Supernova

Eine Supernova ( Plural : Supernovae ) ist eine gewaltige und extrem leuchtstarke Sternexplosion . Sie tritt in den letzten Entwicklungsstadien massereicher Sterne oder bei der unkontrollierten Kernfusion eines Weißen Zwergs auf . Das ursprüngliche Objekt, der sogenannte Vorläuferstern , kollabiert entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch oder wird vollständig zerstört und bildet einen diffusen Nebel . Die maximale optische Leuchtkraft einer Supernova kann mit der einer ganzen Galaxie vergleichbar sein , bevor sie innerhalb weniger Wochen oder Monate abklingt.

Man geht davon aus, dass Supernovae in unserer Galaxie durchschnittlich alle 61 Jahre auftreten, wobei die letzte beobachtete Supernova Keplers Supernova im Jahr 1604 war. SN 1987A ereignete sich 1987 in der Großen Magellanschen Wolke , einer Satellitengalaxie unserer Galaxie. In fernen Galaxien werden typischerweise jedes Jahr mehrere tausend Supernovae beobachtet.

Theoretische Studien deuten darauf hin, dass die meisten Supernovae durch einen von zwei grundlegenden Mechanismen ausgelöst werden: die plötzliche Wiederzündung der Kernfusion in einem Weißen Zwerg oder den plötzlichen Gravitationskollaps des Kerns eines massereichen Sterns .

• Bei der Wiederzündung eines Weißen Zwergs steigt dessen Temperatur so weit an, dass eine unkontrollierte Kernfusion ausgelöst wird, die den Stern vollständig zerstört. Mögliche Ursachen sind die Ansammlung von Material eines Begleitsterns durch Akkretion oder durch eine Sternverschmelzung .
• Im Falle einer plötzlichen Implosion eines massereichen Sterns kommt es zu einem plötzlichen Kollaps des Kerns, sobald dieser nicht mehr in der Lage ist, durch Fusion genügend Energie zu erzeugen, um der eigenen Schwerkraft des Sterns entgegenzuwirken. Dies muss geschehen, sobald der Stern mit der Fusion von Eisen beginnt , kann aber auch schon in einem früheren Stadium der Metallfusion eintreten .

Supernovae können mehrere Sonnenmassen an Materie mit Geschwindigkeiten von bis zu mehreren Prozent der Lichtgeschwindigkeit ausstoßen . Dies treibt eine sich ausbreitende Stoßwelle in das umgebende interstellare Medium und reißt eine expandierende Hülle aus Gas und Staub mit sich, die als Supernovaüberrest beobachtet wird. Supernovae sind eine wichtige Quelle für Elemente im interstellaren Medium, von Sauerstoff bis Rubidium . Die sich ausbreitenden Stoßwellen von Supernovae können die Entstehung neuer Sterne auslösen . Supernovae sind eine Hauptquelle kosmischer Strahlung . Sie könnten auch Gravitationswellen erzeugen .

Die ersten Supernovae, die mit astronomischen Methoden untersucht wurden, waren die Tycho-Supernova von 1572 und die Kepler-Supernova von 1604. Beide befanden sich in der Milchstraße und waren mit bloßem Auge sichtbar . Analysen der historischen Aufzeichnungen legen nahe, dass – abgesehen von Entdeckungen durch Teleskope – in den letzten 2000 Jahren weniger als zehn Supernovae beobachtet wurden. ^{[ 1 ] : 6}

Beobachtungen von Supernovaüberresten in der Milchstraße sowie Studien von Supernovae in anderen Galaxien legen nahe, dass diese gewaltigen Sternexplosionen in unserer Galaxie durchschnittlich etwa 1,6 bis 4,6 Mal pro Jahrhundert auftreten. ^{[ 2 ] [ 3 ]}

Im Jahr 1987 erschien die Supernova SN 1987A in der Großen Magellanschen Wolke , einer Satellitengalaxie der Milchstraße in einem gut erforschten Himmelsbereich. Zahlreiche astronomische Beobachtungen wurden an SN 1987A durchgeführt, darunter die einzigen Messungen astronomischer Neutrinos neben denen der Sonne. Das Ereignis wurde der Explosion eines blauen Überriesensterns zugeschrieben . ^{[ 4 ]}

Das Wort Supernova hat die Pluralform Supernovae ( ˈvɪː ) oder Supernovae und wird oft mit SN oder SNe abgekürzt. Es stammt vom lateinischen Wort nova ab , was „neu“ bedeutet und sich auf einen scheinbar vorübergehenden , hellen Stern bezieht. Das Präfix „ Super-“ unterscheidet Supernovae von gewöhnlichen Novae, die weitaus weniger leuchtkräftig sind. Der Begriff Supernova wurde von Walter Baade und Fritz Zwicky geprägt , die ihn ab 1931 in ihren Astrophysik-Vorlesungen verwendeten. ^{[ 5 ] [ 6 ]} Die erste Verwendung in einem Zeitschriftenartikel erfolgte im darauffolgenden Jahr in einer Publikation von Knut Lundmark , der den Begriff möglicherweise unabhängig von ihm geprägt hat. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

Verglichen mit der gesamten Geschichte eines Sterns ist das visuelle Erscheinungsbild einer Supernova sehr kurz und erstreckt sich manchmal über mehrere Monate. Die Wahrscheinlichkeit, eine mit bloßem Auge zu beobachten, liegt daher bei etwa einmal im Leben. Nur ein winziger Bruchteil der 100  Milliarden Sterne in einer typischen Galaxie besitzt das Potenzial, zu einer Supernova zu werden. Diese Fähigkeit ist auf Sterne mit hoher Masse und seltene Doppelsternsysteme mit mindestens einem Weißen Zwerg beschränkt . ^{[ 8 ]}

Eine Felszeichnung in der Burzahama- Region von Kaschmir , datiert aufDie um 4500 ± 1000  v. Chr. datierte Supernova HB9 ^{[ 9 ]} ist die früheste von vielen behaupteten, aber nicht verifizierbaren Aufzeichnungen prähistorischer Menschen über Supernovae. ^{[ 10 ]} Die erste weit verbreitete Supernova war SN 1006 , die im Jahr 1006 n. Chr. im Sternbild Wolf beobachtet wurde . ^{[ 11 ]} Dieses Ereignis wurde von Beobachtern in China, Japan, Irak, Ägypten und Europa beschrieben. ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}

Die Supernova SN 1054 , die den Krebsnebel erzeugte , wurde 1054 n. Chr. von chinesischen Astronomen beobachtet. ^{[ 15 ]} Die Supernovae SN 1572 und SN 1604 , die letzten mit bloßem Auge beobachteten Supernovae der Milchstraße, hatten einen bedeutenden Einfluss auf die Entwicklung der Astronomie in Europa, da sie als Argument gegen die aristotelische Vorstellung dienten , das Universum jenseits von Mond und Planeten sei statisch und unveränderlich. ^{[ 16 ]} Johannes Kepler begann SN 1604 am 17. Oktober 1604 auf ihrem Helligkeitsmaximum zu beobachten und schätzte ihre Helligkeit bis zu ihrem Verschwinden aus dem Sichtfeld ein Jahr später. ^{[ 17 ]} Sie war die zweite Supernova, die innerhalb einer Generation beobachtet wurde, nachdem Tycho Brahe SN 1572 im Sternbild Kassiopeia beobachtet hatte . ^{[ 18 ]}

Es gibt Hinweise darauf, dass die jüngste bekannte Supernova unserer Galaxie, G1.9+0.3 , im späten 19. Jahrhundert stattfand, deutlich später als Cassiopeia A um 1680. ^{[ 19 ]} Beide wurden damals nicht beobachtet. Im Fall von G1.9+0.3 könnte die hohe Extinktion durch Staub entlang der Ebene der galaktischen Scheibe das Ereignis so stark abgeschwächt haben, dass es unbemerkt blieb. Die Situation bei Cassiopeia A ist weniger eindeutig; Infrarot- Lichtechos wurden detektiert, die zeigen, dass sie sich nicht in einer Region mit besonders hoher Extinktion befand. ^{[ 20 ]}

Der Krebsnebel ist ein Pulsarwindnebel, der mit der Supernova 1054 in Verbindung steht .

Ein Text aus dem Jahr 1414 zitiert einen Bericht aus dem Jahr 1055: Seitdem „der Unheilsstern erschienen ist, ist ein ganzes Jahr vergangen, und bis jetzt hat sein Glanz nicht nachgelassen“. ^{[ 21 ]}

Mit der Entwicklung des astronomischen Teleskops wurde die Beobachtung und Entdeckung lichtschwächerer und weiter entfernter Supernovae möglich. Die erste derartige Beobachtung betraf SN 1885A in der Andromedagalaxie . Ein Jahrzehnt später wurden zwei weitere Supernovae, SN 1895A und SN 1895B , in NGC 4424 bzw. NGC 5253 entdeckt . ^{[ 29 ] [ 30 ]} Erste Arbeiten zu einer ursprünglich für eine neue Nova- Kategorie gehaltenen Objektklasse wurden in den 1920er Jahren durchgeführt. Diese wurden unter verschiedenen Bezeichnungen geführt: „Novae der oberen Klasse“, „Hauptnovae“ oder „Riesennovae“. ^{[ 31 ]} Der Name „Supernovae“ wurde vermutlich 1931 von Walter Baade und Fritz Zwicky in Vorlesungen am Caltech geprägt. Er wurde als „Super-Novae“ in einem 1933 von Knut Lundmark veröffentlichten Zeitschriftenartikel ^{[ 32 ]} und in einer 1934 von Baade und Zwicky veröffentlichten Arbeit verwendet. ^{[ 33 ]} Ab 1938 wurde der Bindestrich nicht mehr verwendet, und die heutige Bezeichnung setzte sich durch. ^{[ 34 ]}

Rudolph Minkowski und Fritz Zwicky entwickelten ab 1941 das moderne Klassifizierungsschema für Supernovae. ^{[ 35 ]} In den 1960er Jahren entdeckten Astronomen, dass die maximale Intensität von Supernovae als Standardkerzen und somit als Indikatoren für astronomische Entfernungen dienen kann . ^{[ 36 ]} Einige der entferntesten Supernovae, die 2003 beobachtet wurden, erschienen schwächer als erwartet. Dies stützt die Annahme einer beschleunigten Expansion des Universums . ^{[ 37 ]} Es wurden Techniken entwickelt, um Supernova-Ereignisse zu rekonstruieren, für die keine schriftlichen Aufzeichnungen existieren. Das Datum der Supernova Cassiopeia A wurde anhand von Lichtechos von Nebeln bestimmt , ^{[ 38 ]} während das Alter des Supernovaüberrests RX J0852.0-4622 anhand von Temperaturmessungen ^{[ 39 ]} und der Gammastrahlung aus dem radioaktiven Zerfall von … abgeschätzt wurde.⁴⁴Ti . ^{[ 40 ]}

Die leuchtstärkste jemals beobachtete Supernova ist ASASSN-15lh in einer Entfernung von 3,82 Gigalichtjahren . Sie wurde erstmals im Juni 2015 entdeckt und erreichte eine maximale Leuchtkraft von 570 Milliarden  L☉ , was der doppelten bolometrischen Leuchtkraft jeder anderen bekannten Supernova entspricht. ^{[ 42 ] Die Natur dieser Supernova ist Gegenstand von Diskussionen} _, und es wurden verschiedene alternative Erklärungen vorgeschlagen, beispielsweise die Gezeitenzerreißung eines Sterns durch ein Schwarzes Loch. ^{[ 43 ]}

