1. Einleitung

Im Laufe der letzten paar Jahrhunderte haben Wissenschaftler große Mengen an Beweisen gesammelt, die sie zu dem Schluss geführt haben, dass das Universum etwa 12-14 Milliarden Jahre alt ist und im Urereignis entstanden ist, das Wissenschaftler nun als Urknall bezeichnen.

Jedoch ist in den letzten fünfzig Jahren eine Abzweigung des Fundamentalistischen Christentums entstanden (hauptsächlich in, aber nicht beschränkt auf die USA), die als Junge-Erde-Kreationismus bezeichnet wird. Anhänger, die als Junge-Erde-Kreationisten (YECs) bekannt sind, lehnen die meisten modernen Wissenschaften vehement ab, mit der Begründung, dass sie ihrer eigenen Version des Christentums widersprechen, die auf einer strengen wörtlichen Auslegung der Bibel (und insbesondere der frühen Kapitel des Buches Genesis) basiert. Vielleicht ist ihre lautstärkste (und berühmteste) Opposition gegen Darwins Theorie der Evolution.

YECs glauben, dass das Universum und daher die Erde und alles darauf, einschließlich der Menschheit, vom biblischen Gott, Jahwe, in nur sechs Tagen vor etwa 6.000 Jahren erschaffen wurde.

Während die Mehrheit der YECs (Junge-Erde-Kreationisten) versucht, die Ergebnisse der modernen Wissenschaft in Biologie und Geologie zu widerlegen, wenden sich einige an die Astronomie und Kosmologie, um ihre Überzeugungen zu stützen. Einer ihrer Ansätze befasst sich mit Supernova-Überresten, den Überresten der explodierenden Sterne, als Supernovae bekannt. YECs machen zwei Behauptungen bezüglich Supernova-Überresten:

• Es wurden nicht genügend Supernova-Überreste in unserer Galaxie beobachtet, um ein altes Universum zu stützen - die beobachteten Zahlen deuten tatsächlich auf ein junges Universum hin.
• Es gibt keine alten Supernova-Überreste, daher ist das Universum tatsächlich jung.

This FAQ is written with the dual intention of both providing a general introduction to supernovae and supernova remnants, and addressing the YEC claims. To this end, it is split into six main parts:

1. Die Abschnitte 2 bis 4 geben eine allgemeine Einführung in Supernovae, enthalten eine detaillierte Beschreibung dessen, was tatsächlich in einer Supernova passiert, und einige Beispiele vergangener Supernovae.
2. Die Abschnitte 5 bis 7 liefern Informationen zu Supernova-Überresten, den Nebenprodukten von Supernovae. Auch hier werden Beispiele von Supernova-Überresten angegeben.
3. Der Abschnitt 8 untersucht die Beziehung zwischen Supernovae und uns sowie die Gefahren für die Erde, die von Supernovae ausgehen.
4. Der Abschnitt 9 taucht kurz in die seltsame Welt der Phänomene ein, die als Hypernovae bekannt sind.
5. Der Abschnitt 10 befasst sich mit den Behauptungen der YECs.
6. Die Abschnitte 11 bis 13 erläutern Anmerkungen, Referenzen und andere Materialien, die bei der Erstellung der FAQ verwendet wurden.

2. Was sind Supernovae?

Sternexplosion: ein Stern, der explodiert und dabei extrem hell leuchtet

Das war's. Wörtlich ausgedrückt ist eine Supernova eine explodierende Stern. Der Stern explodiert in einer massiven Explosion, wodurch ein extrem heller und kurzlebiger Objekt entsteht, das enorme Mengen an Energie abstrahlt, typischerweise so viel wie eine gesamte Galaxie. Neben sichtbarem Licht (d.h. optischer Strahlung) strahlen Supernovae riesige Mengen verschiedener Arten von Strahlung ab: Röntgenstrahlen, Ultraviolett, Infrarot, Gammastrahlen, Neutrinos, kosmische Strahlung und Radiowellen. Die Überreste der Materie, die während der Supernova von dem Stern weg explodiert, werden als Supernova-Überrest bezeichnet. Supernovae wurden erstmals 1934 von den Astronomen Fritz Zwicky und Walter Baade als eine eigene Klasse von Objekten vorgeschlagen.

3. Welche verschiedenen Arten von Supernova gibt es?

Die Taxonomie von Supernovae ist recht kompliziert. Astronomen verwenden beobachtungsbezogene Kriterien, keine theoretischen Kriterien, um Supernovae zu klassifizieren. Typ-1-Supernovae weisen keine Wasserstofflinien in ihren Spektren¹ auf, Typ-2-Supernovae hingegen schon. Jeder Typ wird in weitere Unterklassen unterteilt, abhängig von ihren Lichtkurven (Abbildung 1), ihren Vorläufern und ihrem Standort – Typ 1 in die Typen 1a, 1b und 1c, und Typ 2 in die Typen IIL und IIP (Cappellaro & Turatto 2000).

Wie bei den meisten anderen Klassifikationen gibt es Ausnahmen. Die Spektren und/oder Lichtkurven einiger Supernovae weichen insofern von den Standardtypen ab, dass Astronomen mehrere neue Unterklassen vorschlagen (Panagia et al. 1986; van Dyk et al. 1993; Baron et al. 1995, Benetti et al. 1998; Lentz et al. 2000; Filippenko 2000; Li et al. 2000; Howell 2000).

Abbildung 1 - Lichtkurven verschiedener Typen von Supernovae
(angepasst nach Qing Zhangs " Einführung in Supernovae")

3.1 Typ-I-Supernovae

Typ-Ia-Supernovae treten in einem Doppelsternsystem auf, bei dem einer der Komponenten ein Weißer Zwerg ² ist. Die Gravitationsanziehung des Weißen Zwergs ist so intensiv, dass er Material von seinem Begleitstern abziehen kann (Hachisu & Kato 2001). Dies führt dazu, dass der Stern seine Stabilitätsgrenze – die Chandrasekhar-Grenze³ – überschreitet, wodurch eine thermonukleare Instabilität eintritt. An diesem Punkt folgt die thermonukleare Verbrennung des Weißen Zwergs, obwohl genau, wie dies geschieht, noch Gegenstand von Debatten ist, da die Physik der thermonuklearen Verbrennung in der entarteten Materie, aus der ein Weißer Zwerg besteht, komplex ist und noch nicht vollständig verstanden ist, obwohl in diesem Bereich viel Forschung betrieben wird (z. B. Woosley & Weaver 1994; Branch et al. 1995; Hillebrandt & Niemeyer 2000; Hillebrandt et al. 2000; Branch 2000; Ghezzi et al. 2001). Was auch immer die genauen Mechanismen sind, das Ergebnis ist jedoch eine massive Explosion, die einen extrem massiven Energieausbruch von etwa 10⁵¹ erg erzeugt, mit einer absoluten Helligkeit von etwa -19,5 (Sandage et al. 1996; Saha et al. 1996)⁴. Der Stern zerbläst sich buchstäblich in Stücke und hinterlässt nichts außer einem sich schnell ausdehnenden Überrest.

Supernovae vom Typ Ib und Ic sind tatsächlich Supernovae vom Typ II ähnlich (sie wurden benannt, bevor Astronomen wirklich verstanden, was sie sind). Sie entstehen, wenn ein riesiger Stern von etwa 20 Sonnenmassen sich entwickelt und seine Wasserstoffhülle (die äußeren Schichten des Sterns) entweder durch stellare Winde (den extrem schwachen Fluss geladener Teilchen, die hauptsächlich aus Protonen und Elektronen bestehen und von der äußersten Schicht eines Sterns in den interplanetaren Raum strömen) oder an einen binären Begleiter (van Dyk et al. 1996) verliert; dann explodiert der freigelegte Heliumkern. Wie bei Supernovae vom Typ II wird die Explosion durch den Kollaps des Eisenkerns ausgelöst. Supernovae vom Typ Ib und Ic sind (leicht) weniger spektakulär als Supernovae vom Typ Ia. Supernovae vom Typ Ib zeigen in ihren Spektren starke Heliumlinien, wohingegen Supernovae vom Typ Ic in ihren Spektren schwache oder keine Heliumlinien aufweisen (Baron et al. 1996). Das Verhältnis zwischen Supernovae vom Typ Ib und Ic und Supernovae vom Typ II ist derart, dass mehrere Supernovae vom Typ II beobachtet wurden, die sich in Supernovae vom Typ Ib/Ic verwandelt haben (z. B. Finn et al. 1995; Matheson et al. 2001).

Die Standard-Lichtkurve von Typ-Ia-Supernovae zeigt ein frühes Maximum, gefolgt von einem steilen Abfall und danach einem linearen Rückgang nach 50 Tagen mit einer Rate von 0,015 Magnituden pro Tag. Die Lichtkurven von Typ-Ib-Supernovae sind zwar am Maximum schwächer als die von Typ-Ia-Supernovae, zeigen jedoch einen ähnlichen steilen Abfall. Der anschließende exponentielle Rückgang unterscheidet sich jedoch deutlich von dem von Typ-Ia-Supernovae; die Rückgangsrate ist bei Typ-Ib-Supernovae geringer als bei Typ-Ia-Supernovae und beträgt etwa 0,010 Magnituden pro Tag. Die Lichtkurven von Typ-Ic-Supernovae sind identisch mit denen von Typ-Ib-Supernovae.

3.2 Typ-II-Supernovae

Dies tritt auf, wenn ein Stern mit hoher Masse (größer als ungefähr 7,6 Sonnenmassen) nicht mehr genug Brennstoff für den Fusionsprozess⁵ im Kern des Sterns hat, um den nach außen gerichteten Druck zu erzeugen, der dem nach innen gerichteten Gravitationszug der großen Masse des Sterns entgegenwirkt. Wenn dies geschieht, wird der Stern zu einem Roten Riesen aufquellen ... zumindest von außen. Von innen her gibt der Kern der Schwerkraft nach und beginnt sich zusammenzuziehen. Während er sich zusammenzieht, wird er zunehmend heißer und dichter. Dies ermöglicht eine neue Reihe von Kernreaktionen, die neue Elemente bilden, die ihrerseits fusionieren, um weitere neue Elemente zu bilden, und so weiter. Dies ermöglicht dem Stern, vorübergehend weiter zu leuchten (Tabelle 1). All diese unterschiedlichen Reaktionen dauern zunehmend kürzere Zeiträume und setzen zunehmend geringere Energiemengen frei⁶. Während diese neuen Reaktionen stattfinden, ähnelt die Struktur des Sterns einer Zwiebel – es gibt Schalen aus zunehmend weniger schweren chemischen Elementen, die den Kern umgeben.

