Eine Supernova (lat. „stella nova“ für „neuer Stern“) ist das eruptive, ausgesprochen helle Aufleuchten eines endeten Sterns. Nicht alle Sterne gehen am Ende ihrer Lebensdauer in einer Supernova auf: Es sind bevorzugt die massereichen Sterne mit einer Masse von 2,3 bis 3 Sonnenmassen, die sich mit dem ansehnlichen Feuerwerk einer Supernova verabschieden.

Streng zu unterscheiden sind Supernovae von herkömmlichen Novae. In einer Supernova stirbt ein Stern vereinfacht gesagt auf ewig, während er bei einer Nova überlebt und daraufhin ggfs. wieder weitere Nova-Explosionen durchleben kann. Eine weitere Differenzierung bietet sich durch die Lichtkurve: Die Supernova ist rund eine Million Mal leuchtkräftiger.

Möchte man eine Nova strahlungstechnisch unter der Supernova einordnen, steht die Hypernova klar über ihr. Eine Supernova mit einer abgestrahlten Energie von über 1045 Joule heißt Hypernova.

Es gibt zwei Arten von Supernovae, Typ I und Typ II. Ausgangssituation einer Supernova Typ Ia ist ein Doppelsternsystem. Über die Jahrmillionen hinweg mutiert der größere der beiden Sterne zu einem roten Riesen und gibt dem kleineren ein wenig von seinem Gas ab, was diesen wachsen lässt. Irgendwann sind sich die beiden so nahe gekommen, dass sie in einer gemeinsamen Gashülle rotieren und sich aufeinander zu bewegen. Im Laufe der Zeit löst sich aber auch diese Hülle und zurück bleiben zwei Sternkerne, wobei der ehemalige Rote Riese zu einem Weißen Zwerg geschrumpft ist. Nun expandiert der einstmalige Begleitstern und gibt ein Teil seines Gases ab bzw. zurück. Das wird dem weißen Zwerg zu viel, er wächst auf eine kritische Masse an und explodiert in einer Supernova und schleudert den Begleitstern aus seiner Umlaufbahn.

Das war eine sehr verkürzte Zusammenfassung des Supernova Typs Ia. Die bekanntere Kernkollaps Supernova, oder auch Supernova Typ II genannt, wird jetzt vorgestellt. Hier stirbt ein Stern nicht nur, nein, der Arme stirbt auch alleine. Um herauszufinden, warum Sterne überhaupt sterben müssen und wie sie dabei letztendlich eine Supernova erzeugen können, begleiten wir doch einfach einmal einen von ihnen auf seinem Lebensweg:

Das All, unendliche Weiten. Irgendwo in einem Nebel voller Wasserstoffmoleküle. Es wuselt wild umher, da wirkt eine Kraft, dort ein Impuls und drüben ein Naturgesetz. Wasserstoffmoleküle finden und verlieren sich wieder, doch das Zusammenfinden überwiegt mit der Zeit und so verklumpt sich der Nebel immer mehr. Während der Nebel schon aus sehr vielen Wasserstoffmolekülen bestand, sind die gleichen jetzt auf einen viel engeren Raum verdichtet. Dort, wo sich der Nebel verdichtet, ist die Gravitation auch größer und das zieht weitere Moleküle an. Ab einer gewissen Dichte fangen die Wasserstoffmoleküle im Klumpen dann auch an zu fusionieren.

Bei der Verschmelzung von Wasserstoffteilchen zu Heliumatomen wird Energie frei. Diese Energie strahlt die Oberfläche des Klumpens ab und fertig ist unser Stern. Nun fusioniert dieser erstmal ein paar Millionen, wenn nicht Milliarden Jahre vor sich hin. Am Anfang fusioniert er Wasserstoff zu Helium, dann das Helium zu Sauerstoff, Sauerstoff zu Neon, Neon zu Silizium und Silizium zu Eisen. Das war jetzt die Vita eines Sterns in Zeitraffer. Gegen Ende folgt wohl oder übel das Lebensende unseres guten Sterns. Wie dieses Ende aussehen kann, ist recht unterschiedlich. Wir nehmen mal an, dass unser Stern mehr als 8 Sonnenmassen auf die Waage bringt und somit das Potential zu einer Supernova hat.

Der Knackpunkt, an dem unser Stern zerbrechen wird, ist das Element Eisen. Das benötigt nämlich Energie, statt selbst welche freizugeben. Einen Energieschlucker wie Eisen kann sich ein Stern, der weiterleben will jedoch nicht erlauben. Dafür ist das Gravitationsfeld, das die acht Sonnenmassen um ihn spannt, einfach zu stark. Die Schwerkraft drückt nach innen, wo alles komprimiert und fusioniert wird und dabei thermische Energie entsteht. Und diese Wärme will dann natürlich nach außen und setzt sich der Gravitationskraft somit entgegen, das kann sie jedoch nur solange, wie im Stern noch Atome fusioniert werden. Ohne Atomfusion keine freiwerdende Energie und ohne Energie nichts, was sich den acht Sonnenmassen entgegenstellt.

Wenn im Kern irgendwann fast nur noch Eisen übrig ist, dann kann der Stern auch nahezu nichts mehr verbrennen. Er ist sozusagen beinahe ausgebrannt. Und während die den Stern aufblähende Kraft immer schwächer wird, nimmt die entgegengesetzte Gravitation mit dem heranwachsenden Eisenkern rasant zu. Das Gleichgewicht kippt, während die letzten Eisenatome entstehen und das Fass zum Überlaufen bringen: Das Innere des Sterns kollabiert. Und jetzt geht alles ganz schnell weiter, und richtig rund. Die thermische Energie, die bei einem Luftballon in etwa der nach außen wirkenden Kraft des Inhalts entspricht, bricht zusammen und die Schwerkraft gewinnt die finale Überhand. Binnen Millisekunden sackt alles in sich zusammen und wird gen Sternkern gerissen. Von einem stolzen Stern ist jetzt nur noch eine kleine Leiche über. Außer eine Wasserstoffhülle ist die gesamte Materie des ehemaligen Sterns ins Sterninnere gewandert. Und das ist noch nicht alles.

Ganz im Gegenteil, der eigentliche Clou beginnt erst. Im übrig gebliebenen Kern walten ein unheimlicher Druck und eine riesen Dichte. So riesig, dass die Protonen und Neutronen zu Neutrinos verschmelzen. Dabei wird wieder eine Mordsenergie frei. Diese Energie wirkt auch erneut gegen die Schwerkraft, katapultiert die Neutrinos ans Sternäußere uns schießt sie in alle Richtungen des Weltalls. Ganz reibungslos verläuft das aber nicht: Die Neutrinos reißen Teile der Sternhülle mit sich und beschleunigen auf bis zu 20.000 Km/s.

Erdlinge, wie wir sie sind, sehen das Drama dann als eine wunderschöne, brandneue Molekülwolke am Himmel stehen – als eine Supernova. Diese scheint in ihrer wunderschönen Anmut noch eine Zeit lang, produziert bzw. fusioniert Gold, Aluminium oder andere neue Elemente und der kompakte Kern kann dann irgendwann zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch werden. So könnte, ganz grob simplifiziert, die Evolution von einer Molekülwolke zu einem Schwarzen Loch aussehen. In Wirklichkeit dauert das Ganze natürlich zig Milliarden Jahre.

• Physik I (Skeptizismus)
  

Bildquellen: künstlerische Aufarbeitung, Implosion eines Sterns, Endbild.

Stand: 2015

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