SN 2013fs wurde drei Stunden nach der Supernova am 6. Oktober 2013 von der Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) aufgezeichnet . Sie gehört zu den frühesten Supernovae, die nach der Detonation beobachtet wurden, und ist die früheste, von der Spektren gewonnen wurden – beginnend sechs Stunden nach der eigentlichen Explosion. Der Stern befindet sich in der Spiralgalaxie NGC 7610 , 160 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Pegasus. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

Die Supernova SN 2016gkg wurde am 20. September 2016 vom Amateurastronomen Victor Buso aus Rosario , Argentinien, entdeckt. ^{[ 46 ] [ 47 ]} Es war das erste Mal, dass der anfängliche Schockausbruch einer optischen Supernova beobachtet wurde. ^{[ 46 ]} Der Vorläuferstern konnte auf Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops vor seinem Kollaps identifiziert werden. Der Astronom Alex Filippenko bemerkte: „Beobachtungen von Sternen in den ersten Momenten ihrer Explosion liefern Informationen, die auf keinem anderen Weg direkt gewonnen werden können.“ ^{[ 46 ]}

Da Supernovae innerhalb einer Galaxie relativ seltene Ereignisse sind und in der Milchstraße etwa dreimal pro Jahrhundert auftreten ^{[ 3 ]} , erfordert die Gewinnung einer aussagekräftigen Stichprobe für wissenschaftliche Untersuchungen die regelmäßige Beobachtung vieler Galaxien. Heutzutage entdecken Amateur- und Profiastronomen jährlich etwa zweitausend Supernovae, einige in der Nähe ihrer maximalen Helligkeit, andere auf alten astronomischen Fotografien oder Platten. Supernovae in anderen Galaxien lassen sich nicht mit nennenswerter Genauigkeit vorhersagen. Normalerweise befinden sie sich bereits im Entstehungsprozess, wenn sie entdeckt werden ^{[ 48 ]} . Um Supernovae als Standardkerzen zur Entfernungsmessung zu verwenden, ist die Beobachtung ihrer maximalen Leuchtkraft erforderlich. Daher ist es wichtig, sie lange vor Erreichen ihres Maximums zu entdecken. Amateurastronomen , die die Profiastronomen zahlenmäßig weit übertreffen, haben eine wichtige Rolle bei der Entdeckung von Supernovae gespielt, typischerweise durch die Beobachtung einiger näher gelegener Galaxien mit einem optischen Teleskop und den Vergleich mit älteren Fotografien ^{[ 49 ] .}

Gegen Ende des 20. Jahrhunderts wandten sich Astronomen zunehmend computergesteuerten Teleskopen und CCD-Kameras zu , um Supernovae zu beobachten. Während solche Systeme bei Amateurastronomen beliebt sind, gibt es auch professionelle Anlagen wie das Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIST) . ^{[ 50 ]} Das Supernova Early Warning System (SNEWS) nutzt ein Netzwerk von Neutrinodetektoren, um frühzeitig vor Supernovae in der Milchstraße zu warnen. ^{[ 51 ] [ 52 ]} Neutrinos sind subatomare Teilchen , die bei einer Supernova in großen Mengen entstehen und vom interstellaren Gas und Staub der galaktischen Scheibe nur geringfügig absorbiert werden. ^{[ 53 ]}

Die Suche nach Supernovae lässt sich in zwei Kategorien einteilen: solche, die sich auf relativ nahe Ereignisse konzentrieren, und solche, die weiter entfernte Objekte betrachten. Aufgrund der Expansion des Universums kann die Entfernung zu einem entfernten Objekt mit bekanntem Emissionsspektrum durch Messung seiner Dopplerverschiebung (oder Rotverschiebung ) abgeschätzt werden. Im Durchschnitt entfernen sich weiter entfernte Objekte schneller von uns als nahe Objekte und weisen daher eine höhere Rotverschiebung auf. Die Suche ist somit in den Bereich hoher und niedriger Rotverschiebung unterteilt, wobei die Grenze etwa im Rotverschiebungsbereich von z = 0,1–0,3 liegt. Hierbei ist z ein dimensionsloses Maß für die Frequenzverschiebung des Spektrums. ^{[ 54 ]}

Die Suche nach Supernovae bei hohen Rotverschiebungen beinhaltet üblicherweise die Beobachtung von Supernova-Lichtkurven. Diese sind nützlich, um mit Standard- oder kalibrierten Kerzen Hubble-Diagramme zu erstellen und kosmologische Vorhersagen zu treffen. Die Supernova-Spektroskopie, die zur Untersuchung der Physik und der Umgebung von Supernovae eingesetzt wird, ist bei niedrigen Rotverschiebungen praktischer als bei hohen. ^{[ 55 ] [ 56 ]} Beobachtungen bei niedrigen Rotverschiebungen liefern zudem einen Ankerpunkt für den Bereich niedriger Entfernungen auf der Hubble-Kurve , die die Entfernung in Abhängigkeit von der Rotverschiebung für sichtbare Galaxien darstellt. ^{[ 57 ] [ 58 ]}

Da die Zahl der entdeckten Supernovae durch Durchmusterungsprogramme rasant ansteigt, wurden Sammlungen von Beobachtungen (Lichtabfallkurven, Astrometrie, Vorbeobachtungen von Supernovae, Spektroskopie) zusammengestellt. Der 2018 erstellte Pantheon-Datensatz enthielt detaillierte Daten zu 1048 Supernovae. ^{[ 59 ]} Im Jahr 2021 wurde dieser Datensatz auf 1701 Lichtkurven für 1550 Supernovae aus 18 verschiedenen Durchmusterungen erweitert – eine Steigerung um 50 % in weniger als drei Jahren. ^{[ 60 ]}

Entdeckungen von Supernovae werden dem Zentralbüro für Astronomische Telegramme der Internationalen Astronomischen Union gemeldet . Dieses versendet daraufhin ein Rundschreiben mit dem Namen der jeweiligen Supernova. ^{[ 61 ]} Der Name setzt sich aus dem Präfix SN , dem Entdeckungsjahr und einer ein- bis vierbuchstabigen Bezeichnung zusammen. Die ersten 26 Supernovae eines Jahres werden mit einem Großbuchstaben von A bis Z bezeichnet . Anschließend folgen Paare von Kleinbuchstaben: aa , ab usw. ^{[ 62 ]} Nach zz kommt aaa, dann aab, aac usw.

So bezeichnet beispielsweise SN 2003C die dritte im Jahr 2003 gemeldete Supernova. ^{[ 62 ]} Die letzte gemeldete Supernova des Jahres 2005, SN 2005nc, war die 367. (14 × 26 + 3 = 367). Die letzte im Asiago-Supernova-Katalog (bei dessen Einstellung am 31. Dezember 2017) verzeichnete Supernova trägt die Bezeichnung SN 2017jzp. ^{[ 63 ]} SN 2021afdx ist ein Beispiel für ein vierbuchstabiges Suffix.

Historische Supernovae werden einfach nach dem Jahr ihres Auftretens benannt: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 ( Tychos Nova ) und SN 1604 ( Keplers Stern ). ^{[ 64 ]} Seit 1885 wird zusätzlich ein Buchstabe verwendet, auch wenn in diesem Jahr nur eine Supernova entdeckt wurde (z. B. SN 1885A, SN 1907A usw.); dies war zuletzt bei SN 1947A der Fall. ^{[ 65 ]}

Bis 1987 waren zweibuchstabige Bezeichnungen selten nötig; seit 1988 werden sie jährlich benötigt. ^{[ 65 ]} Seit 2000 entdecken professionelle und Amateurastronomen jährlich mehrere hundert Supernovae (572 im Jahr 2007, 261 im Jahr 2008, 390 im Jahr 2009; 231 im Jahr 2013). ^{[ 66 ] [ 63 ]} Seit 2016 führt die steigende Anzahl an Entdeckungen regelmäßig zur zusätzlichen Verwendung dreibuchstabiger Bezeichnungen. ^{[ 65 ]}

Astronomen klassifizieren Supernovae anhand ihrer Lichtkurven und der Absorptionslinien verschiedener chemischer Elemente in ihren Spektren . Enthält das Spektrum einer Supernova Linien von Wasserstoff (bekannt als Balmer-Serie im sichtbaren Bereich), wird sie als Typ II klassifiziert ; andernfalls als Typ I. Innerhalb dieser beiden Typen gibt es Unterteilungen, je nachdem, ob Linien anderer Elemente vorhanden sind oder wie die Lichtkurve aussieht (die scheinbare Helligkeit der Supernova in Abhängigkeit von der Zeit). ^{[ 67 ] [ 68 ]}

Type I supernovae are subdivided on the basis of their spectra, with Type Ia showing a strong ionised silicon absorption line. Type I supernovae without this strong line are classified as Type Ib and Ic, with Type Ib showing strong neutral helium lines and Type Ic lacking them. Historically, the light curves of Type I supernovae were seen as all broadly similar, too much so to make useful distinctions.^[69] While variations in light curves have been studied, classification continues to be made on spectral grounds rather than light-curve shape.^[68]

A small number of Type Ia supernovae exhibit unusual features, such as non-standard luminosity or broadened light curves, and these are typically categorised by referring to the earliest example showing similar features. For example, the sub-luminous SN 2008ha is often referred to as SN 2002cx-like or class Ia-2002cx.^[70]

A small proportion of Type Ic supernovae show highly broadened and blended emission lines which are taken to indicate very high expansion velocities for the ejecta. These have been classified as Type Ic-BL or Ic-bl.^[71]

Calcium-rich supernovae are a rare type of very fast supernova with unusually strong calcium lines in their spectra.^[72][73] Models suggest they occur when material is accreted from a helium-rich companion rather than a hydrogen-rich star. Because of helium lines in their spectra, they can resemble Type Ib supernovae, but are thought to have very different progenitors.^[74]

Der Typ Ien wurde vorgeschlagen, um die Beobachtungen der Supernova SN 2021yfj zu erklären . ^{[ 75 ]} Nachdem der Stern seine äußeren Schichten aus Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff verloren hatte, setzte er kurz vor der Explosion eine ungewöhnliche, verborgene Schicht aus Silizium , Schwefel und Argon frei – Elemente, die in sterbenden Sternen selten vorkommen. ^{[ 76 ]} Während der Explosion kollidierte Material aus dem Sternkern mit der Gashülle, und die Hitze dieser Kollision brachte die Silizium-Schwefel-Schicht zum Leuchten. Die Explosion zeigte, dass Sterne vollständig entkernt sein können und dennoch eine helle, aus großer Entfernung beobachtbare Explosion erzeugen. Die Entdeckung lieferte einen direkten Beweis für die lange vermutete, aber schwer zu beobachtende innere Struktur massereicher Sterne . ^{[ 76 ]} Im Namen des Typs beschreibt „e“ die Position der Silizium-Schwefel-Schicht in der inneren Struktur, während „n“ für schmale Emissionslinien steht. ^{[ 75 ]}

Die Supernovae vom Typ II lassen sich auch anhand ihrer Spektren unterteilen. Während die meisten Supernovae vom Typ II sehr breite Emissionslinien aufweisen , die auf Expansionsgeschwindigkeiten von vielen Tausend Kilometern pro Sekunde hindeuten , besitzen einige, wie beispielsweise SN 2005gl , relativ schmale Linien in ihren Spektren. Diese werden als Typ IIn bezeichnet, wobei das „n“ für „schmal“ steht. ^{[ 68 ]}