Tabelle 1 - Kernbrennprozesse
(Daten von Prialnik (2000))

Kernbrennstoff	Prozess, durch den die Reaktion abläuft	Schwelle (106 K)	Produkte	Ausgestrahlte Energie pro Nukleon (MeV)
Wasserstoff	p-p	4	Helium	6,55
Wasserstoff	CNO	15	Helium	6,25
Helium	3-alpha	100	Kohlenstoff, Sauerstoff	0,61
Kohlenstoff	C + C	600	Sauerstoff, Neon, Natrium, Magnesium	0,54
Sauerstoff	O + O	1000	Magnesium, Silizium, Schwefel, Phosphor	0,30
Silizium	Kernreakt.	3000	Kobalt, Nickel, Eisen	< 0,18

Sobald der Stern Silizium in Eisen umwandelt, stößt er auf ein ernstes Hindernis. Wie zu sehen ist, erzeugen die oben genannten Reaktionen Energie (eine exotherme Reaktion). Um jedoch Eisen in schwerere Elemente umzuwandeln, wird Energie benötigt (eine endotherme Reaktion, die etwa 2 MeV pro Nukleon erfordert). Daher kommt die Fusion zum Erliegen. Bei den extrem hohen Temperaturen, die sich derzeit im Kern des Sterns befinden (viel höher als 10⁹ K), findet ein Prozess statt, der als Photodisintegration⁷ bekannt ist. Aufgrund des Energieverlusts, der durch die Photodisintegration entsteht, beginnt der Kern, sich schnell zusammenzudrücken. Verschiedene Teile des Kerns kollabieren mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten, wodurch der innere Kern sich vom äußeren Kern löst und diesen zurücklässt. Während des Kollapses können die Geschwindigkeiten im äußeren Kern 7.000 km s^-1 erreichen, und innerhalb von etwa einer Sekunde wird ein Volumen, das der Größe der Erde entspricht, auf einen Radius von 50 Kilometern komprimiert. Infolgedessen befindet sich der Rest des Sterns in einer prekären Position, fast schwebend über dem katastrophal kollabierenden Kern. Dieser Kollaps des inneren Eisens Kerns setzt sich fort, bis die Dichte dort etwa 8 x 10¹⁷ kg m^-3 überschreitet. An diesem Punkt verhärtet sich das Material, das nun den inneren Kern bildet (dadurch, dass die Kerne der anwesenden Atome sich gegenseitig abstossen), wodurch der innere Kern nun etwas zurückprallt und Druckwellen nach außen in das einfallende Material des äußeren Kerns sendet. Diese Druckwellen bilden, wenn sie die lokale Schallgeschwindigkeit erreichen, eine Stoßwelle, die nach außen fortschreitet.

Während sich die Stoßwelle nach außen ausbreitet, trifft sie auf den fallenden inneren Eisenkern. Die extrem hohen Temperaturen, die sich daraus ergeben, führen zu weiterer Photodisintegration und entziehen der Stoßwelle die meisten ihrer Energie⁸. Wenn der Rest des Eisenkerns nicht zu massiv ist (weniger als 1,2 Sonnenmassen), kämpft die Stoßwelle sich durch den Rest des äußeren Kerns – was etwa zwanzig Millisekunden dauert – und stößt mit dem Rest der äußeren Schichten des Sterns zusammen. Andererseits, wenn der Eisenkern massiv genug ist, stockt die Stoßwelle und wird nahezu stationär, während einfallendes Material nun darauf akkretiert. Zu diesem Zeitpunkt überhitzen die Neutrinos, die nun aus dem Kern strömen (aufgrund der Umwandlung des Eisenkerns in im Wesentlichen einen Neutronenkern), das Material unter der Stoßwelle; die resultierenden Aufwinde aus heißem Material schieben die Stoßwelle nach außen und ermöglichen ihr, ihren Marsch zur Oberfläche fortzusetzen, wobei sie alles vor sich her treiben (Janka 2001). Wenn die Stoßwelle auf Material in den äußeren Schichten des Sterns trifft, wird das Material erhitzt, verschmilzt zu neuen Elementen und radioaktiven Isotopen (Meyer et al. 1995; Thielemann et al. 1996). Die Stoßwelle schiebt dann die verschiedenen äußeren Schichten des Sterns in den Weltraum und lässt den inneren Kern zurück. Die gesamte Energie im expandierenden Material liegt in der Größenordnung von 10⁵¹ erg (oder weniger). Es werden enorme Mengen an Photonen freigesetzt, was zu einem spektakulären optischen Anblick führt, der dem Äquivalent von 10⁹ Sonnen entspricht und eine absolute Helligkeit von etwa -18 ergibt. Aufgrund des radioaktiven Zerfalls der schweren Elemente, die bei der Explosion entstanden sind (Mochizuki & Kumagai 1998; Hernanz 2000; Wanajo et al. 2001), beginnt es dann langsam zu verblassen, mit einer Rate von etwa sechs bis acht Helligkeitsstufen pro Jahr. Typ-II-Supernovae sind nicht so leuchtstark wie Typ-Ia-Supernovae, um mindestens einen Faktor von drei. Die Mechanismen dieser Art von Supernovae werden detailliert von Bethe (1993), Wallerstein et al. (1997), Mezzacappa (2000) und Liebendoerfer et al. (2001) behandelt.

Wenn die Masse des Kernrestes unter etwa drei Sonnenmassen liegt, wird er zu einem Neutronenstern⁹ (schnell rotierende Neutronensterne werden als Pulsare bezeichnet¹⁰). Überschreitet sie etwa drei Sonnenmassen, setzt sich der Zusammenbruch fort. Das Gravitationsfeld des kollabierenden Sternes ist so stark, dass weder Materie noch Licht entkommen können. Der „Stern" kollabiert dann zu einem Schwarzen Loch (Balberg & Shapiro 2001), einer Singularität oder einem Punkt mit null Volumen und unendlicher Dichte, der durch einen Ereignishorizont in einer Entfernung, die als Schwarzschild-Radius¹¹ bezeichnet wird, verborgen ist. Körper, die den Ereignishorizont überschreiten, oder ein Lichtstrahl, der auf ein solches Objekt gerichtet ist, würden scheinbar einfach verschwinden – in eine „grundlose Grube" gezogen. In beiden Fällen geht die Entstehung dieser eher exotischen Objekte mit einer gewaltigen Produktion von Neutrinos einher, von denen die Mehrheit in den Weltraum entweicht und eine Gesamtenergie von etwa 3 x 10⁵³ ergs¹² erreicht.

Die Mehrheit der Typ-II-Supernovae wird in die Untergruppen II-L (linear) oder II-P (Plateau) eingeteilt, abhängig von ihren Lichtkurven – Typ-II-P zeigen kurz nach maximaler Leuchtkraft ein Plateau.

4. Beispiele für Supernovae

4.1 Vergangene Supernovae

Seit den frühesten Tagen, in denen der Mensch den Himmel betrachtete, haben wir viele helle Lichtpunkte im Himmel gesehen, die plötzlich erschienen und dann im Laufe vieler Monate langsam verschwanden. Die meisten dieser „Gaststerne", wie die alten Chinesen sie nannten, waren Nova verschiedener Art, aber einige waren echte Supernovae. Die zuverlässigsten Aufzeichnungen stammen aus Asien, wo koreanische, japanische und chinesische Astronomen überraschend genaue Aufzeichnungen führten, die bis auf das Jahr 1400 v. Chr. zurückreichen – Wang (1986) berichtete, dass zwischen 1400 v. Chr. und 1700 n. Chr. in chinesischen Aufzeichnungen 90 wahrscheinliche Nova und Supernovae verzeichnet sind. In Europa hingegen fiel die früheste bekannte Beobachtung dessen, was wir heute als Supernova kennen, erst im 11. Jahrhundert n. Chr. Durch intensive Studien dieser Aufzeichnungen und spätere Berichte europäischer Astronomen wie Tycho und Kepler sind Astronomen heute über eine ganze Reihe von galaktischen Supernovae informiert, die in den letzten paar tausend Jahren aufgetreten sind (Tabelle 2)¹³.

Tabelle 2 - Historische Galaktische Supernovae
(Daten aus verschiedenen Quellen einschließlich Michael Richmonds " Informationen zu historischen Supernovae" und Strom (1994))

Jahr	Maximale Helligkeit	Sternbild	Entfernung (Lichtjahre)
n. Chr. 18514	-6	Centaurus	4.500
386	-3	Skorpion	16.30015
1006	-10	Lupus	4.600
1054	-6	Stier	6.500
1181	-1	Kassiopeia	8.500
1572	-4	Kassiopeia	10.000
1604	-3	Schlange	14.300
167116	6?	Kassiopeia	9.100

Die erste entdeckte extragalaktische Supernova war SN 1885A in der Nähe des Kerns von M31 (der berühmten "Andromeda-Galaxie") am 20. August 1885. SN 1885A hatte eine scheinbare visuelle Helligkeit von 5,85 – sie wäre mit bloßem Auge kaum sichtbar gewesen, wenn nicht das Leuchten von M31 sie überstrahlt hätte (de Vaucouleurs & Corwin 1985).

Die wahrscheinlich berühmteste extragalaktische Supernova wurde am 24. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke beobachtet. Ein blauer Riesenstern (von etwa 20 Sonnenmassen) namens Sanduleak -69 202 (seine vorherige scheinbare visuelle Helligkeit war eine bescheidene 10,2) explodierte in einem Lichtausbruch, der mit bloßem Auge sichtbar war (als der Astronom Ian Shelton der University of Toronto am Las Campanas-Observatorium in Chile ihn auf einer fotografischen Platte entdeckte, war die Helligkeit 4,5 – sie erreichte später ein Maximum bei Helligkeit 2,8, bevor sie im Laufe der Zeit langsam verblich (Shelton 1993)) – somit handelte es sich um eine Supernova vom Typ II. Sie wurde als SN 1987A¹⁷ bezeichnet. In den folgenden Jahren wurde ein heller Überrest der Supernova zu sehen, der sich um den Stern herum bildete und die Form einer sich ausdehnenden Stoßwelle annahm. Erst jetzt, Jahre später, erreicht die Stoßwelle Ringe zuvor existierenden Gases, die den nun toten Stern umgeben (Chu 2000)¹⁸. Dies bewirkt, dass die Gasansammlungen hell leuchten. Es gibt viele Bilder von SN 1987A, die im WWW verfügbar sind. Vielleicht ist die definitive Übersicht über SN 1987A Arnett et al. (1989), obwohl dies neuere Entwicklungen nicht abdeckt.

SN 1987A war für Astronomen von extrem großer Bedeutung, da es die erste Supernova war, die Astronomen mit modernen astronomischen Instrumenten im großen Detail untersuchen konnten. Sie bestätigte eine ganze Reihe von Vorhersagen, die Astronomen bezüglich Supernovae getroffen hatten, darunter:

• die Produktion radioaktiver Isotope, zum Beispiel ⁵⁶Ni und ⁵⁷Ni und deren nachfolgender Zerfall zu ^57,56Co und ^57,56Fe, oder ⁴⁴Ti, das zu ⁴⁴Sc zerfällt und dann zu ⁴⁴Ca, die maßgeblich für die Form der Lichtkurven von Supernovae verantwortlich sind (Arnett et al. 1989; Li et al. 1993; Knodlseder 2000; Lundqvist et al. 2001)
• die Produktion von Neutrinos (Bionta et al. 1987; Hirata et al. 1987; Arnett 1988; Burrows 1988; Arnett et al. 1989)

As observing techniques and equipment improve, more and more supernovae are discovered each year (Abbildung 2). 172 supernovae were discovered in 2000. At the time of writing, 102 supernovae have been discovered in 2001. A vollständige Liste of all supernovae discovered since SN 1885A is maintained by the Central Bureau of Astronomical Telegrams (CBAT).

