Supernovae

Das Schicksal von Sternen hängt von einem Gleichgewicht der Kräfte ab. Sie bleiben stabil, solange der Druck von Gas und Strahlung aus dem Inneren den äußeren Schichten die Waage hält. Das erfordert zumeist, dass in ihren Zentren Kernfusionsreaktionen ablaufen, die Energie liefern. Die meisten Sterne wandeln dazu zunächst Wasserstoff in Helium um, wobei nukleare Bindungsenergie frei wird. Diese Fusion ist die langlebigste Energiequelle eines Sterns. Deswegen hängt dessen Lebensdauer davon ab, wie viel Wasserstoff zur Verfügung steht und wie schnell er verbraucht wird.

Ein Stern mit der zehnfachen Masse der Sonne strahlt im Vergleich zu ihr 10 000 Mal so hell, hat aber nur 1/1000 ihrer Lebenserwartung, nämlich nur 10 Millionen Jahre. Dagegen übersteigt die Lebensdauer für Sterne mit weniger als 0,8 Sonnenmassen das bisherige Alter des Universums. Auch welchen Endzustand der Kern eines Sterns erreicht und wie heftig dabei die verbleibende Hülle abgestoßen wird, hängt von der Masse des Sterns ab.

Supernovae

Ein Stern von 8 bis 10 Sonnenmassen, das sind 95% aller Sterne, bläht sich, wenn der Wasserstoff im Zentralbereich aufgebraucht ist, zu einem Roten Riesen auf und endet als Weißer Zwerg. Diese ausgebrannten Sternüberreste zeigen verschiedene Arten explosionsartiger Veränderungen („Novae„), wenn sie in einem Doppelsystem einem sonnenähnlichen Nachbarn wasserstoffhaltiges Gas absaugen. Es stürzt auf die Oberfläche des Zwergsterns und zündet dort Kernfusionsvorgänge, bei denen der Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Die obere Schicht des Weißen Zwergs wird ins All gefeuert; der Stern selbst bleibt aber intakt. (Verfügt ein Weißer Zwerg über ein starkes Magnetfeld, kann das Material, das er an sich zieht, in die Polregionen geschleudert werden. Bleibt die thermonukleare Detonation auf diese beschränkt, spricht man von einer Mikronova, einem neu entdeckten Phänomen.)

Der Name „Nova“ stammt von Johannes Kepler, der 1604 ein sternartiges Objekt beobachtete, das plötzlich am Himmel erschien. Er schrieb darüber einen Bericht mit dem Titel „De Nova Stella“ („Über einen neuen Stern“).

Ein Stern von mehr als acht bis elf Sonnenmassen endet meist als Supernova, die wesentlich energiereicher ist als eine Nova und bei der in einer thermonuklearen Explosion der ganze Stern zerrissen wird. Übrig bleibt meist eine kompakte Leiche: ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Je größer ein Stern ist, umso höher sind Druck und Temperatur in seinem Inneren. Die Fusionsvorgänge laufen umso rascher ab, der Stern leuchtet sehr viel stärker. Bei Riesensternen erschöpft sich der Wasserstoff als Energiereservoir daher schon bald. Sterne von der acht- bis elffachen Sonnenmasse „ernähren“ sich beispielsweise nur einige Dutzend Millionen Jahre lang von Wasserstoff, dann höchstens wenige Millionen Jahre lang von Helium und maximal einige tausend Jahre von Kohlenstoff. Das darauf einsetzende Silizium-Brennen dauert bloß noch drei Wochen. Bei Eisen und Nickel bricht die Kernfusion ab, da ab einer Nukleonenzahl von ungefähr 60 bei der Fusion mehr Energie verbraucht als frei wird.

In einem Stern von der 25-fachen Sonnenmasse dauert das Wasserstoffbrennen nur sieben Millionen Jahre, das Heliumbrennen 500 000 Jahre. Das Kohlenstoffbrennen hält den Stern sogar nur für sechs Jahrhunderte heiß, das Neon danach nur für ein Jahr, Sauerstoff für sechs Monate, und die Umwandlung von Silizium in Eisen-56 läuft in einem Tag ab.

