Supernova

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
D'Supernova 1994D an der Galaxis NGC 4526 (helle Punkt lénks ënnen)
Bild vun der Supernova 1987A no ronn 20 Joer.
Dës NASA-Illustratioun weist den Opbau vun enger Supernova Typ 1a

Eng Supernova (latäin. Plural:Supernovae) ass dat séiert, hellt Opliichte vun engem Stär um Enn vu sengem Liewen duerch eng Risenexplosioun, bei där de Stär auserneebrécht. D'Liichtkraaft vum Stär hëlt dobäi millioune- bis milliardefach zou, hie gëtt fir kuerz Zäit sou hell wéi eng ganz Galaxis, bei enger Hypernova souguer dat Billiardefacht, also sou hell wéi e Galaxiëkoup.

Et gëtt zwéi grondsätzlech Mechanismen, no deenen d'Stären eng Supernova ginn:

  1. Masseräich Stäre mat enger Ufangsmass vu méi wéi aacht Sonnemassen halen hir Entwécklung mat engem Kärkollaps, no dem komplette Verbrauch vun hirem nukleare Brennstoff op. Et kann dann ee kompakten Objet, vläicht ee Pulsar oder ee Schwaarzt Lach, entstoen.
  2. Stäre mat wéineg Mass kënnen och als Supernova explodéieren, awer nëmmen dann, wa se an engem Duebelstäresystem sinn, an an hirem virleefegen Endstadium als Wäissen Zwerg, Material vun hirem Begleeder, typescherweis engem roude Ris, akkretéieren. Am Laf vun der Zäit kann et dobäi zu ville klengen Nova-Ausbréch kommen, bei deenen de Waasserstoff vum akkretéierte Gas fusionéiert a Fusiounsprodukter zréckbleiwen. Dat setzt sech sou laang fort, bis d'Mass vum wäissen Zwerg d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit an hien duerch seng eege Gravitatioun ze kollabéieren ufänkt. Déi dobäi ugefaange Kuelestofffusioun zerräisst de Stär komplett. Dofir gëtt dat Phenomen och als thermonuklear Supernova bezeechent, eng weider Bezeechnung ass Supernova vum Typ 1a. Obschonn dobäi vergläichsweis massenaarm Stäre bedeelegt sinn, sou sinn dat mat Ofstand déi hellst Supernovaen.

Bekannt Supernovae sinn d'Supernova 1987A an der Grousser Magellanescher Wollek an d'Supernova vum Johannes Kepler Supernova 1604. Speziell déi, an déi vum Tycho Brahe, d'Supernova 1572, hunn d'Astronomie befligelt, well doduerch déi klassesch Opfaassung vun der Onverännerlechkeet vun der Fixstärsphär definitiv widderluecht gouf.

Nimm a Klassifikatioun[änneren | Quelltext änneren]

Historesch Supernovaen
Joer Observéiert am maximal visuell Magnitude
185 Stärebild Centaurus −6 mag.
386 Stärebild Sagittarius  ?
393 Stärebild Scorpius −3 mag
1006 Stärebild Lupus -7.5 ±0.4
1054 Stärebild Taurus −6 mag
1181 Stärebild Cassiopeia −2 mag
1572 Stärebild Cassiopeia −4 mag
1604 Stärebild Ophiuchus −2 mag
1680 Stärebild Cassiopeia +6 mag
1885 Andromedaniwwel +6 mag
1979 Galaxis Messier 100 +11.6 mag
1987 Magellanesch Wolleken +3 mag
2008 Stärebild Bootes +5.8 mag

Supernovae ginn am Allgemengen mat dem Virsaz SN, dem Entdeckungsjoer an engem alphabeteschen Zousaz benannt. Ufanks huet dësen Zousaz aus engem groussen Buschtaf bestanen, deen alphabetesch an der Reiefolg vun der Entdeckung vergi gouf. Beispillsweis war d'SN 1987A déi éischt déi am Joer 1987, géint Enn Februar entdeckt gouf. 1954 goufe méi wéi 26 Supernovaen entdeckt: vun der 27. Supernova un, ginn zanterhier kleng Duebelbuschstawe vun „aa“ bis „zz“ verginn. Mat de modernen Teleskopen a Sichprogrammer ginn all Joer e puer honnert Supernovaen entdeckt: 2005 waren et 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren et 551 (bis SN 2006ue) an 2007 souguer 572 (bis SN2007uz).

