aufgrund der Entfernung stark abgeschwächt wird. Diese so genannten Deep-Field-Aufnahmen sind von großem Interesse, um die Entstehung der Galaxien und ihre Entwicklung zu studieren. Die Astronomen können die Daten nur so erklären, dass supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien Materie aus der Umgebung aufsammeln und dabei ungeheure Leuchtkräfte freisetzen. Sie sind unterschiedlich weit entfernt und ihre Röntgenstrahlung wird durch die kosmische Expansion rotverschoben. Dennoch erreicht die Röntgenstrahlung das irdische Messgerät im Satelliten. Weitere dieser Beobachtungen sind erfolgt (z.B. beim internationalen Projekt COSMOS) und werden folgen: mit größeren Himmelsfeldern (und entsprechend 'besserer Statistik'), mit höherer Empfindlichkeit und mit höherer räumlicher Auflösung. Auf diese Weise kartieren die Astronomen das Universum und gelangen durch einen Vergleich dieser Daten der Natur mit simulierten Daten zu einem Verständnis, wie sich die großen Strukturen im Kosmos bildeten - und welche Rolle dabei die supermassereichen Schwarzen Löcher spielten.

supermassereiche Schwarze Löcher und ihre Bedeutung für Leben

Diese Verbindung mag auf den ersten Blick weit hergeholt erscheinen, aber die in diesem Eintrag vorgestellten Aspekte machen klar, dass superschwere Löcher bedeutsam für das Leben auf der Erde sind. Zunächst ist da die gemeinsame Entwicklung von zentralem Superloch und umgebender Galaxie. Die saloppe Kausalkette lautet: Ohne Loch, keine Galaxie. Ohne Galaxie, keine Sonne. Ohne Sonne, keine Erde. Ohne Erde, kein Leben.
Wem diese Argumentation zu platt erscheint, der möge die AGN-Jets betrachten: Ausflüsse und Jets bilden sich im Blandford-Znajek-Szenario durch ein rotierendes Schwarzes Loch, das wie ein Katapult einen Teil der aufgesammelten Materie wieder auswirft. Die gebündelten und nachbeschleunigten Jets verlassen den Zentralbereich der Galaxie und reichen Tausende bis Millionen Lichtjahre hinaus. Dabei sorgen sie für einen großskaligen Materiekreislauf, und durchmischen die verschiedenen Elemente und Molekülverbindungen 'im ganz großen Stil'. Elementvielfalt ist aber Voraussetzung dafür, dass Sterne neuerer Generationen noch schwerere Elemente und noch größere Häufigkeiten derselben produzieren können. Das bietet ein reiches Stoffangebot für Leben und dessen komplexe Molekülphysik.
Am Beispiel der Galaxie NGC 4696 wurde gemutmaßt, dass ein superschweres Loch die Sternentstehung in einer Galaxie abschalten könne und damit die Galaxiengröße limitiere (Komposit von Allen, Taylor, Harris et al. 2006, Chandra-Website). Warum? Weil die Aktivität des Lochs durch Jets die Umgebung aufheize und bei heißer Materie der Kollaps zu einem Protostern erschwert sei (siehe auch Jeans-Masse).
Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien sind damit nicht nur astrophysikalisch äußerst interessante Studienobjekte - sie spielen eine wesentliche Rolle für unsere persönliche Existenz!

Eine Supernova ist eine Explosion eines Sterns. Dieses katastrophale Ereignis ist mit einem deutlichen Helligkeitsausbruch am Explosionsort verbunden. Das macht die Supernova auch über astronomisch große Distanzen klar sichtbar.

Supernova vs. Nova

Supernovae sind streng von den Novae, einer verwandten Form von Helligkeitsausbrüchen, zu unterscheiden. Eine Differenzierung ist anhand der Lichtkurve möglich. So nennen Astronomen generell ein Diagramm, in dem die Strahlungsintensität (Helligkeit oder Leuchtkraft) über der Zeit aufgetragen wird. Im Moment des Helligkeitsausbruchs steigt die Intensität rapide an. Supernovae sind 'super', weil sie um einen Faktor von einer Million leuchtkräftiger sind als Novae. Es gibt aber auch grundlegende, physikalische Unterschiede zwischen Nova und Supernova (siehe dazu auch unter Nova).

