Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

1.4. DIE METAGALAXIE 95
Typen:
−19.78 Ia (1.122)
MB − 5log(2h) = −17.18 I(b,c) (1.123)
−16.19 II(P,L) (1.124)
−15.50 IIb (1.125)
Ein rein empirisches Klassifikationsschema wurde erstmals von Minkowski (1941) eingeführt und von
ihm zusammen mit Baade und Zwicky im Laufe der Zeit modifiziert. Sie gaben auch die theoretische
Begründung: in jedem Fall wird in einer Supernova ein Neutronenstern geboren. Diese Deutung wird
heute allgemein akzeptiert. Das Hauptunterscheidungsmerkmal der Klasseneinteilung ist die Abwesenheit
(Typ I) bzw. Anwesenheit (Typ II) von Wasserstoff Linien in den Spektren. Die Theorie erklärt
dies dadurch, daß
1. beim Typ Ia ein Weißer Zwerg geringer Masse und mit wasserstoffarmer Atmosphäre,
2. beim Typ II ein massiver O oder B Stern, mit einer Masse von mehr als 8 M⊙ und mit viel H in
der ausgedehnten Hülle,
explodiert. In beiden Fällen entsteht radioaktives 56 Ni und der Zerfall des Tochterelements 56 Co (Halbwertszeit
78 d) bestimmt die Lichtkurve.
Diese klassische Einteilung (von Baade) in nur zwei Typen kann empirisch nicht mehr aufrecht erhalten
werden, was seitens der Theorie mittlerweile auch verständlich ist. Auch massive (Wolf Rayet)
Sterne können, wie man aus Beobachtung plus Komputersimulationen weiß, ihre Wasserstoff Hülle
(und nicht nur diese) verlieren, sodaß H im Spektrum fehlt. Hinzu kommt nunmehr beim Typ I Abbzw.
Anwesenheit von He Linien (und als zusätzliches Kriterium evtl. sogar Ab- bzw. Anwesenheit
von Fe).
Um Supernovae als Standardkerzen benützen zu können, muß folgendes gewährleistet sein:
1. Die Leuchtkraft L(t) der Supernova muß bereits vor dem Maximum bekannt sein, um das Maximum
Lmax der Leuchtkraft bestimmen zu können.
2. Dieses Lmax sollte empirisch als Funktion der Entfernung (d. h. der Fluchtgeschwindigkeit cz)
eindeutig sein.
Bei beiden Typen wird seitens der Theorie das Maximum Lmax der Leuchtkraft bestimmt aus der
Menge an radioaktivem 56 Ni, welches in der Supernova erzeugt wurde. Beim Typ Ia ist die Masse des
explodierenden Sterns eindeutig: die kritische Chandrasekhar Masse von M = Mch = 1.4M⊙ = 2.8 ·
10 33 g muß bei der Akkretion erreicht werden, damit es zum Kollaps kommt. Bei den anderen Typen
liegen auf diesem Kern mit kritischer Masse noch weitere Massenschalen plus einer ausgedehnten
Hülle. Die erzeugte Menge an radioaktivem 56 Ni hängt jedoch von der Chemie und damit von der
Vorgeschichte des Sterns bis zur Explosion ab.
Nach bisherigen Beobachtungen (und nach der Theorie) kommen am ehesten Supernovae vom Typ
Ia in Frage. Hier schwankt die erzeugte Masse an radioaktivem 56 Ni (modellabhängig) zwischen 0.49
und 0.67 M⊙. Um Übereinstimmung mit den empirischen Daten zu erhalten, MB = −19.5, erfordert
dieses Modell eine Masse von 0.6 M⊙ an 56 Ni für das dazu gehörende Lmax. Zum Vergleich: in SN
1987A ist an radioaktivem 56 Ni etwa 0.075M⊙ freigesetzt worden.
Supernovae vom Typ Ia sind durch folgende Eigenschaften charakterisiert:
1. Spektrum
kein H, P Cygni Profil mit starker Absorption bei λ = 6150 ˚A.