De Supernovaundeel vun enger Galaxis hänkt dovun of, wéi vill Stären do nei entstinn, well Supernovaen an astronomeschen Intervalle kuerz, nëmme wéineg Millioune Joer, no hirem Entstoe geschéien. Fir d'Mëllechstrooss gi ronn 20 ± 8 Supernovae pro Joerdausend geschat, wouvun am leschte Joerdausend der 6 gesi goufen. Ongeféier 2/3 vun de galakteschen SN bleiwen duerch d'Extinctioun vun der galaktescher Scheif verstoppt.

Et ënnerscheet een historesch graff zwéin Type vu Supernovaen, déi sech awer net mat de physikaleschen Explosiounsmechanismen decken. D'Andeelung geschitt nom Critère, ob an de Spektre vum Fréistadium vun der Supernova Spektrallinne vu Waasserstoff ze gesi sinn oder net. Et gëtt den Typ I mat den Ënnergruppen Ia, Ib an Ic, bei deem keng Waasserstofflinne siichtbar sinn, an den Typ II mat Waasserstofflinnen (kuckt Tabelle). Déi graff Typebezeechnunge goufen 1939 vum Rudolph Minkowski agefouert, zanterhier goufe se verbessert.

Supernovatypen Ib an Ic[änneren | Quelltext änneren]

Bei Supernovae vum Typ Ib ass virun der Explosioun de Waasserstoffmantel ofgestouss ginn, sou datt bei der Explosioun keng Spektrallinn vum Waasserstoff observéiert ka ginn. Den Explosiounstyp Ic trëtt op, wann zousätzlech nach den Heliumsmantel vum Stär ofgestouss gëtt, sou datt och keng Spektrallinne vum Helium optrieden. Och déi Explosiounen entstinn duerch ee Kärkollaps, an et bleift en Neutronestär oder ee Schwaarzt Lach zréck.

D'Ënnertypen II-L an II-P[änneren | Quelltext änneren]

Supernovae vum Typ II ginn nach weider ënnerscheet. Dës weider Ënnerdeelung riicht sech no dem Critère, ob d'Hellegkeet vun der Supernova mat der Zäit éischter linear ofhëlt (Typ SN II-L) oder während dem Ofhuelen eng Plateauphas duerchleeft (Typ SN II-P). D'Spëtzewärter vun der absoluter Hellegkeet weise beim SN II-P eng breet Streeung, während déi meescht SN II-L bal gläich Maximalhellegkeeten hunn. Supernovae vum Typ II-L hunn eng kleng Expansiounsvitesse, sou datt hir Hellegkeet schonn a fréie Stadie vu radioaktive Prozesser bestëmmt gëtt. Doduerch trëtt wéineg Streeung vu Maximalhellegkeeten op (Young, Branch, 1989). D'Supernova SN 1979C ass e Beispill fir den Typ II-L.

SN I: Fréit Spektrum ouni Waasserstofflinn SN II: Fréit Spektrum mat Waasserstofflinn
SN Ia: Spektrum mat Silizium Spektrum ouni Silizium SN IIb: Heliumlinn dominéiert „Normal“ SN II Waasserstofflinn dominéiert
SN Ib: Vill Helium SN Ic: wéineg Helium SN II L: Liicht geet nom Maximum linear zréck SN II P: Liicht bleift nom Maximum eng Zäit op héijem Niveau

Kärkollaps- oder hydrodynamesch Supernovaen[änneren | Quelltext änneren]

Virleeferstär[änneren | Quelltext änneren]

No der haut allgemeng unerkannter Theorie vum Gravitatiounskollaps, déi fir d'éischt 1938 vum Fritz Zwicky opgestallt gouf, trëtt eng Supernova vun dësem Typ um Liewensenn vun engem masseräiche Stär op, wann hie säi Kärbrennstoff fir déi stellar Nukleosynthes komplett verbraucht huet. Stäre mat Ufanksmassen tëscht ongeféier aacht bis zéng an 30 Sonnemassen schléissen hir Existenz als Stär an enger Typ-II-Explosioun, masseräich Stären explodéieren als Typ Ib/c. All dës Stären duerchlafen an hirem Kär déi verschiddenst energiefräigesate Fusiounsketten bis hin zu der Synthetiséierung vun Eisen. Supernovae vum Typ Ib oder Ic duerchlafe virun der Explosioun eng Wolf-Rayet-Stärphase, an där si hir baussenzeg, nach waasserstoffräich Schichten a Form vun engem Stärewand ofstoussen.