Abbildung 2 - Jahresverteilung der Supernova-Entdeckungen 1934-1999
(Daten aus dem International Supernovae Network)

4.2 Potenzielle Supernova-Kandidaten

Drei der nächsten Kandidaten für Supernovae in naher Zukunft (astronomisch betrachtet) sind alle nahegelegene (wiederum im astronomischen Sinne) Rote Riesen: Betelgeuse (im Orion) in 430 Lichtjahren, Antares (im Skorpion) in 600 Lichtjahren und Rasalgethi (im Herkules), das sich 380 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet. Alle diese werden Typ-II-Supernovae sein. Es gibt einen näheren Roten Riesen – den Stern Scheat im Fliegenden Pferd –, der sich 200 Lichtjahre entfernt befindet. Obwohl dieser derzeit ein Roter Riese ist, ist der Progenitorstern fast sicher nicht groß genug, um eine Supernova zu explodieren; stattdessen werden die äußeren Schichten langsam in den Weltraum abdriften und eine planetarische Nebel bilden, wobei ein Weißer Zwerg zurückbleibt.

Jedoch ist es wahrscheinlicher, dass die nächste Typ-II-Supernova in unserer Galaxie entweder der hochentwickelte orangefarbene Riese HD 179821 (Jura et al. 2001) oder der blaue Riese Sher 25 ist. Obwohl beide Sterne extrem hell sind, befinden sie sich in beträchtlichen Entfernungen von der Erde und sind daher für das bloße Auge nicht sichtbar.

Sher 25 hat ein Alter von etwa drei Millionen Jahren, besitzt jedoch eine Masse von rund 120 Sonnenmassen, was ihn zu einer der massereichsten jemals beobachteten Sterne macht. Beim Sterben wirft er Teile seiner eigenen äußeren Hülle mit Geschwindigkeiten von 20–83 km s^-1 ab. Wie bei Sanduleak -69 202 hat sich eine Gasblase gebildet, die den Stern umgibt; diese wird als Fäden und eine ringförmige Struktur sichtbar (Petersen 1999). Tatsächlich ähneln sowohl der Stern als auch das umgebende Material Sanduleak -69 202 stark, obwohl es einige geringfügige Unterschiede gibt, die höchstwahrscheinlich auf Unterschiede in der Umgebung des Sterns zurückzuführen sind (Brandner et al. 1997b). Die Gase und der Staub um den Stern sind stickstoffangereichert – ein Zeichen für einen entwickelten, sehr heißen Stern, der sein Wasserstoff- und Heliumvorrat rasch verbraucht und dabei andere Elemente bildet (Brandner et al. 1997a). Vielleicht in einigen zehntausend Jahren, oder vielleicht sogar morgen, wird Sher 25 wie Sanduleak -69 202 explodieren und ein weiteres spektakuläres Schauspiel kosmischer Feuerwerke bieten.

Kürzlich haben Astronomen vorgeschlagen, dass das Doppelsternsystem KPD 1930 + 2752 ein zukünftiger Kandidat für ein zukünftiges Typ-Ia-Supernova-Ereignis ist. Der Hauptstern in diesem System ist ein Subdwarf-B-Stern und besitzt einen unsichtbaren Begleitstern, der fast sicher ein Weißer Zwerg ist. Die Umlaufperiode beträgt nur 2 Stunden und 17 Minuten. Die Gesamtmasse des Systems beträgt 1,47 Sonnenmassen, was über der Chandrasekhar-Grenze liegt. Maxted et al. (2000) schlugen vor, dass das Doppelsternsystem aufgrund von Orbitalkontraktion und der evolutionären Ausdehnung des Hauptsterns innerhalb von etwa 200 Millionen Jahren verschmelzen wird; und wenn dies geschieht, wird aufgrund der Akkretion von Helium und anderen Elementen schwerer als Wasserstoff auf den Weißen Zwerg eine Typ-Ia-Supernova ausgelöst. Einige andere Astronomen haben dieses Szenario angezweifelt und behauptet, dass der B-Stern vor der Verschmelzung mit seinem Begleiter einen Weißen Zwerg bilden würde, wodurch die Gesamtmasse des Systems unter der Chandrasekhar-Grenze läge und somit keine Typ-Ia-Supernovae auftreten würden (Ergma et al. 2001).

Es wurde auch festgestellt, dass Supernovae für die Entstehung von Fluchtsternen (oder zumindest einem Teil davon) verantwortlich sein können. Dies sind Sterne, die ursprünglich Teil eines Mehrfachsternsystems waren. Zu einem früheren Zeitpunkt explodierte einer ihrer Begleitsterne als Supernova, und die Kraft der Explosion schleuderte den Stern mit sehr hoher Geschwindigkeit ins All (Blaauw 1961; Hills 1983; Stone 1991; Kaper et al. 1997; Hoogerwerf et al. 2000, 2001).

5. Was sind Supernova-Überreste?

Ein Supernova-Überrest (üblicherweise abgekürzt als SNR) ist die Überreste der Materie, die von einem Stern weggeschleudert wird, wenn dieser eine Supernova durchläuft. Dieser Auswurf von Materie ist viel gewaltsamer als bei der planetarischen Nebel, die das Ende eines Sterns mit geringer Masse markieren, und führt zu Ausdehnungsgeschwindigkeiten von 1000-10.000 km s^-1. Der ausgestoßene Materie fegt beim Ausdehnen umgebendes Gas und Staub auf und erzeugt eine Stoßwelle, die das Gas anregt und ionisiert, was zur Produktion von Röntgenstrahlen und Radiowellen in Form von Synchrotronstrahlung führt. Dieses Plasma kann Temperaturen von 1.000-1.000.000 K erreichen, hat jedoch nur eine Dichte von etwa einer Million Teilchen pro Kubikmeter. Allmählich verlangsamt sich die Ausdehnungsrate und sät die lokale Umgebung mit schweren Elementen aus, doch bevor der Überrest einen Bereich im Raum einnimmt, der Dutzende oder Hunderte Lichtjahre im Durchmesser hat.

5.1 Der Lebenszyklus eines Supernova-Überrests

In dem klassischen Modell der SNR-Evolution (Woltjer 1972; Gull 1973; Chevalier 1977) gibt es vier Stadien oder Phasen:

• In der ersten Phase, bekannt als freie Expansion, wird die Front der Expansion durch die Wechselwirkung der Stoßwelle mit dem umgebenden interstellaren Medium (ISM) gebildet. Diese Phase ist durch konstante Temperatur innerhalb des Überrests und konstante Expansionsgeschwindigkeit der Hülle gekennzeichnet. Diese Phase kann zwischen 90 Jahren und über 300 Jahren andauern.
• In der zweiten Phase, bekannt als der Sedov oder Adiabatischen Phase, beginnt das Überrestmaterial langsam zu verlangsamen und sich abzukühlen. In dieser Phase ist die Hauptschale des Überrests instabil, und das Auswurfmaterial des Überrests vermengt sich mit dem Gas, das gerade durch die anfängliche Stoßwelle erschüttert wurde. Diese Vermischung verstärkt auch das Magnetfeld innerhalb der Überrestschale. Diese Phase kann zwischen 100 und 100.000 Jahren andauern.
• Die dritte Phase, die Schneepflug oder Strahlungs Phase, beginnt, nachdem sich die Schale auf etwa 1.000.000 K abgekühlt hat, sodass die Schale Energie effizienter abstrahlen kann. Dies kühlt die Schale ihrerseits schneller ab und lässt sie dadurch schrumpfen und dichter werden. Dies führt dazu, dass sie sich noch schneller abkühlt. Aufgrund dieses Schneeballeffekts entwickelt der Überrest schnell eine dünne Schale und strahlt die meisten seiner Energie als Licht ab. Die Geschwindigkeit nimmt nun ziemlich schnell ab. Die Auswärtsausdehnung hört auf, und der Überrest beginnt unter seiner eigenen Schwerkraft zusammenzubrechen. Diese Phase kann Hunderttausende von Jahren andauern.
• Die vierte Phase, bekannt als Dispersal. Hier zerbricht die Schale, wenn die Geschwindigkeit des „Schneepflugs" subsonisch wird, und das, was vom Überrest übrig ist, zerfällt in das ISM.

• Das ISM, in dem Supernovae auftreten, ist selten isotrop oder von einheitlicher Konsistenz und Dichte, was zu Asymmetrien und Unterschieden innerhalb des Überrests führt (Dohm-Palmer & Jones 1996; Maciejewski & Cox 1999; Slavin et al. 2000).
• Tritt eine Supernova in einer bereits bestehenden Blase aus interstellarem Material auf, die von einer massiven Gasumschließung umgeben ist, so muss die Sedov-Phase nicht unbedingt eintreten (Wheeler et al. 1980; Franco et al. 1991; Franco 1994; Gvaramadze 2000); tatsächlich kann das SNR in diesem Szenario möglicherweise gar nicht detektiert werden, es sei denn, es trifft die Wände der Schale (Fich 1986; Koo & Heiles 1995; Chu 1997).
• Wenn die Dichte des Mediums, in dem sich das SNR befindet, niedrig genug ist, kann es möglich sein, dass das SNR sein Leben beendet, indem es sich mit dem ISM vor dem Zeitpunkt der Kühlung verschmilzt, an dem diese wichtig wird (Asvarov 2000).
• Verschiedene Entwicklungsstadien können gleichzeitig an verschiedenen Orten innerhalb eines einzelnen Überrests auftreten (Cioffi et al. 1988; Tenorio-Tagle et al. 1990; Franco et al. 1994; Jones et al. 1998; Asvarov 2000; Bykov et al. 2000; Reynoso & Mangum 2001).
• Wenn das ISM stark magnetisiert ist, wird sich die Entwicklung des SNR hinsichtlich der Länge der verschiedenen Phasen und der Gesamtform des Überrests unterscheiden (Insertis & Rees 1991).