Die Folge der Brennvorgänge ist ein „Zwiebel-Stern“ mit konzentrierten Schalen, in denen sich von außen nach innen jeweils die „Asche“ der vorangegangenen Brennphasen anordnen, mit dicht gepacktem geschmolzenem Eisen als schwerstem Element im Zentrum.

Was weiter geschieht, hängt vor allem von der Masse des Eisenkerns ab, welche die Druck- und Temperaturverhältnisse bestimmt. Wächst der Eisenkern auf eine Masse von mehr als 1,4 Sonnenmassen, gibt es kein Halten mehr: Selbst das entartete Elektronengas hält dem Gravitationsdruck der äußeren Schichten nicht mehr stand, der Stern wird instabil und die äußeren Schichten stürzen gen Zentrum. Der Eisenkern kollabiert mit einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit (75 000 km/s) in weniger als einer halben Sekunde.

Der Kollaps setzt so viel Energie frei, als würde unsere Sonne ihren auf 10 Milliarden Jahre ausgelegten Vorrat an fusionsfähigem Wasserstoff innerhalb nur weniger Sekunden verbrennen. Ein Großteil der Materie wird zusammengequetscht und vereint Protonen und Elektronen zu Neutronen. Damit steigt die Dichte des Kerns schlagartig um mehrere Größenordnungen, da Neutronen viel weniger Platz als das Plasma beanspruchen. In wenigen Sekunden schrumpft der Kern auf einen Durchmesser von ungefähr 10 bis 20 Kilometern. Da die Neutronen sich nicht mehr weiter zusammenpressen lassen (Entartungsdruck der Neutronen), setzt ein neuer Stabilisierungsmechanismus ein.

Das entstandene Gebilde wird als „Proto-Neutronenstern“ (Vorstufe eines Neutronensterns) bezeichnet – mit der unvorstellbaren Dichte von einer Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter. Für einen Sternrest von bis zu 3,2 Sonnenmassen stellt er den Endpunkt des Kollapses dar. Da sich die Materie nicht mehr weiter zusammenpressen lässt, kehrt sich die Implosionsrichtung um. Wie bei einer zusammengequetschten Feder, die jäh losgelassen wird, entweicht die geballte Implosionsenergie nach außen, wobei die gewaltige Stoßwelle die einstige Sternhülle vor sich herschiebt.

[Wenn ein Riesenstern am Ende eines Brennzyklus in sich zusammenfällt, dürfte er eigentlich nicht in einer Supernova münden. Zwar ballt sich im Inneren der Gaskugel rasch ein Neutronenstern zusammen, an dessen harter Oberfläche einfallende Materie abprallt. Aber da das Umfeld extrem dicht ist und immer weiter nach innen gezogen wird, sollte die nach außen rasende Schockwelle rasch erlahmen. Es käme nicht zu einer Supernova. Dass diese Sterne an ihrem Lebensende dennoch spektakulär explodieren, führen Astrophysiker auf Neutrinos zurück, die bei der Bildung von Neutronen freigesetzt werden. Ein ausreichend heftiger Neutrinopuls könnte also die Stoßwelle mit Energie versorgen und in höher liegende Schichten drängen und den Stern explodieren lassen. Die Sternexplosion könnte aber auch durch Schallwellen, über durch Magnetfelder angezapfte Rotationsenergie oder thermonukleares Brennen angetrieben werden. Der genaue Mechanismus ist noch nicht bekannt („Supernova-Problem„).]

Die Druckwelle der Explosion breitet sich jedenfalls in der Sternhülle mit Überschallgeschwindigkeit aus und hinterlässt ein Gemisch an frisch fusionierten Elementen, darunter Silizium, Kalzium, Eisen und radioaktive Isotope von Nickel, Kobalt und Titan. Innerhalb von Minuten wird der größte Teil des ehemaligen Sterns mit der Gewalt von zehn Wasserstoffbomben in den interstellaren Raum katapultiert. Der auftretende ungeheure Energieausstoß wird als plötzliches Aufleuchten des Sterns sichtbar, bis 5000 Lichtjahre entfernt noch zu sehen sein.