Sou setzt, nodeem de Waasserstoff am Kär vum Stär zou Helium fusionéiert ass, eng weider Fusiounsstuf an, den Dräi-Alpha-Prozess, an deem Helium iwwer d'Zwëscheproduit Beryllium zu Kuelestoff fusionéiert. Dëst gëtt méiglech, well de Stär duerch deen wegfalenden Géigendrock am Zenter zesummezefalen ufänkt, wouduerch sech Temperatur an Dicht vergréisseren. An der nächsten Fusiounsstuf entsteet Sauerstoff. Dobäi gëtt nees Energie fräi, déi de Stär vu bannen mat Géigendrock versuergt a sou den Zesummefall ophält. Weider Fusiounsstufen loossen de Stär nach méi kleng ginn a sou ëmmer nei Elementer fusionéieren. Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt d'Fusiounsketten, well Eisenatomkären déi héchst Bannungsenergie vun allen Atomkären huet a weider Fusiounen Energie verbrauchen, amplaz ze maachen. Bei der Explosioun selwer trieden allerdéngs Bedingungen op, déi zu der Bildung vu schwéieren Elementer wéi Gold, Bläi, Thorium an Uran féieren.

Déi noeneen optriedend Fusiounsstufen lafen ëmmer méi séier of. Während e masseräiche Stär vun ongeféier aacht Sonnemassen etlech zeng Millioune Joer brauch, fir säi Waasserstoff zu Helium ëmzewandelen, brauch déi folgend Ëmwandlung vun Helium a Kuelestoff „nëmmen“ nach e puer Millioune Joer. D'Dauer vun der leschter Phase, an där Silizium zu Eisen fusionéiert, léisst sech a Stonne bis Deeg moossen. D'Vitesse, mat där ee Stär de Brennstoff a sengem Kär ëmsetzt, hänkt vun der Temperatur an der Dicht an domat indirekt vum Drock of, den op dem Kär läit an deen duerch d'Gravitatioun entsteet. Eng wichteg Konsequenz vun dësem Zesummenhang ass, datt ee Stär aus Schichte besteet, an deenen no baussen hin d'Ëmsetzungsvitesse ofhëlt. Och wann am Kär schonn d'Heliumbrennen asetzt, erfollegt an de Schichten driwwer nach d'Waasserstoffbrennen. Déi absolut Fusiounsvitesse am Kär klëmmt mat zouhuelender Stäremass exponentiell un. Während ee Stär mat enger Sonnemass ongeféier 10 Milliarde Joer brauch, läit d'Liewensdauer vun extrem schwéiere Stäre mat ronn 100 Sonnemassen nëmmen nach an der Gréissenuerdnung vu wéinege Millioune Joer.

Kärkollaps[änneren | Quelltext änneren]

Graphesch Duerstellung vun engem Kärkollaps
D'Reschter vun der Supernova 1987A
NGC 1952SST – Iwwerrescht vun enger Supernova

D'Eisen, d'„Äschen“ vum nukleare Brennen, bleift am Kär vum Stär zréck. Stären, an deenen Eisen duerch Fusioun synthetiséiert gëtt, produzéieren ëmmer een Eisekär, deem seng Mass d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit. Am Fall vun engem Eisekär vum Virleefer vun engem Typ II Supernova läit d'Grenzmass bei ronn 0,9 Sonnemassen. De entstanenen Eisekär iwwerschreit also d'Grenzmass an huet dofir keng stabil Konfiguratioun. Deen doraus entstanenen Kollaps vum Zentralgebitt gëtt normalerweis vun zwéi Prozessen ënnerstëtzt a méi séier gemaach: Éischtens ginn duerch Photonen héichenergetesch Gammastralung Eisenatomkären mat Photodesintegratioun zerstéiert. Dobäi entstin α-Deelchen an Neutronen; d'α-Deelchen kënnen vu sech duerch sou Photonen an hir Kärbausteng, Protonen an Neutronen, zerluecht ginn. Wéinst der héijer Eisekärestabilitéit gëtt fir dee Prozess Energie gebraucht. Zweetens ginn am sougenannten ëmgedréinte β-Zerfall fräi Elektronen duerch Protonen agefaangen. Dobäi entsti weider Neutronen, an Neutrinose ginn fräigesat (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Souwuel den Energieverloscht duerch d'Photodesintegratioun wéi och de Verloscht vu fräien Elektrone maachen eng staark Reduktioun vum Drock am Kär.