6. Welche verschiedenen Typen von Supernova-Überresten gibt es?

Es gibt drei allgemein anerkannte Typen von SNRs. Beachten Sie, dass die Kategorien nicht starr festgelegt sind – SNRs wurden beobachtet, wie sie sich allmählich von einem Typ in einen anderen verwandeln (Sakhibov & Smirnov 1982; Lazendic et al. 2000). Die drei Typen sind:

• Reste vom Schalen-Typ: Wenn die Stoßwelle von der Supernova-Explosion durch den Raum zieht, erhitzt und rührt sie jedes interstellare Material auf, das sie trifft, wodurch eine große Hülle aus heißem Material im Weltraum entsteht. Ein ringförmiges Strukturmerkmal bei diesem Typ von Resten wird sichtbar, weil am Rand der Hülle mehr heißes Gas in unserer Sichtlinie liegt als in der Mitte. Astronomen nennen dieses Phänomen Randaufhellung. Die überwiegende Mehrheit der SNRs (Supernova-Überreste) ist von diesem Typ.
• Reste vom Krebs-Typ: Diese Überreste, auch als "Plerionen" bekannt (ein Begriff, der erstmals von Weiler & Panagia (1978) vorgeschlagen wurde und vom griechischen Wort für "voll" abgeleitet ist), ähneln dem Krebsnebel. Sie sind ähnlich wie Schalen-Typ-Reste, außer dass sie in der Mitte einen Pulsar enthalten, der Strahlen aus sehr schnell bewegtem Material ausstößt. Diese Überreste sehen eher wie ein "Klumpen" als wie ein "Ring" aus.
• Komposite Überreste: Diese Überreste sind eine Kreuzung zwischen Schalen-Typ-Resten und Krebs-Typ-Resten. Sie erscheinen je nachdem, in welchem Teil des elektromagnetischen Spektrums man sie beobachtet, schalenartig, krebsartig oder beides. Es gibt zwei Arten von kompositen Überresten – thermische und plerionische. Thermische Komposite erscheinen im Radiowellenbereich (Synchrotronstrahlung) schalenartig. In Röntgenwellenlängen erscheinen sie jedoch krebsartig, aber im Gegensatz zu den echten krebsartigen Resten weisen ihre Röntgenspektren Spektrallinien auf, die auf heißes Gas hinweisen. Plerionische Komposite erscheinen sowohl im Radiowellen- als auch im Röntgenwellenbereich krebsartig, haben jedoch auch Schalen. Ihre Röntgenspektren in der Mitte zeigen keine Spektrallinien, aber die Röntgenspektren in der Nähe der Schale weisen Spektrallinien auf.

Rho & Petre (1998) schlugen eine vierte Klasse von SNRs vor – die sogenannten "mixed-morphology SNRs". Diese Überreste werden als Hüllen-Typ-Überreste bei Radiowellen klassifiziert, aber die Röntgenmorphologie ist zentral konzentriert. Zusätzlich ist die Röntgenemission thermisch und stammt aus dem ISM, nicht aus den Auswürfen, die den SNR bilden. Und schließlich gibt es keine auffällige, zentrale, kompakte Quelle in Radiobändern oder Röntgenbändern (d. h. es gibt keinen Pulsar).

7. Beispiele für Supernova-Überreste

Zu den bekannteren SNRs (die bereits in kleinen Teleskopen gut sichtbar sind) gehören:

• Der Krebsnebel im Stier,
• Der Veilennebel im Schwan,
• Der Vela-SNR im Vela,
• Der Puppis A SNR im Puppis.

Es gibt viele Galerien von SNR-Bildern im WWW – vielleicht sind die beiden umfangreichsten die ROSAT Röntgensatelliten-Galerie und die Chandra Röntgensatelliten-Galerie. Nach Green (2000) gibt es 225 bestätigte SNRs in unserer Galaxie, mit weiteren 61 möglichen oder wahrscheinlichen Überresten, wobei ständig weitere entdeckt werden (z. B. Bhatnagar 2000; Crawford et al. 2000; Combi et al. 2001; McClure-Griffiths et al. 2001). Es sind Hunderte in anderen Galaxien bekannt (z. B. Danziger et al. 1979; van den Bergh 1983; Peimbert et al. 1988; Long et al. 1990; Braun & Walterbos 1993; Gordon et al. 1993; Muxlow et al. 1994; Yang et al. 1994; Huang et al. 1994; Cowan et al. 1994; Magnier et al. 1995; Matonick & Fesen 1997; Dunne et al. 2000; Schlegel et al. 2000; Rosado et al. 2001). Es sind neun bekannte Plerionen in unserer Galaxie und 23 bekannte Composite-Überreste; der Rest sind Shell-Type-Überreste (Green 2000), obwohl der Anteil der Plerionen in Zukunft voraussichtlich steigen wird, da SNRs, die derzeit als Shell-Type oder Composite klassifiziert sind, genauer untersucht werden (Gaensler 2000). Seit die Kategorie „mixed-morphology" vorgeschlagen wurde, haben einige Astronomen bestehende SNRs erneut überprüft, um sie als mixed-morphology SNRs neu zu kategorisieren; bisher wurden etwa neun identifiziert (Yoshita et al. 2001).

8. Supernovae and Us

8.1 Kann unsere Sonne zu einer Supernova werden?

Entspannen Sie sich, die Antwort lautet ein emphatisches Nein! Unsere Sonne ist bei weitem nicht massereich genug, um eine Typ-II-Supernova zu werden, und es gibt keinen Weißen Zwerg als Begleiter, der zu einer Typ-Ia-Supernova werden könnte. Zudem werden noch weitere fünf Milliarden Jahre vergehen, bevor der Wasserstoffvorrat unserer Sonne erschöpft ist. Zu diesem Zeitpunkt wird sie ihren Sterbeprozess beginnen und schließlich zu einem Weißen Zwerg werden, umgeben von einer Hülle aus Material, die der Ringnebel (M57) im Sternbild Leier sehr ähnlich ist, also eine planetarische Nebel. Dies ist für uns auf der Erde jedoch immer noch eine kleine Trostspende, da die Sonne in etwa einer weiteren Milliarde Jahren so stark an Leuchtkraft zunehmen wird, dass die Erde höchstwahrscheinlich völlig unbewohnbar werden wird.

8.2 Was würde passieren, wenn eine Supernova in der Nähe der Erde explodieren würde?

Kurz gesagt, würde das Leben auf der Erde in große Schwierigkeiten geraten. Je nach Entfernung und Art könnten die massiven Mengen an Strahlung, die von Supernovae emittiert werden, dazu führen, dass möglicherweise alles oder die meisten des Lebens auf der Erde verbrannt werden. Aus einem Artikel von Michael Richmond über die Risiken für die Erde durch nahegelegene SNRs:

Ich vermute, dass eine Typ-II-Explosion nur innerhalb weniger Parsec von der Erde entfernt sein muss, sicher weniger als 10 Parsec (32,6 Lichtjahre), um eine Gefahr für das Leben auf der Erde darzustellen. Ich vermute, dass eine Typ-Ia-Explosion aufgrund der größeren Menge an hochenergetischer Strahlung mehrere Mal weiter entfernt sein könnte. Meine Vermutung ist, dass die Röntgen- und Gammastrahlung in großen Entfernungen am wichtigsten sind.

Interessanterweise besteht die Möglichkeit, dass eine Supernova vor etwa fünf Millionen Jahren in der Nähe der Erde (innerhalb von 100 Lichtjahren) explodierte (Ellis et al. 1996; Fields & Ellis 1999). Könnte dies ein Aussterbeereignis verursacht haben? Sehr wahrscheinlich. Gab es eines, das mit dieser Supernova korreliert? Wahrscheinlich nicht¹⁹.

Es gibt auch einige Hinweise auf eine weitere Supernova, die innerhalb der letzten paar Millionen Jahre in einem Abstand von weniger als 600 Lichtjahren zur Sonne auftrat und für die nahegelegene Gaswolke verantwortlich war, die als North Polar Spur bekannt ist (Cruddace et al. 1976; Hayakawa et al. 1977; Davelaar et al. 1980; Heiles et al. 1980; Egger & Aschenbach 1995), obwohl es alternative nicht-supernova-basierte Erklärungen gibt (Sofue 1977). Es gibt weitere ähnliche große Gaswolken in der allgemeinen galaktischen Umgebung (Nousek et al. 1981).

Der berühmte Geminga Pulsar (auch bekannt als 2CG195+4), der sich am Himmel in der Nähe des Krebsnebels befindet, wurde ebenfalls als Überrest einer vor 300.000 Jahren stattgefundenen Supernova vorgeschlagen. Gehrels & Chen (1993) schlugen vor, dass diese Supernova die Ursache der Local Bubble²⁰ ist, während Cunha & Smith (1996) vorschlugen, dass die Supernova die Ursache des Gasloops ist, der den Stern Lambda Orionis im Sternbild Orion umgibt, ebenfalls vor ungefähr 300.000 Jahren. Innes & Hartquist (1984) schlugen ebenfalls vor, dass die Local Bubble das Ergebnis einer vergangenen Supernova war, während Smith & Cox (1998, 2001) vorgeschlagen haben, dass die Local Bubble anstelle des Ergebnisses einer einzelnen Supernova das Ergebnis wiederholter Supernovae ist.

Übrigens liegt Geminga etwa 510 Lichtjahre von der Erde entfernt (Caraveo et al. 1996a; Caraveo et al. 1996b). Obwohl es 1975 als Quelle hochenergetischer Gammastrahlen entdeckt wurde (Thompson et al. 1977; Bennett et al. 1977), erst 1992 gelang es Astronomen, herauszufinden, was es eigentlich ist (Bertsch et al. 1992; Halpern & Holt 1992). Dies spiegelt sich in seinem Namen wider – „Geminga" ist das Mailändische für „Das, das nicht existiert".

Als eine kurze Aneinanderreihung, der Alt-Erde-Kreationist Hugh Ross²¹, hat ausgesagt:

Laut Genesis 5 und 6 war eine der vielen Veränderungen, die Gott zur Zeit des Sintfluts beschloss, die Verkürzung der menschlichen Lebensspanne von durchschnittlich über 900 Jahren auf ein Maximum von etwa 120 Jahren. Neben dem Schutz vor einer Verstärkung des Bösen schützt diese Veränderung, die offensichtlich eine Neuprogrammierung unserer Zellen beinhaltete, auch vor bestimmten Krebsarten. Die Veränderung beinhaltete entweder die Entfernung einer Art von Strahlenschutzschild vor der Sintflut oder, wahrscheinlicher, eine Zunahme der Menge an kosmischer Strahlung, die die Erde beschüttert.

Er identifiziert die Supernova, die für den Vela-SNR verantwortlich ist, als eine mögliche Ursache für diese Lebensdauerveränderung. Dennoch gibt es unter der Annahme, dass eine solche Veränderung der menschlichen Lebensdauer tatsächlich stattgefunden hat, wie in der Genesis berichtet, noch zwei Hauptprobleme mit dieser Behauptung:

• Der Vela-Supernova war zwischen 800 und 1.600 Lichtjahre entfernt (Gvaramadze 2001a) – auf dieser Distanz ist die von der Supernova selbst auf die Erde treffende Strahlung vernachlässigbar (ungefähr gleich dem normalen Sonnenlicht über mehrere Stunden an der Erdoberfläche), hauptsächlich aufgrund der Entfernung und der schützenden Effekte der Erdatmosphäre²².
• In jedem Fall hätte eine solche Strahlendosis, wie Ross sie vorschlägt, Spuren von Isotopen in verschiedenen Sedimentschichten hinterlassen – in diesen Schichten wurden keine solchen Spuren gefunden.

Kurz gesagt, gibt es keine Beweise, die diese Behauptung stützen, und es gibt viele Beweise dagegen.

