Supernovaüberreste sind expandierende Schockwellen und ausgeworfenes Sternmaterial nach einer Supernova. Im sichtbaren Licht leuchten häufig dünne Filamente aus schockangeregtem Gas; Radio- und Röntgenstrahlung zeigen zusätzlich nichtthermische Teilchen und extrem heißes Plasma.
Kurz erklärt: Die Explosion ist vorbei, die Schockwelle arbeitet weiter
Nach einer Supernova rast ausgestoßenes Material mit Tausenden Kilometern pro Sekunde in die Umgebung. Dabei entstehen Stoßfronten, die interstellares Gas komprimieren, erhitzen und ionisieren. Der sichtbare Nebel ist deshalb nicht einfach eine langsam verglühende Wolke, sondern eine dynamische Grenzfläche zwischen Explosionstrümmern und Umgebung.
Je nach Supernovatyp sehen wir Material aus dem Inneren des explodierten Sterns, geschocktes zirkumstellares Gas oder hauptsächlich das vom Stoß erfasste interstellare Medium. Die Entwicklung durchläuft verschiedene Phasen; Geschwindigkeit, Dichte der Umgebung und Alter bestimmen das Erscheinungsbild.
Warum die Filamente in Hα, [O III] und [S II] verschieden aussehen
Unmittelbar hinter einer schnellen Stoßfront können Wasserstofflinien in extrem dünnen Zonen entstehen. Weiter hinter dem Schock kühlt das Gas ab und andere Ionen dominieren. [O III] kann stark in heißeren, höher ionisierten Schichten auftreten, während [S II] häufig in weiter abgekühltem, teilweise rekombiniertem Gas stark ist. Dadurch bilden die Schmalbandkanäle räumlich versetzte Filamente ab.
Das Verhältnis [S II]/Hα wird in der professionellen Astronomie häufig genutzt, um schockangeregte Emission von klassischen photoionisierten H-II-Regionen zu unterscheiden. Eine einzelne Farbe reicht jedoch nicht: Stoßgeschwindigkeit, Dichte, Magnetfeld und Vorionisation beeinflussen die Spektren.
Mehrwellenlängenobjekte: Radio, Röntgen und Synchrotronstrahlung
Supernovaüberreste sind besonders lehrreiche Mehrwellenlängenobjekte. Röntgenemission kann Millionen Grad heißes Plasma und hochenergetische Schocks zeigen. Radioemission entsteht häufig durch Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen im Magnetfeld. Im Krebsnebel wird ein Teil der nichtthermischen Emission durch den Pulsarwind des zentralen Neutronensterns gespeist.
Optische Astrofotografie bildet daher nur einen Ausschnitt der Physik ab. Gerade der Vergleich mit Radio- oder Röntgenkarten zeigt, dass helle optische Filamente nicht zwingend die gesamte Ausdehnung des Überrests markieren.
Astrofotografie: HOO, SHO und sehr tiefe Außenbereiche
Hα und [O III] sind bei vielen großen Überresten die wichtigsten Amateurkanäle; [S II] kann die Schockdiagnostik und Farbdifferenzierung ergänzen. Der Cirrusnebel zeigt spektakulär feine, teils gegeneinander versetzte Filamente. Sehr alte Überreste wie CTB 1 können dagegen eine extrem niedrige Flächenhelligkeit besitzen und verlangen viele Stunden Belichtungszeit.
HOO stellt Wasserstoff und Sauerstoff sehr direkt gegenüber. SHO kann zusätzlich Schwefel räumlich separieren, ist aber eine Falschfarbenpalette. Für die wissenschaftlich sinnvolle Interpretation sollte immer klar bleiben, welche Linie welchem Farbkanal zugeordnet wurde.
Stoßphysik und die Entstehung der Filamente
Nach einer Supernova breitet sich das ausgeworfene Material mit hoher Geschwindigkeit aus. Trifft die Expansionsfront auf zirkumstellares oder interstellares Gas, entsteht eine Stoßwelle. Das Gas wird komprimiert und auf sehr hohe Temperaturen erhitzt. Hinter dem Stoß kühlt es wieder ab, rekombiniert und sendet charakteristische Linien aus. Weil wir dünne gekrümmte Stoßschichten oft tangential sehen, erscheinen sie als schmale Filamente. Ein komplexes Netzwerk solcher Filamente kann daher die dreidimensionale Hülle eines Überrests abbilden.
Junge Überreste können sehr heißes Röntgengas und stark angereichertes Supernova-Ejekta enthalten. In älteren Überresten wird zunehmend die Wechselwirkung mit dem umgebenden Medium wichtig. Magnetfelder werden komprimiert und relativistische Elektronen können Synchrotronstrahlung erzeugen, besonders gut im Radio- und bei manchen jungen Überresten auch im optischen oder Röntgenbereich nachweisbar. Ein Supernovaüberrest ist deshalb ein Mehrwellenlängenobjekt; das sichtbare Schmalbandbild zeigt nur einen Teil seiner Physik.
Linienverhältnisse und fotografische Auswahl
Hα, OIII und SII reagieren unterschiedlich auf Stoßgeschwindigkeit, Vorionisation und Abkühlzone. OIII kann in bestimmten schnellen Schocks sehr schmale, dem Stoß vorgelagerte oder unmittelbar nachgelagerte Strukturen markieren. SII wird in teilweise ionisierten Abkühlzonen oft relativ stark. In der professionellen Nebeldiagnostik wird ein erhöhtes [S II]/Hα-Verhältnis deshalb unter anderem zur Abgrenzung stoßangeregter Supernovaüberreste gegenüber normalen H-II-Regionen verwendet; der genaue Grenzwert ist jedoch kein universelles Naturgesetz und hängt von Messung und Umgebung ab.
Fotografisch lohnt es sich, die Kanäle nicht nach identischer Belichtungszeit, sondern nach Signal zu planen. Der Cirrusnebel besitzt beispielsweise ausgesprochen feine OIII- und Hα-Strukturen. Andere Überreste können in einem Kanal sehr viel schwächer sein. HOO zeigt die zwei stärksten Linien häufig sehr wirkungsvoll; SHO lohnt sich, wenn SII genug strukturiertes Signal liefert. Eine starke Rauschunterdrückung sollte die filamentäre Morphologie nicht glätten, denn gerade die dünnen Fronten tragen die physikalische Information.