Die Wolke aus nuklearer Asche breitet sich mit der extrem hohen Geschwindigkeit von etwa 10 000 km/s weiter aus und wird im umgebenden Raum verteilt. Die Leuchtkraft des Feuerballs steigert sich noch etwa ein bis drei Wochen lang – angeregt durch den Zerfall instabiler schwerer Elemente (insbesondere radioaktivem Nickel), die bei der Explosion synthetisiert wurden -, bis die Strahlung ein Maximum erreicht (heller als eine ganze Galaxie) und dann über Monate hinweg langsam abfällt. Bei der Kollision mit dem Gas des interstellaren Raums wird auch hochenergetische Röntgen- und Gammastrahlung erzeugt. Selbst einige Jahrhunderte später ist um den Neutronenstern noch eine leuchtende Gashülle auszumachen, die sich beständig weiter ausdehnt.

Bei Riesensternen (mit mindestens dem 25-fachen der Sonnenmasse) kann der Eisenkern auf mehr als 3,2 Sonnenmassen anwachsen. Dann rettet kein quantenmechanischer Effekt die letzten verbliebenen Elementarteilchen vor der zermalmenden Wirkung der Gravitation. Sie gewinnt jetzt die Oberhand über alle Druckkräfte, die sich ihr entgegenstemmen könnten – sei es der thermonukleare Druck im Inneren des Sterns (infolge der Strahlung durch den Brennstoff des Sterns), die abstoßende Kraft zwischen den positiven Ladungen im Inneren der Atomkerne oder der „Fermi-Druck“ (Entartungsdruck) eines Gases entarteter Elektronen oder Neutronen. Die sehr massereichen, kurzlebigen Sterne, die bei ihrer Entstehung nur sehr wenige schwere Elemente enthalten, stürzen unter der Gewalt ihrer eigenen Schwerkraft zusammen. Ihre riesige Masse verdichtet sich auf einen kleinen Raum zu einem Schwarzen Loch. Die äußeren Schichten werden in einer brachialen Explosion abgesprengt. Viele Fragen dazu sind allerdings noch offen.

Arten von Supernovae

Die Astronomen unterscheiden diverse Arten von Sternexplosionen anhand der Eigenschaften ihres Spektrums. Manche Sternexplosionen sind hundertmal heller als gewöhnliche Supernovae, andere wiederum hundertmal schwächer. Einige erscheinen tiefrot, manche senden vor allem ultraviolette Strahlen aus. Eine ganze Reihe davon ist jahrelang sichtbar, andere verblassen innerhalb weniger Tage.

Heute geht man von mindestens zwei fundamental unterschiedliche Arten (Hauptklassen) von Supernovae aus. Bei einer „normalen“ Supernova (Kernkollaps-Supernova), die am häufigsten vorkommt, kollabiert der innerste Bereich eines Riesensterns, wie dargestellt, zu einem Neutronenstern oder sogar zu einem Schwarzen Loch. Dazu gehört z. B. der Supernova-Typ II, der sich vor allem in der Frühzeit des Universums ereignete. Bei den ersten Sternen dominierte Wasserstoff in den Spektren. Solche Supernovae spielten eine besonders wichtige Rolle bei der Anreicherung des Kosmos mit chemischen Elementen, die sich mit anderen Molekülen und Atomen im Lauf der Zeit zu Staubkörnern zusammenfanden. Diese Materie lieferte das Baumaterial zur Bildung neuer Sterne und Sonnensysteme.

Mehrere Unterarten der Kernkollaps-Supernovae unterscheiden sich dadurch, wie die abgestoßenen Hüllen mit der Umgebung und der ausgesandten Strahlung interagieren. Das wirkt sich auf die Lichtkurve aus, die wir auf der Erde messen. Bei einer Supernova beispielsweise vom Typ Ib hat der Stern zuvor seine äußere Hülle aus Wasserstoff durch Sternwinde oder durch den Einfluss eines nahen Begleitsterns verloren. Beim Typ Ic fehlt dem Stern zusätzlich die Heliumschicht. Beide kollabieren aber wahrscheinlich auch zu einem Neutronenstern oder eventuell sogar zu einem Schwarzen Loch.