zwei fundamentale Supernovatypen

Phänomenologisch unterscheidet man zunächst grundsätzlich zwei Typen von Supernovae (Abk. SN), bei denen das Kriterium das Vorhandensein bzw. Abwesenheit des Elements Wasserstoff im Spektrum ist. Eine SN Typ I enthält keine (oder nur eine äußerst schwache) Spektrallinie des Wasserstoffs, während eine SN Typ II eine Wasserstofflinie zeigt. Der Wasserstoff ist spektroskopisch nachweisbar, wenn der Stern vor der Explosion, der so genannte Vorläuferstern, noch eine Wasserstoffhülle besaß. Es kann vorkommen, dass der Stern die Wasserstoffhülle abgestreift hat, beispielsweise weil ein starker Teilchenwind von ihm ausgeht. Dann ist der Wasserstoff spektroskopisch kaum oder gar nicht nachweisbar.

weitere Unterteilung der Supernovatypen

Supernova Typ Ia

Supernova Typ Ia oder thermonukleare Supernova: Sie entsteht, wenn Masse von einem Begleitstern auf einen Weißen Zwerg (genauer: einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Zwerg, kurz CO-Zwerg; Hoyle & Fowler, ApJ 132, 565, 1960) akkretiert wird. SN Ia sind gute Standardkerzen für die Entfernungsbestimmung, weil dieser Explosionsvorgang immer nach demselben Schema abläuft. Das bestätigen aktuelle Erkenntnisse über die Explosionsvorgänge in SNe Ia (Mazzali et al., Science 315, 825, 2007): Wenn der Weiße Zwerg gerade seine kritische Massengrenze, die so genannte Chandrasekhar-Masse von etwa 1.38 Sonnenmassen, überschreitet, wird er instabil und die gesamte Konfiguration wird zerrissen! Bei Erreichen der Chandrasekhar-Grenze bilden sich im Innern des Zwergs Inseln, wo thermonukleare Verbrennung einsetzt (subsonische Deflagration). Diese breiten sich nach außen aus und gehen dann in eine Detonation über (engl. deflagration-to-detonation transition, DDT). In Detonationen ist der Explosionsdruck höher als in Deflagrationen. Die DDT wird vermutlich durch Turbulenz verursacht. Daraus entsteht schließlich eine schockgetriebene, supersonische Detonationswelle - der Motor der Supernova. Die dabei frei werdenden Leuchtkräfte betragen knapp 5 Mrd. Sonnenleuchtkräfte!
Die Synthetisierung zu neuen chemischen Elementen läuft in den Explosionszonen unterschiedlich ab und richtet sich nach der Dichte der Sternmaterie: Bei hohen Sternmateriedichten liefert das thermonukleare Brennen radioaktives Nickel (Ni-56), das über β⁺-Zerfall erst zu Kobalt (Co-56) und dieses ebenfalls über β⁺-Zerfall zu Eisen (Fe-56) zerfällt. In den Betazerfällen entstehen schnelle Teilchen, die das Explosionsgas aufheizen. Es kühlt durch die Emission so genannter verbotener Linien von Eisen (Fe-II und Fe-III). Die Supernova leuchtet umso heller, je mehr Ni-56 vorhanden ist (Colgate & McKee 1969). In den Zonen geringer Sternmateriedichten dagegen werden mittelschwere Elemente wie Silizium (Si) synthetisiert. Silizium wird dominant in Supernovaexplosionen erzeugt und weist Gesamtmassen von etwas mehr als einer Sonnenmasse auf. Supernovae, die mehr mittelschwere Elemente wie Silizium synthetisieren, produzieren weniger Ni-56. Die hellsten SN haben auch die dünnsten Si-Zonen. Doppler-Blauverschiebung der starken Siliziumspektrallinie Si-II bei 6355 Angstrøm dient den