Einige Supernovae, wie beispielsweise SN 1987K ^{[ 78 ]} und SN 1993J , scheinen ihren Typ zu ändern: Sie zeigen in der Frühphase Wasserstofflinien, die jedoch innerhalb weniger Wochen bis Monate von Heliumlinien dominiert werden. Die Bezeichnung „Typ IIb“ beschreibt die Kombination von Merkmalen, die normalerweise mit Typ II und Typ Ib assoziiert werden. ^{[ 68 ]}

Supernovae vom Typ II mit normalen Spektren, die von breiten Wasserstofflinien dominiert werden, welche während des gesamten Helligkeitsabfalls erhalten bleiben, werden anhand ihrer Lichtkurven klassifiziert. Der häufigste Typ zeigt kurz nach dem Helligkeitsmaximum ein charakteristisches Plateau in der Lichtkurve, auf dem die visuelle Leuchtkraft mehrere Monate lang relativ konstant bleibt, bevor der Helligkeitsabfall wieder einsetzt. Diese Supernovae werden aufgrund des Plateaus als Typ II-P bezeichnet. Seltener sind Supernovae vom Typ II-L, denen ein ausgeprägtes Plateau fehlt. Das „L“ steht für „linear“, obwohl die Lichtkurve keine Gerade ist. ^{[ 68 ]}

Supernovae, die nicht in die üblichen Klassifizierungen passen, werden als eigentümlich oder „pec“ bezeichnet. ^{[ 68 ]}

Zwicky definierte weitere Supernova-Typen anhand weniger Beispiele, die nicht eindeutig den Parametern für Typ-I- oder Typ-II-Supernovae entsprachen. SN 1961i in NGC 4303 war der Prototyp und das einzige Mitglied der Typ-III-Supernova-Klasse. Sie zeichnete sich durch ein breites Helligkeitsmaximum und breite, sich langsam entwickelnde Wasserstoff-Balmer-Linien im Spektrum aus. ^{[ 69 ]} SN 1961f in NGC 3003 war der Prototyp und das einzige Mitglied der Typ-IV-Klasse. Ihre Lichtkurve ähnelte der einer Typ-II-P-Supernova und wies Wasserstoff-Absorptionslinien , aber schwache Wasserstoff-Emissionslinien auf . ^{[ 69 ]} Die Typ-V-Klasse wurde für SN 1961V in NGC 1058 eingeführt , eine ungewöhnliche, lichtschwache Supernova oder ein Supernova-Imitator mit langsamem Helligkeitsanstieg, einem über viele Monate anhaltenden Maximum und einem ungewöhnlichen Emissionsspektrum. Die Ähnlichkeit von SN 1961V mit dem Großen Ausbruch von Eta Carinae wurde festgestellt. ^{[ 79 ]} Auch die Supernovae in M101 (1909) und M83 (1923 und 1957) wurden als mögliche Supernovae vom Typ IV oder Typ V vorgeschlagen. ^{[ 80 ]}

Diese Typen würden nun alle als besondere Typ-II-Supernovae (IIpec) eingestuft, von denen viele weitere Beispiele entdeckt wurden, obwohl noch immer diskutiert wird, ob SN 1961V eine echte Supernova nach einem LBV- Ausbruch oder ein Imitator war. ^{[ 69 ] [ 81 ]}

Die in der obigen Tabelle zusammengefassten Supernova-Typbezeichnungen sind taxonomisch : Die Typnummer basiert auf dem beobachteten Licht der Supernova, nicht unbedingt auf ihrer Ursache. So entstehen beispielsweise Supernovae vom Typ Ia durch unkontrollierte Kernfusion in entarteten Weißen Zwergen, während die spektral ähnlichen Supernovae vom Typ Ib/c durch Kernkollaps massereicher, entkernter Vorläufersterne entstehen.

Ein Weißer Zwerg kann durch die Ansammlung von Material eines Begleitsterns so viel Material aufnehmen, dass seine Kerntemperatur hoch genug ist, um die Kohlenstofffusion zu zünden . Dann kommt es zu einer unkontrollierten Kernfusion, die den Weißen Zwerg vollständig zerstört. Es gibt drei theoretische Wege für diese Detonation: stabile Akkretion von Material eines Begleitsterns, die Kollision zweier Weißer Zwerge oder Akkretion, die eine Zündung in einer Hülle auslöst, welche dann den Kern entzündet. Der Hauptmechanismus der Entstehung von Typ-Ia-Supernovae ist weiterhin unklar. ^{[ 83 ]} Trotz dieser Unsicherheit bezüglich ihrer Entstehung weisen Typ-Ia-Supernovae sehr einheitliche Eigenschaften auf und eignen sich als Standardkerzen über intergalaktische Distanzen. Kalibrierungen sind erforderlich, um die allmähliche Änderung der Eigenschaften oder die unterschiedliche Häufigkeit von Supernovae mit ungewöhnlich hoher Leuchtkraft bei hoher Rotverschiebung sowie kleine Helligkeitsvariationen, die sich in der Form der Lichtkurve oder im Spektrum zeigen, zu kompensieren. ^{[ 84 ] [ 85 ]}

Es gibt verschiedene Möglichkeiten, wie eine Supernova dieses Typs entstehen kann, doch allen liegt ein gemeinsamer Mechanismus zugrunde. Wenn ein Kohlenstoff - Sauerstoff- Weißer Zwerg genügend Materie ansammelt, um die Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,44 Sonnenmassen ^{[ 86 ]} (für einen nichtrotierenden Stern) zu erreichen, kann er den Großteil seiner Masse nicht mehr durch Elektronenentartungsdruck ^{[ 87 ] [ 88 ]} halten und beginnt zu kollabieren. Heutzutage geht man jedoch davon aus, dass diese Grenze normalerweise nicht erreicht wird. Steigende Temperatur und Dichte im Kern zünden die Kohlenstofffusion, wenn sich der Stern der Grenze nähert (bis auf etwa 1 %) ^{[ 89 ]} , bevor der Kollaps einsetzt. ^{[ 86 ]} Im Gegensatz dazu bildet ein kollabierender Weißer Zwerg mit einem Kern, der hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht, typischerweise einen Neutronenstern . In diesem Fall wird nur ein Bruchteil der Sternmasse beim Kollaps ausgestoßen. ^{[ 88 ]}

Innerhalb weniger Sekunden nach Beginn des Kollapsvorgangs durchläuft ein erheblicher Teil der Materie im Weißen Zwerg eine Kernfusion, wodurch genügend Energie freigesetzt wird (1–2 × 10 ⁴⁴  J ) ^{[ 90 ]} um den Stern in einer Supernova zu entbinden . ^{[ 91 ]} Es entsteht eine sich nach außen ausbreitende Stoßwelle , wobei die Materie Geschwindigkeiten in der Größenordnung von 5.000–20.000 km/s erreicht , was etwa 3 % der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Auch die Leuchtkraft nimmt deutlich zu und erreicht eine absolute Helligkeit von −19,3 mag (oder 5 Milliarden Mal heller als die Sonne), wobei die Schwankungen gering sind. ^{[ 92 ]}

Das Modell für die Entstehung dieser Supernova-Kategorie ist ein enges Doppelsternsystem. Der massereichere der beiden Sterne verlässt als erster die Hauptreihe und dehnt sich zu einem Roten Riesen aus . Die beiden Sterne teilen sich nun eine gemeinsame Hülle, wodurch sich ihre Umlaufbahn verkleinert. Der Riesenstern stößt dann den größten Teil seiner Hülle ab und verliert Masse, bis er keine Kernfusion mehr durchführen kann . An diesem Punkt wird er zu einem Weißen Zwerg, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. ^{[ 93 ]} Schließlich verlässt auch der Begleitstern die Hauptreihe und bildet einen Roten Riesen. Materie des Riesen wird vom Weißen Zwerg aufgenommen, wodurch dessen Masse zunimmt. Die genauen Details der Entstehung und der dabei entstehenden schweren Elemente sind weiterhin unklar. ^{[ 94 ]}

Supernovae vom Typ Ia erzeugen nach dem Ereignis eine charakteristische Lichtkurve – den Verlauf der Leuchtkraft über die Zeit. Diese Leuchtkraft entsteht durch den radioaktiven Zerfall von …⁵⁶Ni durch⁵⁶Co zu⁵⁶Fe . ^{[ 92 ]} Die maximale Leuchtkraft der Lichtkurve ist bei normalen Typ-Ia-Supernovae äußerst konstant und erreicht eine maximale absolute Helligkeit von etwa −19,3 mag. Dies liegt daran, dass typische Typ-Ia-Supernovae durch allmähliche Massenzunahme aus einem Vorläuferstern eines einheitlichen Typs entstehen und explodieren, sobald sie eine einheitliche typische Masse erreicht haben. Dadurch ergeben sich sehr ähnliche Supernova-Bedingungen und ein vergleichbares Verhalten. Dies ermöglicht es, sie als sekundäre ^{[ 95 ]} Standardkerze zur Entfernungsmessung ihrer Wirtsgalaxien zu verwenden. ^{[ 96 ]}

Ein zweites Modell zur Entstehung von Typ-Ia-Supernovae beschreibt die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge, deren kombinierte Masse kurzzeitig die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. ^{[ 97 ]} Dieses Modell wird auch als Doppel-Entartungsmodell bezeichnet, da beide Sterne entartete Weiße Zwerge sind. Aufgrund der möglichen Kombinationen von Masse und chemischer Zusammensetzung des Paares variiert dieses Ereignis stark. ^{[ 98 ]} In vielen Fällen entsteht gar keine Supernova; in diesem Fall weisen sie eine geringere Leuchtkraft als die üblicherweise vorkommenden Typ-Ia-Supernovae auf. ^{[ 99 ]}

Ungewöhnlich helle Typ-Ia-Supernovae entstehen, wenn der Weiße Zwerg bereits eine Masse oberhalb der Chandrasekhar-Grenze besitzt ^{[ 100 ]} , die möglicherweise durch Asymmetrie noch erhöht wird ^{[ 101 ].} Das ausgestoßene Material weist jedoch eine geringere kinetische Energie als üblich auf. Dieses Szenario mit einer Masse oberhalb der Chandrasekhar-Grenze kann beispielsweise eintreten, wenn die zusätzliche Masse durch differentielle Rotation stabilisiert wird ^{[ 102 ]} .

