Am 16. März hat Paolo Fagotti vom Italian Supernovae Search Project Bilder der Galaxie M95 gemacht. Auf ihren Aufnahmen entdeckten sie einen Stern, der in den Katalogen nicht verzeichnet war. In einem der Spiralarme der Galaxie war plötzlich ein Stern dramatisch viel heller geworden. Sie hatten eine neue Supernova entdeckt.
Das ist M95, aufgenommen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte:
Es ist eine wunderbare Balkenspiralgalaxie; so wie unsere Milchstraße. Die Supernova sieht man nicht, denn das Bild wurde schon vorher gemacht. Das VLT ist natürlich ein riesiges Teleskop mit einem Spiegel der mehr als 8 Meter Durchmesser hat. Der Entdecker der Supernova aus Italien hatte nur ein kleines Teleskop mit einem 50-Zentimeter-Spiegel. Aber das reicht völlig, denn Supernovae sind wirklich enorm hell.
Hier ist ein Bild das Stefan Taube (von Lichtecho) und Julian Zoller an der Volkssternwarte Schriesheim gemacht haben:
Die Galaxie sieht hier nicht mehr ganz so beeindruckend aus wie auf dem VLT-Bild. Die Supernova ist aber deutlich zu erkennen. Ich hab den Bereich aber trotzdem nochmal vergrößert (die beiden Linien markieren die Supernova):
[Ab hier sind die Bilder leider beim letzten Software-Update verloren gegangen]
m95groß.PNG
Das Wort “Supernova” ist übrigens noch gar nicht so alt. Das erste Mal ist es am 19. März 1934 in Ausgabe Nummer 20 der Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America aufgetaucht. Da haben die Astronomen Walter Baade und Fritz Zwicky einen Artikel mit dem Titel “On Super-novae” veröffentlicht. Gleich im ersten Satz schreiben sie:
zwickybaade1.PNG
Baade und Zwicky stellen also dem schon bekannten Phänomen der “Nova” die “Supernova” gegenüber. Nova heißt einfach nur “neu” und wurde früher immer dann verwendet, wenn ein Stern plötzlich viel heller wurde. Heute hat das Wort eine engere Definition. Es bezeichnet Vorgänge bei weißen Zwergen. Ein weißer Zwerg hat sein Leben als Stern eigentlich schon hinter sich. Ein Stern wie unsere Sonne fusioniert in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium. Irgendwann ist der Wasserstoff dann alle und es wird keine neue Strahlung mehr produziert. Weil nun der nach außen gerichtete Strahlungsdruck fehlt um der nach innen gerichteten Gravitationskraft entgegen zu wirken, beginnt der Stern zu kollabieren. Dadurch wird er aber dichter und damit wieder heißer. Die Temperatur reicht dann, um auch Helium zu neuen Elementen fusionieren. Der Strahlungsdruck setzt wieder ein, stärker als zuvor und der Stern dehnt sich aus. Er wird ein roter Riese. Der Strahlungsdruck wird irgendwann so stark, dass er seine äußeren atmosphärischen Schichten regelrecht abstoßt. Nur ein kleiner, aber sehr dichter Kern bleibt übrig: ein weißer Zwerg, etwa so groß wie die Erde. Dort findet keine Kernfusion mehr statt, weiße Zwerge kühlen nur noch aus. Manchmal aber befinden sie sich in einem engen Doppelsternsystem. Dann kann es passieren, dass Material vom Partnerstern zum weißen Zwerg gelangt. Dadurch kann sich die Temperatur erhöhen und kurzfristig fängt der Zwerg wieder an, Energie abzustrahlen. Er wird – für einige Tage oder Wochen – sehr viel heller und wir auf der Erde beobachten eine Nova.
Walter Baade und Fritz Zwicky fanden bei ihren Beobachtungen aber heraus, dass manche Helligkeitsausbrüche sich von den klassischen Novas unterschieden. Sie waren viel stärker, sie waren “super” und sie schienen aus allen Richtungen zu kommen. Also nicht nur aus unserer eigenen Milchstraße sondern auch aus den fernen Nebeln von denen man 1934 schon wusste, dass es sich um eigene, ferne Galaxien handelte. Wenn man eine Nova auch noch aus dieser Entfernung sehen konnte, dann musste es schon etwas besonderes sein. Baade und Zwicky haben ein paar Berechnungen angestellt und kamen zu dem Schluss, dass bei einer Supernova der Stern sehr viel Material verliert:
zwickybaade2.PNG
Damit hatten sie völlig recht. Eine Supernova ist eine gewaltige Explosion. Wenn massereichen Sternen, schwerer als unsere Sonne, der Wasserstoff ausgeht, dann passiert zuerst das gleiche wie oben beschrieben. Sie beginnen zu kollabieren, werden heißer und neue Kernfusionprozesse setzen ein. Weil der Stern aber so schwer ist, kann er unter seinem Gewicht nun stärker kollabieren und heißer werden. Er kann nun noch mehr Elemente fusionieren und dank seiner Masse auch die Atmosphäre festhalten. Er wird nicht zum roten Riesen oder zum weißen Zwerg. Irgendwann ist dann aber trotzdem Schluss. Wenn als Endprodukt der Fusion Eisen entsteht, dann kann der Stern dieses Element nicht mehr fusionieren. Denn hier würde keine Energie mehr frei werden, man müsste noch Energie hineinstecken, damit die Fusion klappt. Die Fusion hört auf, der Stern kollabiert und diesmal richtig. Er wird immer dichter und dichter und dichter. Die Atome des Sterns werden heftig gequetscht; die Elektronen in die Atomkerne gedrückt und es entstehen Neutronen. Auch die werden verdichtet. Bis irgendwann die Quantenmechanik eingrifft. Das sogenannte “Pauli-Prinzip” verbietet, dass zwei Neutronen in allen Eigenschaften übereinstimmen. Sie dürfen sich nicht am gleichen Ort aufhalten. Die Kompression muss also irgendwann stoppen; und wenn sie das tut, geht es rund. Die ganze Energie des Kollaps kann nicht einfach verpuffen. Wenn ein Auto auf eine Wand zurast und dort plötzlich gestoppt wird, wird die Bewegungsenergie dramatisch und katastrophal freigesetzt. Wenn nun – bildlich gesprochen – ein ganzer Stern auf eine Wand zurast und dort dann plötzlich gestoppt wird, ist die freigesetzte Energie ungleich größer. Es gibt eine enorme Explosion: Eine Supernova!
Wenn ihr ein kleines Teleskop habt, dann probiert doch mal selbst, die Supernova zu sehen. Und schaut euch auch den Rest den Himmels an. Vielleicht entdeckt ihr ja selbst eine Supernova! Man muss dafür kein großes Teleskop oder ein Astronomiestudium absolviert haben. Supernovae werden regelmäßig auch von Hobby-Astronomen entdeckt – dieses tolle Exemplar in M95 ist ein gutes Beispiel dafür.
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