Hypernova

Hypernovae stellen das obere Ende der superleuchtkräftigen oder superhellen Supernovae. Es gibt mehrere Typen. Der Begriff Hypernova wurde erstmals verwendet, um das heute als Paarinstabilitätssupernova bekannte Phänomen zu beschreiben. Dabei setzt bei sehr massereichen Sterne – von mehr als 100 oder sogar 150 Sonnenmassen – nach dem Kohlenstoffbrennen ein Prozess der Paarinstabilität ein: Energiereiche Photonen wandeln sich in Elektron-Positron-Paare um, was eine gravitative Instabilität auslöst. Je nach Masse wird dadurch der Stern entweder komplett zerrissen oder zu einem Schwarzen Loch.

Besonders starke Supernovae waren vermutlich im frühen Universum eher die Regel als die Ausnahme. Damals gab es besonders viele Riesensterne, die nur sehr wenige Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium in ihren Hüllen hatten. Heute sind solche brachialen Explosionen massereicher Sterne sehr selten.

Bislang haben die Astronomen keinerlei schlüssige Erklärung für die extreme Helligkeit einer Hypernova. Nach einer Theorie würde die Rotationsenergie des Sternkerns die Supernova zusätzlich befeuern, indem ein Teil in magnetische Energie umgewandelt wird. Beim Kollaps eines Sterns verdichtet sich nicht nur die Materie, sondern es verdichten sich auch die Magnetfelder. Die dabei freiwerdende Energie zersprengt die Sternhülle und erzeugt zwei gebündelte Jets, die sich fast lichtschnell längs der Rotationsachse des Schwarzen Loches ausbreiten. Sie bohren sich förmlich durch die nachstürzenden Materieschichten und erzeugen weit außerhalb Gammastrahlungsblitze (Gamma Ray Bursts), die zwischen 2 und 1000 Sekunden aufleuchten (lange Gamma-Blitze).

Gammastrahlen-Ausbrüche sind wahrscheinlich die energiereichsten Phänomene, die wir im Universum beobachten. Sie entstehen erst bei Temperaturen von Milliarden Grad und setzen innerhalb einer kurzen Zeitspanne mehr Energie frei als unsere Sonne in Milliarden Jahren. Der genaue Mechanismus für die Erzeugung der Gammablitze ist bisher aber nicht entschlüsselt.

[2009 wurde ein Gammablitz von etwa 10 Sekunden registriert, der sich vor mehr als dreizehn Milliarden Jahren ereignete, als das Universum erst 630 Millionen Jahre alt war. Ursache war vermutlich der Kollaps eines sehr massereichen Sterns. Es war der älteste und fernste je beobachtete Gammastrahlungsblitz. Der hellste je gemessene Gammastrahlenausbruch war GRB221009 und stammt aus rund zwei Milliarden Lichtjahren Entfernung. Er traf am 9. Oktober 2022 die Erde und fegte über Asien, Afrika und Europa hinweg. Auf den Boden schaffte es die energiereiche Strahlung nicht, doch in 300 bis 500 Kilometern Höhe löste sie ein elektromagnetisches Beben aus, das mehrere Stunden messbar blieb. Theoretisch sollte nur alle 10 000 Jahre ein derart energiereicher Ausbruch in so kurzer Distanz zur Erde auftauchen.]

Thermonukleare Explosionen

Viele der hellsten Supernovae sind hingegen thermonukleare Explosionen von Weißen Zwergsternen (Typ Ia). Sie entstehen ausschließlich in engen Doppelsternsystemen. Nach dem klassischen Szenario ist eine der Komponenten ein relativ massearmer Riesenstern, der andere eben ein Weißer Zwerg. Wenn dieser nun über durchschnittlich eine Milliarde Jahre lang gelegentlich Gas von seinem Begleitstern abzieht, kann bei Überschreitung der kritischen Stabilitätsgrenze von ca. 1,4 Sonnenmassen eine plötzliche Fusionsreaktion einsetzen, die einen Großteil des Zwergs erfasst und ihn in einer sehr hellen Supernova-Explosion rückstandslos zerreißt. Da die Helligkeit dabei meist einen bestimmten Wert hat, wird diese auch als Standardkerze zur Entfernungsbestimmung im Weltraum genutzt.