Für nicht-standardmäßige Typ-Ia-Supernovae gibt es keine formale Unterklassifizierung. Es wurde vorgeschlagen, eine Gruppe von leuchtschwachen Supernovae, die bei der Akkretion von Helium auf einen Weißen Zwerg auftreten, als Typ Iax zu klassifizieren . ^{[ 103 ] [ 104 ]} Diese Art von Supernova zerstört den Weißen Zwerg als Ursprungsstern möglicherweise nicht vollständig und kann einen Zombie-Stern hinterlassen . ^{[ 105 ]}

Ein bestimmter Supernova-Typ entsteht durch die Explosion von Weißen Zwergen, ähnlich wie Typ Ia, weist aber Wasserstofflinien in seinem Spektrum auf, möglicherweise weil der Weiße Zwerg von einer Hülle aus wasserstoffreichem zirkumstellarem Material umgeben ist . Diese Supernovae werden als Typ Ia/IIn , ​​Typ Ian , Typ IIa und Typ IIan bezeichnet . ^{[ 106 ]}

Der Vierfachstern HD 74438 , der zum offenen Sternhaufen IC 2391 im Sternbild Vela gehört , wird voraussichtlich zu einer nicht-standardmäßigen Typ-Ia-Supernova werden. ^{[ 107 ] [ 108 ]}

Sehr massereiche Sterne können einen Kernkollaps erleiden, wenn die Kernfusion nicht mehr ausreicht, um den Kern gegen seine eigene Schwerkraft zu stabilisieren. Das Überschreiten dieser Schwelle ist die Ursache aller Supernova-Typen außer Typ Ia. Der Kollaps kann zum heftigen Ausstoß der äußeren Schichten des Sterns und damit zu einer Supernova führen. Reicht die Freisetzung potenzieller Energie jedoch nicht aus, kann der Stern stattdessen zu einem Schwarzen Loch oder Neutronenstern mit geringer Strahlungsenergie kollabieren. ^{[ 109 ]}

Der Kernkollaps kann durch verschiedene Mechanismen verursacht werden: Überschreiten der Chandrasekhar-Grenze ; ​​Elektroneneinfang ; Paarinstabilität ; oder Photodesintegration . ^{[ 109 ] [ 110 ] [ 111 ]}

• Wenn ein massereicher Stern einen Eisenkern entwickelt, der größer als die Chandrasekhar-Masse ist, kann er sich nicht mehr durch den Elektronenentartungsdruck selbst erhalten und kollabiert weiter zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch.
• Der Einfang von Elektronen durch Magnesium in einem entarteten O/Ne/Mg-Kern (Vorläuferstern mit 8–10 Sonnenmassen) entfernt die Stütze und verursacht einen Gravitationskollaps , gefolgt von einer explosiven Sauerstofffusion, mit sehr ähnlichen Ergebnissen.
• Die Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren in einem großen Kern nach der Heliumfusion führt zum Verlust der thermodynamischen Stabilität und verursacht einen anfänglichen Kollaps, gefolgt von einer unkontrollierten Fusion, was in einer Paarinstabilitäts-Supernova resultiert.
• Ein ausreichend großer und heißer Sternkern kann Gammastrahlen erzeugen, die energiereich genug sind, um die Photodesintegration direkt auszulösen, was einen vollständigen Kollaps des Kerns zur Folge hat.

Die folgende Tabelle listet die bekannten Ursachen für den Kernkollaps massereicher Sterne, die Sterntypen, bei denen er auftritt, den zugehörigen Supernova-Typ und den entstehenden Überrest auf. Die Metallizität gibt den Anteil der Elemente außer Wasserstoff und Helium im Vergleich zur Sonne an. Die Ausgangsmasse ist die Masse des Sterns vor dem Supernova-Ereignis, angegeben als Vielfache der Sonnenmasse, obwohl die Masse zum Zeitpunkt der Supernova deutlich geringer sein kann. ^{[ 109 ]}

Supernovae vom Typ IIn sind in der Tabelle nicht aufgeführt. Sie können durch verschiedene Arten des Kernkollapses in unterschiedlichen Vorläufersternen entstehen, möglicherweise sogar durch die Zündung von Weißen Zwergen vom Typ Ia. Es scheint jedoch, dass die meisten durch den Eisenkernkollaps in leuchtkräftigen Überriesen oder Hyperriesen (einschließlich LBVs) entstehen. Die schmalen Spektrallinien, nach denen sie benannt sind, entstehen, weil sich die Supernova zu einer kleinen, dichten Wolke aus zirkumstellarem Material ausdehnt. ^{[ 112 ]} Es scheint, dass ein signifikanter Anteil der vermeintlichen Supernovae vom Typ IIn Supernova-Imitatoren sind, massive Ausbrüche von LBV-ähnlichen Sternen, ähnlich dem Großen Ausbruch von Eta Carinae . Bei diesen Ereignissen erzeugt zuvor aus dem Stern ausgestoßenes Material die schmalen Absorptionslinien und verursacht durch Wechselwirkung mit dem neu ausgestoßenen Material eine Stoßwelle. ^{[ 113 ]}

Wenn ein Sternkern nicht mehr der Schwerkraft standhält, kollabiert er mit Geschwindigkeiten von bis zu 70.000 km/s (0,23 c ) ^{​​[ 115 ]} , was zu einem rapiden Anstieg von Temperatur und Dichte führt. Was dann geschieht, hängt von der Masse und Struktur des kollabierenden Kerns ab: Massearme, entartete Kerne bilden Neutronensterne, massereichere, entartete Kerne kollabieren meist vollständig zu Schwarzen Löchern, und nicht-entartete Kerne unterliegen einer unkontrollierten Kernfusion. ^{[ 114 ] [ 116 ]}

Der anfängliche Kollaps entarteter Kerne wird durch Beta-Zerfall , Photodesintegration und Elektroneneinfang beschleunigt, was einen Ausbruch von Elektron-Neutrinos verursacht . Mit zunehmender Dichte wird die Neutrinoemission unterbrochen, da die Neutrinos im Kern eingefangen werden. Der innere Kern erreicht schließlich typischerweise einen  Durchmesser von 30 km ^{[ 117 ]} mit einer Dichte, die mit der eines Atomkerns vergleichbar ist. Der Entartungsdruck der Neutronen versucht, den Kollaps zu stoppen. Ist die Kernmasse größer als etwa 15 Sonnenmassen, reicht die Neutronenentartung nicht aus, um den Kollaps zu verhindern, und es bildet sich direkt ein Schwarzes Loch ohne Supernova. ^{[ 110 ]}

In Kernen mit geringerer Masse kommt der Kollaps zum Erliegen, und der neu entstandene Neutronenkern besitzt eine Anfangstemperatur von etwa 100 Milliarden Kelvin , das 6.000-fache der Temperatur des Sonnenkerns . [ ^{114 ] Bei} dieser Temperatur werden Neutrino-Antineutrino-Paare aller Neutrino-Flavours effizient durch thermische Emission gebildet . Diese thermischen Neutrinos sind um ein Vielfaches häufiger als die durch Elektroneneinfang entstandenen Neutrinos. ^{[ 118 ]}10^⁴⁶ Joule , etwa 10 % der Ruhemasse des Sterns, werden in einen zehnsekündigen Neutrinoausbruch umgewandelt, der die Hauptausbeute des Ereignisses darstellt. ^{[ 117 ] [ 119 ]} Der abrupt gestoppte Kernkollaps erzeugt eine Stoßwelle, die innerhalb von Millisekunden im äußeren Kern zum Stillstand kommt ^{[ 120 ]} , während durch die Dissoziation schwerer Elemente Energie verloren geht. Ein noch nicht vollständig verstandener Prozess ist notwendig, damit die äußeren Schichten des Kerns die Energie wieder absorbieren können.10 ⁴⁴  Joule ^{[ 119 ]} (1 foe ) aus dem Neutrinopuls , wodurch die sichtbare Helligkeit erzeugt wird, obwohl es auch andere Theorien gibt, die die Explosion antreiben könnten. ^{[ 117 ]}

Ein Teil des Materials aus der äußeren Hülle fällt auf den Neutronenstern zurück, und bei Kernen mit einer Masse von mehr als etwa 8  _Sonnenmassen reicht dieser Rückfall aus, um ein Schwarzes Loch zu bilden. Dieser Rückfall reduziert die erzeugte kinetische Energie und die Masse des ausgestoßenen radioaktiven Materials, kann aber unter bestimmten Umständen auch relativistische Jets erzeugen , die zu einem Gammablitz oder einer extrem leuchtkräftigen Supernova führen. ^{[ 121 ]}

Der Kollaps eines massereichen, nicht-entarteten Kerns entfacht weitere Fusion. ^{[ 116 ]} Wird der Kernkollaps durch Paarinstabilität ausgelöst ( Photonen wandeln sich in Elektron - Positron- Paare um, wodurch der Strahlungsdruck sinkt), setzt die Sauerstofffusion ein und der Kollaps kann gestoppt werden. Bei Kernmassen von 40–60  _Sonnenmassen stoppt der Kollaps und der Stern bleibt intakt; er kollabiert jedoch erneut, sobald sich ein größerer Kern gebildet hat. Bei Kernen von etwa 60–130  Sonnenmassen ist die Fusion von Sauerstoff und schwereren Elementen so energiereich _, dass der gesamte Stern zerstört wird und eine Supernova entsteht. Im oberen Massenbereich ist die Supernova aufgrund der vielen Sonnenmassen ausgestoßenen Materie ungewöhnlich leuchtkräftig und extrem langlebig.⁵⁶Bei noch größeren Kernmassen wird die Kerntemperatur so hoch, dass es zur Photodesintegration kommt und der Kern vollständig zu einem Schwarzen Loch kollabiert . ^{[ 122 ] [ 110 ]}

Sterne mit Anfangsmassen unter etwa 8  Sonnenmassen entwickeln nie einen ausreichend großen Kern _{, um zu kollabieren ,} und verlieren schließlich ihre Atmosphäre, wodurch sie zu Weißen Zwergen werden. Sterne mit mindestens 9  ^{Sonnenmassen (möglicherweise bis zu 12 Sonnenmassen [123} ] )  entwickeln ^sich _komplex ^, indem sie in ihren Kernen nach und nach schwerere Elemente bei höheren Temperaturen verbrennen. ^{[ 117 ] [ 124 ]} Der Stern schichtet sich wie eine Zwiebel, wobei die Verbrennung der leichter fusionierbaren Elemente in größeren Schalen stattfindet. ^{[ 109 ] [ 125 ]} Obwohl sie im allgemeinen Sprachgebrauch als Zwiebel mit Eisenkern beschrieben werden, besitzen die masseärmsten Supernova-Vorläufer lediglich Sauerstoff- Neon- (bzw. Magnesium- )Kerne. Diese Super-AGB-Sterne bilden möglicherweise die Mehrheit der Kernkollaps-Supernovae, sind jedoch weniger leuchtkräftig und daher seltener zu beobachten als die von massereicheren Vorläufern. ^{[ 123 ]}

Tritt der Kernkollaps während einer Überriesenphase ein, wenn der Stern noch eine Wasserstoffhülle besitzt, entsteht eine Supernova vom Typ II. ^{[ 126 ]} Die Massenverlustrate leuchtkräftiger Sterne hängt von ihrer Metallizität und Leuchtkraft ab . Extrem leuchtkräftige Sterne mit nahezu solarer Metallizität verlieren ihren gesamten Wasserstoff, bevor sie den Kernkollaps erreichen, und bilden daher keine Supernova vom Typ II. ^{[ 126 ]} Bei geringer Metallizität erreichen alle Sterne den Kernkollaps mit einer Wasserstoffhülle, aber ausreichend massereiche Sterne kollabieren direkt zu einem Schwarzen Loch, ohne eine sichtbare Supernova zu erzeugen. ^{[ 109 ]}

Sterne mit einer Anfangsmasse von bis zu etwa dem 90-Fachen der Sonnenmasse, bei hoher Metallizität auch etwas weniger, erzeugen eine Supernova vom Typ II-P, den am häufigsten beobachteten Typ. Bei mittlerer bis hoher Metallizität verlieren Sterne im oberen Bereich dieser Massenskala beim Kernkollaps den größten Teil ihres Wasserstoffs, was zu einer Supernova vom Typ II-L führt. ^{[ 127 ]} Bei sehr niedriger Metallizität kollabieren Sterne mit etwa 140–250  Sonnenmassen durch Paarinstabilität, während sie noch eine Wasserstoffatmosphäre und einen Sauerstoffkern besitzen. Die resultierende Supernova weist Merkmale des Typs II auf, jedoch mit einer sehr großen Menge an ausgestoßenem Material _.⁵⁶Ni und hohe Leuchtkraft. ^{[ 109 ] [ 128 ]}

