Gerhard Dangl - Supernova SN2012aw (original) (raw)

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 f�r 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 f�r 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 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 2012aw vom Typ IIP
Diese Supernova wurde am 16. März 2012 in der Galaxie M95 (NGC3351) unabhängig voneinander von den Astronomen Jure Skvarc (Crni Vrh Observatory, Slovenia), Alessandro Dimai (Cortina d'Ampezzo, Italy) und Paolo Fagotti (Bastia Umbra, Italy) entdeckt. Bei der Entdeckung hatte die Supernova eine Helligkeit von +15mag. Die Helligkeit stieg dann innerhalb weniger Tage um einige Größenklassen.

Die Supernova SN 2012aw ist eine Sternexplosion vom Typ IIP in der 33 Millionen Lichtjahre entfernten Balkenspiralgalaxie M95. Damit ist dieses nun erst jetzt sichtbare Ereignis eigentlich schon geschehen als auf der Erde noch gar keine Menschen existierten. Die genauen Koordinaten von SN 2012aw sind RA = 10h43m53s.72, DEK = +11°40´14".7 (J2000). Das ist eine Position 60" westlich und 115" südlich vom Zentrum der Galaxie M95. Die Galaxie selbst hat ohne Supernova eine visuelle Gesamthelligkeit von +9.8mag oder eine Flächenhelligkeit von nur +13.6mag pro Quadratbogenminute.

Bei meinen Aufnahmen der Supernova, die am 20. und 23. März 2012 in Nonndorf (48.7871 N, 15.2356 E, 547 MSL) durchgeführt wurden, war die Durchsicht relativ gut. Dark- und Flatfieldaufnahmen wurden natürlich gemacht und im CCD stack verwendet. Eventuell sichtbare schräge Streifen in den Bildern wurden durch den relativ hellen Planet Mars, der bei den Aufnahmen unmittelbar neben M95 stand, verursacht.

Supernova SN2012aw vom Typ IIP in der Galaxie M95, aufgenommen am 23. März 2012 ab 21h10 UTC
Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 18x180s = 3240s, kein Filter, gute Durchsicht

Supernova SN2012aw mit den Referenzsternen zur Messung von Position und Helligkeit, 23. März 2012 um 21:30 UTC

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

Supernova SN2012aw, Messung von Position und Helligkeit

Atik 314L+, 1x30s, kein Filter

COD C47 CON G. Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at] OBS G. Dangl MEA G. Dangl TEL 0.25-m f/4.8 reflector + CCD ACK MPCReport file updated 2012.03.25 01:35:40 AC2 gerhard@dangl.at NET UCAC-3 SN2012aw C2012 03 23.8855610 43 53.72 +11 40 17.9 13.1 V C47 SN2012aw C2012 03 23.9003110 43 53.72 +11 40 17.8 13.1 V C47 SN2012aw C2012 03 23.9150510 43 53.72 +11 40 17.8 13.1 V C47 ----- end -----

OBSERVER: G. Dangl CONTACT: G. Dangl, Nonndorf 12, 3830, Austria [gerhard@dangl.at] TELESCOPE: 0.25-m f/4.8 reflector + CCD EXPOSURE JD: Mid-exposure, not corrected for light time

  JD         mag        SNR    ZeroPt   Design.

2456010.38556 13.104 V 589.22 27.611 SN2012aw 2456010.40031 13.129 V 598.78 27.695 SN2012aw 2456010.41505 13.110 V 606.10 27.486 SN2012aw ----- end -----

Supernova SN2012aw vom Typ IIP in der Galaxie M95, aufgenommen am 20. März 2012 ab 20h01 UTC
Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 10x180s = 1800s, kein Filter, gute Durchsicht

Supernova SN2012aw mit den Referenzsternen zur Messung von Position und Helligkeit, 20. März 2012 um 20:35 UTC

Newton 1200/254, FL = 1200mm, Baader MPCC, Atik 314L+, 1.1"/Pixel, 1x30s, kein Filter

Supernova SN2012aw, Messung von Position und Helligkeit

Atik 314L+, 1x30s, kein Filter