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Supernovae vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliziums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet. Im Gegensatz zu allen anderen Supernovaarten befindet sich in ihren Supernovaüberresten kein überlebender Zentralstern. Supernovae vom Typ Ia galten lange als die am genauesten bekannten Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung im Bereich kosmologischer Distanzen, neuste Erkenntnisse lassen daran aber Zweifel aufkommen.[1]

Künstlerische Darstellung einer Supernova vom Typ Ia

Beobachtung


Spektrum der Typ-Ia-Supernova SN1998aq einen Tag nach dem Maximum.[2]
Spektrum der Typ-Ia-Supernova SN1998aq einen Tag nach dem Maximum.[2]

Die Klassifizierung von Supernovae vom Typ Ia beruht primär auf spektroskopischen Kriterien mit der vollständigen Abwesenheit von Wasserstoff und Helium sowie dem Nachweis von starken Siliziumlinien im Spektrum während des Anstiegs und des Maximums. Die spektralen Eigenschaften, die absolute Helligkeit 15 Tage nach dem Maximum sowie die Form der Lichtkurve sind bei 70 Prozent der Supernovae vom Typ Ia, den normalen Typ-Ia-Supernovae, fast identisch. Die optischen Spektren enthalten zum Zeitpunkt der maximalen Helligkeit Silizium, Sauerstoff, Kalzium und Magnesium. Daraus wird geschlossen, dass die äußeren Schichten des bei der Supernovaexplosion ausgeworfenen Materials aus chemischen Elementen mittlerer Masse bestehen. Einfach ionisierte Linien des Eisens dominieren das Spektrum ungefähr zwei Wochen nach dem Maximum. Etwa einen Monat später, während der Nebelphase, beginnen verbotene Linien des einfach und zweifach ionisierten Eisens und Kobalts sowie Absorptionslinien des Kalziums aufzutreten. Die Stärke der Kobaltlinien nimmt im Laufe der Zeit ab, während die Stärke der Linien des Eisens zunimmt. Die Lichtkurve der Supernovae vom Typ Ia lässt sich modellieren nach dem radioaktiven Zerfall von 56Ni über 56Co und weiter zu 56Fe. Dies passt auch zu dem zeitlichen Verlauf der Stärke der Spektrallinien.

Die frühen Spektren entstehen durch die Streuung eines thermischen Kontinuums mit P-Cygni-Profilen, deren blaues Ende bis zu 25.000 km/s erreicht. Die maximale Expansionsgeschwindigkeit nimmt schnell im Laufe der Zeit ab. Dabei sind die beobachteten Geschwindigkeiten abhängig von den chemischen Elementen und lassen eine geschichtete Struktur der in der Explosion entstehenden Produkte vermuten.

Schematische Lichtkurve von Supernovae vom Typ Ia. Die Leuchtkraft um das Maximum wird überwiegend durch den radioaktiven Zerfall von Nickel bestimmt, im späteren langsameren Abfall von Kobalt.
Schematische Lichtkurve von Supernovae vom Typ Ia. Die Leuchtkraft um das Maximum wird überwiegend durch den radioaktiven Zerfall von Nickel bestimmt, im späteren langsameren Abfall von Kobalt.

Die Lichtkurven der normalen Ia-Supernovae erreichen ungefähr 19 Tage nach der Explosion eine maximale absolute Helligkeit im Blauen und Visuellen des Johnson-Systems von bis zu −19,3 mag. Innerhalb eines Monats fällt die Helligkeit um drei Magnituden ab und danach weiter exponentiell mit einer Magnitude pro Monat. Im Infraroten tritt einen Monat nach dem ersten Maximum ein zweites auf. Aus den Lichtkurven wird abgeschätzt, dass in den Supernovae-Explosionen zwischen 0,3 und 0,9 Sonnenmassen an 56Ni synthetisiert werden. Im Radiobereich können Typ-Ia-Supernovae im Gegensatz zu Kernkollapssupernovae nicht nachgewiesen werden. Radiostrahlung entsteht nur Jahrtausende später in den Supernovaüberresten durch Bremsstrahlung, wenn das ausgeworfene Material mit interstellarer Materie wechselwirkt.