Diese Supernovae, ähnlich denen vom Typ II, sind massereiche Sterne, die einen Kernkollaps erleiden. Im Gegensatz zu den Vorläufern von Typ-II-Supernovae haben die Sterne, die zu Typ-Ib- und Typ-IC-Supernovae werden, den größten Teil ihrer äußeren (Wasserstoff-)Hülle durch starke Sternwinde oder durch Wechselwirkung mit einem Begleitstern verloren. ^{[ 131 ]} Diese Sterne werden als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet und treten bei mittlerer bis hoher Metallizität auf, wo durch das Kontinuum angetriebene Winde ausreichend hohe Massenverlustraten verursachen. Beobachtungen von Typ-Ib/c-Supernovae stimmen nicht mit dem beobachteten oder erwarteten Vorkommen von Wolf-Rayet-Sternen überein. Alternative Erklärungen für diese Art von Kernkollaps-Supernova beziehen sich auf Sterne, die durch Wechselwirkungen mit Doppelsternen ihren Wasserstoff verloren haben. Doppelsternmodelle liefern eine bessere Übereinstimmung mit den beobachteten Supernovae, allerdings wurden bisher keine geeigneten Doppelsterne aus Helium beobachtet. ^{[ 132 ]}

Supernovae vom Typ Ib sind häufiger als solche vom Typ Ic und entstehen aus Wolf-Rayet-Sternen vom Typ WC , die noch Helium in ihrer Atmosphäre enthalten. In einem engen Massenbereich entwickeln sich Sterne weiter, bevor sie den Kernkollaps erreichen, und werden zu WO-Sternen mit sehr wenig verbleibendem Helium. Diese sind die Vorläufer von Supernovae vom Typ Ic. ^{[ 133 ]}

Einige Prozent der Typ-Ic-Supernovae sind mit Gammablitzen (GRB) verbunden. Es wird jedoch angenommen, dass auch jede wasserstoffarme Typ-Ib- oder Typ-Ic-Supernova – abhängig von der Geometrie – einen GRB erzeugen kann. ^{[ 134 ]} Der Mechanismus für die Entstehung dieser GRBs beruht auf den Jets, die durch das Magnetfeld des schnell rotierenden Magnetars im kollabierenden Kern des Sterns erzeugt werden. Diese Jets übertragen Energie in die expandierende äußere Hülle und führen so zu einer extrem leuchtkräftigen Supernova . ^{[ 121 ] [ 135 ] [ 136 ]}

Ultra-Stripped Supernovae entstehen, wenn der explodierende Stern durch Massentransfer in einem engen Doppelsternsystem (fast) vollständig bis auf seinen Metallkern entblößt wird. ^{[ 137 ] [ 138 ]} Dadurch wird nur sehr wenig Material ausgestoßen (ca. 0,1  M _☉ ). In Extremfällen können ultra-Stripped Supernovae in nackten Metallkernen auftreten, deren Masse knapp über der Chandrasekhar-Grenze liegt. SN 2005ek ^{[ 139 ]} könnte das erste beobachtete Beispiel einer ultra-Stripped Supernova sein, die eine relativ schwache und schnell abklingende Lichtkurve aufweist. Je nach Masse des kollabierenden Kerns können ultra-Stripped Supernovae sowohl Eisenkernkollaps- als auch Elektroneneinfang-Supernovae sein. Man geht davon aus, dass ultra-Stripped Supernovae mit der zweiten Supernova-Explosion in einem Doppelsternsystem in Verbindung stehen und beispielsweise ein enges Doppelneutronensternsystem erzeugen. ^{[ 140 ] [ 141 ]}

Im Jahr 2022 berichtete ein Astronomenteam unter der Leitung von Forschern des Weizmann Institute of Science über die erste Supernova-Explosion, die direkte Hinweise auf einen Wolf-Rayet-Vorläuferstern lieferte. SN 2019hgp war eine Supernova vom Typ Icn und ist zudem die erste, in der das Element Neon nachgewiesen wurde. ^{[ 142 ] [ 143 ]}

1980 sagte Ken’ichi Nomoto von der Universität Tokio einen „dritten Typ“ von Supernovae voraus , die sogenannte Elektroneneinfang-Supernova. Sie entsteht, wenn ein Stern „im Übergangsbereich (etwa 8 bis 10 Sonnenmassen) zwischen der Entstehung eines Weißen Zwergs und einer Eisenkernkollaps-Supernova“ mit einem entarteten O+Ne+Mg-Kern ^{[ 144 ]} implodiert, nachdem sein nuklearer Brennstoff verbraucht ist. Die Gravitation komprimiert dabei die Elektronen im Sternkern zu ihren Atomkernen ^{[ 145 ] [ 146 ]} , was zu einer Supernova-Explosion führt und einen Neutronenstern hinterlässt ^{[ 109 ]} . Im Juni 2021 berichtete die Fachzeitschrift Nature Astronomy , dass die Supernova SN 2018zd (in der Galaxie NGC 2146 , etwa 31 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt ) die erste Beobachtung einer Elektroneneinfang-Supernova zu sein scheint. ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]} Die Supernova-Explosion von 1054, die den Krebsnebel in unserer Galaxie erzeugte, galt als aussichtsreichster Kandidat für eine Elektroneneinfang-Supernova, und die 2021 veröffentlichte Studie untermauert diese Annahme. ^{[ 145 ] [ 146 ]}

Der Kernkollaps mancher massereicher Sterne führt nicht zwangsläufig zu einer sichtbaren Supernova. Dies geschieht, wenn der anfängliche Kernkollaps nicht durch den Mechanismus, der eine Explosion erzeugt, rückgängig gemacht werden kann, üblicherweise weil der Kern zu massereich ist. Solche Ereignisse sind schwer zu beobachten, doch große Durchmusterungen haben mögliche Kandidaten identifiziert. ^{[ 147 ] [ 148 ]} Der Rote Überriese N6946-BH1 in NGC 6946 erlebte im März 2009 einen schwachen Ausbruch, bevor er wieder verschwand. Lediglich eine schwache Infrarotquelle ist an der Position des Sterns noch sichtbar. ^{[ 149 ]}

Die von einer Supernova ausgestoßenen Gase würden ohne Energiezufuhr, die sie heiß hält, schnell verblassen. Die Quelle dieser Energie – die das optische Leuchten der Supernova über Monate aufrechterhalten kann – war zunächst ein Rätsel. Einige Forscher vermuteten die Rotationsenergie des zentralen Pulsars als Quelle. ^{[ 153 ]} Obwohl die Energie, die jeden Supernova-Typ anfänglich antreibt, schnell freigesetzt wird, werden die Lichtkurven von der anschließenden radioaktiven Erwärmung des sich rasch ausdehnenden Auswurfmaterials dominiert. Die hohe Radioaktivität der Auswurfgase wurde Ende der 1960er Jahre erstmals auf der Grundlage solider Nukleosynthese berechnet, und dies hat sich seither für die meisten Supernovae als richtig erwiesen. ^{[ 154 ]} Erst mit SN 1987A konnten die wichtigsten radioaktiven Atomkerne durch direkte Beobachtung von Gammastrahlenlinien eindeutig identifiziert werden. ^{[ 155 ]}

Es ist heute durch direkte Beobachtung bekannt, dass ein Großteil der Lichtkurve (der Verlauf der Leuchtkraft über die Zeit) nach dem Auftreten einer Typ-II-Supernova , wie beispielsweise SN 1987A, durch die vorhergesagten radioaktiven Zerfälle erklärt werden kann. ^{[ 15 ]} Obwohl die Lichtemission aus optischen Photonen besteht, ist es die von den ausgestoßenen Gasen absorbierte radioaktive Energie, die den Überrest heiß genug hält, um Licht abzustrahlen. Der radioaktive Zerfall von⁵⁶Ni durch ihre Töchter⁵⁶Co zu⁵⁶Eisen erzeugt Gammastrahlenphotonen , hauptsächlich mit Energien von847  keV und1238 keV , die absorbiert werden und die Erwärmung und damit die Leuchtkraft des Auswurfmaterials in mittleren (mehrere Wochen) bis späten (mehrere Monate) Zeiträumen dominieren. ^{[ 156 ]} Die Energie für das Maximum der Lichtkurve von SN1987A wurde durch den Zerfall von⁵⁶Ni zu⁵⁶Co (Halbwertszeit 6 Tage), während die Energie insbesondere für die spätere Lichtkurve sehr genau mit der Halbwertszeit von 77,3 Tagen übereinstimmt.⁵⁶Co zerfällt zu⁵⁶Fe . Spätere Messungen des kleinen Bruchteils der Fe wurden mit Weltraum-Gammastrahlenteleskopen durchgeführt.⁵⁶Co und⁵⁷Die aus dem Überrest SN 1987A austretenden Co -Gammastrahlen, die nicht absorbiert wurden, bestätigten frühere Vorhersagen, dass diese beiden radioaktiven Kerne die Energiequellen waren. ^{[ 155 ]}

Die späte Abklingphase der visuellen Lichtkurven verschiedener Supernova-Typen hängt zwar alle von der radioaktiven Aufheizung ab, variiert jedoch in Form und Amplitude aufgrund der zugrundeliegenden Mechanismen, der Art der Erzeugung sichtbarer Strahlung, des Beobachtungszeitpunkts und der Transparenz des ausgestoßenen Materials. ^{[ 157 ]} Bei anderen Wellenlängen können die Lichtkurven deutlich abweichen. So gibt es beispielsweise im ultravioletten Bereich einen frühen, extrem hellen Peak von nur wenigen Stunden Dauer, der dem Ausbruch der durch das initiale Ereignis ausgelösten Schockwelle entspricht. Dieser Ausbruch ist jedoch optisch kaum nachweisbar. ^{[ 158 ] [ 159 ]}

Die Lichtkurven von Galaxien des Typs Ia sind größtenteils sehr einheitlich, mit einer konstanten maximalen absoluten Helligkeit und einem relativ steilen Abfall der Leuchtkraft. Ihre optische Energieabgabe wird durch den radioaktiven Zerfall ausgestoßener Materie angetrieben.⁵⁶Ni (Halbwertszeit 6 Tage), das dann zu radioaktivem zerfällt⁵⁶Co (Halbwertszeit 77 Tage). Diese Radioisotope regen das umgebende Material zur Glühung an. ^{[ 92 ]} Moderne kosmologische Studien basieren auf⁵⁶Die Radioaktivität von Nickel liefert die Energie für die optische Helligkeit von Supernovae vom Typ Ia, die als „Standardkerzen“ der Kosmologie gelten, deren Diagnose jedoch…847 keV undGammastrahlen mit einer Energie von 1238 keV wurden erstmals 2014 nachgewiesen. ^{[ 160 ]} Die Anfangsphase der Lichtkurve fällt steil ab, da die effektive Größe der Photosphäre abnimmt und die eingefangene elektromagnetische Strahlung abnimmt. Die Lichtkurve sinkt im B-Band weiter ab , während sie im visuellen Bereich nach etwa 40 Tagen eine kleine Schulter aufweisen kann. Dies ist jedoch nur ein Hinweis auf ein sekundäres Maximum im Infrarotbereich, das auftritt, wenn bestimmte ionisierte schwere Elemente rekombinieren und Infrarotstrahlung erzeugen, wodurch das ausgestoßene Material für diese Strahlung transparent wird. Die visuelle Lichtkurve sinkt weiterhin mit einer etwas höheren Rate als die Zerfallsrate des radioaktiven Kobalts (das die längere Halbwertszeit hat und den späteren Verlauf der Kurve bestimmt), da das ausgestoßene Material diffuser wird und die hochenergetische Strahlung weniger gut in sichtbare Strahlung umwandeln kann. Nach einigen Monaten ändert sich die Abklingrate der Lichtkurve erneut, da die Positronenemission aus dem verbleibenden Material zunimmt.⁵⁶Co wird dominant, obwohl dieser Abschnitt der Lichtkurve bisher wenig untersucht wurde. ^{[ 161 ]}

