WikiDer > Supernova

Sehen Supernova (Weiterleitungsseite) für andere Bedeutungen von Supernova.

Die Supernova von 1994D im Linsenförmige Galaxie NGC 4526

Supernova-Überrest von Keplers Supernova

Ein Supernova (Plural: Supernovae oder Supernovae) ist das Phänomen, bei dem a Stern explodiert spektakulär. Erkennbar ist die Eruption an der enormen Lichtmenge, die ausgestrahlt wird. Der Stern brennt mit dem Helligkeit von Hunderten von Millionen bis zu über einer Milliarde Sonnen. Die stärksten Supernovae werden Hypernova namens.

Supernovae entstehen durch zwei Mechanismen: Erstens sind sie das natürliche Lebensende aller massereichen Sterne (Supernovae der Typen Ib, Ic und II); zweite Dose weiße Zwerge in der Nähe Doppelsterne entwickeln sich zu einer Supernova (Typ Ia). Die chemische Elemente sofort Ordnungszahl größer als das von Eisen verdanken ihren Ursprung Supernovae durch Neutroneneinfang.

Eigenschaften

Der Name "Supernova" (die "Super"-Variante von a Nova = neuer Stern) weist auf das auffälligste Merkmal einer Supernova hin: die starke Helligkeitszunahme. Wo der Stern zuvor so lichtschwach war, dass er kaum oder gar nicht zu sehen war, kann er je nach Entfernung für einige Zeit als Supernova den Himmel dominieren. (Anmerkung: Gezündete Omega-Supernovae werden so stark erhitzt, dass die Protonen dematerialisieren).

Dieses spektakuläre Phänomen ist ziemlich selten. In der Galaxie wurden in den letzten 2000 Jahren weniger als zehn beobachtet: in den Jahren 185, 386 (vielleicht), 393, 1006, 1054, 1181, 1572 und 1604 Funkemission sind die expandierenden Reste noch sichtbar. Aber sie wurden von Menschen nicht gesehen, zum Beispiel weil die Supernova von dunklen Gaswolken verdeckt wurde oder weil das Teleskop noch nicht erfunden war. Es wird geschätzt, dass in einer Galaxie wie unserer durchschnittlich ein bis drei Supernovae pro Jahrhundert auftreten.

Nach einer Supernova kann der Stern eine sogenannte Neutronenstern links: ein kleiner, superschwerer Körper, oder wenn die Masse groß genug war, a schwarzes Loch, ein Körper, der so schwer und dicht ist, dass selbst Licht es nicht kann fliehen auf seinem Schwere. Die bei der Explosion abgeworfenen Schichten des Sterns werden für Teleskope nach einigen Jahren als expandierender Nebel sichtbar, der Supernova-Überrest. Ein Beispiel ist das Krabbennebel, die mit der SN 1054, eine Supernova, die im Jahr 1054 beobachtet wurde.

Als Supernovae explodierende Sterne sind die Hauptquelle von allem chemische Elemente im Universum schwerer als Wasserstoff und Helium. Bei den hohen Temperaturen im Stern kurz vor der Supernova-Explosion sind alle möglichen Kernreaktionen möglich, sogar Formelemente, die viel schwerer sind als Eisen. Dies geschieht durch die r-Prozess, das s-Prozess, und der p-Prozess. Supernova-Explosionen sprengen diese Elemente dann in den Weltraum. Dies sind die Elemente, die Planeten und alles auf der Erde bilden, einschließlich uns selbst.^[1]

Helligkeit

Das auffälligste Merkmal von Supernovae ist ihre hohe Helligkeit: Eine Supernova kann so hell sein wie die gesamte Galaxis in dem es auftritt. Die maximale Leuchtkraft einer Supernova beträgt etwa 10³⁶Joule/Sekunde (absolute Größe –19), das 3 Milliarden Mal heller ist als unsere Sonne. Diese Helligkeit hält mehrere Wochen an, danach nimmt sie allmählich ab. Nach einem halben Jahr ist die Helligkeit auf etwa ein Hundertstel des Maximums gesunken (das ist immer noch das 30-Millionen-fache der Sonne). Die in Form von Strahlung freigesetzte Gesamtenergie beträgt ca. 3×10⁴²Joule. Dies ist nur ein Bruchteil der Gesamtenergie, die durch die Sternenexplosion freigesetzt wird. Die kinetische Energie des emittierten Gases, das mit Geschwindigkeiten von bis zu 10.000 km/s abgefeuert wird, ist noch einmal 30-mal größer. Die auf diese Weise freigesetzte Gesamtenergie, 10⁴⁴ J, ist gleich der von der Sonne über einen Zeitraum von 10 Milliarden Jahren abgestrahlten Energie. Noch größer (3×10⁴⁶ J) ist die Energie, die mit verbunden ist Neutrinoverlässt den Stern.