Astronomen zur Geschwindigkeitsbestimmung. Sie finden typische Geschwindigkeiten des Si-Materials von etwa 12000 km/s. Das innere Explosionsmaterial ist dominiert von schwereren Elementen. Sie sind am besten etwa ein Jahr nach der Explosion beobachtbar. In diesem Stadium ist die Explosionswolke ausgedünnt und sieht aus wie ein Nebel mit transparentem Gas ('Nebelphase' der SN). Die neuen Simulationen von Mazzali et al. bestätigen, dass SNe vom Typ Ia gute Standardkerzen sind. Geringe Helligkeitsunterschiede sind begründet durch unterschiedliche Häufigkeiten von Nickel und Silizium.
Die absolute Helligkeit M der Explosionen streut zwar wenig und liegt immer bei etwa -19.7^mag; dennoch müssen die Supernovaforscher zur Ermittelung der Maximalleuchtkraft den Abfall der Lichtkurve genau betrachten. Mark Phillips fand 1993, dass der Abfall der Blauhelligkeit der Sternexplosion eine Funktion von der Maximalleuchtkraft ist (Phillips, M. ApJ 413, L105, 1993). Astronomen beschaffen sich aus dem Abfall der Blauhelligkeit innerhalb der ersten 15 Tage nach Maximalhelligkeit eine empirische Größe mit der Bezeichnung Δm₁₅(B). Die Breite der Lichtkurve skaliert mit Δm₁₅(B) und wird zusätzlich verändert durch die kosmologische Zeitdilatation. Aus Δm₁₅(B) schließen die Astronomen auf die Maximalleuchtkraft. Mittlerweile wird diese Methode nicht nur bei Wellenlängen blauer Strahlung verwendet, sondern in ganz verschiedenen Spektralbereichen. Die Supernovaforscher sprechen dann von MLCS-Methoden (engl. MLCS für Multi-Wavelength Light Curve Shape; früher multicolor light curve shape).
Die Wirtsgalaxie der Supernova beeinflusst ebenfalls das Sternexplosionslicht durch Staubextinktion. Ohne Berücksichtigung dieses Effekts würde beispielsweise die wahre, maximale Blauhelligkeit unterschätzt werden. Dieser Rötungseffekt kann korrigiert werden bzw. fanden Astronomen Relationen zwischen Abfall der Lichtkurve und Maximalleuchtkraft, die nicht von der Staubrötung beeinflusst werden (Phillips et al. AJ 118, 1766, 1999). Dazu ist es erforderlich die Langzeitentwicklung der SN-Helligkeit etwa 30 bis 90 Tage nach dem Helligkeitsmaximum mithilfe von Farbindizes zu betrachten. In der Tat stellt die Rötung durch Wirtsgalaxien die größte Unsicherheit dar und ist die damit die gravierendste Quelle für systematische Fehler bei der Messung kosmologischer Parameter.
Ein weiterer Effekt, der bei der Auswertung weit entfernter Sternexplosionen berücksichtigt werden muss, ist der Einfluss der kosmologischen Rotverschiebung. Sie schiebt das Supernovalicht aus dem Beobachtungsfilter. Dieser Effekt wird bei der so genannten K-Korrektur herausgerechnet.
Nach allen Korrekturen folgt die Distanz der Sternexplosion aus dem Entfernungsmodul. Es gibt dabei eine schlechte Nachricht: Die Entfernungsmessung mit SN Typ Ia bricht derzeit bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 1.5 zusammen. Denn für größere Distanzen wird die SN Ia zu lichtschwach, als dass sie noch entdeckt werden könnte.
Extrem leuchtkräftige Supernovae könnten von seltenen, schnell rotierenden, so genannten super-Chandra Weißen Zwergen kommen - dazu mehr am Ende dieses Eintrags.