Die Lichtkurven der Typen Ib und Ic ähneln denen des Typs Ia, weisen jedoch eine geringere durchschnittliche Spitzenleuchtkraft auf. Die sichtbare Lichtemission beruht wiederum auf der Umwandlung radioaktiven Zerfalls in sichtbare Strahlung, allerdings ist die Masse des erzeugten Materials deutlich geringer.⁵⁶Ni . Die Spitzenleuchtkraft variiert erheblich, und es gibt sogar gelegentlich Typ-Ib/c-Supernovae, die um Größenordnungen leuchtstärker oder leuchtschwächer als üblich sind. Die leuchtstärksten Typ-Ic-Supernovae werden als Hypernovae bezeichnet und weisen neben der erhöhten Spitzenleuchtkraft tendenziell verbreiterte Lichtkurven auf. Als Quelle der zusätzlichen Energie werden relativistische Jets vermutet, die durch die Bildung eines rotierenden Schwarzen Lochs entstehen und auch Gammablitze erzeugen. ^{[ 162 ] [ 163 ]}

Die Lichtkurven von Typ-II-Supernovae zeichnen sich durch einen deutlich langsameren Abfall als Typ-I-Supernovae aus, in der Größenordnung von 0,05 Größenklassen pro Tag ^{[ 77 ]} , die Plateauphase ausgenommen. Die sichtbare Lichtemission wird über mehrere Monate hinweg von kinetischer Energie und nicht vom radioaktiven Zerfall dominiert, was vor allem auf den Wasserstoff im Auswurfmaterial der Atmosphäre des überriesigen Vorläufersterns zurückzuführen ist. Bei der anfänglichen Zerstörung erhitzt und ionisiert sich dieser Wasserstoff. Die meisten Typ-II-Supernovae zeigen in ihren Lichtkurven ein lang anhaltendes Plateau, da sich dieser Wasserstoff rekombiniert, sichtbares Licht emittiert und transparenter wird. Darauf folgt ein durch radioaktiven Zerfall bedingter, wenn auch langsamerer Abfall als bei Typ-I-Supernovae, da der gesamte Wasserstoff effizient in Licht umgewandelt wird. ^{[ 69 ]}

Bei Typ-II-L-Supernovae fehlt das Plateau, da die Atmosphäre des Vorläufersterns relativ wenig Wasserstoff enthielt. Dieser reichte zwar aus, um im Spektrum sichtbar zu sein, aber nicht, um ein deutliches Plateau in der Lichtausbeute zu erzeugen. Bei Typ-IIb-Supernovae ist die Wasserstoffatmosphäre des Vorläufersterns so stark reduziert (vermutlich aufgrund der Gezeitenkräfte eines Begleitsterns), dass die Lichtkurve eher einer Typ-I-Supernova ähnelt und der Wasserstoff nach einigen Wochen sogar aus dem Spektrum verschwindet. ^{[ 69 ]}

Typ-IIn-Supernovae zeichnen sich durch zusätzliche schmale Spektrallinien aus, die in einer dichten Hülle aus zirkumstellarem Material entstehen. Ihre Lichtkurven sind im Allgemeinen sehr breit und ausgedehnt, gelegentlich auch extrem leuchtkräftig; in diesem Fall spricht man von einer superleuchtkräftigen Supernova. Diese Lichtkurven entstehen durch die hocheffiziente Umwandlung der kinetischen Energie des Auswurfmaterials in elektromagnetische Strahlung durch Wechselwirkung mit der dichten Materialhülle. Dies geschieht nur, wenn das Material ausreichend dicht und kompakt ist, was darauf hindeutet, dass es erst kurz vor der Supernova vom Vorläuferstern selbst erzeugt wurde. ^{[ 164 ] [ 165 ]}

Zahlreiche Supernovae wurden katalogisiert und klassifiziert, um Entfernungskerzen zu gewinnen und Modelle zu testen. ^{[ 166 ] [ 167 ]} Die durchschnittlichen Eigenschaften variieren zwar mit der Entfernung und dem Typ der Wirtsgalaxie, lassen sich aber für jeden Supernova-Typ im Großen und Ganzen spezifizieren.

Anmerkungen:

Ein seit Langem bestehendes Rätsel um Typ-II-Supernovae ist, warum das verbleibende kompakte Objekt eine hohe Geschwindigkeit vom Epizentrum entfernt erhält. ^{[ 171 ]} Pulsare und damit auch Neutronensterne weisen hohe Eigengeschwindigkeiten auf , und Schwarze Löcher vermutlich auch, obwohl sie isoliert viel schwieriger zu beobachten sind. Der anfängliche Impuls kann beträchtlich sein und ein Objekt mit mehr als einer Sonnenmasse auf eine Geschwindigkeit von 500 km/s oder mehr beschleunigen. Dies deutet auf eine Expansionsasymmetrie hin, doch der Mechanismus, durch den der Impuls auf das kompakte Objekt übertragen wird, bleibt ungeklärt. Vorgeschlagene Erklärungen für diesen Impuls umfassen Konvektion im kollabierenden Stern, asymmetrischen Materieausstoß während der Neutronensternbildung und asymmetrische Neutrinoemissionen . ^{[ 171 ] [ 172 ]}

Eine mögliche Erklärung für diese Asymmetrie ist großräumige Konvektion über dem Kern. Diese Konvektion kann radiale Dichtevariationen erzeugen, die wiederum Variationen in der vom Neutrinoausfluss absorbierten Energiemenge zur Folge haben. ^{[ 114 ]} Analysen dieses Mechanismus sagen jedoch nur einen geringen Impulsübertrag voraus. ^{[ 173 ]} Eine andere mögliche Erklärung ist, dass die Akkretion von Gas auf den zentralen Neutronenstern eine Scheibe erzeugen kann , die stark gerichtete Jets antreibt. Diese schleudern Materie mit hoher Geschwindigkeit aus dem Stern und erzeugen transversale Stoßwellen, die den Stern vollständig zerstören. Diese Jets könnten eine entscheidende Rolle bei der resultierenden Supernova spielen. ^{[ 174 ] [ 175 ]} (Ein ähnliches Modell wird zur Erklärung langer Gammablitze verwendet.) Der dominante Mechanismus hängt möglicherweise von der Masse des Vorläufersterns ab. ^{[ 172 ]}

Anfängliche Asymmetrien wurden auch bei Typ-Ia-Supernovae durch Beobachtung bestätigt. Dieses Ergebnis könnte bedeuten, dass die anfängliche Leuchtkraft dieser Supernova-Art vom Beobachtungswinkel abhängt. Die Expansion wird jedoch mit der Zeit symmetrischer. Frühe Asymmetrien lassen sich durch Messung der Polarisation des emittierten Lichts nachweisen. ^{[ 176 ]}

Obwohl Supernovae in erster Linie als leuchtende Ereignisse bekannt sind, ist die von ihnen freigesetzte elektromagnetische Strahlung fast eine untergeordnete Nebenwirkung. Insbesondere bei Kernkollaps-Supernovae macht die emittierte elektromagnetische Strahlung nur einen winzigen Bruchteil der gesamten bei diesem Ereignis freigesetzten Energie aus. ^{[ 178 ]}

Es besteht ein grundlegender Unterschied im Energiehaushalt der verschiedenen Supernova-Typen. Bei Detonationen von Weißen Zwergen vom Typ Ia fließt der größte Teil der Energie in die Synthese schwerer Elemente und die kinetische Energie des Auswurfmaterials. ^{[ 179 ]} Bei Kernkollaps-Supernovae hingegen wird der überwiegende Teil der Energie in Neutrinoemissionen umgewandelt . Obwohl ein Teil davon offenbar die beobachtete Zerstörung antreibt, entweichen über 99 % der Neutrinos in den ersten Minuten nach Beginn des Kollapses aus dem Stern. ^{[ 51 ]}

Typ-Ia-Supernovae beziehen ihre Energie aus einer unkontrollierten Kernfusion eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Weißen Zwergs. Die genauen energetischen Vorgänge sind noch nicht vollständig erforscht, aber das Ergebnis ist der Ausstoß der gesamten Masse des ursprünglichen Sterns mit hoher kinetischer Energie. Etwa die Hälfte der Sonnenmasse dieser Masse beträgt …⁵⁶Nickel entsteht durch Siliziumverbrennung .⁵⁶Nickel ist radioaktiv und zerfällt zu⁵⁶Co wird durch Beta-Plus-Zerfall (mit einer Halbwertszeit von sechs Tagen) und Gammastrahlen zerlegt.⁵⁶Co selbst zerfällt über den Beta-Plus-Pfad ( Positronenzerfall ) mit einer Halbwertszeit von 77 Tagen in stabiles Co.⁵⁶Fe . Diese beiden Prozesse sind für die elektromagnetische Strahlung von Typ-Ia-Supernovae verantwortlich. In Kombination mit der sich ändernden Transparenz des ausgestoßenen Materials erzeugen sie die rasch abfallende Lichtkurve. ^{[ 177 ]}

Kernkollaps-Supernovae sind im Durchschnitt visuell schwächer als Typ-Ia-Supernovae, ^{[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ]} aber die insgesamt freigesetzte Energie ist weitaus höher, wie in der folgenden Tabelle dargestellt.

Bei einigen Kernkollaps-Supernovae treibt der Rückfall auf ein Schwarzes Loch relativistische Jets an , die einen kurzen, energiereichen und gerichteten Gammablitz erzeugen und zudem erhebliche weitere Energie in das ausgestoßene Material übertragen. Dies ist ein Szenario für die Entstehung von Supernovae hoher Leuchtkraft und gilt als Ursache für Hypernovae vom Typ Ic und lang andauernde Gammablitze. ^{[ 184 ]} Sind die relativistischen Jets zu kurz und durchdringen sie die Sternhülle nicht, kann ein Gammablitz geringer Leuchtkraft entstehen, und die Supernova kann unterleuchtkräftig sein. ^{[ 185 ]}

Wenn eine Supernova innerhalb einer kleinen, dichten Wolke aus zirkumstellarem Material auftritt, erzeugt sie eine Stoßwelle, die einen hohen Anteil der kinetischen Energie effizient in elektromagnetische Strahlung umwandeln kann. Obwohl die ursprüngliche Energie völlig normal war, weist die resultierende Supernova eine hohe Leuchtkraft und lange Dauer auf, da sie nicht auf exponentiellem radioaktivem Zerfall beruht. Solche Ereignisse können Typ-IIn-Hypernovae auslösen. ^{[ 186 ] [ 187 ]}

Obwohl Paarinstabilitäts-Supernovae Kernkollaps-Supernovae mit Spektren und Lichtkurven ähnlich denen von Typ II-P sind, ähnelt ihr Verhalten nach dem Kernkollaps eher dem einer riesigen Typ-Ia-Supernova mit unkontrollierter Fusion von Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium. Die Gesamtenergie, die bei den massereichsten Ereignissen freigesetzt wird, ist vergleichbar mit der anderer Kernkollaps-Supernovae, jedoch wird die Neutrinoproduktion als sehr gering eingeschätzt, wodurch die freigesetzte kinetische und elektromagnetische Energie sehr hoch ist. Die Kerne dieser Sterne sind wesentlich größer als die von Weißen Zwergen, und die Menge an radioaktivem Nickel und anderen schweren Elementen, die aus ihren Kernen ausgestoßen werden, kann um Größenordnungen höher sein, was zu einer entsprechend hohen visuellen Leuchtkraft führt. ^{[ 188 ]}

