Supernova SN2011b am 06. Februar 2011
Typ Ia

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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 2011b vom Typ Ia
Diese Supernova wurde am 07. Jänner 2011 in der Galaxie NGC 2655 von Koichi Itagaki (Yamagata) und von Masaki Tsuboi in Japan entdeckt. Die Supernova erreichte im visuellen Bereich des Lichtspektrums im Zeitraum 21. bis 25. Jänner 2011 eine maximale Helligkeit von etwa +12.9mag. Und in den darauf folgenden Tagen wurde die Strahlung der Supernova wieder langsam schwächer.

Die Supernova SN 2011b ist eine Sternexplosion vom Typ Ia in der 69 Millionen Lichtjahre entfernten Balken-Spiralgalaxie NGC 2655. Damit ist dieses nun erst jetzt sichtbare Ereignis eigentlich schon geschehen als auf der Erde noch die Saurier die dominaten Lebensformen waren. Die genauen Koordinaten von SN 2011b sind RA = 08h55m48s.50, DEK = +78°13´02".7 (J2000). Das ist eine Position 31".7 östlich und 21".4 südlich vom Zentrum der Galaxie NGC 2655. Die Galaxie selbst hat ohne Supernova eine Gesamthelligkeit von +10.9mag oder eine Flächenhelligkeit von nur +23.1mag pro Quadratbogensekunde.

Bei meinen Aufnahmen der Supernova, die vom 06. Februar 2011 23h25 UTC bis 07. Februar 2011 00h54 UTC in Nonndorf (48.7871 N, 15.2356 E, 547 MSL) durchgeführt wurden, war das seeing durch starke Luftströmungen in höheren Schichten sehr schlecht. Der FWHM Wert lag permanent im Bereich von nur etwa 4.5 Bogensekunden. Dark- und Flatfieldaufnahmen wurden gemacht und im CCD stack verwendet. Bei den Videoaufnahmen wurde allerdings nur eine Korrektur mit Darks durchgeführt.

Supernova SN2011b vom Typ Ia in der Galaxie NGC 2655, aufgenommen am 06. Februar 2011 ab 23:25 UTC Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 2x120+29x180 = 5460s, kein Filter, schlechtes seeing Die Grenzgröße im Bild liegt bei etwa +20mag

Supernova SN2011b, aufgenommen am 06. Februar 2011 ab 23:25 UTC, in invertierter Darstellung mit Markierung

Supernova SN2011b mit den Referenzsternen zur Messung von Position und Helligkeit, 06. Februar 2011 um 23:37:28 UTC

Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 1x180s, kein Filter

Supernova SN2011b, Referenzsterne für die Astrometrie

Supernova SN2011b, Messung von Position und Helligkeit

Atik 314L+, 1x180s, kein Filter

COD XXX
COM Long. 15 14 08.2 E, Lat. 48 47 13.6 N, Alt. 547m
CON Gerhard Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at]
OBS Gerhard Dangl
MEA Gerhard Dangl
TEL 0.25-m reflector f/4.72 + CCD
ACK MPCReport file updated 2011.02.15 15:13:02
AC2 gerhard@dangl.at
NET UCAC-3
     SN2011B  C2011 02 06.98435 08 55 48.06 +78 13 00.7          13.6 V      XXX
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