Inzwischen weiß man, dass nur ein kleiner Teil der Ia-Supernovae nach dem klassischen Schema abläuft. Nach Schätzungen könnten bis zu 80% der Supernovae vom Typ Ia auf Doppelsysteme mit zwei Weißen Zwergen zurückgehen, die sich umkreisen. Der Paartanz kostet Energie (Abstrahlung von Gravitationswellen), die beiden Objekte kommen sich immer näher und verschmelzen schließlich. Dabei bringen sie schlagartig eine viel größere Masse zusammen (mindestens aber rund 1,4 Sonnenmassen) und explodieren in einer entsprechend heftigen Supernova.

Im Mittel leuchtet in jeder größeren Galaxie nur etwa alle 300 Jahre eine Supernova des Typs Ia auf (in der Milchstraße nur etwa fünfmal pro Jahrtausend). Sie ist also sehr selten und man muss lange warten, bis sich in einer bestimmten Galaxie solch eine Explosion ereignet. Insgesamt enthält das Universum aber so viele Galaxien, dass alle paar Sekunden eine von der Erde aus beobachtbare Supernova des Typs Ia zündet – die Himmelsforscher müssen sie nur entdecken.

Supernovae vom Typ Iax sind seltene Sternexplosionen, bei denen ein Weißer Zwerg schwach explodiert. Sie fallen weniger hell aus als die Supernovae vom Typ Ia, und ihre Materie wird mit geringeren Geschwindigkeiten und einer anderen chemischen Zusammensetzung (viel Nickel und Mangan) davongeschleudert. Möglicherweise kommt bei einer Supernova dieses Typs auch eine thermonukleare Kettenreaktion auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs vorzeitig in Gang. Saugen Sternleichen nämlich sehr langsam Masse von einem Nachbarn auf, kann sich auf der Oberfläche des Zwergs Helium sammeln und dort eine kleinere Explosion, eine vorzeitige Supernova mit geringerer Leuchtkraft, zünden. Die Brennfront würde sich in diesem Fall langsamer ausbreiten und womöglich nur einen Teil des Zwergs zerreißen.

In Grenzbereichen mittelschwerer Sterne (8 bis 10 Sonnenmassen) gibt es einen anderen Explosionsmechanismus. Hier ist der Druck im Sternzentrum zu gering, um Eisen zu erzeugen. Solche Sterne können deshalb nicht den typischen Weg schwerer Sterne gehen, sondern ihre Fusionsreaktionen hören bei Elementen wie Neon, Sauerstoff und Magnesium auf. Der Kern wird dann durch durch die Abstoßungskräfte freier Elektronen (Entartungsdruck der Elektronen) stabilisiert. Wird das Sternzentrum später aber heiß und dicht genug, werden die Elektronen von den Neon- und Magnesium-Atomkernen eingefangen, wobei sich Protonen in Neutronen verwandeln. Dabei verringert sich die Zahl der Elektronen immer mehr und der Druck im Sternzentrum steigt, bis es zum Kernkollaps kommt und – angeheizt durch die dabei freiwerdenden Neutrinos – zur Supernova, bei der die Hülle des Sterns abgesprengt wird und ein Neutronenstern übrig bleibt. (Also kann ein Stern auch dann zu einem Neutronenstern zusammenstürzen, wenn er vorher kein Eisen in seinem Zentrum erzeugt hat.)

Dieser Supernova-Typ heißt Elektronen-Einfang-Supernova. Sie leuchtet relativ schwach und es werden vergleichsweise wenige radioaktive Elemente ins All geschleudert. Außerdem weist sie eine ungewöhnliche Mischung von Elementen auf.