Untergruppen


Neben den normalen Typ-Ia-Supernovae treten noch lichtschwächere und hellere Supernovae auf, die sich spektroskopisch nicht oder nur wenig von den normalen Ia-Supernovae unterscheiden:


Bedeutung


Normale Supernovae vom Typ Ia sind die Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung über kosmologische Distanzen. Mittels der Phillips-Beziehung können die leicht unterschiedlichen Lichtkurven normiert werden und zeigen dann 15 Tage nach dem Maximum nur noch eine Streuung ihrer absoluten Helligkeiten von 0,1 mag. Durch die Anwendung der Phillips-Beziehung wurde die beschleunigte Expansion des Universums entdeckt, die derzeit mit der Dunklen Energie erklärt wird. Daneben führen die Supernovae der interstellaren Materie bis zu 0,7 Sonnenmassen an schweren Elemente zu, die zu Staub kondensieren. Darüber hinaus tragen sie erhebliche Mengen an kinetischer Energie in die interstellare Materie ein, wodurch weitere Sternentstehung angestoßen werden kann. Die Supernovaüberreste sind wahrscheinlich die Orte, an denen ein großer Teil der kosmischen Strahlung auf annähernd Lichtgeschwindigkeit beschleunigt wird.


Heimatgalaxien


SN 2011fe in M101
SN 2011fe in M101

Die Häufigkeit für das Auftreten einer Supernova vom Typ Ia wird für die Milchstraße auf eine bis drei pro Hundert Jahre geschätzt. Da große Teile der Milchstraße wegen der Extinktion durch Staub der interstellaren Materie nicht beobachtet werden können, werden Supernovae durch systematische Durchmusterungen in nahen Galaxien gesucht. Typ-Ia-Supernovae treten in allen Arten von Galaxien auf, im Gegensatz zu Kernkollapssupernovae stehen sie daher nicht in einer Verbindung mit massereichen Sternen. Sie werden auch in allen Arten von stellaren Populationen beobachtet.

In frühen Galaxien (‚früh‘ in der Klassifizierung nach Hubble) sind ihre Expansionsgeschwindigkeiten systematisch geringer und die maximale Helligkeit um 0,25 mag niedriger als bei späten oder Starburstgalaxien. Auch Galaxien mit hohen Gesamtmassen zeigen im Durchschnitt eine geringere Expansionsgeschwindigkeit der Supernovae vom Typ Ia. Diese Beziehungen bleiben auch für hohe Rotverschiebungen gültig.

Die Supernovaerate pro Sonnenmasse ist für späte Galaxientypen um einen Faktor 20 höher als für frühe Galaxien und ist umgekehrt linear abhängig von der Galaxienmasse. Im Bulge von Galaxien scheint die Supernovaerate geringer als in den Spiralarmen zu sein. In den Halos sind die Supernovae lichtschwächer als in den Spiralarmen. Aufgrund dieser Beobachtungen wird vermutet, dass die Typ-Ia-Supernovae sich dort typischerweise aus unterschiedlichen Vorläufersystemen entwickeln.


Supernova Ia als explodierender Weißer Zwerg vom C-O-Typ


Bei nahen Supernovae wie SN 2011fe kann aus dem Zeitpunkt des Shock Breakouts auf den Radius des explodierenden Sterns geschlossen werden. Dieser wird auf weniger als 0,02 Sonnenradien eingegrenzt. Aus der Lichtkurve kann die synthetisierte Masse an 56Ni berechnet werden, die bei normalen Supernovae vom Typ Ia bei durchschnittlich 0,5 Sonnenmassen liegt. Dieser Wert ist identisch mit der Untergrenze der Masse des Vorläufersterns und diese Kombination tritt nur bei entarteten Sternen auf: Weißen Zwergen, Neutronensternen oder den hypothetischen Quarksternen. Es gibt keinen plausiblen Mechanismus, wie ein Neutronenstern explodieren könnte, weshalb es allgemeiner Konsens ist, dass die Vorläufersterne von Supernovae des Typs Ia Weiße Zwerge sind. Weiße Zwerge können überwiegend aus Magnesium und Neon bestehen oder aus einem Gemisch aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Sehr frühe Spektren solcher Supernovae zeigen Anzeichen von Kohlenstoff und Sauerstoff. Es sind thermonukleare Reaktionen bekannt, um aus einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Gemisch alle in den Spektren nachgewiesenen Elemente zu erzeugen, während dies nicht für Magnesium oder Neon gilt. Daher wird vermutet, dass die Vorläufersterne von Supernovae vom Typ Ia C-O-Weiße-Zwerge sind. Ein Weißer Zwerg kann instabil werden, wenn ein Begleiter in einem Doppelsternsystem Materie auf den Weißen Zwerg transferiert und der entartete Stern eine Masse erreicht, bei welcher der Entartungsdruck dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten kann. Entsprechend der C-O-Weiße-Zwerge-Hypothese kann bei 20 Prozent der Supernovae vom Typ Ia eine Signatur des CII in frühen Spektren etwa fünf Tage vor dem Maximum nachgewiesen werden. Diese Beobachtungen können als unverbrannter Kohlenstoff aus den äußeren Schichten des Weißen Zwerges oder als Folge einer asymmetrischen Explosion interpretiert werden.