De Kollaps vum Zentralgebitt geschitt sou séier – banne Millisekonnen –, datt d'Afallvitesse schonn op 20 bis 50 km Ofstand zum Zenter méi grouss wéi déi lokal Schallvitesse vum Medium ass. Déi bannenzeg Schichte kënnen nëmme wéinst hirer grousser Dicht d'Drockinformatioun séier genuch transportéieren. Déi baussenzeg Schichte falen als Stousswell an den Zentrum. Soubal dee bannenzegen Deel vum Kär Dichten op nuklearem Niveau erreecht, besteet e scho bal ganz aus Neutronen. Neutronen hunn och eng iewescht Grenzmass (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenz, jee no Modell ongeféier 2,7 bis 3 Sonnemassen). Déi gëtt net vum Neutronekär iwwerschratt. Hie gëtt opgrond quantenmechanesche Regelen (Entartungssdrock) inkompressibel, an de Kollaps gëtt ganz séier gestoppt. Dat bewierkt ee giganteschen Drock- an Dichterhéijung am Zentrum, sou datt och d'Neutrinos net méi ongehënnert entwäiche kënnen. Dës Drockinformatioun gëtt um Neutronekän reflektéiert a leeft elo nees no baussen. D'Drockwell erreecht séier Gebidder mat ze klenger Schallvitesse, déi nach am Afall sinn. Et entsteet eng weider Stousswell, déi sech awer elo no bausse fortbeweegt. D'Materiel duerch dat d'Stoussfront leeft, gëtt ganz staark zesummengepresst, wouduerch et ganz héich Temperature kritt (Bethe, 1990). E groussen Deel vun hirer Energie gëtt beim Duerchlafe vum baussenzegen Eisekär duerch weider Photodesintegratioun verbraucht. Well déi nuklear Bannungsenergie vum totalen Eisen ongeféier grad sou grouss wéi d'Energie vun der Stousswell ass, géif déi net ouni eng Erneierung aus dem Stär ausbriechen a keng Explosioun maachen. Als Korrektur ginn nach d'Neutrinos als zousätzeich Energie- an Impulsquelle betruecht. Normalerweis hunn Neutrinos sou gutt wéi keng Interaktioun mat der Matière. An der Stoussfront bestinn awer sou héich Dichten, datt d'Wiesselwierkung vun den Neutrinos mat der Matière net méi vernoléissegt ka ginn. Well vun der totaler Supernovaenergie de gréissten Deel an d'Neutrinos geet, geet eng relativ kleng Absorptioun duer, fir de Stouss nees opliewen an aus dem kollabéierendem Eisekär ausbriechen ze loossen. Nom Verloosse vum Eisekär, wann hir Temperatur ofgefall ass, kritt d'Drockwell zousätzlech Energie duerch nei Fusiounsreaktionen.

Déi extrem staark erhëtzt Gasschichten, déi neutroneräicht Material aus de baussenzege Beräicher vum Zentralgebitt mat sech räissen, bréien dobäi am r-Prozess (r vum engl. rapid, "séier") schwéier Elemente déisäits vum Eisen, wéi zum Beispill Koffer, Germanium, Selwer, Gold oder Uran. Ongeféier d'Hallschent vun den Elementen déi op de Planéiten virkommen (déisäits vum Eisen) stamen aus Supernovaexplosiounen, während déi aner Hallschent am s-Prozess vu massenarme Stären opgehëtzt an dann Risephase an de Weltraum ofgi sinn. Hanner der Stoussfront deenen sech déi erhëtzten Gasmassen séier aus. De Gas gewënnt no bausse geriichte Vitesse. E puer Stonnen no dem Zentralberäichkollaps gëtt Stäresurface erreecht, an d'Gasmassen ginn elo duerch Supernovaexplosioun ofgesprengt a siichtbar. De Mantel vun der Supernova erreecht dobäi Vitesse vu Millioune Kilometere pro Stonn. Nieft där als Stralung ofgestoussener Energie, gëtt de Groussdeel vun 99% beim Kollaps duerch fräigesaten Energie a Form vun Neutrinos fortgeschleidert. Well si sech bal mat Liichtvitesse beweegen, kënne se vun der Äerd aus e puer Stonnen virun der optescher Supernova gemooss ginn, wéi bei der Supernova 1987A. Supernovae vum Typ II ginn och als hydrodynamesch Supernovae bezeechent.