Würde anstelle der Sonne eine Supernova ausbrechen, würde die Erde verdampfen; eine Supernova anstelle von Sirius (bei 8,6 Lichtjahr der Erde, die 8,1 × 10 . ist¹³ Kilometer) würde mehr Licht geben als die Vollmond.

Benennung

Entdeckungen von Supernovae werden dem Zentralbüro für astronomische Telegramme des Internationale Astronomische Union, die ein Rundschreiben mit dem den Supernovae zugewiesenen Namen herausgibt^[2]. Der Name enthält die Buchstaben SN gefolgt vom Entdeckungsjahr und einem, zwei oder drei (seit 2016) Buchstaben. Die ersten 26 Supernovae jedes Jahres werden durch die Großbuchstaben A - Z gekennzeichnet. Danach werden zwei Kleinbuchstaben verwendet: aa, ab, usw. So bezeichnet SN 2003C zum Beispiel die dritte Supernova, die im Jahr 2003 entdeckt wurde. Die letzte Supernova von 2005 war SN2005nc, die 367. Supernova, die 2005 entdeckt wurde. Seit 2000 werden jedes Jahr Hunderte von Supernovae entdeckt. Für historische Supernovae bis 1884 werden nur SN und das Entdeckungsjahr (z. SN 1006).

Entdeckungsgeschichte

Der erste Bericht einer Supernova, SN 185, stammt vom 4. Juli 185 und stammt aus einer Reihe von Chinesisch Astronomen in dem Buch des späten Han. Die hellste beobachtete Supernova war SN 1006, die von chinesischen und arabischen Astronomen ausführlich beschrieben wurde. Die an vielen Orten beobachtete Supernova SN 1054 bildete die Krabbennebel. Die Supernovae SN 1572 und SN 1604, das zuletzt mit bloßem Auge zu sehen war, hatte nachweisbare Auswirkungen auf die Entwicklung des Astronomie in Europa, weil sie als Argument gegen die Aristotelisch Idee, dass das Universum jenseits der Mond und die Planeten wären statisch.

Doch die meisten Supernovae wurden erst spät von Astronomen "entdeckt". Das liegt vor allem an ihrer Seltenheit: Das letzte Mal, dass eine Supernova in der Galaxie auftauchte, war 1604, vor der Erfindung des Teleskops. Im Jahr 1885 wurde eine Supernova (SN 1885A) gesehen in der Andromeda-Galaxie (M31), aber erst in den 1930er Jahren begann die Erforschung von Edwin Hubble deutlich, wie weit M31 entfernt ist und wie hell dieser neue Stern von 1885 gewesen sein muss. Erst aus dieser Zeit kam der Name Supernova in Benutzung.

In dem 60er Jahre Tat Fritz Zwicky Pionierforschung auf dem Gebiet der Supernovae. So entwarf er beispielsweise eine Einteilung in Typen (siehe unten). Seine Forschung wurde durch mehrere Faktoren erschwert. Erstens die Seltenheit von Supernovae: Mitte der 1960er Jahre waren weniger als 300 bekannt. Zweitens waren all diese Supernovae Millionen von Lichtjahren entfernt, was sie sehr schwach aussehen ließ und es schwierig war, sie zu entdecken Spektren deutlich zu fotografieren. Es gab nur wenige Daten, insbesondere über die kurze Phase, bevor die Supernova ihre größte Helligkeit erreichte. Und drittens, wenn es Spektren gab, sahen sie sehr seltsam aus, mit verschwommenen, breiten hellen und dunklen Streifen anstelle normaler Spektrallinien.

Von dem 70er Jahre die ersten berechneten Modelle von Supernovae als explodierende Sterne entstanden, und die Spektren wurden als Licht schnell expandierender Gashüllen erklärt. Seitdem hat sich die beobachtende und theoretische Forschung spektakulär erweitert. Heute werden jedes Jahr etwa 300 neue Supernovae entdeckt.