8.3 Ist es wahr, dass die Erde ohne Supernovae nicht existieren würde?

Der Urknall erzeugte nur sehr wenig Wasserstoff und Helium, mit etwas Lithium (Thielemann et al. 2001). Verschiedene andere Elemente (schwerer als Kohlenstoff, aber leichter als Eisen) entstehen durch Fusion in der Roten-Riesen-Phase von Sternen (Tabelle 3). Elemente schwerer als Eisen entstehen hauptsächlich in Supernovae, speziell in der explosiven Kernfusion, die entweder während der Phase stattfindet, in der die Schockwelle, die aus dem Kollaps des Sternkerns resultiert, die äußeren Schichten des Sterns trifft (bei Typen Ib, Ic und II Supernovae), oder in der allgemeinen Kernfeuerkugel, in die sich Typ Ia Supernovae verwandeln. In den Nachwirkungen eines Supernova-Ereignisses ist das lokale ISM mit diesen schweren Elementen gesättigt. Die Supernovae und die resultierende Stoßwelle erhitzen und vermischen das ISM. Bei Sternen, die keine Supernova auslösen, werden die meisten ihrer schweren Elemente in dem Weißen Zwerg festgehalten, zu dem sie sich am Ende entwickeln. Diese Elemente werden langsam durch den Sternwind und andere Formen der Massenausstoßung verteilt (Vink et al. 2001).

Astronomen, die eine Klasse von Meteoriten untersuchen, die als carbonaceous chondrites (so genannt, weil sie Kohlenstoff enthalten und durch kleine Einlagerungen oder Chondrulen aus geschmolzenem Material innerhalb von ihnen gekennzeichnet sind), haben Nebenprodukte kurzlebiger radioaktiver Isotope gefunden, die entweder ausschließlich oder hauptsächlich in Supernovae produziert werden (Lee et al. 1978; McCulloch & Wasserburg 1978; Clark 1979; Arnould et al. 1980; Dearborn et al. 1988; Nittler et al. 1996; Ott 1996; Timmes et al. 1996; Amari et al. 1996; Hernanz 2000). Da solche Meteoriten als ursprüngliche Überreste aus der Zeit des frühen Sonnensystems, vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, betrachtet werden, deutet dies darauf hin, dass vor der Entstehung des Sonnensystems zu einem bestimmten Zeitpunkt eine Supernova stattfand.

Zusammenfassend wurden die meisten Elemente, aus denen der Computer besteht, den Sie verwenden, um diesen Artikel zu lesen, die Welt um Sie herum, das Sonnensystem und Ihr Körper, ursprünglich in einer Supernova erzeugt (Cameron & Truran 1977; Harper 1996). Wie die Sängerin Joni Mitchell es ausdrückte: „Wir sind Sternenstaub...". Die Antwort lautet also ja – ohne diese Supernovae wäre es sehr wahrscheinlich, dass wir (die Menschheit) und alles andere auf der Erde (und auch die Erde selbst) nicht existieren würden.

9. Was sind Hypernovae?

Es wurde vorgeschlagen, dass nicht alle massereichen Sterne erfolgreich Supernova-Ereignisse auslösen. Wenn der Kern eines massereichen, schnell rotierenden Vorläufersterns in ein Schwarzes Loch kollabiert und den umgebenden Sternmantel absorbiert, ohne eine durch Neutrinos angetriebene Explosion zu erzeugen, ist das Ergebnis ein Collapsar, und die massive Freisetzung von Energie wird als Hypernova bezeichnet. Hypernovae sind typischerweise 150-200 mal massereicher als die Sonne und explodieren mit einer Gesamtenergieabgabe von mehr als 10⁵² ergs (Nakamura et al. 2001) – viele Male mehr als die Energieabgabe einer typischen Supernova.

Hypernovae wurden vorgeschlagen, um die Existenz von Gammabursts²³ (Woosley 1993; Paczynski 1997; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen 1999) zu erklären. Gammabursts (GRBs). Astronomen haben mehrere Hypernova-ähnliche Ereignisse identifiziert, die mit beobachteten GRBs in Verbindung stehen (Hansen 1999; Bloom et al. 1999; Chu et al. 1999; Filippenko 2000; Iwamoto et al. 2000).

Jedoch wurden andere Erklärungen für GRBs vorgeschlagen - darunter

• die Verschmelzung von zwei Neutronensternen oder die Verschmelzung zwischen einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch (Narayan et al. 1992).
• ein Heliumstern, der in ein Schwarzes Loch fällt (Zhang & Fryer 2001).
• die Verschmelzung von zwei Heliumsternen (Belczynski et al. 2000).
• Pulsare, die relativistische Jets aussenden, die unsere Sichtlinie präzedieren (Blackman et al. 1996).
• die „Supranovae", bei denen ein Neutronenstern gravitativ in einen Schwarzen Loch kollabiert (Vietri & Stella 1998).
• relativistische Jets, die bei Typ-II-Supernovae emittiert werden (Dar 2000).
• der Kollaps eines supermassiven Sterns (SMS) in einen supermassiven Schwarzen Loch (SMBH) (Linke et al. 2001)
• eine Kombination von einigen oder allen der oben genannten (Chevalier & Li 1999).

Derzeit wurde keine der Hypothesen so bestätigt, dass die anderen ausgeschlossen wären – tatsächlich ist es nun offensichtlich, dass es verschiedene Typen von GRBs gibt, die durch unterschiedliche Prozesse verursacht werden (Piro et al. 2000). Eine detailliertere Diskussion von GRBs liegt außerhalb des Rahmens dieses FAQ, doch Meszaros (1999, 2001), Antonelli et al. (2000) und Piran (2001) bieten alle gute Übersichten über unser aktuelles Verständnis von GRBs.

10. Sind Supernova-Überreste Beweise für ein junges Universum?

Alle YEC-Literatur im WWW, die sich mit Supernovae und Supernova-Überresten befasst, stammt aus einem einzigen Artikel, der 1994 von einem Kanadier, Keith Davies, verfasst wurde und den Titel "Distribution of Supernova Remnants in the Galaxy" trägt. Dieser Artikel gehört zum Creation Discovery Project. Verschiedene Versionen und Zusammenfassungen dieses Artikels erscheinen auf verschiedenen anderen YEC-Websites, darunter Answers in Genesis (von Jonathan Sarfati), Creation in the Crossfire (von Jon Colley), Creation Online und He Comes....²⁴. Nach Angaben der Creation Science Association For Mid-America basiert Davies' Artikel auf einer Präsentation²⁵, die er auf dem Third International Conference on Creationism im Jahr 1994 hielt.

Die erste Zeile des Artikels von Creation Online fasst das Argument des YEC schön zusammen:

Die Ergebnisse von Beobachtungen, die von Astronomen durchgeführt wurden, deuten darauf hin, dass es nicht genügend Supernovae gibt, um eine alte Galaxie zu rechtfertigen. Die beobachteten Zahlen sind mit einer jungen Galaxie von tausenden Jahren im Einklang.

Sarfati erläutert dies weiter:

...ein junges Universumsmodell passt zu den Daten der geringen Anzahl beobachteter SNRs. Wenn das Universum wirklich Milliarden von Jahren alt wäre, gäbe es 7000 fehlende SNRs in unserer Galaxie.

Wie kommen die YECs zu diesem Schluss? In Davies' ursprünglichem Artikel schätzte er die Anzahl der SNRs ab, die in einem alten Universum (Milliarden Jahre alt) und in einem jungen Universum (Tausende Jahre alt) sichtbar wären, und verglich beide Werte mit der tatsächlichen Anzahl der beobachteten SNRs (Tabelle 4). Er verwendete folgende Methodik:

1. Gehe von einer Supernova-Häufigkeit in unserer Galaxie aus von einer jeden 25 Jahre.
2. Gehe davon aus, dass die erste Expansionsphase des SNR nach 317 Jahren, die zweite nach 120.000 Jahren und die dritte nach einer Million Jahren endet.
3. Angesichts der Beobachtungsgrenzen von Radioteleskopen gehe davon aus, dass nur 19 % der ersten, 47 % der zweiten und 14 % der dritten SNR-Phase beobachtbar sind.
4. Teile die Altersangaben der verschiedenen Zustände durch die Supernova-Häufigkeit und berechne die Anzahl der sichtbaren SNRs jeder Art, wenn das Universum alt wäre.
5. Berechne die Anzahl der sichtbaren SNRs jeder Art, wenn das Universum nur 7.000 Jahre alt wäre.
6. Vergleiche die beiden Ergebnisse mit der tatsächlichen Anzahl der beobachteten SNRs.

Stehen die Behauptungen von Davies und anderen einer Prüfung stand? Wie sich herausstellt, nicht sehr gut.

10.1 Die Methodik des YEC

Davies behauptet:

Die Anzahl der im Universum beobachtbaren Supernova-Überreste (SNRs) ist mit der Anzahl übereinstimmend, die in einem 7.000 Jahre alten Universum erwartet werden würde.

Jedoch ergibt die Anwendung von Davies' eigener Methodik auf die tatsächliche Anzahl der beobachtbaren SNRs in unserer Galaxie (225 von Green (2000)) einen Wert von 11.970 Jahren, nicht 7.000 Jahren. 11.970 ist der niedrigste mögliche Wert für das Alter des Universums, wie aus seiner Methodik abgeleitet. Eine strikte Auslegung der Stämme in der Genesis ergibt jedoch das Schöpfungsdatum als 4004 v. Chr., also etwa vor 6.000 Jahren (wie berühmt berechnet von Erzbischof Ussher von Armagh im 17. Jahrhundert).

Seine Berechnungen werden hier wiederholt, unter Verwendung seiner Werte (zur Bequemlichkeit werden alle Brüche auf die nächste ganze Zahl gerundet - dies hat für die Ergebnisse kaum einen Unterschied):

• Anzahl der ersten-Stadium-SNRs insgesamt = 317 (Länge des ersten Stadiums der Lebensdauer einer SNR) / 25 = 13. Die Anzahl der beobachtbaren ersten-Stadium-SNRs beträgt somit 19% von 13 = 2. Dieser Wert gilt sowohl für ein altes als auch für ein junges Universum.
• Anzahl der zweiten-Stadium-SNRs insgesamt bei einem alten Universum = 119.683 (Länge des zweiten Stadiums der Lebensdauer einer SNR) / 25 = 4.787. Bei einem jungen Universum = 6.683 / 25 = 267. Die Anzahl der beobachtbaren ersten-Stadium-SNRs bei einem alten Universum beträgt somit 47% von 4.800, also 2.250. Die Anzahl der beobachtbaren zweiten-Stadium-SNRs bei einem jungen Universum = 47% von 267 = 126.
• Anzahl der dritten-Stadium-SNRs insgesamt bei einem alten Universum = 880.317 (Länge des dritten Stadiums der Lebensdauer einer SNR) / 25 = 35.213. Bei einem jungen Universum = 0 / 25 = 0. Die Anzahl der beobachtbaren dritten-Stadium-SNRs bei einem alten Universum beträgt somit 14% von 35.213, also 4.930. Die Anzahl der beobachtbaren dritten-Stadium-SNRs bei einem jungen Universum = 14% von 0 = 0.