Dicht Objeten[änneren | Quelltext änneren]

D'Form vun den Iwwerreschter, déi vun engem Stär zréckbleiwen, hänkt vu senger Mass of. Net déi ganz baussenzeg Schichte gi bei der Supernovaexplosioun fortgeschleidert. De Gas dee rescht bleift akkretéiert op de Kär deen am Zenter zesummefält, an dee bal ganz aus Neutrone besteet. De Gas deen nofält gëtt duerch déi uewe beschriwwe Prozesser och an Neutronen zerluecht, sou datt een Neutronestär entsteet. Wann de Stär duerch d'Material dat nofält nach méi schwéier gëtt, (méi wéi 3 Sonnemassen), da kann d'Gravitatiounskraaft och deen duerch de Pauli-Prinzip bedéngte Géigendrock iwwerwannen, deen an engem Neutronestär d'Neutrone géinteneen ofgrenzt, an en doduerch stabiliséiert (kuckt Entaartend Matière). De Stärerescht stierzt elo ganz zesummen an et entsteet ee Schwaarzt Lach, aus deem sengem Gravitatiounsfeld kee Signal méi erauskënnt. Nei Observatioune loossen unhuelen, datt et eng weider Tëscheform gëtt, déi sougenannt Quarkstären, bei deenen d'Matière aus rengen Quark opgebaut ass.

Neutronestäre rotéieren wéinst dem Pirouetteneffet dacks mat ganz héijer Vitesse vu bis zu 1000 Ëmdréiunge pro Sekonn, well den Dréiimpuls beim Kollaps erhale bleift.

Déi héich Dréivitesse fabrizéiert e Magnéitfeld, dat mat den Deelercher vum ofgestoussene Gasniwwel a Wiesselwierkung trëtt, a sou vun der Äerd aus registréierbar Signaler mécht. Am Fall vun Neutronestäre schwätzt en dobäi vu Pulsaren.

Thermonuklear Supernovae vum Typ Ia[änneren | Quelltext änneren]

Eng Supernova vum Typ Ia entsteet no dem aktuellen Modell nëmmen bei Duebelstärsystemen, wou deen ee Stär e Wäissen Zwerg, an deen aneren e Roude Ris ass. De Wäissen Zwerg akkretéiert am Laf vun der Zäit Gas aus dem ausgedehnte Mantel vu sengem Begleeder, woubäi et zu villen Nova-Ausbréch komme kann, bei deem de Waasserstoff vum akkretéierten Gas fusionéiert a Fusiounsproduien zréck bleiwen. Dat setzt sech sou laang fort, bis seng Mass d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit an hien duerch seng Eegegravitatioun ze kollabéieren ufänkt. Am Géigesaz zum Eisenkär vun engem SN-II-Virleeferstär huet de Wäissen Zwerg awer grouss Quantitéiten un fusiounsfäegem Kuelestoff, soudatt de Kollaps zum Neutronestär duerch eng rapid Kärfusioun verhënnet gëtt, an de Stär explodéiert. Dofir gëtt dëst Phenomen och als thermonuklear Supernova bezeechent.

No ënnerschiddlech theoretesche Modeller kann d'Kärfusioun als Detonatioun wéi och als Deflagratioun oflafen. Déi optriedend Supernova-Explosioun ass ëmmer bannescht enger gewëssener Stäerkt, well déi kritesch Mass souwéi d'Zesummesetzung vum Wäissen Zwerg konstant sinn. Bei enger Supernova-Explosioun vum Typ Ia bleift keen dicht Objet iwwreg – déi ganz Matière gëtt als Supernovarescht an de Weltraum geschleidert. De Begleederstär gëtt zu engem sougenannten „Runaway“-Stär (engl. „Deserteur“), well hien mat senger – normalerweis héijer – Orbitalvitesse dovugeschleidert gëtt.