Supernova Typ Ib

Supernovae Typ Ib zeigen im Gegensatz zu Typ Ia eine schwach ausgeprägte Siliziumabsorptionslinie. Die Lichtkurven von Typ Ia und Ib sind jedoch sehr ähnlich.

Supernova Typ Ic

Supernovae Typ Ic besitzen keine Heliumlinie mehr, weil der Vorläuferstern sehr massereich gewesen sein muss (z.B. Wolf-Rayet-Sterne), so dass er seine äußeren Hüllen aus Wasserstoff und Helium in starken Sternwinden abgeblasen hat. SN Typ Ic sind oft mit den spektakulären (langen) Gamma Ray Bursts (Hypernovae) assoziiert.

Supernova Typ II

Supernovae Typ II sind die bekanntesten Supernovae. Auf der Grundlage der beobachteten Lichtkurve werden sie ebenfalls in Subtypen unterteilt (z.B. Nadyozhin & Imshennik 2005): eine SN Typ IIP hat eine plateauartige Lichtkurve (P: Plateau); in den Sternhüllen befinden sich etwa 10 Sonnenmassen Wasserstoff. Eine SN Typ IIL hat eine linear abfallende Lichtkurve (L: linear); in den Sternhüllen befindet sich weniger als etwa eine Sonnenmasse Wasserstoff. Schließlich gibt es noch die SN Typ IIn, die ein bisschen Wasserstoff im Spektrum anzeigt, der vom Sternenwind in die Sternatmosphäre transportiert wurde.
Eine SN Typ II ist einerseits mit dem Gravitationskollaps eines Sterns (engl. core collapse) und andererseits einer folgenschweren Explosion verbunden. Der Grund für den Kollaps ist, dass der Stern an das Ende seiner Entwicklung gekommen ist ('Sternentod'): Die stellaren Brennprozesse in Form der thermonuklearen Fusion kommen im Sternkern zum Erliegen, so dass das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns empfindlich gestört wird: Ohne Fusionsprozesse sinken Gas- und Strahlungsdruck im Innern rapide ab. Der entgegengesetzt wirkende Gravitationsdruck drückt den Stern weiter zusammen. Deshalb fallen die äußeren Sternschichten in Richtung Zentrum des Sterns. Dort hat sich allerdings im Laufe der Sternentwicklung ein relativ großer, dichter Sternkern aus schweren Elementen, der Eisen-Nickel-Kern, ausgebildet. Er entstand aus der Asche der vielen vorangegangenen Brennprozesse. Eisen und Nickel befinden sich gerade im Sternkern, weil das der heißeste Ort im Stern ist, der damit die schwersten Elemente der stellaren Nukleosynthese erzeugt. An diesem massiven, dichten Kern prallt die einlaufende Schockwelle ab und wird wieder nach außen reflektiert (engl. back bounce). Die nun wieder nach außen laufende Schockwelle treibt die Explosion, und es kommt zur klassischen Kernkollaps-Supernova (engl. core-collapse SN). Die Supernova bedeutet das Ende des normalen Vorläufersterns. Es findet ein Übergang in eine neue, (in der Regel) stabile Endkonfiguration statt. Diese neue Sternenexistenz ist verglichen mit dem alten Zustand 'exotisch', weil die Sternmaterie eine ganz neue Form, physikalisch gesprochen eine neue Zustandsgleichung, annimmt. Welche Form das ist, entscheidet die vom Vorläuferstern übrig gebliebene Masse, die kollabiert. Während des 'Sternlebens' hat der Vorläuferstern einiges seiner Masse nach außen ins interstellare Medium (ISM) transportiert. Das übliche Schicksal des Vorläufersterns bei einer SN Typ II ist der Kollaps auf einen Neutronenstern. In Neutronensternen liegt die Materie in sehr kompakter Form vor: kernphysikalische Prozesse wie der inverse β-Zerfall verändern die gewöhnliche Materie. Sie wird bei hohen Massendichten neutronisiert. Neben einer daraus resultierenden Neutronenflüssigkeit mit Beimischungen von Protonen, Elektronen und Neutrinos bestehen Neutronensterne vermutlich auch aus exotischen Teilchen wie Kaonen und Hyperonen. Astrophysiker diskutieren außerdem, ob bei noch höheren Dichten der Verbund aus Nukleonen aufgebrochen werden kann. Dieser Materiezustand heißt Quark-Gluonen-Plasma und könnte tief im Innern des Neutronensterns existieren. Typische Massen von Neutronensternen liegen zwischen 1.0 und 1.5 Sonnenmassen. Allerdings können diese kompakten Objekte nicht beliebig schwer werden. Die Maximalmasse der Neutronensterne wird nach wie vor diskutiert und reicht von 1.5 Sonnenmassen (Burgio 2004) bis zu einem konservativen Wert von maximal drei Sonnenmassen (Nauenberg & Chapline 1973, Rhoades & Ruffini 1974).

Was passiert beim Überschreiten der kritischen Kollapsmasse?

Ist die kollabierende Masse schwerer als etwa drei Sonnenmassen, so ist der Kollaps auf ein punktförmiges Objekt unausweichlich. Die meisten Astrophysiker favorisieren, dass sich in diesem Kollaps ein stellares Schwarzes Loch bildet. Im Rahmen der klassischen Beschreibung mithilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie ist die Sternmasse zu einer echten Singularität (Krümmungssingularität) zusammengefallen. Die damit assoziierte Sternexplosion heißt jedoch nicht mehr Supernova, sondern Hypernova oder langer Gamma Ray Burst. Diese Sternexplosion weist noch höhere Explosionsenergien auf.

