zurück Home	Supernova			Bildquelle: NASA, ESA and A. Feild (STScI); vectorisation and translation by chris 論, CC BY 3.0 , via Wikimedia Commons
allgemeines	Terminaler Helligkeitsausbruch am Ende eines Sternenlebens	Abkürzung SN	Benennung: SN + Jahr + Buchstabe, z.B. SN 1987A
Neutrinos	Wenn ein Neutron entsteht, wird ein Neutrino freigesetzt.	Der Kernkollaps eines Sterns löst anfangs einem intensiven Neutino-Schauer aus.
Typ	Einteilung nach dem Auftreten von Spektrallinien des Wasserstoffs im Frühstadium der Supernova	Typ I: keine Wasserstofflinien	Typ II: mit Wasserstofflinien
SN I	SN Ia: Silizium- Linien vorhanden	SN Ib: keine Silizium- Linien vorhanden, viel Helium	SN Ic: keine Silizium- Linien vorhanden, wenig Helium
SN Ia	SN Ia-Supernovae entstehen, wenn ein weißer Zwerg einen Gravitationskollaps durchmacht.	Der weiße Zwerg sammelt Materie von einem Begleitstern, bis er das Chandra-Limit erreicht (ca. 1,5 Sonnenmassen). Erreicht der weiße Zwerg etwa 1,4 Sonnenmassen, so explodiert er.	Die Leuchtkraft von SN Ia ist immer sehr ähnlich und kann daher für Entfernungsbestimmungen herangezogen werden.
	In manchen Doppelsternsystemen geht nach und nach Materie eines ausgedehnten Sterns auf einen kompakten Weißen Zwerg über.	Alternativen: 2 weiße Zwerge, die sich immer näher kommen und dann schließlich verschmelzen oder Der Massentransfer von einem Begleiter findet nur sehr langsam statt, so dass es zu einer vorzeitigen Explosion auf der Oberfläche des Zwergs kommt, die dann ebenfalls eine Supernova lostritt.	Es gibt einen Zusammenhang zwischen der Dauer der hellsten Phase der Supernova und ihrer absoluten Leuchtkraft.
SN Ib	Kernkollaps eines Sterns, der zuvor seine äußere Hülle aus Wasserstoff verloren hat
SN Ic	Wie Typ Ib, nur wurde dem Stern mehr Material entrissen: Ihm fehlt zusätzlich seine Schicht aus Helium.
SN II	SN II-B	Helium-Linien dominant.	Ein Riesenstern schleudert seine obersten Schichten aus Wasserstoff in all, bevor er am Ende eines Brennzyklus zu einem schwarzen Loch kollabiert und so eine Supernova zündet.
	SN II-L	Wasserstoff-Linien dominant	linearer Helligkeitsabfall
	SN II-P	Wasserstoff-Linien dominant	Helligkeitsabfall mit Plateau
SN 1987A
iPTF14hls	Atypische Supernova 2014	Zunächst ähnlich SN II-p, aber 600 Tage anhaltende Strahlung.
Nova	Eine Nova ist im Unterschied zu einer Supernova nicht stark genug, um ein Sternsystem zu zerstören.	Nova scorpii 1437	Am 11. März 1437 tauchte am Rand des Sternbilds Skorpion ein neuer Stern auf, der nach nach zwei Wochen wiederverschwand.
	Mechanismus	Ein Weißer Zwerg saugt wasserstoffhaltiges Gas von einem sonnenähnlichen Nachbarn ab und sammelt es in einer Akkretionsscheibe.	Irgendwann stürzen große Mengen dieser Materie auf die Oberfläche des Zwergsterns und zünden eine thermonukleare Explosion.	Sie schleudert die obere Schicht des weißen Zwergs ins All und bildet eine expandierende Blase.
Hypernova	englisch: superluminous supernovae, SLSN	100­mal heller als normale SN	fast nur in massearmen, kleinen Zwerggalaxien
	SN 2017egm	Hypernova am 23.5.2017	Galaxie NGC 3191 im Großen Bären, 420 Mil. LJ entfernt	Farbtemperatur 15 000°K, Helligkeit 21M
Quellen	1.)
Teil von	Fixsterne	Astronomie

Impressum                    Zuletzt geändert am 31.01.2016 16:24