Die Klassifizierung einer Supernova hängt eng mit dem Typ des Vorläufersterns zum Zeitpunkt des Kollapses zusammen. Das Auftreten der einzelnen Supernova-Typen ist von der Metallizität des Sterns abhängig, da diese die Stärke des Sternwinds und damit die Geschwindigkeit des Massenverlusts beeinflusst. ^{[ 189 ]}

Typ-Ia-Supernovae entstehen aus Weißen Zwergen in Doppelsternsystemen und treten in allen Galaxientypen auf . ^{[ 190 ]} Kernkollaps-Supernovae findet man nur in Galaxien mit aktueller oder kürzlich erfolgter Sternentstehung, da sie aus kurzlebigen massereichen Sternen resultieren. Sie treten am häufigsten in Spiralgalaxien vom Typ Sc auf, aber auch in den Armen anderer Spiralgalaxien und in irregulären Galaxien , insbesondere Starburst-Galaxien . ^{[ 191 ] [ 192 ] [ 193 ]}

Es wird angenommen, dass Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae durch den Kernkollaps massereicher Sterne entstehen, die ihre äußere Schicht aus Wasserstoff und Helium entweder durch starke Sternwinde oder durch Massentransfer zu einem Begleitstern verloren haben. ^{[ 163 ]} Sie treten normalerweise in Regionen mit neuer Sternentstehung auf und sind in elliptischen Galaxien extrem selten . ^{[ 74 ]} Die Vorläufersterne von Typ-IIn-Supernovae weisen ebenfalls hohe Massenverlustraten in der Zeit kurz vor ihrer Explosion auf. ^{[ 194 ]} Typ-Ic-Supernovae wurden in Regionen beobachtet, die metallreicher sind und höhere Sternentstehungsraten aufweisen als der Durchschnitt ihrer Wirtsgalaxien. ^{[ 195 ]} Die Tabelle zeigt die Vorläufersterne der wichtigsten Typen von Kernkollaps-Supernovae und die ungefähren Anteile, die in der lokalen Umgebung beobachtet wurden.

Es gibt einige Schwierigkeiten bei der Vereinbarkeit von modellierter und beobachteter Sternentwicklung im Vorfeld von Kernkollaps-Supernovae. Rote Überriesen sind die Vorläufer der überwiegenden Mehrheit der Kernkollaps-Supernovae. Diese wurden zwar beobachtet, jedoch nur bei relativ geringen Massen und Leuchtkräften, unterhalb von etwa 18  Sonnenmassen ( M☉ ₎ bzw. 100.000  Lichtwellenleitern ₍ L☉ ). Die meisten Vorläufer von Typ-II-Supernovae werden nicht nachgewiesen und müssen deutlich lichtschwächer und vermutlich auch masseärmer sein. Diese Diskrepanz wird als das Problem der roten Überriesen bezeichnet . ^{[ 196 ]} Es wurde erstmals 2009 von Stephen Smartt beschrieben, der auch den Begriff prägte. Nach einer volumenbegrenzten Suche nach Supernovae ermittelten Smartt et al. die unteren und oberen Massengrenzen für die Entstehung von Typ-II-P-Supernovae.8,5+1 −1,5 M _☉ und16,5 ±  _{1,5 M☉ bzw. 16,5 ±} 1,5 M☉ . Ersteres stimmt mit den erwarteten oberen Massengrenzen für die Entstehung von Weißen Zwergen überein, letzteres jedoch nicht mit massereichen Sternpopulationen in der Lokalen Gruppe. ^{[ 197 ]} Die obere Grenze für Rote Überriesen, die eine sichtbare Supernova-Explosion erzeugen, wurde berechnet auf19+4 −2 M _☉ . ^{[ 196 ]}

Man geht davon aus, dass massereichere rote Überriesen nicht als Supernovae explodieren, sondern sich zu höheren Temperaturen zurückentwickeln. Mehrere Vorläufer von Typ-IIb-Supernovae wurden bestätigt; dabei handelte es sich um K- und G-Überriesen sowie einen A-Überriesen. ^{[ 198 ]} Gelbe Hyperriesen oder LBVs gelten als mögliche Vorläufer von Typ-IIb-Supernovae, und fast alle Typ-IIb-Supernovae, die nahe genug zur Beobachtung waren, weisen solche Vorläufer auf. ^{[ 199 ] [ 200 ]}

Blaue Überriesen stellen einen unerwartet hohen Anteil der bestätigten Supernova-Vorläufer dar, was teilweise auf ihre hohe Leuchtkraft und die einfache Nachweisbarkeit zurückzuführen ist, während bisher kein einziger Wolf-Rayet-Vorläufer eindeutig identifiziert wurde. ^{[ 198 ] [ 201 ]} Modelle hatten Schwierigkeiten zu erklären, wie blaue Überriesen genügend Masse verlieren, um eine Supernova zu erreichen, ohne dabei ein anderes Entwicklungsstadium zu durchlaufen. Eine Studie hat einen möglichen Weg aufgezeigt, wie leuchtschwache blaue Veränderliche nach dem Roten Überriesenstadium kollabieren können, höchstwahrscheinlich als Typ-IIn-Supernova. ^{[ 202 ]} Mehrere Beispiele heißer, leuchtkräftiger Vorläufer von Typ-IIn-Supernovae wurden entdeckt: SN 2005gy und SN 2010jl waren beide offenbar massereiche, leuchtkräftige Sterne, befinden sich aber in großer Entfernung; und SN 2009ip hatte einen sehr leuchtkräftigen Vorläufer, der wahrscheinlich ein blauer Veränderlicher war, ist aber eine ungewöhnliche Supernova, deren genaue Natur umstritten ist. ^{[ 198 ]}

Die Vorläufersterne von Typ-Ib/c-Supernovae werden nicht beobachtet, und die Einschränkungen ihrer möglichen Leuchtkraft sind oft geringer als die bekannter WC-Sterne . ^{[ 198 ]} WO-Sterne sind extrem selten und visuell relativ lichtschwach, daher lässt sich schwer sagen, ob solche Vorläufersterne fehlen oder nur noch nicht beobachtet wurden. Sehr leuchtkräftige Vorläufersterne konnten trotz zahlreicher Supernovae, die in so großer Nähe beobachtet wurden, dass solche Vorläufersterne deutlich abgebildet worden wären, nicht eindeutig identifiziert werden. ^{[ 201 ]} Populationsmodellierungen zeigen, dass die beobachteten Typ-Ib/c-Supernovae durch eine Mischung aus einzelnen massereichen Sternen und Sternen mit abgestreifter Hülle aus wechselwirkenden Doppelsternsystemen reproduziert werden könnten. ^{[ 132 ]} Das anhaltende Fehlen eines eindeutigen Nachweises von Vorläufersternen für normale Typ-Ib- und -Ic-Supernovae könnte darauf zurückzuführen sein, dass die meisten massereichen Sterne direkt zu einem Schwarzen Loch kollabieren, ohne einen Supernova-Ausbruch zu erzeugen . Die meisten dieser Supernovae entstehen demnach aus masseärmeren, leuchtschwachen Heliumsternen in Doppelsternsystemen. Eine kleine Anzahl stammt von schnell rotierenden massereichen Sternen und entspricht wahrscheinlich den hochenergetischen Typ-Ic-BL-Ereignissen, die mit lang andauernden Gammablitzen in Verbindung stehen. ^{[ 198 ]}

Supernova-Ereignisse erzeugen schwerere Elemente, die sich im umgebenden interstellaren Medium verteilen. Die sich ausbreitende Schockwelle einer Supernova kann Sternentstehung auslösen. Galaktische kosmische Strahlung entsteht durch Supernova-Explosionen.

Supernovae sind eine bedeutende Quelle für Elemente im interstellaren Medium, von Sauerstoff bis Rubidium ^{[ 203 ] [ 204 ] [ 205 ].} Die theoretischen Häufigkeiten der erzeugten oder in den Spektren beobachteten Elemente variieren jedoch stark je nach Supernova-Typ ^[ 205]. Typ-Ia-Supernovae produzieren hauptsächlich Silizium und Elemente der Eisenpeak-Gruppe, Metalle wie Nickel und Eisen ^{[ 206 ] [ 207 ]} . Kernkollaps-Supernovae stoßen deutlich geringere Mengen an Elementen der Eisenpeak-Gruppe aus als Typ-Ia-Supernovae, dafür aber größere Massen an leichten ^Alpha -Elementen wie Sauerstoff und Neon sowie an Elementen schwerer als Zink. Letzteres trifft insbesondere auf Elektroneneinfang-Supernovae zu [208]. ^{Der Großteil des} von Typ-II-Supernovae ausgestoßenen Materials besteht aus Wasserstoff und Helium ^{[ 209 ]} . Die schweren Elemente entstehen durch Kernfusion von Atomkernen bis zu ^…34S ; Silizium-Photodesintegrations-Umlagerung und Quasi-Gleichgewicht während des Siliziumbrennens für Kerne zwischen³⁶Ar und⁵⁶Ni ; und der schnelle Neutroneneinfang ( r-Prozess ) während des Kollapses der Supernova bei Elementen schwerer als Eisen. Der r-Prozess erzeugt hochinstabile, neutronenreiche Atomkerne, die rasch durch Beta-Zerfall in stabilere Formen zerfallen. In Supernovae sind r-Prozess-Reaktionen für etwa die Hälfte aller Isotope von Elementen jenseits von Eisen verantwortlich ^{[ 210 ]} , obwohl Neutronensternverschmelzungen die Hauptquelle für viele dieser Elemente in der Astrophysik darstellen könnten. ^{[ 203 ] [ 211 ]}

Im heutigen Universum sind alte AGB-Sterne ( Asymptotic Giant Branch ) die Hauptquelle für Staub aus Oxiden, Kohlenstoff und s-Prozess- Elementen. ^{[ 203 ] [ 212 ]} Im frühen Universum, vor der Entstehung der AGB-Sterne, könnten jedoch Supernovae die Hauptquelle für Staub gewesen sein. ^{[ 213 ]}

Die Überreste vieler Supernovae bestehen aus einem kompakten Objekt und einer sich rasch ausdehnenden Stoßwelle aus Material. Diese Materialwolke nimmt während einer freien Expansionsphase, die bis zu zwei Jahrhunderte dauern kann, umgebendes interstellares Medium auf. Anschließend durchläuft die Welle allmählich eine Phase der adiabatischen Expansion und kühlt sich über einen Zeitraum von etwa 10.000 Jahren langsam ab und vermischt sich mit dem umgebenden interstellaren Medium. ^{[ 214 ]}