Der Krebsnebel soll aus einer solchen Elektronen-Einfang-Supernova hervorgegangen sein. Für diesen eher leuchtschwachen Typ wäre die Sternexplosion von 1054 allerdings recht hell gewesen. Das erklären die Forscher dadurch, dass der Vorgängerstern vor seinem Ableben große Mengen an Gas ausgestoßen hat, das von der Supernova zusätzlich zum Leuchten angeregt wurde.

Kilonova

Am unteren Ende des Helligkeitsspektrums finden sich auch besonders unspektakuläre Sternexplosionen, die 100-mal schwächer leuchten als gewöhnliche Supernovae.

Auch massereiche Sterne entstehen häufig als sich gegenseitig umkreisende Paare. Die einzelnen Objekte explodieren dann nacheinander als Supernova. Wenn das Paar dabei nicht auseinanderfliegt, bleibt ein Doppelsystem zurück; entweder zwei Neutronensterne, ein Neutronenstern und ein Schwarzes Loch oder zwei Schwarze Löcher. In einem Doppel-Neutronensternsystem findet kein Materieaustausch mehr statt, aber Gravitationswellen werden abgestrahlt. Dadurch verliert das System an Bahnenergie und die beiden Körper nähern sich langsam auf einer Spiralbahn einander an, bis sie kollidieren und verschmelzen Dies verläuft gemächlicher als der Zusammenstoß von Schwarzen Löchern. Das Raumzeitbeben währt mehrere Minuten statt nur einiger Dutzend Millisekunden. Übrig bleibt ein Schwarzes Loch, aber es könnte auch ein kompakter Neutronenstern mit einem enormen Magnetfeld – ein Magnetar – entstehen.

Der Startschuss für das Spektakel, das über Wochen große Mengen an Strahlung freisetzt, deren Wellenlängen sich fast über das gesamte elektromagnetische Spektrum erstrecken, sind kurze Gammablitze. Eine Blase glühender Materie breitet sich (anfangs mit einem Fünftel der Lichtgeschwindigkeit) in den umgebenden Raum aus. Diese Explosionswolke besitzt zwar die tausendfache Helligkeit einer gewöhnlichen Nova, reicht aber nicht an die einer Supernova heran, weswegen Astronomen von einer Kilonova sprechen. Prallt die expandierende Wolke auf das interstellare Medium in der Umgebung, entsteht Röntgen- und Radiostrahlung.

Hinsichtlich vieler Aspekte ist aber noch offen, wie das Material ausgeworfen wird, woraus es besteht und wie sich eine Kilonova genau entwickelt. Vermutlich kommen Kilonovas in vielerlei Gestalt vor. In der gesamten Milchstraße existieren derzeit nach Schätzungen der Forscher nur etwa 10 Vorläufer einer künftigen Kilonova. Dennoch haben sie große Bedeutung für die Evolution des Universums, weil sie vermutlich die Hauptquellen für besonders schwere Elemente sind.

Supernovae – historisch

Moderne Sternkarten verzeichnen mehrere hundert Supernovae, die in der jüngeren Menschheitsgeschichte registriert wurden. Der Stern von Bethlehem war die Supernova, die im Jahre 6 v. Chr. beobachtet wurde. Im Jahr 183 n. Chr. beobachteten ebenfalls chinesische Astronomen eine grelle Explosion im Sternbild Centaurus. 1006 und 1054 beschreiben chinesische Hofastronomen weitere Supernova-Explosionen. Der berühmte Sternkundler Tycho Brahe beschrieb 1572 eine Supernova in der Konstellation Cassiopeia; sie war sogar über Tage sichtbar. Dabei handelte es sich um eine Supernova vom Typ Ia. („Cassiopeia A“, die nach der Sonne stärkste Radioquelle am Himmel, ist das Relikt dieser Supernova-Explosion).

Eine länger anhaltende Supernova, wie sie Kepler 1604 beobachtete, wurde erst am 24. Februar 1987 wieder in der Großen Magellanschen Wolke entdeckt. Damals explodierte ein Blauer Überriese in 160 000 Lichtjahren Entfernung, bis heute die erdnächste Supernova seit 1604.