Herkunft des Begriffs Supernova und Häufigkeit

Die Etymologie des Begriffs Supernova ist gezeichnet von einem Irrtum: Zunächst dachten die Himmelsbeobachter, dass bei einer Supernova ein neuer Stern geboren sei, daher der lateinische Name nova, aber - wie die Beschreibung oben demonstriert hat - ist das Gegenteil der Fall: Es handelt sich um das 'letzte Aufbäumen' eines sterbenden, explodierenden Sterns. Bei der Explosion strahlt der kollabierende Stern für kurze Zeit so hell wie eine ganze Galaxie! Die absoluten Helligkeiten liegen dabei im Bereich von -14. bis -21. Magnitude, was dem Zehnmilliardenfachen der Sonnenleuchtkraft entspricht! Die relative Helligkeitszunahme des Sterns kann mehr als 20 Größenklassen betragen! Diese 'kosmischen Scheinwerfer' sind bis in die Tiefe des Alls zu beobachten. Oft sah man zuvor keinen Stern, und plötzlich taucht ein scheinbar 'neuer' (nova) auf. Die rasche Helligkeitszunahme wird durch die geradezu exponentielle Expansion der leuchtenden Fläche bewirkt. Solche Lichtkurven sind eindeutige Charakteristika von Supernovae. Trotz der hohen Zahl an Sternen in der Milchstraße plus extragalaktischer Systeme sind Supernovae relativ selten. Pro Galaxie gibt es nur wenige Supernovae pro Jahr.
Die Aufnahme oben links des Weltraumteleskops Hubble zeigt die Galaxie NGC 4526, in der sich 1994 eine Supernova Typ Ia ereignete (große Version; Credit: HST/NASA/ESA, The Hubble Key Project Team und The High-Z Supernova Search Team, 1999). Diese als SN 1994D katalogisierte Explosion eines Weißen Zwerges ist unten links im Foto klar zu erkennen. Man sieht auch, dass die Sternexplosion im Vergleich zur Galaxie tatsächlich sehr hell ist.

Ursprung schwerer Elemente als Eisen

Nur massereichere Sterne als die Sonne durchleben überhaupt eine Supernova vom Typ II. Typisch sind Ausgangsmassen im Bereich von 15 bis 25 Sonnenmassen, die im Verlauf des Sternlebens abgebaut werden. Physikalisch ist es eine Explosion, bei der der kollabierende Stern seine Außenhüllen (die 'Asche des Schalenbrennens') mit voller Wucht ins interstellare Medium (ISM) schleudert. In den Supernova-Schockwellen spielen sich wichtige Prozesse für das Leben im Kosmos ab: Die Vielfalt chemischer Elemente verdanken wir den Supernovae. Denn nur in den dichten, heißen Schockfronten kann sich das ISM mit den schwersten Elementen wie z.B. Gold anreichern. Die damit verbundenen kernphysikalischen Prozesse heißen r-Prozesse und p-Prozesse, wobei letztgenannte etwas seltener vorkommen. Mit jeder Supernova und jeder Sterngeneration nimmt deshalb die Häufigkeit schwerer Elemente, die Metallizität, im ISM zu.

Supernovaüberreste

Nach der Explosion, dem eigentlichen Strahlungsausbruch, breitet sich eine Schockfront in der Umgebung des ehemaligen Sterns aus. Dabei bildet sich ein Supernovaüberrest aus, den man auch Supernovaremnant nennt (gesprochen -'remmnent'). Ein bekanntes Beispiel dafür ist der Crab-Nebel im Sternbild Stier. Im Jahre 1054 ereignete sich eine Supernova, die von chinesischen Astronomen sogar tagsüber beobachtet und dokumentiert wurde. 1969 konnte man einen optischen Millisekunden-Pulsar (CM Tau) als Zentralstern identifizieren. Dieses Objekt wird ausführlich unter dem Eintrag SNR vorgestellt.
An dieser Stelle geht es um ein anderes farbenprächtiges Beispiel: den Supernovaüberrest Cassiopeia A. Die Abbildung rechts zeigt allerdings keine optische Fotografie von Cas A, sondern ein Falschfarbenbild. Jede der drei Farben entspricht einem bestimmten Energieband der Röntgenstrahlung: rot eingefärbt ist die Strahlung einer Energie von 1.78 bis 2.0 keV; grün ist das Energieband von 4.2 bis 6.4 keV und blau ist die hier energiereichste Röntgenstrahlung von 6.52 bis 6.95 keV. Das Röntgenbild wurde vom US-amerikanischen Satelliten Chandra aufgenommen (Credit: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang et al. 2004; große Version). Das Bild ist nicht nur schön, sondern auch reich an Strukturen. Man sieht hier die übrig gebliebene, leuchtende und sich ausdehnende Explosionswolke eines 'gestorbenen' Sterns. Nach dem gewaltigen Lichtblitz der Explosion selbst, der sogar die Heimatgalaxie des sterbenden Sterns überstrahlte, breitet sich eine Schockwelle im ISM aus. Diese quasi kugelförmig auslaufende Welle heißt im Fachjargon blast wave. Der äußere, grüne Ring hat einen Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren. Das in Falschfarben blaue Leuchten wird mit Eisen in Zusammenhang gebracht, das bei diesen Energien Fluoreszenzstrahlung abgibt (vergleiche Eisenlinie und Röntgen-K-Linien). Es stammt wie die Stellarphysik lehrt, aus den innersten Bereichen des sterbenden Sterns. Nicht leicht zu erkennen ist der Jet, Material, das sowohl links oben, als auch rechts unten ausströmt. Im Gegensatz zum Krebsnebel gibt es hier keine leuchtenden Ringe aus Elektronenplasma und dementsprechend keine Evidenz für einen relativistischen Pulsarwind. Cas A kann als 'verhinderte Hypernova' aufgefasst werden: Die Explosionsenergie reichte nicht ganz aus, um einen ultrarelativistischen Jet zu treiben und weithin als Gamma Ray Burst in Erscheinung zu treten.