Es liegt ein mathematischer Fehler in Davies' Berechnung vor. Wenn doch nur 47 % der zweiten Stadien SNRs sichtbar sind, dann ist die Anzahl der sichtbaren SNRs in einem jungen Universum nicht 267/268, sondern 47 % davon = 126? Aber um Davies zu zitieren:

Gesamtzahl der im erwarteten zweiten Stadium SNRs, die unter einem 7.000 Jahre alten Universum mit t* =25 beobachtet werden sollten. 268.

Um Davies gerecht zu werden, handelt es sich hierbei höchstwahrscheinlich um einen einfachen mathematischen Fehler, doch sowohl Sarfati als auch die Autor(en) des Artikels auf Creation Online korrigieren diesen Fehler und geben den Wert von 126 für sichtbare zweiteilige SNRs an, ohne dem Leser mitzuteilen, dass sie dies getan haben, und ohne auf den Fehler in Davies ursprünglichem Artikel hinzuweisen. Die anderen Artikel verbreiten den falschen Wert von 268.

Davies widmet einen großen Teil seines Artikels der Berechnung der Prozentanteile von SNRs in verschiedenen Entwicklungsstadien ihrer Lebensdauer, die sichtbar sein sollten. Er erhält die Ergebnisse von 19 %, 47 % und 14 % für SNRs des ersten, zweiten bzw. dritten Stadiums. Diese Werte sind jedoch falsch. Eine der Komponenten, die er in der Berechnung verwendet, ist die Beziehung, die als Sigma-D bekannt ist (abgeleitet aus Ilovaisky & Lequeux 1972a), d. h. die Beziehung zwischen der Oberflächenhelligkeit bei einer bestimmten Radiofrequenz und dem linearen Durchmesser einer SNR. Obwohl sie zur Bestimmung der Entfernungen zu SNRs verwendet werden kann (Goebel et al. 1981; Huang & Thaddeus 1985; Case & Bhattacharya 1998), funktioniert sie nur für Hüllen-SNRs, die dieselbe Supernova-Explosionsenergie und denselben Explosionsmechanismus aufweisen und in identischen Umgebungen evolvieren, während Davies davon ausgeht, dass sie für alle SNRs gilt. Weitere Informationen zur Messung von Entfernungen zu SNRs finden sich in Abschnitt 10.7. Wie Green (1991) feststellt,

Es ist nicht möglich, eine einzige Grenze der Oberflächenhelligkeitsvollständigkeit für aktuelle Kataloge von Überresten von Supernovae anzugeben, nicht nur, weil die Hintergrundemission in verschiedenen Regionen der galaktischen Ebene variiert, sondern auch, weil verschiedene Regionen mit unterschiedlichen Instrumenten untersucht wurden.

Davies nutzt ebenfalls die Beobachtungsbeschränkungen von Radioteleskopen aus Ilovaisky & Lequeux (1972a), um die Anteile von SNRs in verschiedenen Stadien der Evolution (19%, 47% und 14%) anzugeben. Es gibt viele Probleme mit Davies' Ansatz:

• Davies' Proportionen sind grobe Vereinfachungen - es ist einfach nicht möglich, genaue Zahlen für die Proportionen von SNRs zu ermitteln, die in verschiedenen Stadien ihrer Lebensdauer sichtbar sind, da zu viele externe Faktoren eine Rolle spielen (siehe Abschnitt 10.3).
• Andere (z. B. Kodaira 1974; Vettolani & Zamorani 1977; Leahy & Wu 1989) haben die ursprünglichen Befunde von Ilovaisky & Lequex aktualisiert und korrigiert - Korrekturen, die Davies nicht berücksichtigt hat, obwohl ihre Arbeiten bereits vor 1994 veröffentlicht wurden.
• Die Durchmesser von SNRs sind entscheidend für Davies' Berechnungen. Um den Durchmesser eines SNR zu berechnen, muss der Abstand mit Genauigkeit bekannt sein. Davies erweckt den Eindruck, als seien die Durchmesser und Abstände der galaktischen SNRs, die er verwendet, genau bekannt, was jedoch nicht der Fall ist (siehe Abschnitt 10.7 und Green (1984, 1991) für weitere Details).
• In der Radioastronomie wird die Flussdichte als empfangene Leistung pro Flächeneinheit pro Frequenz definiert. Die Einheit der Flussdichte ist das Jansky (Jy) und entspricht 10^-26 W Hz^-1 m^-2. Die Menge an Strahlung im Radiospektrum, die von einem SNR emittiert wird, wird in Jy gemessen, und ein Radioteleskop mit einer niedrigen Flussdichtegrenze ist viel empfindlicher für SNRs mit niedrigen Flussdichten. Davies hat sich auf SNRs mit einer Flussdichte von mehr als 10 Jy beschränkt. Von den 225 bestätigten SNRs in unserer Galaxie haben nur 90 (40%) Flussdichten von 10 Jy oder mehr. Als Davies seinen Artikel schrieb, waren die Zahlen der SNRs mit Flussdichten von 10 Jy oder mehr 102 von insgesamt 176. Die anderen Überreste, 74 im Jahr 1991 und 135 heute, ignoriert Davies vollständig. Diese SNRs sind effektiv schwächer und schwieriger zu detektieren und sind daher wahrscheinlich entweder weiter entfernt oder größer (und somit älter). Indem er diese ignoriert, behauptet Davies, er finde keine alten Überreste, tut dies aber, nachdem er große Zahlen möglicher alter Überreste aus seinen Berechnungen ausgeschlossen hat!

10.2 Rate of Supernovae Vorkommen

Die Hauptquelle für Davies' Wert von 25 Jahren für die Rate von Supernova-Ereignissen in unserer Galaxie ist eine Schätzung, die 1970 vom Schweizer Astronomen Gustav Tammann erstellt wurde. Der von Tammann angegebene Wert betrug 26 + 10 Jahre, berechnet durch den Vergleich unserer Galaxie mit anderen ähnlichen Galaxien (in Bezug auf Größe und Leuchtkraft) und die Ermittlung der Supernova-Rate durch deren Beobachtung (Tammann 1970). Poveda & Woltjer (1968) gaben eine grobe Schätzung von 60 Jahren an, während Chai & van den Bergh (1970) 100 Jahre schätzten und Ilovaisky & Lequeux (1972b) 50 + 25 Jahre angaben.

Im Jahr 1994 revidierte Tammann seine Schätzung aus dem Jahr 1970 für die Häufigkeit von Supernovae in unserer eigenen Galaxie auf 40 +10 Jahre (Tammann et al. 1994). Cappellaro et al. (1996) schlugen vor, dass für unsere Galaxie 4 + 1 Typ Ia, 2 + 1 Typ Ib/c und 12 + 6 Typ II beobachtbare Supernovae pro Jahrtausend auftreten sollten, was einer Rate entspricht, die etwa die Hälfte des Werts aus Tammanns Schätzung von 1970 ist. Weiler & Sramek (1988) kommen zu dem Schluss, dass der durchschnittliche Abstand zwischen Supernovae in unserer Galaxie zwischen 20 und 50 Jahren liegt, und van den Bergh & Tammann (1991) sowie Turatto (1999) geben Schätzungen an, die mit diesem Wert in vernünftiger Übereinstimmung sind. Die in Carroll & Ostlie's Einführung in die moderne Astrophysik angegebenen Werte betragen 36 Jahre für Typ-I-Supernovae und 44 Jahre für Typ-II-Supernovae. Folgheraiter et al. (1997) geben einen durchschnittlichen Abstand von 30 Jahren an als "der derzeit akzeptierte Wert".

In den 1940er, 1950er und frühen 1960er Jahren stellten Astronomen fest, dass Supernovae in verschiedenen Galaxientypen mit unterschiedlichen Raten auftreten und dass die Rate von Supernovae in Spiralgalaxien von der Leuchtkraft der beteiligten Galaxie abhängt (Tammann et al. 1994). Darüber hinaus hängt die Rate, mit der Supernovae in anderen Galaxien beobachtet werden, von der Neigung der Galaxie ab – es werden deutlich mehr Supernovae in Galaxien detektiert, die polwärts zu uns liegen (van den Bergh & McClure 1990; van den Bergh & Tammann 1991). Ein weiterer bestimmender Faktor für die Rate des Supernova-Auftretens ist die Anzahl der Vorläufersterne – entweder geeignete Doppelsternsysteme (für Typ I) oder massive Riesensterne (für Typ II) sind erforderlich.

Dragicevich et al. (1999) haben vorgeschlagen, dass sich die Erde günstig innerhalb unserer Galaxie befindet, um Supernovae zu beobachten; somit ist die berechnete Rate für das Auftreten von Supernovae tatsächlich hoch im Vergleich zur Rate in der Galaxie insgesamt.

Astronomen sind im Allgemeinen sehr vorsichtig, wenn sie die Häufigkeitsraten von Supernovae aus der Anzahl der Supernova-Überreste ableiten. Tatsächlich, um Jones et al. (1998) zu zitieren:

Man sollte bei der Ableitung von Supernova-Raten aus Zählungen reifer und alter SNRs äußerste Vorsicht walten lassen.

Und von van den Bergh & Tammann (1991):

Da die Lebensdauern von Radiosupernova-Überresten (SNRs) so stark von der Umgebung abhängen, wird es sehr schwierig sein, aussagekräftige Informationen über die Supernova-Raten aus den Statistiken der SNRs zu gewinnen.

Jedoch ist Davies insgesamt ein akzeptabler Wert für die Rate des Auftretens von Galaktischen Supernovae verwendet. Beiläufig wird angenommen, dass im gesamten Universum jede Sekunde eine Supernova stattfindet (Burrows 2000).