Einige historische Supernovas

Aktuelle bemerkenswerte Supernovae

Supernova 1987A

Supernova 1987A

Die meisten Supernovae werden in anderen Galaxien beobachtet, die Millionen von Lichtjahren entfernt sind. Da eine Supernova so hell ist, ist sie sogar in einer weit entfernten Galaxie gut sichtbar. Die auffälligste Supernova der jüngeren Geschichte fand 1987 statt und trägt den Namen SN 1987A. Der explodierte Stern war im Große Magellansche Wolke etwa 160.000 Lichtjahre entfernt. Erstmals war es möglich, den Stern auf alten Fotografien nachzuschlagen. Der explodierte Stern war wahrscheinlich Sandulak –69°202, ein blau-weißer Riesenstern (40-facher Durchmesser der Sonne, Spektralklasse B3, Oberflächentemperatur 16 000 Kelvin), die zuvor eine scheinbare Größe vom 12.2. Im Maximum erreichte die Supernova a scheinbare Helligkeit von 2,9, was es auf der Südhalbkugel mit bloßem Auge sichtbar macht. Es gibt auch NeutrinoFotos von dieser Explosion wurden entdeckt.

Das Vermächtnis dieser Supernova ist auf Fotos zu sehen, die von . aufgenommen wurden Hubble-Weltraumteleskop.

SN 2006GY

Amerikanische Wissenschaftler der NASA zeigte Bilder von Eta Carinae, ein Stern, der eine ähnliche Masse wie der Urheber von SN 2006GY hat und in nicht allzu ferner Zukunft eine ähnliche Supernova (im astronomischen Maßstab) produzieren könnte. Eta Carinae ist 8.000 Lichtjahre entfernt, also viel näher an den 240 Millionen Lichtjahren von SN 2006GY. Laut den Wissenschaftlern bestünde keine Gefahr für die Erde, wenn Eta Carinae explodieren würde, aber man könnte mitten in der Nacht ein Buch lesen, ohne das Licht einzuschalten.

SN 2007CK & 2007CO

Am 19. Mai 2007 explodierte die Supernova 2007ck (Typ II) in der Galaxie MCG 05-43-16 etwa 380 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Herkules (Sternbild). In derselben Galaxie entdeckten Astronomen am 4. Juni 2007 eine zweite Supernova, 2007co, eine Supernova vom Typ Ia. Tatsächlich sind die Supernovae Zehntausende von Lichtjahren voneinander entfernt, aber es bleibt ungewöhnlich, dass zwei Supernovae in einer Galaxie fast gleichzeitig explodieren.

Arten von Supernovae

Charakteristische Lichtkurven der vier häufigsten Supernova-Typen und der Supernovae 1987A und 1961V. Es ist zu erkennen, dass Supernova 1987A im Vergleich zu "normalen" Supernovae vom Typ II-P eine anomale Lichtkurve aufwies und zunächst relativ schwach war.

In Ermangelung eindeutiger Daten war bis in die 1960er Jahre das Hauptkriterium für die Klassifizierung von Supernovae ihr Lichtkurve, ein Diagramm, das zeigt, wie sich die Helligkeit (scheinbar) im Laufe der Zeit ändert. Der Nachteil ist, dass diese Einteilung im Nachhinein den verschiedenen Mechanismen, durch die sich ein Stern zur Supernova entwickelt, nicht ganz gerecht wird: Typ Ib und Ic haben tatsächlich mehr mit Typ II gemeinsam als mit Typ Ia. Heute ist es in erster Linie optisches Spektrum verwendet, um Supernovae zu klassifizieren.

Anhand der Lichtkurve und des Spektrums wird unterschieden zwischen:

• Tippe I Im Spektrum ist Wasserstoff abwesend. Die maximale Helligkeit hält einen Monat oder weniger an. Danach nimmt die Helligkeit sehr regelmäßig ab: Sie halbiert sich alle 50 Tage. Supernovae vom Typ I emittieren fast ausschließlich sichtbares Licht. Sie sind weiter unterteilt in:
  • Typ NS: der hellste und am häufigsten beobachtete Typ; es gibt Spektrallinien von Si
  • Typ ib: Helium-Reich
  • Typ Eis: heliumarm
  • Typ ipec: "seltsam„das heißt mit ungewöhnlichen Eigenheiten
• Typ II Im Spektrum ist Wasserstoff sichtbar. Supernovae vom Typ II sind schwächer als Typ Ia. Sie strahlen neben sichtbarem Licht auch viel aus ultraviolett Lichten aus. Im Vergleich zu Typ I dauert das Maximum etwas länger und der weitere Rückgang ist unregelmäßiger und langsamer. Gruppe II ist unterteilt in:
  • Typ II-P: "Plateau", die Helligkeit bleibt drei Monate hoch und nimmt erst dann deutlich ab
  • Typ II-L: "Linear", dh kein Plateau; die Helligkeit fällt früher ab als bei II-P; seltener
  • Typ Iin: Die Wasserstofflinien im Spektrum haben eine besondere Form: auf die übliche breite Basis kommt eine schmale Emissionslinie
  • Typ IIb: nach drei Monaten Helium sichtbar und das Spektrum wird ähnlich dem Typ Ib
  • Typ IIpec: "seltsam„das heißt mit ungewöhnlichen Eigenheiten
  • gelegentlich werden andere Typen unterschieden, zum Beispiel II-S ("Unterleuchtend", d.h. relativ schwach; ein Beispiel ist SN1987A).
• Supernovae mit anomalen Eigenschaften. 1965 schlug Zwicky hierfür separate Gruppen vor, Typ III, IV und V, die sich jedoch nicht bewährt haben. Heute werden anomale Supernovae typischerweise als Ipec oder IIpec klassifiziert.

Supernovae vom Typ Ia sind die am häufigsten beobachteten und durchschnittlich fünfmal heller als die anderen Typen. Um diesen Helligkeitsunterschied zu korrigieren, wird geschätzt, dass 20 % aller Supernovae vom Typ Ia sind, auch 20 % vom Typ Ib/c und die restlichen 60 % vom Typ II (hauptsächlich II-P und IIn).

Typ Ia: Weiße Zwerge

Sehen Supernova Typ Ia für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Die Supernova vom Typ Ia ist die hellste Art von Supernova und strahlt mehr als eine Milliarde Mal mehr Energie aus als unsere Sonne. Dieser Typ entsteht in der Nähe Doppelsternsysteme, in dem ein Stern a . ist weißer Zwerg der eine und der andere roter Riese (oder eine Sekunde weißer Zwerg). Der Weiße Zwerg kann seinem Begleitstern Materie entziehen. Man spricht von "stellarer Kannibalismus": Der Weiße Zwerg schlürft die äußeren Schichten seines Begleiters Roten Riesen (oder zweiten Weißen Zwerg). Dadurch nimmt seine Masse zu.

Aber es gibt eine maximale Masse, die ein Weißer Zwerg haben kann, die Chandrasekhar-Grenze das ist ungefähr 1,2-1,4 Sonnenmasse beläuft sich auf. Wenn die Masse des Weißen Zwergs diese Grenze überschreitet, lässt die enorme Schwerkraft den Weißen Zwerg innerhalb von Sekunden kollabieren. Druck und Temperatur werden so hoch, dass die Kernfusion im Kohlenstoff und Sauerstoff aus dem der Weiße Zwerg gemacht ist. Die Reaktion ist so heftig, dass der Stern komplett explodiert. Bei der explosiven Kernfusion radioaktiv Nickel-56 gebildet, dass über Kobalt-56 zerfällt zu Eisen-56. Dieser radioaktive Zerfall setzt Energie frei, die das explodierende Gas erhitzt. Das heiße Gas strahlt die Energie in Form von Licht wieder ab: das ist die helle Beleuchtung einer Supernova vom Typ Ia. Mit abnehmender Radioaktivität nimmt auch die von der Supernova emittierte Lichtmenge ab: Die Radioaktivität von Kobalt-56 halbiert sich alle 77 Tage, fast genau dann, wenn die Helligkeit der Supernova um die Hälfte abnimmt.

Eine Besonderheit von Typ-Ia-Supernovae ist, dass sie fast immer gleich hell sind, da sie in Sternen mit fester Größe (1,4 Sonnenmasse) und Zusammensetzung (Kohlenstoff und Sauerstoff) vorkommen. Dies, kombiniert mit ihrer starken Leuchtkraft, macht sie als Hilfsmittel zur Entfernungsmessung aus sehr großen Entfernungen geeignet Galaxien bestimmen zu können. Supernovae vom Typ Ia werden in der Supernova-Kosmologie-Projekt. Beobachtungen im Rahmen dieses Projekts zeigen, dass die Ausdehnung des Universums erfolgt in einem beschleunigten Tempo.