Paarinstabilitäts-Supernovae

Eine spezielle Form der Supernova ist die Paarinstabilitäts-Supernova (engl. pair instability supernova, PISN). Nach dem zentralen Heliumbrennen ist die Entropie groß genug, damit sich Temperatur- und Dichtebedingungen einstellen, die die Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren begünstigen. Weil diese Paare nicht mehr soviel zum Gesamtdruck des Sterns beitragen, wird das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns abrupt gestört: der Stern kollabiert, wird heißer, bis Sauerstoff und Silizium explosionsartig brennen. Dieser Vorgang kann den Kollaps aufhalten und sogar umkehren! Die freigesetzten Energien sind um einen Faktor 100 größer als bei den üblichen Kernkollapssupernovae, nämlich rund 100 foe = 10⁵³ erg! 1 foe ist eine Einheit, die die Supernovaforscher eingeführt haben. Sie entspricht der typischen Energie einer Supernova: 1 foe = 10⁵¹ erg (ten to the power of fifty-one ergs).

Das PISN-Szenario wird bei den ersten Sternen im Kosmos, der Population III, angewendet. Vermutlich fragmentierten besonders massereiche Sterne geringer Metallhäufigkeit - so genannte Very Massive Stars (VMS) - aus typischen Jeans-Massen von 1000 Sonnenmassen (bei typischen Temperaturen von 200 K und Dichten von 10^-4 cm^-3). Daraus entstanden kleinere Sterne, die dann nur noch einige hundert Sonnenmassen aufwiesen (Bromm et al.). In der Kosmologie ist diese Entstehung erster Sterne am Ende des 'Dunklen Zeitalters' (engl. dark ages) einzuordnen, entsprechend kosmologischen Rotverschiebungen von z = 15 bis 30. Eine bestimmte Massendomäne, nämlich sehr massereiche Hauptreihensterne mit etwa 140 bis 260 Sonnenmassen weisen Heliumkerne mit 64 bis 133 Sonnenmassen auf (Heger & Woosley, ApJ 567, 532, 2002). Diese Sterne sind ausgezeichnet um PISNs zu erzeugen. Oberhalb dieses Massenbereiches entsteht aus dem Vorläuferstern ein stellares Schwarzes Loch.
Eine signifikante Anzahl an PISNs wird favorisiert, um die interstellare, metallarme Umgebung im jungen Universum mit Metallen angereichert zu haben. Die Astronomen hoffen mit dem neuen Multiwellenlängen-Satellit SWIFT die ersten Sterne bzw. deren PISNs oder sogar einen Gamma-Ray Burst mit z > 10 beobachten zu können.