Distanzmiessunge mat Hëllef vu Supernovaen[änneren | Quelltext änneren]

Well d'Stralung besonnesch am spéide Verlaf vun enger Supernova Typ Ia gréisstendeels duerch de radioaktiven Zerfall vun 56Ni zu 56Co an dësem zu 56Fe geniert gëtt, woubäi d'Hallefwäertzäiten ongeféier 6 respektiv 77 Deeg bedroen (dës Theorie gouf fir d'éischt vum Fred Hoyle a vum William Alfred Fowler am Joer 1960 opgestallt), ass d'Form vum Liichtbou bal ëmmer dselwecht. Duerch déi Eegeschafte vun enger sougenannter Standardkäerz loosse sech un sou Supernova-Explosiounen relativ genee Distanzbestëmmungen am Weltraum maachen, woubäi och d'Zäitskala vum Liichtbou nieft de Spektrallinnen zu der Bestëmmung vun der Routverrécklung gebraucht ka ginn, well sech bei enger Routverrécklung vun z. B. 2 och den zäitlechen Oflaf fir den Observateur ëm dëse Facteur verlängert. D'Iddi dozou geet op de Fritz Zwicky zréck. Duerch d'Distanzmiessunge vu Supernova-Explosiounen, déi viru ronn 7 Milliarde Joer geschitt sinn, kann een déi séier Expansioun vum Universum (kuckt z. B. Hubble-Konstant) beleeën. Fir d'Supernovae wierklech als Standardkäerz ze gebrauchen, mussen d'Explosiounsmechanismen awer nach besser erfuerscht a verstane ginn.

Supernovareschter[änneren | Quelltext änneren]

D'Matière déi bei enger Supernova fortgeschleidert gëtt bilt en Emissiounsniwwel, dee besote „Supernovarescht“, am Géigesaz zu dem eventuelle Rescht vum Kärkollaps, deen an der Astrophysik als „kompakten Objet“ bezeechent gëtt. De bekanntste Supernovarescht ass de Krabbniwwel, deen no der Explosioun vum SN1054 entstanen ass. Déi Supernova huet och ee Pulsar zréckgelooss.

Gefore fir d'Äerd[änneren | Quelltext änneren]

Well eng Supernova no bei eiser Äerd katastrophal fir d'Liewen op eisem Planéit wier, geneesou wéi d'Noperschaft vun engem Schwaarze Lach –beonrouegend. Well awer e Stär virun enger Supernova bestëmmten Phasen duerchleeft, kann exakt viraus bestëmmt ginn, ob e Stär kuerz virun enger Supernova steet oder net. Am Beräich ëm eis Äerd, gëtt et kee Stär, deen eng Supernova ausléise kënnt. All Observatioune vu Supernovae ginn an anere Galaxien oder wäiten Deeler vun eiser Mëllechstrooss gemaach.

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

  • V. N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E. S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004 (auch astro-ph/0406101)
  • R. Dean et al., A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae, The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp. 745–752, 02/2002 (auch astro-ph/0112051)
  • D.H. Clark & F.R. Stephenson, "The Historical Supernovae", Pergamon Press, Oxford u.a., 1977, ISBN 0-08-020914-9
  • J. Cooperstein & E. Baron, Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State, in Supernovae edited by A. G. Petschek, Springer 1990
  • H. Bethe, Supernova mechanisms, Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No.4, October 1990
  • T.R. Young & D. Branch, Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)
  • W. Hillebrandt, H.-T. Janka und E. Müller, Rätselhafte Supernova-Explosionen, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36ff
  • Thorsten Dambeck, Todesschrei im Röntgenlicht, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 9/2008, S. 14 - 15,

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Wiktionnaire: Supernova – Definitioun, Synonymer an Iwwersetzungen

Videos[änneren | Quelltext änneren]

Referenzen[änneren | Quelltext änneren]

  1. Carnegie Institution (2008, May 21). Supernova Birth Seen For First Time. ScienceDaily. Retrieved May 23, 2008, from http://www.sciencedaily.com/releases/2008/05/080521131549.htm
Commons: Supernovae – Biller, Videoen oder Audiodateien