In der Fortsetzung unserer Reihe widmen wir uns vor allem den Modellen, mit denen Astrophysiker den Geheimnissen der Sternexplosionen auf die Schliche kommen wollen. Dabei knöpfen wir uns die Supernova-Typen, wie sie in Teil 1 präsentiert wurden, nach und nach vor (siehe SuW 3/2020, S. 30).

Im Fall der »klassischen« Typ-Ia-Supernovae ist die Fachwelt davon überzeugt, dass es sich um thermonukleare Explosionen Weißer Zwerge handelt, die hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen. Die Kernfusion von Kohlenstoff und Sauerstoff zu Elementen der Eisengruppe produziert genau die richtige Menge an Energie, die in Supernovae Ia beobachtet werden, wenn etwa eine Sonnenmasse von Kohlenstoff und Sauerstoff »verbrannt« wird. Da primär radioaktives Nickel-56 erzeugt wird, liefert das eine natürliche Erklärung für die Form der Lichtkurven: Zunächst zeigt sie einen schnellen Anstieg, bis die Strahlung aus dem radioaktiven Zerfall die Oberfläche des Zwergs erreicht; danach folgt ein Abfall, welcher der Zerfallskurve von Nickel-56 folgt (Halbwertszeit 6,1 Tage), und schließlich in einen langsameren Abfall auf Grund des Zerfalls von Kobalt-56 in Eisen-56 (Halbwertszeit 77 Tage) mündet. Die unterschiedlichen Halbwertszeiten machen sich direkt als Knick in der Lichtkurve bemerkbar. In dieser Vorstellung ist die Helligkeit der Supernova am Maximum direkt proportional zur Menge des entstandenen Nickel-56. Nach dem US-amerikanischen As­trophysiker David Arnett wird diese Gesetzmäßigkeit die »Arnettsche Regel« genannt. Doch hier hört dann der allgemeine Konsens bereits auf. Denn weder ist klar, welche Sterne genau bei einer Supernova vom Typ Ia explodieren, noch wissen wir zweifelsfrei, wie die Explosion im Einzelnen abläuft …