Die Supernova 1987A

Ein besonders aufregender Tag war für die Astronomen der 23. Februar des Jahres 1987: An diesem Tag waren Astronomen, ausgestattet mit modernem Beobachtungsgerät, Augenzeuge einer sehr nahen Supernova vom Typ II. Seither heißt sie SN 1987A. Sie ereignete sich in einer unserer Nachbargalaxien in 50 kpc Entfernung, der Großen Magellanschen Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, LMC). Die Astronomen waren zwar Augenzeugen, doch aufgrund der endlichen Laufzeit des Lichts, ereignete sich die Explosion eigentlich vor gut 160000 Jahren. Von uns aus gesehen liegt SN 1987A im Sternbild Schwertfisch (internat. Dorado), am Südhimmel. Der Stern Sanduleak leuchtete an diesem Tag besonders hell auf und leitete damit seine letzte, spektakuläre Entwicklungssequenz ein. Die SN 1987A (eine SN Typ II) ist bislang das einzige Beispiel, wo der Vorläuferstern nachträglich mittels alter Fotoplatten identifiziert werden konnte: ein blauer Überriese. Für ein kompaktes Objekt, wie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, das nach der Explosion blieb, gibt es bislang keinerlei Anzeichen. Mittlerweile wurde klar, dass es nicht ein einziger Vorläuferstern war, sondern sogar ein Doppelsternsystem: der Begleiter des blauen Überriesen war vermutlich ein roter Überriese.
Aufregend war dieses Ereignis deshalb, weil die Supernova besonders nah war und somit sämtliche Helligkeitsstadien (Prä- bis Postsupernova) in der Lichtkurve beobachtet und studiert werden konnten.
So war es erstmals möglich, Information über die Anreicherung des ISM mit schweren Elementen zu erhalten. Außerdem können zahlreiche Effekte und Einflüsse der Supernova auf die Umgebung untersucht werden (Entfernungsbestimmung, Aufheizung des ISM). Ein Durchbruch für die Neutrinophysik besteht darin, dass die SN 1987A erstmals die Entdeckung kosmischer Neutrinos ermöglichte (mit Kamiokande II, Hirata et al. 1987).
Von der SN 1987A wurden sogar harte und weiche Röntgenstrahlen entdeckt (Sunyaev et al. 1987; Dotani et al. 1987), deren Fluss sogar zunimmt (Hasinger et al. 1996). Die Zunahme liegt sehr wahrscheinlich daran, weil die Explosionsregion mit der Zeit immer durchsichtiger wird.

Bei der Supernova wurde u.a. ein UV-Blitz erzeugt, der sich mit Lichtgeschwindigkeit in der Umgebung ausbreitete. Ein ganz erstaunlicher Vorgang war dabei, dass diese Strahlung auf einen zuvor noch dunklen Materiering traf. Durch die recht energiereiche UV-Strahlung wurde der Ring schon dreißig Tage nach der Supernova zum Leuchten angeregt (das ist die gleiche Physik wie bei Planetarischen Nebeln, nur liefert dort ein Weißer Zwerg die UV-Strahlung). Viel länger unterwegs war die supersonische (siehe dazu Schallgeschwindigkeit) Schockwelle. Das Beobachtungsfoto rechts zeigt eine Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble aus dem Jahr 2003 (Credit: Challis, Kirshner, Sugerman, HST/NASA 2003). Die auffälligen hellen Flecken sind gerade mit dem ehemals dunklen Materiering assoziiert, der schon etwa 20000 Jahre vor der Supernova existierte. Die Lichtflecken ordnen sich an wie auf einer Perlenkette und formen einen etwa 1.5 Lichtjahre durchmessenden Ring. Ihre Strahlung stammt von Gas, das durch die ankommende kugelförmige Schockwelle stark aufgeheizt wurde. Somit eignen sich die durch die SN freigesetzte Strahlung und Schockwellen, um etwas über das ISM zu erfahren.

weitere prominente Supernovae

Ein weiteres Beispiel für eine Supernova ist SN 1998bu in der Galaxie M96 in einer Entfernung von 10 Mpc, bei der überraschenderweise keine ⁵⁶Co-Radioaktivität gemessen werden konnte. Eine länger zurückliegende Supernova ist SN 1979C in der Galaxie M100.