Schon einige Stunden vor dem Helligkeitsanstieg registrierten Detektoren Neutrinos, die aus der innersten Stoßwelle emittiert wurden. Noch Monate nach der Explosion strahlte die Supernova-Hülle so hell, dass sie mit bloßem Auge zu sehen war. Beobachtungen und Untersuchungen lassen darauf schließen, dass Sanduleak -69°202, der 1986 als Stern mit 20 Sonnenmassen identifiziert wurde, ehemals ein Roter Riese war, der vor der Supernova-Explosion allerdings bereits seine äußere Wasserstoffhülle weitgehend abgestoßen hatte. Als sich die Explosion ereignete, lebten unsere Vorfahren noch in der Steinzeit.

Seit der Geburt unserer Sonne hat die Milchstraße einige hundert Millionen Supernova-Explosionen erlitten. Da wir nicht jeden Stern in unserer Milchstraße sehen können, ist es leicht möglich, dass einige Supernovae heute in der Milchstraße explodieren, ohne von irdischen Astronomen wahrgenommen zu werden. Statistisch müsste es in unserer Galaxie eine Supernova etwa alle 70 Jahre geben.

Es gibt überzeugende Beweise, dass die Erde einige Male relativ nahen Supernova-Explosionen ausgesetzt war – z. B. vor rund 2,5 bzw. 7 Millionen Jahren. Sie waren aber wohl noch weit genug entfernt, so dass sie keinen signifikanten Einfluss auf das Erdklima oder größere Auswirkungen auf die Erdatmosphäre hatten. Vor fünf Millionen Jahren soll dagegen in höchstens 100 Lichtjahren Entfernung von unserem Heimatplaneten eine Supernova explodiert sein. Darauf deutet eine Schicht in der Erdkruste hin, die eine tausendmal größere Konzentration des radioaktiven Eisen-60 enthält als natürlicherweise. Die Supernova leuchtete damals hundertmal heller als der Mond. Möglicherweise hatte sie sogar Auswirkungen auf das Klima. Man weiß heute, dass es auch vor rund 40 000 Jahren zu einer Supernova in Erdnähe (im Abstand von 400 Lichtjahren) kam. Die Explosion hatte zur Folge, dass die Nächte auf unserem Globus über lange Zeit hinweg mehr als doppelt so hell waren wie bei Vollmond.

Die Astronomen träumen heute davon, endlich eine erdnahe Supernova im Umkreis von einigen 10 000 Lichtjahren zu erleben. Einer der bisher erkannten Kandidaten ist Eta Carinae, eines der hellsten Objekte am Südhimmel, 8000 Lichtjahre von uns entfernt. Er befindet sich im Zentrum des Carina-Nebels, einer großen Sternentstehungsregion, in der über 100 heiße Riesensterne leuchten. Sein finales Verglühen als Supernova soll „in absehbarer Zeit“ bevorstehen. Aber niemand kann zuverlässig vorhersagen, ob wir eine neue Sternexplosion in ein paar Jahrhunderten, in wenigen Jahren oder schon morgen registrieren können. Mit Sicherheit ist die von den Forschern erwartete Supernova schon längst explodiert. Die Nachricht von Sterntod hat uns nur noch nicht erreicht.

Je nach Entfernung würde eine nahe Supernova womöglich nicht nur Grund zur Freude bieten. Richtig ungemütlich würde es bei einem Abstand von bis zu 30 Lichtjahren werden. Jahre nach der Explosion würde der Nachthimmel plötzlich taghell, wenig später würde die Erde einem verstärkten Strom elektromagnetischer Strahlung, insbesondere harter UV-, Röntgen- und Gammastrahlen, ausgesetzt sein. Später würde ein Schwarm schneller Teilchen, überwiegend Wasserstoffkerne (Protonen), ankommen. Das würde vermutlich zu einem Anstieg des Stickoxidgehalts führen, was einen Ozon-Abbau zur Folge hätte. Kurzwellige UV-Strahlung könnte vermutlich mehrere Jahrhunderte lang bis zum Erdboden vordringen.

REM