10.3 Anzahl der Supernova-Überreste

YECs behaupten, dass weniger SNRs beobachtet werden, als in einem alten Universum erwartet würde. Davies verwendet einen Wert von einer Million Jahren für die untere Grenze der typischen sichtbaren Lebensdauer eines SNR und nimmt an, dass alle SNRs diese Zeit lang bestehen. Er erhält diese Zahl von Ilovaisky & Lequeux (1972b). Beim Lesen des Originals fällt jedoch auf, dass dieser Wert tatsächlich für die theoretische Lebensdauer des Überrests gilt, nicht für die beobachtbare Lebensdauer des Überrests. Warum besteht ein Unterschied? Ganz einfach: SNRs sind tatsächlich schwer zu detektieren. Faktoren, die unsere Fähigkeit, SNRs zu detektieren, erheblich beeinträchtigen (und die Davies fast vollständig ignoriert), sind:

• SNRs können nur in einem kleinen Anteil unserer Galaxie beobachtet werden – unser Blick auf den Großteil der Galaxie wird durch große Mengen an Staub und interstellarem Material blockiert. Nur einige jüngere, radioemittierende SNRs wären durch diesen Staub sichtbar (Sramek et al. 1992; Gray 1994). Dies erklärt weitgehend, warum in den letzten etwa 300 Jahren keine galaktischen Supernovae beobachtet wurden (Clark et al. 1981; Dawson & Johnson 1994; Hatano et al. 1997), obwohl wir vielleicht 5–10 erwartet hätten (McKee 2000).
• Es ist auch schwierig, viel ältere Überreste zu identifizieren, da sie entweder so verblassen, dass wir sie nicht mehr detektieren können (sie könnten mit dem ISM verschmolzen sein), sie mit anderen Überresten verschmolzen sind oder sie im allgemeinen Hintergrund „Rauschen" untergehen (Nousek et al. 1981; Matthews et al. 1998; Braun et al. 1989; Landecker et al. 1990; Normandeau et al. 2000). Jüngere SNRs oder SNRs, die noch mit Gas interagieren, das von ihren Vorfahren ausgestoßen wurde, sind viel wahrscheinlicher detektierbar (Jones et al. 1998; Slavin & Cox 1992). Shull et al. (1989) führten eine statistische Analyse von SNRs durch und stellten fest, dass bei isolierten SNRs weniger als 1% länger als 100.000 Jahre bestehen und nur 20% nach 50.000 Jahren noch intakt sind.
• Die Zusammensetzung des lokalen ISM, in dem die Supernova stattfindet, ist entscheidend für die Beobachtbarkeit des resultierenden SNR (Dohm-Palmer & Jones 1996). SNRs in Regionen, in denen die Dichte des ISM niedrig ist (Henning & Wendker 1975; Gaensler & Johnson 1995b) oder wenig ionisiertes Gas vorhanden ist (Heiles et al. 1980), sind möglicherweise nicht leicht sichtbar. Tatsächlich könnte es sein, dass nur 15–20 % der Supernovaereignisse beobachtbare SNRs verursachen (Clark & Stephenson 1977; Clark 1979; Kafatos et al. 1980).
• Einige junge SNRs können intrinsisch schwach bei Radiowellenlängen sein und daher ungewöhnlich schwer zu detektieren (Gray 1994; Duncan & Green 2000).
• SNRs werden verdeckt und können von anderen interstellaren Emissionsnebeln nicht unterscheidbar sein, und ihre Spektren können denen leistungsstarker entfernter Radiogalaxien und Quasare ähneln (White & Becker 1990; Inglis & Kitchin 1990; Caswell & Stewart 1991, 1992; Williams et al. 2000). Mit anderen Worten, es gibt dort viel Unordnung, und das Finden von SNRs ist oft eine knifflige und schwierige Aufgabe. Tatsächlich sind nur eine Minderheit der SNRs bei optischen Wellenlängen sichtbar (Long et al. 1990).
• Die Grenzen der zur Detektion von SNRs verwendeten Ausrüstung (meistens Radioteleskope) beeinträchtigen unsere Fähigkeit, Supernovaüberreste zu beobachten (Green 1991; Kassim 1992; Frail et al. 1994). Da dies in der Zukunft besser wird, wird die Anzahl der detektierten SNRs steigen. Dies kann an der Art und Weise illustriert werden, wie Astronomen in den letzten Jahrzehnten immer mehr SNRs in unserer eigenen Galaxie entdeckt haben – 1984 waren nur 174 galaktische SNRs bekannt, und 1971 waren es nur 113 (Downes 1971).
• Nicht der gesamte Himmel wurde im gleichen Maße untersucht – es gibt immer noch große Bereiche des Himmels (hauptsächlich in der südlichen Himmelskugel), die mit leistungsfähigeren Instrumenten noch untersucht werden müssen (Case & Bhattacharya 1998).

Dennoch ist Berkhuijsens Wert eine sehr große Ausnahme. Die meisten anderen Schätzungen für die Gesamtzahl der SNRs in der Galaxie liegen bei etwa 1.000 (z. B. Minkowski 1964; Caswell 1970; Li et al. 1991). Leahy & Wu (1989) geben eine Zahl für die Gesamtzahl der radioaktiv beobachtbaren SNRs in unserer Galaxie innerhalb von 50.000 Lichtjahren von der Erde an, die bei 485 + 60/f₁ liegt, wobei f₁ der Vollständigkeitsfaktor für SNR- Beobachtungen innerhalb von 6.000 Lichtjahren von der Sonne ist (d. h., wenn wir nur 75 % der nahen SNRs detektiert haben, dann ist die Schätzung 486 / 0,75 oder 648). Case & Bhattacharya (1996) gaben 486 + 42 als Obergrenze an, wohingegen Trushkin (1999) 300-1000 potenziell detektierbare SNRs in unserer Galaxie angibt.

YECs haben auch die Anzahl der SNRs in der Großen Magellanschen Wolke herangezogen, um ihre Behauptungen zu stützen. Aus Sarfatis Artikel:

Nicht nur das, auch die Vorhersagen für die Satellitengalaxie der Milchstraße, die Große Magellansche Wolke, sind mit einem jungen Universum vereinbar. Die Theorie sagt 340 beobachtbare SNRs voraus, wenn die LMC Milliarden Jahre alt wäre, und 24, wenn sie 7000 Jahre alt wäre. Die Anzahl der tatsächlich beobachteten SNRs in der LMC beträgt 29.

Die Anzahl der in der Großen Magellanschen Wolke im Jahr 1999 beobachteten SNRs beträgt tatsächlich 37 (Williams et al. 1999), obwohl ständig weitere entdeckt werden – tatsächlich wird anerkannt, dass, ähnlich wie in unserer eigenen Galaxie, in der LMC noch viele weitere SNRs zu entdecken sind (Milne et al. 1980; Dickel & Milne 1988; Chu & Kennicutt 1988). Die Diskrepanz in Sarfatís Zahlen kann wahrscheinlich durch veraltete Referenzen erklärt werden und sollte ihm daher nicht zur Last gelegt werden.

Jedoch machen sowohl Davies als auch Sarfati einen schwerwiegenderen Fehler. Die Schätzung von 340 für die Gesamtzahl der SNRs in der LMC stammt von Mathewson & Clarke (1973). Jedoch weisen Clark & Caswell (1976), Clarke (1976) und Milne et al. (1980) alle wesentliche Probleme mit der Schätzung von Mathewson & Clarke nach – im Wesentlichen aufgrund verbesserter Beobachtungen von SNRs in der LMC ist die Schätzung von Mathewson & Clarke nicht mehr gültig. Die wahre Anzahl der SNRs in der Großen Magellanschen Wolke ist viel, viel niedriger.

Nun hat Davies mindestens eines dieser Papiere gelesen (das Clark & Caswell-Papier), sodass er sich des Status der Mathewson & Clarke-Schätzung bewusst sein muss. Dennoch verwendet er dies als eines der Hauptstützen seiner Theorie, obwohl er weiß, dass diese Schätzung zumindest ernsthaft umstritten ist. Wenn man dies mit der absichtlichen Fehlzitation des Clark & Caswell-Papiers kombiniert (detailliert in Abschnitt 10.9), ist die einzige logische Schlussfolgerung, dass entweder Davies schwerwiegend inkompetent ist oder er absichtlich versucht hat, zu täuschen (und Sarfati scheint blindlings Davies' ursprüngliches Papier kopiert zu haben, ohne die ursprüngliche Berechnung zu überprüfen).

10.4 Das Alter von Supernova-Überresten

Das andere Hauptpfeiler des YEC-Arguments ist die Behauptung, dass alle SNRs weniger als 10.000 Jahre alt sind. Dies lässt sich am besten zusammenfassen durch einen Abschnitt aus Sarfatis Artikel:

Laut ihrem Modell der [Astronomen] sollte der SNR nach 120.000 Jahren einen Durchmesser von etwa 300 Lichtjahren erreichen. Wenn also unsere Galaxie Milliarden von Jahren alt wäre, sollten wir viele SNRs dieser Größe beobachten können. Wenn unsere Galaxie jedoch 6.000–10.000 Jahre alt ist, hätten keine SNRs Zeit gehabt, diese Größe zu erreichen. Daher ist die Anzahl der beobachteten SNRs einer bestimmten Größe ein hervorragender Test dafür, ob die Galaxie alt oder jung ist. Tatsächlich sind die Ergebnisse mit einem Universum, das tausende von Jahren alt ist, vereinbar, stellen aber ein Rätsel dar, wenn das Universum seit Milliarden von Jahren existiert.

Zusätzlich aus dem Artikel „He Comes...":

...Und wenn man berechnet, unter Verwendung der beobachteten Expansionsraten und der aktuellen Radien, wie lange her die Supernova-Explosionen vom Typ Shell aufgetreten sind, liegen alle Daten unter 10.000 Jahren. Während man erwarten würde, dass das Universum wirklich alt wäre, eine Verteilung der Altersangaben vorliegen würde, die von nur wenigen Jahren bis über die Millionen von Jahren reicht, die wir berechnen, dass die erwarteten Überreste von Supernovae noch stark genug sein sollten, um mit heutigen Radioteleskopen detektiert zu werden.

Diese Behauptung wird weithin in der Literatur des Jungen-Erde-Kreationismus²⁶ verbreitet. Sie ist jedoch völlig falsch. Zwar ist eine Methode zur Bestimmung des Alters von Überresten von Supernovae (SNRs) tatsächlich darin zu sehen, die Radien und die Expansionsrate zu betrachten und daraus das Alter zu berechnen, dies ist jedoch nur für jüngere SNRs möglich – bei älteren, weiterentwickelten SNRs ist diese Methode nicht anwendbar; deren Alter wird auf andere Weise bestimmt. Tatsächlich zeigt die Population beobachteter SNRs eine breite Verteilung der Alterswerte, von jungen bis hin zu wirklich alten Objekten.

Beispielsweise ist einer der berühmtesten SNRs, die gefeierte Schleiernebel in der Konstellation des Schwanen, etwa 14.000 Jahre alt (Levenson et al. 1998). G89.0 + 4.7 ist 19.000 Jahre alt (Leahy & Aschenbach 1996); G6.4 - 0.1 ist 58.000–110.000 Jahre alt (Kaspi et al. 1993). Der Überrest G69.0 + 2.7 ist mindestens 77.000 Jahre alt (Koo et al. 1990) und G166.2 + 2.5 ist 150.000 Jahre alt (Kim et al. 1988). Es gibt viele andere alte Überreste (Woltjer 1972; Fich 1986; Storey et al. 1992). Duncan et al. (1995) berichten über G279.0 + 1.1, den sie auf ein Alter von einer halben Million Jahren schätzen (es handelt sich um einen extrem großen und schwachen Überrest). Und ältere SNRs beschränken sich nicht auf unsere eigene Galaxie. Der Überrest SNR 0450-709 in der Großen Magellanschen Wolke, der eine Größe von 340 x 245 Lichtjahren aufweist, ist mehrere hunderttausend Jahre alt (Jones et al. 1998). Und mit neueren und verbesserten Geräten und Detektionsmethoden entdecken Astronomen immer mehr alte SNRs. Es wurde sogar vorgeschlagen, dass die großräumige Struktur, die als Origem Loop bekannt ist, ein alter SNR in einem sehr fortgeschrittenen Stadium der Evolution ist und etwa eine Million Jahre alt ist (Hanbury Brown et al. 1960; Berkhuijsen 1974; Kahn 1976).