Explosionskandidaten

In der Milchstraße gibt es eine Reihe von sehr massereichen Sternen, von denen man erwartet, dass sie bald in einer Sternenexplosion enden werden. Dazu zählen der rote Riesenstern Beteigeuze im Sternbild Orion (Nordhimmel) und vor allem η Carinae im Sternbild Carina (dt. Schiffskiel, Südhimmel).
Beteigeuze befindet sich in einer Entfernung von etwa 430 Lichtjahren. Eine typische Supernova Typ II erreicht eine absolute Helligkeit von -18 ^mag. Mithilfe des Distanzmoduls kann man aus diesen beiden Daten eine scheinbare Helligkeit von -13 ^mag errechnen, was derjenigen des Vollmondes entspricht. Sollte Beteigeuze also zu einer SN Typ II werden, strahlt er aufgrund seiner kosmischen Nähe so hell wie der Vollmond!
η Carinae ist dagegen ein Superstern von mindestens 100 Sonnenmassen, aber glücklicherweise 7500 Lichtjahre entfernt. Wie die Wolf-Rayet-Sterne bläst er unablässig heftige Sternenwinde in den interstellaren Raum, die einen bipolaren Ausfluss bilden. Mit der enormen Masse ist η Carinae eher ein Kandidat für eine Hypernova, als für eine SN Typ II. Die Explosion würde demnach wie ein Gamma Ray Burst ablaufen. Solche Explosionen sind noch heftiger als Supernovae! Die kosmische Gammastrahlung belastet ebenso wie die radioaktive Strahlung aus Gamma-Zerfällen irdischer Proben jeden lebenden Organismus, der der Strahlung ausgesetzt ist.
Schätzen wir doch die deponierte Energiedosis von η Carinae ab: Nehmen wir den schlimmsten Fall an, bei dem der anisotrope GRB genau auf die Erde gerichtet sei und etwa 100 Sekunden andauere. Damit resultiert eine auf den Tag bezogene Äquivalentdosis von fast einem Sievert (1 Sv). Das entspricht dem 300fachen der üblichen Jahresbelastung für einen Menschen! Das könnte man noch überleben. Aber eine kurzzeitige Ganzkörperbestrahlung von über 7 Sv führt nach wenigen Tagen zum Tode. Ein längerer GRB von etwa 1000 Sekunden oder mehr, was durchaus möglich wäre, würde die Bevölkerung auslöschen, die auf der dem GRB zugewandten Seite der Erdkugel wäre. Das kann aber nur derjenige Teil sein, der auch der GRB-Strahlung ausgesetzt war, nie jedoch die ganze Menschheit. Das ist sicherlich kein Trost.
Dieses Beispiel demonstriert, dass das irdische Leben immer Gefahren ausgesetzt war und ausgesetzt ist. So sind die Dinosaurier nach gängiger Auffassung ausgestorben, weil ein gewaltiger Meteorit die Erde vor etwa 60 Millionen Jahren traf. Gammablitze aus dem All sind da nur eine weitere kosmische Gefahr von vielen.

Zweifel an der Standardkerze SN Ia

Jüngst wurden Zweifel an dem Szenario angemeldet, dass SN Ia immer wieder gleichartig explodieren: Eine ganz bestimmte SN vom Typ Ia mit der Katalogbezeichnung SNLS-03D3bb konnte nur dadurch erklärt werden, dass der Weiße Zwerg das Chandrasekhar-Limit von etwa 1.4 Sonnenmassen überschreitet (Howell et al., Nature 443, 308, 2006)! Dieser Zwerg heißt dann super-Chandra-Weißer-Zwerg. SNLS-03D3bb hat eine ungewöhnlich hohe Leuchtkraft und eine kleine kinetische Energie freigesetzt. Die Leuchtkraft wird durch Radioaktivität produziert, weil sich Nickel-56 durch β^--Zerfall zu Kobalt-56 und dieses wiederum zu Eisen-56 umwandelt. Aus der beobachteten Leuchtkraft folgt insgesamt ein abnorm hoher Anteil an Nickel-56 im Zwerg, was wiederum auf eine Gesamtmasse von 2.1 Sonnenmassen hinauslaufen würde - bei weitem zuviel für einen Weißen Zwerg! Eventuell könnte eine ungewöhnlich hohe Rotation des Zwergs so eine Masse gestatten (Yoon & Langer 2005).
Bislang ist dieser super-Chandra-Zwerg ein Einzelfall, aber sollten sich mehr Repräsentanten dieser Klasse finden lassen, so würde das eine Krise in der SN-Ia-Kosmologie auslösen und eine Rekalibration der Daten erfordern.

Supernovae als Werkzeuge der Kosmologie

Viele hundert Supernovae wurden bisher beobachtet, doch sind sie zum Teil so weit entfernt, dass man daraus nicht besonders viele Informationen ziehen konnte. Die guten Standardkerzen SN Typ Ia (explodierende Weiße Zwerge) haben allerdings eine große Bedeutung für die Kosmologie, weil sie der Überprüfung und Bestimmung kosmologischer Parameter (z.B. der Hubble-Konstante, der kosmologischen Konstante, der Zeitabhängigkeit der Dunklen Energie) und kosmologischer Modelle (siehe beispielsweise Friedmann-Weltmodelle, Quintessenz) dienen.

Bezeichnung für das ausgedehnte, nebelartige Restgebilde nach einer gewaltigen Sternexplosion, einer Supernova (SN). Die deutsche Bezeichnung lautet Supernovaüberrest, das gebräuchliche Akronym ist SNR. Unter beiden Einträgen gibt es weitere Einzelheiten.

S
A-Z

nach oben

© Andreas Müller, August 2007

Index