Potentielle Vorläufer


Bisher ist es nicht gelungen, ein Vorläufersystem einer Supernova vom Typ Ia im Optischen, im Infraroten, im UV oder im Röntgenbereich zweifelsfrei zu identifizieren. Dieser Begleiter wird sich einige tausend Jahre lang nicht im thermischen Gleichgewicht befinden und eine hohe Raumgeschwindigkeit haben, da sein ehemaliger Partner im Doppelsternsystem bei der Explosion komplett zerstört wurde.


Weitere Mechanismen


Es sind eine Reihe von hypothetischen Modellen entwickelt worden, die zu einer Zerstörung eines C-O-Weißen-Zwerges durch thermonukleare Reaktionen führen können:


Zeitverzögerung


Die Zeitverzögerung beschreibt in der Astrophysik den Abstand zwischen der Sternentstehung und der Explosion als Supernova. Aus der Verteilung der beobachteten Zeitverzögerungen kann auf die Population der Sterne bzw. Doppelsterne geschlossen werden, die in einer Typ-Ia-Supernova enden; sie dient damit zur Diskriminierung zwischen den im vorherigen Abschnitt aufgeführten Modellen. Dies gelingt besonders gut in Galaxien, die nur eine Sternengeneration hervorgebracht haben (z.B. einige Zwerggalaxien), oder bei ehemaligen Starburstgalaxien, bei denen die meisten Sterne in einem kurzen Zeitraum entstanden sind. Das Ergebnis dieser Untersuchungen deutet auf zwei Populationen von Vorläufersystemen hin:

Die beobachtete Verteilung der Zeitverzögerung kann nicht nur durch eins der oben beschriebenen Vorläufersysteme repräsentiert werden.


Simulation des Explosionsvorgangs


Im Gegensatz zu dem eher quasi-statischen Gleichgewicht in anderen Lebensphasen von Sternen ist eine Supernovaexplosion ein hochdynamischer Prozess. Deshalb kann der Einfluss z. B. der Turbulenz nicht mehr durch eine mittlere Mischungslängentheorie beschrieben werden, sondern die Turbulenz muss über alle Skalenlängen berechnet werden von der Mikro- bis zur Makroturbulenz. Dies ist mit der heute verfügbaren Rechenleistung nicht möglich, weswegen die physikalischen Modelle stark vereinfacht werden müssen. Es gelingt bisher nicht, die normalen Typ-Ia-Supernovaeexplosionen zufriedenstellend zu simulieren. Dies kann eine Folge zu starker Vereinfachungen in der Modellierung sein, oder weil noch nicht die korrekten Vorgängersysteme bzw. Explosionsmechanismen gefunden wurden.


Kritik am Standardmodell


Das Standardmodell für Supernovae vom Typ Ia ist intensiv ausgearbeitet worden. Aber auch 40 Jahre nach dem Vorschlag, diese Supernovae als das Ergebnis einer Zerstörung eines Weißen Zwerges zu begreifen, gibt es noch ungelöste Probleme:[3]


Literatur





Einzelnachweise


  1. Yijung Kang et al.: Early-type Host Galaxies of Type Ia Supernovae. II. Evidence for Luminosity Evolution in Supernova Cosmology. 18. Januar 2020, abgerufen am 24. Januar 2020 (englisch).
  2. Matheson, Thomas u. a.: Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae. In: Astronomical Journal. 135, Nr. 4, 2008, S. 1598–1615. arxiv:0803.1705. bibcode:2008AJ....135.1598M. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598.
  3. L. Clavelli: Six indications of radical new physics in supernovae Ia. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1706.03393v1.

На других языках


- [de] Supernova vom Typ Ia

[en] Type Ia supernova

A Type Ia supernova (read: "type one-A") is a type of supernova that occurs in binary systems (two stars orbiting one another) in which one of the stars is a white dwarf. The other star can be anything from a giant star to an even smaller white dwarf.[1]

[ru] Сверхновая типа Ia

Сверхновая типа Ia (англ. Type Ia supernova) — подкатегория сверхновых звёзд, которые, в свою очередь, являются подкатегорией катаклизмических переменных звёзд. Сверхновая типа Ia является результатом термоядерного взрыва белого карлика.



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