Eine zweite mögliche Ursache der Supernova Typ Ia ist die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge. Seit langem wird versucht, diese Theorie durch Computersimulationen zu belegen. Forscher aus der Max-Planck-Institut bei Deutschland Dies gelang im Januar 2010.

Typ Ib und Ic: Wolf-Rayet-Sterne

Sehen Supernovae Typ Ib und Ic für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Supernovae vom Typ Ib und Typ Ic entstehen wahrscheinlich auf die gleiche Weise wie Typ II (siehe unten), unterscheiden sich davon aber dadurch, dass kein Wasserstoff im Spektrum zu finden ist. Es ist daher wahrscheinlich, dass Wolf-Rayet-Sterne, die vor der Detonation ihren Wasserstoff bereits vollständig verloren haben. Eine Supernova vom Typ Ic hat auch ihr Helium verloren. Es wird geschätzt, dass beim Typ Ib etwa eine Sonnenmasse ausgestoßen wird, das sind 15-25% der Masse des Sterns.

Typ II: schwere Sterne

Sehen Supernova Typ II für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Ein Supernova vom Typ II ist eine Explosion am Ende des Lebenszyklus eines massereichen Sterns, wenn der Kernbrennstoff aufgebraucht ist. Alle Sterne mit ausreichender Masse (etwa achtfache Sonnenmasse oder mehr) enden als Supernovae. Während hellere Sterne, wie die Sonne, am Ende ihres Lebens zu einem weißer Zwerg, explodiert die äußere Hülle eines massereichen Sterns als Folge einer Implosion des Inneren des Sterns.

Von Wasserstoff zu Eisen

Weit bevor der Supernova-Ausbruch zuerst im Stern ist Wasserstoff durch Kernfusion umgewandelt Helium, dann Helium rein Kohlenstoff und Sauerstoff, und es haben sich weiterhin neue Elemente gebildet, wobei der Kern des Sterns immer dichter und heißer wird. Kurz bevor er als Supernova explodiert, ist der Stern wie eine Zwiebel, die aus Schalen besteht, die bestehen aus:

• Wasserstoffrückstände,
• Helium,
• eine Mischung aus Kohlenstoff und Sauerstoff,
• Neon- (mit Sauerstoff und Magnesium),
• Sauerstoff (mit Silizium, Schwefel, Kalzium),
• Silizium (und schwerere Elemente, bis zu Eisen),
• und ein Kern aus Eisen.

Implosion

Im Eisenkern des Sterns ist die Dichte so groß (über 1 Million kg pro cm³), dass die Elektronen dort degenerieren zu sein. Gasdruck oder Strahlungsdruck können hier keinen ausreichenden Gegendruck gegen die enorme Schwerkraft bieten, nur der Entartungsdruck, a quantenmechanische Spannung durch die starke Kompression der Elektronen, noch dazu in der Lage ist. Weiße Zwergsterne bestehen ebenfalls aus entarteter Materie, und tatsächlich ist der Kern des Sterns jetzt ein weißer Zwerg aus Eisen, der von den umgebenden Gashüllen eingeschlossen ist.

Für Weiße Zwerge gilt: Je größer ihre Masse, desto kleiner ihre Größe. Wir haben gerade gesehen, dass in der ersten Zwiebelschale um den Eisenkern Silizium zu Eisen verschmilzt. Dadurch wird der Eisenkern immer schwerer und muss daher schrumpfen. Dadurch wird die Dichte im Kern noch größer, so dass der Kern noch Gegendruck gegen die Schwerkraft abgeben kann. Sobald jedoch die Masse des Eisenkerns auf die Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen ansteigt, wird eine stabile weißer Zwerg nicht mehr möglich und die Festungen stürzen ein.

Bei dieser Implosion treten im Eisen Kernreaktionen auf, die die Probleme verschärfen. Eisen ist der stabilste Atomkern der Natur. Infolgedessen setzen Kernreaktionen zwischen Eisenkernen keine Energie frei (die einen Gegendruck gegen die Schwerkraft erzeugen könnte), wie bei allen vorherigen Kernreaktionen im Stern, sondern sie kosten im Gegenteil Energie. Bei der starken Hitze im Heck (~10¹⁰ Kelvin) sind die Photonen so stark, dass sie Eisenkerne spalten können ("Photodisintegration"); die Energie in diesen Photonen wird verbraucht. Auch Protonen im Eisen nehmen Elektronen auf und bilden Neutronen („Neutronisierung“): Auch das kostet Energie. Die Implosion ist nicht aufzuhalten, also Neutronenstern entsteht.