Der Urknall erzeugte Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium , während alle schwereren Elemente in Sternen, Supernovae und Kollisionen zwischen Neutronensternen entstehen (und somit indirekt durch Supernovae verursacht werden). Supernovae reichern das umgebende interstellare Medium mit Elementen an, die nicht Wasserstoff oder Helium sind und von Astronomen üblicherweise als „Metalle“ bezeichnet werden. ^{[ 215 ]} Diese ausgestoßenen Elemente reichern schließlich die Molekülwolken an , in denen die Sternentstehung stattfindet. ^{[ 216 ]} Daher weist jede Sterngeneration eine leicht unterschiedliche Zusammensetzung auf, die von einer nahezu reinen Mischung aus Wasserstoff und Helium bis hin zu einer metallreicheren Zusammensetzung reicht. Supernovae sind der dominierende Mechanismus für die Verteilung dieser schwereren Elemente, die in einem Stern während seiner Kernfusionsphase entstehen. Die unterschiedlichen Elementhäufigkeiten im Material, aus dem ein Stern besteht, haben wichtige Auswirkungen auf dessen Lebenszyklus ^{[ 215 ] [ 217 ]} und können die Wahrscheinlichkeit für die Entstehung von Planeten beeinflussen: Um Sterne mit höherer Metallizität bilden sich mehr Riesenplaneten . ^{[ 218 ] [ 219 ]}

Die kinetische Energie eines expandierenden Supernovaüberrests kann die Sternentstehung auslösen, indem sie nahegelegene, dichte Molekülwolken im Weltraum komprimiert. ^{[ 220 ]} Der Anstieg des turbulenten Drucks kann die Sternentstehung jedoch auch verhindern, wenn die Wolke die überschüssige Energie nicht abgeben kann. ^{[ 221 ]}

Hinweise auf die Zerfallsprodukte kurzlebiger radioaktiver Isotope zeigen, dass eine nahe Supernova vor 4,5 Milliarden Jahren zur Bestimmung der Zusammensetzung des Sonnensystems beigetragen und möglicherweise sogar dessen Entstehung ausgelöst hat. ^{[ 222 ]}

Schnelle Radioblitze (FRBs) sind intensive, kurzzeitige Radiopulse, die typischerweise nicht länger als Millisekunden andauern. Es wurden zahlreiche Erklärungen für diese Ereignisse vorgeschlagen; Magnetare, die durch Kernkollaps-Supernovae entstehen, zählen zu den vielversprechendsten Kandidaten. ^{[ 223 ] [ 224 ] [ 225 ] [ 226 ]}

Supernovaüberreste beschleunigen vermutlich einen Großteil der galaktischen primären kosmischen Strahlung , doch direkte Beweise für die Erzeugung kosmischer Strahlung wurden bisher nur in wenigen Überresten gefunden. Gammastrahlen aus dem Pionenzerfall wurden in den Supernovaüberresten IC 443 und W44 nachgewiesen. Diese entstehen, wenn beschleunigte Protonen aus den Überresten auf interstellare Materie treffen. ^{[ 227 ]}

Supernovae sind potenziell starke galaktische Quellen von Gravitationswellen ^{[ 228 ]} , bisher wurde jedoch keine nachgewiesen. Die einzigen bisher detektierten Gravitationswellenereignisse stammen von Verschmelzungen Schwarzer Löcher und Neutronensterne, wahrscheinlich Überresten von Supernovae ^{[ 229 ]} . Ähnlich wie die Neutrinoemissionen werden die von einer Kernkollaps-Supernova erzeugten Gravitationswellen voraussichtlich vor dem Licht der nachfolgenden Explosion eintreffen. Folglich könnten sie Informationen über den Kernkollaps-Prozess liefern, die auf anderem Wege nicht zugänglich sind. Die meisten von Supernova-Modellen vorhergesagten Gravitationswellensignale sind kurzlebig (weniger als eine Sekunde) und daher schwer nachzuweisen. Das Eintreffen eines Neutrinosignals könnte als Auslöser dienen, um das Zeitfenster für die Suche nach der Gravitationswelle zu identifizieren und diese so vom Hintergrundrauschen zu unterscheiden ^{[ 230 ] .}

Eine erdnahe Supernova ist eine Supernova, die der Erde so nahe kommt, dass sie merkliche Auswirkungen auf ihre Biosphäre hat . Je nach Art und Energie der Supernova kann sie bis zu 3.000 Lichtjahre entfernt sein. 1996 wurde die Theorie aufgestellt, dass Spuren vergangener Supernovae auf der Erde in Form von Metallisotopensignaturen in Gesteinsschichten nachweisbar sein könnten . Eine Anreicherung von Eisen-60 wurde später in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt . ^{[ 231 ] [ 232 ] [ 233 ]} Im Jahr 2009 wurden erhöhte Nitrat-Ionenkonzentrationen im antarktischen Eis gefunden, die mit den Supernovae 1006 und 1054 zusammenfielen. Gammastrahlen dieser Supernovae könnten die Stickoxidkonzentration in der Atmosphäre erhöht haben, die dann im Eis eingeschlossen wurde. ^{[ 234 ]}

Historisch gesehen könnten nahe Supernovae die Biodiversität des Lebens auf der Erde beeinflusst haben . Geologische Aufzeichnungen deuten darauf hin, dass nahe Supernova-Ereignisse zu einer Zunahme der kosmischen Strahlung führten, was wiederum ein kühleres Klima zur Folge hatte. Ein größerer Temperaturunterschied zwischen den Polen und dem Äquator erzeugte stärkere Winde, verstärkte die Durchmischung der Ozeane und führte zum Transport von Nährstoffen in flachere Gewässer entlang der Kontinentalschelfe . Dies trug zu einer höheren Biodiversität bei. ^{[ 235 ] [ 236 ]}

Typ-Ia-Supernovae gelten als die potenziell gefährlichsten, wenn sie in Erdnähe auftreten. Da diese Supernovae von lichtschwachen, häufigen Weißen Zwergen in Doppelsternsystemen ausgehen, ist es wahrscheinlich, dass eine Supernova, die die Erde beeinflussen kann, unvorhersehbar und in einem wenig erforschten Sternsystem auftritt. Der nächstgelegene bekannte Kandidat ist IK Pegasi (HR 8210), etwa 150 Lichtjahre entfernt ^{[ 237 ] [ 238 ].} Beobachtungen deuten jedoch darauf hin, dass es bis zu 1,9 Milliarden Jahre dauern könnte, bis der Weiße Zwerg die für eine Typ-Ia-Supernova erforderliche kritische Masse erreicht hat ^{[ 239 ] .}

Laut einer Schätzung aus dem Jahr 2003 müsste eine Supernova vom Typ II näher als 8 Parsec (26 Lichtjahre) an der Erde sein, um die Hälfte der Ozonschicht zu zerstören, und es gibt keine Kandidaten, die näher als etwa 500 Lichtjahre entfernt sind. ^{[ 240 ]}

Die nächste Supernova in der Milchstraße wird wahrscheinlich selbst dann nachweisbar sein, wenn sie auf der Rückseite der Galaxie auftritt. Sie wird vermutlich durch den Kollaps eines unscheinbaren roten Überriesen entstehen und ist mit hoher Wahrscheinlichkeit bereits in Infrarot-Durchmusterungen wie 2MASS katalogisiert . Die Wahrscheinlichkeit, dass die nächste Kernkollaps-Supernova von einem anderen massereichen Sterntyp wie einem gelben Hyperriesen, einem leuchtkräftigen blauen Veränderlichen oder einem Wolf-Rayet-Stern erzeugt wird, ist geringer. Die Wahrscheinlichkeit, dass die nächste Supernova eine Typ-Ia-Supernova ist, die von einem Weißen Zwerg erzeugt wird, liegt bei etwa einem Drittel der Wahrscheinlichkeit für eine Kernkollaps-Supernova. Auch sie sollte unabhängig von ihrem Entstehungsort beobachtbar sein, allerdings ist es unwahrscheinlich, dass der Vorläuferstern jemals beobachtet wurde. Man weiß nicht einmal genau, wie ein Typ-Ia-Vorläufersystem aussieht, und es ist schwierig, sie jenseits weniger Parsec zu entdecken. Die Gesamtrate an Supernovae in der Milchstraße wird auf 2 bis 12 pro Jahrhundert geschätzt, obwohl seit mehreren Jahrhunderten keine mehr beobachtet wurde. ^{[ 149 ]}

Statistisch gesehen ist der häufigste Typ von Kernkollaps-Supernovae der Typ II-P, dessen Vorläufer rote Überriesen sind. ^{[ 242 ]} Es ist schwierig zu bestimmen, welche dieser Überriesen sich in der Endphase der Fusion schwerer Elemente in ihren Kernen befinden und welche noch Millionen von Jahren Lebensdauer vor sich haben. Die massereichsten roten Überriesen stoßen ihre Atmosphäre ab und entwickeln sich zu Wolf-Rayet-Sternen, bevor ihre Kerne kollabieren. Alle Wolf-Rayet-Sterne beenden ihre Lebenszeit innerhalb von etwa einer Million Jahren, doch auch hier ist es schwierig, diejenigen zu identifizieren, die dem Kernkollaps am nächsten stehen. Eine Klasse, die voraussichtlich nur noch wenige tausend Jahre bis zu ihrer Explosion hat, sind die WO-Wolf-Rayet-Sterne, von denen bekannt ist, dass sie ihr Helium im Kern vollständig verbraucht haben. ^{[ 243 ]} Nur acht von ihnen sind bekannt, und nur vier davon befinden sich in der Milchstraße. ^{[ 244 ]}

Eine Reihe naher oder bekannter Sterne wurden als mögliche Kandidaten für Kernkollaps-Supernovae identifiziert: die massereichen blauen Sterne Spica , Rigel und Deneb ^{[ 245 ]} , die roten Überriesen Beteigeuze , Antares und VV Cephei A [ ^{246 ] [ 247 ] [ 248 ] , der} gelbe Hyperriese Rho Cassiopeiae ^{[ 249 ]} , der leuchtkräftige blaue Veränderliche Eta Carinae, der bereits eine Supernova-Imitation hervorgebracht hat ^{[ 250 ]} , sowie beide Komponenten des Regor- oder Gamma-Velorum- Systems: ein blauer Überriese und ein Wolf-Rayet-Stern. ^{[ 251 ] [ 252 ]} Mimosa , Acrux und Hadar oder Beta Centauri , drei helle Sternsysteme im südlichen Sternbild Kreuz des Südens bzw. Zentaur , enthalten jeweils blaue Sterne mit ausreichender Masse für eine Supernova-Explosion. ^{[ 253 ] [ 254 ] [ 255 ]} Andere erlangten Bekanntheit als mögliche, wenn auch nicht sehr wahrscheinliche, Vorläufer eines Gammablitzes; zum Beispiel WR 104 . ^{[ 256 ]}

Die Identifizierung von Kandidaten für eine Typ-Ia-Supernova ist deutlich spekulativer. Jedes Doppelsternsystem mit einem akkretierenden Weißen Zwerg könnte eine Supernova erzeugen, obwohl der genaue Mechanismus und der Zeitrahmen noch immer diskutiert werden. Diese Systeme sind lichtschwach und schwer zu identifizieren, aber Novae und wiederkehrende Novae sind solche Systeme, die sich quasi von selbst bemerkbar machen. Ein Beispiel ist U Scorpii . ^{[ 257 ]}

• Kollapsar  – Stern, der einen Gravitationskollaps erlitten hat
• Kilonova  – Nachwirkungen einer Neutronensternverschmelzung
• Liste der Supernova-Kandidaten
• Liste der Supernova-Überreste
• Liste der Supernovae
• Quarknova  – Hypothetische Explosion eines Neutronensterns
• Superleuchtkräftige Supernova  – Eine Supernova, die mindestens zehnmal leuchtkräftiger ist als eine normale Supernova.
• Supernovae in der Fiktion
• Zeitleiste der Weißen Zwerge, Neutronensterne und Supernovae  – Chronologische Liste der Entwicklungen in Wissen und Aufzeichnungen