Stoßwelle

Ein Teller mit den Überresten von Kepler Supernova, SN 1604. (Chandra Röntgenobservatorium)

Wie dieser Kollaps zu einer Supernova-Explosion führt, ist noch nicht genau berechnet (aufgrund der extremen, komplexen und sich schnell ändernden Bedingungen), aber Folgendes ist wahrscheinlich. Die Implosion des Kerns setzt sich fort, bis innerhalb weniger Millisekunden eine Dichte gleich der von Atomkernen (~10¹⁸ kg/m³). An diesem Punkt nimmt der Widerstand gegen weitere Kompression zu und das kollabierte Innere des Sterns beginnt sich wie eine steinharte Kugel zu verhalten. Weitere äußere Hüllen des Sterns, die gerade einfallen, prallen von dieser steinharten Kugel ab und kollidieren mit den Sternenschichten, die wieder einfallen. Es entsteht eine Stoßwelle, die sich nach außen ausbreitet. Es dauert etwa eine Stunde, bis er die Oberfläche des Sterns erreicht.

Neutrinos

Diese Schockwelle mag bereits ausreichen, um den Stern zu zerreißen, aber wenn es nicht sofort passiert, gibt es noch mehr... Neutrinos, um die Arbeit zu beenden. Beim Kollaps des Sternkerns wird etwa ein Zehntel der Sonnenenergie in Neutrino-Antineutrino-Paare mit Energien in der Größenordnung von mehreren zehn umgewandelt. MeV. Neutrinos haben die Eigenschaft, dass sie praktisch keine Wechselwirkung mit anderer Materie haben: Sie können den Stern ungehindert verlassen und so innerhalb von Sekunden die meiste Energie der implodierenden Sterne effizient abbauen. Ein kleiner Teil dieser hochenergetischen Neutrinos wird jedoch in den äußeren Teilen des Sterns absorbiert und gibt dort seine Energie ab. Das verleiht der Stoßwelle neue Kraft und dadurch wird ein Großteil des Sterns immer noch mit enormen Geschwindigkeiten ins All geblasen: die Supernova-Explosion.

Ausgestoßene Masse

Bei einer II-L-Supernova werden einige Sonnenmassen ausgestoßen, bei einer II-P-Supernova kann dies das Zehnfache sein. Da bei einer II-L-Supernova die ausgestoßene Masse kleiner und transparenter wird, nimmt die Gesamthelligkeit schneller ab und es gibt kein "Plateau".

Es wurde berechnet, dass in der oben erwähnten Supernova 1987A ein Stern mit ursprünglich 19 Sonnenmassen explodierte und dabei 13 Sonnenmassen ausstieß (ein Großteil davon war bereits vor dem eigentlichen Supernova-Ausbruch aufgrund einer starken Sternenwind). Die zurückgebliebenen 6 Sonnenmassen überschritten die Chandrasekhar-Grenze. Somit konnte sich kein Weißer Zwerg bilden, sondern der Stern implodierte in einen Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.

Andere Arten von Supernovae

Supernova 1961V, die 1961 in der Galaxie NGC 1058 auftauchte, wich von den bekannten Mustern dadurch ab, dass sich dieser Stern ungewöhnlich langsam entwickelte: Es dauerte über ein Jahr, bis er seine maximale Helligkeit erreichte (normalerweise einige Tage), und blieb dann für weitere sechs Jahre, während seit mehr als zwei Jahren keine andere Supernova mehr sichtbar war. Es wurde angenommen, dass dies die Explosion eines außergewöhnlich massereichen Sterns mit mehr als 100 Sonnenmassen war. Heute wird angenommen, dass 1961V keine Supernova war, sondern ein gigantischer Gasausstoß eines LBV-Sterns (Hellblaue Variable).

Kandidaten

Eine Reihe von Sternen relativ nahe der Erde kann kurzfristig in eine Supernova übergehen, wobei "kurzfristig" im astronomischen Maßstab immer noch Zehntausende von Jahren beträgt:

• Antares (Typ II)
• beteigeuze (Typ II)
• Eta Carinae (unsicher, Typ Ib oder Ic)

Siehe auch

• innova
• Quarknova
• Liste der Supernova-Kandidaten

Externe Links

• Der offene Supernova-Katalog
• Neueste Supernovae

Siehe die Kategorie Supernovae von Wikimedia Commons für Mediendateien zu diesem Thema.