Wie bereits erwähnt, wird eine SNR mit der Zeit schwieriger zu detektieren, da sie an Größe zunimmt und das Material im Überrest dünner wird und sich stärker ausbreitet sowie durch das ISM verzerrt wird – Davies ignoriert dies völlig. Die von Astronomen typischerweise akzeptierten Werte für die durchschnittliche maximale sichtbare Lebensdauer einer SNR reichen von 60.000 Jahren bis über 500.000 Jahre (Cox 1972; Jones 1975; McCray & Kafatos 1987; Leahy & Wu 1989; Dorfi 1994; de Grijs et al. 2000). Von Clark (1979):

...innerhalb weniger zehntausend Jahre werden die meisten der überlebenden Ausläufer, die bis zum 'Mittelrand' gediehen sind, mit dem interstellaren Medium verschmelzen und nicht mehr erkennbar sein.

Vielleicht gehören zwei der berühmtesten Pulsare zu denjenigen innerhalb des Krebsnebels und des Vela-SNR (Lorimer & Ramachandran 1999). Astronomen versuchen auch, andere Pulsare mit verschiedenen SNRs in Verbindung zu bringen. Da das Alter eines Pulsars im Allgemeinen genau berechnet werden kann²⁷, kann das Alter des SNRs ebenfalls berechnet werden, wenn dieser mit einem SNR in Verbindung gebracht werden kann (Furst et al. 1993; Caraveo 1993; Gaensler & Johnson 1995b).

10.5 Überreste von Supernovae der dritten Stufe

Eine der wichtigsten Behauptungen, die die YECs aufstellen, ist, dass es keine dritte Phase, d. h. SNRs in der Strahlungsphase, gibt. Tatsächlich würde die bloße Existenz einer einzigen dritten-Phase-SNR das YEC-Argument für ein junges Universum vollständig zerstören, da die Zeit, die eine SNR benötigt, um diese Phase zu erreichen, weit über alles hinausgeht, was die YEC-Zeitskala zulässt.

Also, gibt es tatsächlich dritte-Stadium-SNRs? Es wurden in den letzten Jahrzehnten Dutzende von Veröffentlichungen herausgegeben, die tatsächliche radiative SNRs untersuchen und diskutieren – eine beachtliche Leistung, wenn man bedenkt, dass sie laut YECs gar nicht existieren sollen! Trotz dessen, was die YECs sagen, existieren radiative SNRs tatsächlich. Eine kurze Lektüre der einschlägigen Literatur zeigt die folgenden galaktischen SNRs, die sich in der radiativen Phase befinden (und es gibt noch weitere):

• G69.0 + 2,7 (Sarfi-Harb & Ogelman 1995).
• G166.2 + 2,5 (Routledge et al. 1986).
• G180.0 - 1,7 (Furst & Reich 1986).
• G189.1 + 3,0 (Oliva et al. 1999).
• G279.0 + 1,1 (Duncan et al. 1995).
• G290.1 - 0,8 (Rosado et al. 1996)²⁸.

G55.0+0.3 gehört zu den schwächsten Überresten von Supernovae (SNRs), die bekannt sind. Dieser SNR könnte nur ein Mitglied einer größeren Population schwacher, alter Überreste sein, die derzeit bei Radiowellen nicht nachweisbar sind. Wenn ein signifikanter Anteil der SNRs länger als 50.000 Jahre überdauert, sollte eine weitere Bildgebung der galaktischen Ebene mit hoher Oberflächenempfindlichkeit und hoher Winkelauflösung weitere alte SNRs aufdecken.

Die massereichsten Sterne (die mit der größten Wahrscheinlichkeit zu Typ-II-Supernovae werden) befinden sich in Sternhaufen. Daher werden die meisten Typ-II-Supernovae nicht die erste sein, die in der Umgebung auftritt, sondern treten eher in einem Medium auf, das durch die Wirkung vorheriger Supernovae gestört wurde (Chu 1997). Die typische Lebensdauer eines massereichen Sterns, der wahrscheinlich mit einer Supernova enden wird (einige 10⁶ Jahre), ist nicht lang genug, damit das ISM die von vorherigen Supernovae zurückgelassene Höhle wieder auffüllt (Jones et al. 1998). Einzelne oder mehrere Supernovae (im letzteren Fall in derselben allgemeinen Umgebung) können zur Bildung einer Superblase, bis zu hunderten Lichtjahren groß über einen Zeitraum von einem bis zwanzig Millionen Jahren (Heiles 1984; McCray & Kafatos 1987; Oey & Clarke 1997; Ehlerova et al. 2001). Es gibt viele Beispiele für diese Superblasen sowohl in unserer eigenen Galaxie als auch in anderen Galaxien (z. B. Blades et al. 1980; Fich 1986; Meaburn & Laspias 1991; Hunter 1994; Bomans & Chu 1997; McClure-Griffiths et al. 2000; Bond et al. 2001). Tatsächlich ist es wahrscheinlich, dass sich die Sonne in einer von ihnen befindet (Hughes & Routledge 1972). Maciejewski et al. (1996) beschreiben eine Struktur, die sie „Aquila" genannt haben, die sich etwa 8.500 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet, mit einem Radius von über 520 Lichtjahren, die sie als etwa zehn Millionen Jahre alt berechnen und die das Ergebnis von 10-100 Supernovae ist. Sie enthält mehrere Sternentstehungsregionen. Beiläufig gibt es einen SNR, der mit dieser Struktur verbunden ist, G34.7 - 0.4, mit einem berechneten Alter von ungefähr 20.000 Jahren (Wolszczan et al. 1991; Shelton et al. 1999).

Zusätzlich ist Davies' Annahme, dass die adiabatische Phase der SNR-Entwicklung (d. h. die „zweite Phase") immer 120.000 Jahre dauert und dass die Strahlungsphase immer 880.000 Jahre dauert, ebenfalls völlig falsch. Wie in Abschnitt 5.1 erwähnt wurde, variiert die Entwicklung von SNRs enorm.

10.6 Das Alter der Sterne

Junge-Erde-Kreationisten wie Davies behaupten, das Universum sei etwa 6.000 bis 7.000 Jahre alt. Allerdings beträgt der Lebenszyklus von Sternen, die zu Supernovae werden, bei hochmassiven Sternen (Typ-II-Supernovae) einige zehn Millionen Jahre und bei niedrigmassiven Sternen (Typ-I-Supernovae) mindestens eine Milliarde Jahre (und meist viel, viel mehr). Die ältesten bekannten Sterne sind ungefähr 12,5 Milliarden Jahre alt (Cayrel et al. 2001; Qian & Wasserburg 2001), was mit der neuesten Schätzung des Alters des Universums insgesamt von etwa 13,5 bis 14 Milliarden Jahren übereinstimmt (Lahav 2001; Ferreras et al. 2001).

Tatsächlich spielen Supernovae eine wichtige Rolle bei der Geburt neuer Sterne - wenn eine Supernova in der Nähe einer molekularen Gaswolke explodiert, kann die Ausdehnung der Stoßfront in die Wolke:

• relativistische Teilchen beschleunigen
• molekulares Gas erhitzen und komprimieren
• seine Chemie verändern
• turbulente Durchmischung erzeugen.

Die durch diesen Mechanismus erzeugten verdichteten Gaswolken im interstellaren Raum enden schließlich als neue Sterne (Assousa et al. 1977; Huang & Thaddeus 1986). Ein klassisches Beispiel dafür ist eine Gruppe von Sternen, die in einer Reflexionsnebelwolke eingebettet ist, etwa 3.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Großer Hund (Canis Major) und CMa R1 genannt. In dieser Gruppe befinden sich zwei sehr junge Sterne (Z CMa und HD 53367), die das gleiche Alter (etwa 300.000 Jahre) aufweisen wie sich ausdehnende Gasringe, die als Überrest einer Supernova (SNR) erscheinen (Herbst & Assousa 1977; Shevchenko et al. 1999). Dieses Szenario wurde jedoch von einigen Astronomen angezweifelt, da die Identifizierung des Gasrings als SNR nicht vollständig bestätigt ist. Ein viel stärkerer Fall für durch Supernovae induzierte Sternentstehung ist der Überrest G349.2 + 0.7, der mit einer größeren Hülle aus molekularem Gas interagiert, die wahrscheinlich ein extrem alter (vier Millionen Jahre alt) SNR ist. Diese Hypothese wird durch das Vorhandensein von IRAS 17147-3725 gestützt, einer Staubwolke mit ähnlichen Eigenschaften wie dem vorgeschlagenen SNR, die durch ein Objekt mit den spektralen Eigenschaften eines neu entstandenen Sterns ionisiert wird (Reynoso & Mangum 2001)

10.7 Entfernung zu Supernovae und Supernova-Überresten

Wie werden die Entfernungen zu Supernovae und SNRs gemessen? Nun, es stehen mehrere Methoden zur Verfügung, die Astronomen nutzen können. Da die Menge der von einer Typ-1a-Supernova freigesetzten Energie ziemlich genau bekannt ist, haben viele Astronomen vorgeschlagen, dass sie sich zur Messung von Entfernungen im Raum eignen, ähnlich wie ein kosmisches Maßband (Riess et al. 1996; Saha 1997; Riess et al. 1998; Perlmutter et al. 1998a; Regnault 2000). Es hat sich jedoch herausgestellt, dass nicht alle Typ-Ia-Supernovae identisch sind und daher nicht alle die gleiche intrinsische Helligkeit aufweisen (Cappellaro et al. 1997; Filippenko & Riess 1999; Canal et al. 2000; Hatano et al. 2000; Howell et al. 2001; Howell 2001; Garnavich et al. 2001), und einige Astronomen haben die gesamte Nutzung von Typ-Ia-Supernovae als Standardkerzen angezweifelt (Drell et al. 2000), während andere behaupten, die beteiligten Unterschiede seien nicht groß genug, um ihren Einsatz bei der Messung des Universums auszuschließen (Gibson & Brook 2000; Gibson & Stetson 2001; Richtler et al. 2001).

Die Sigma-D-Beziehung (bereits in Abschnitt 10.3 erwähnt) kann verwendet werden, um die wahre Leuchtkraft (und damit den Abstand) bestimmter Hüllen-Supernovareste (SNRs) zu ermitteln. Die Emissionen der optischen Fäden an der Stoßfront eines SNRs können untersucht werden, um die wahre Geschwindigkeit zu bestimmen, mit der sie sich bewegen, und daraus kann der Abstand berechnet werden. Die Röntgenemission eines SNRs in der adiabatischen Phase kann gemessen werden; daraus lässt sich der tatsächliche Durchmesser ermitteln und somit der Abstand. Es gibt weitere Methoden, einschließlich der Messung der Rotverschiebung entfernter Supernovae, der Lokalisierung bekannter benachbarter Objekte, deren Abstände bereits bekannt sind, und vieler anderer. Für eine detaillierte Beschreibung dieser Methoden siehe Green (1984)²⁹. Obwohl diese Methoden uns nicht die exakten Abstände liefern können – tatsächlich kennen wir die exakten Abstände zu den meisten SNRs nicht (tatsächlich gibt Green (2000) Abstände nur für ein Viertel der galaktischen SNRs an) – zeigen sie alle, dass außer einigen in der Nähe der Erde jede bekannte Supernova und jeder SNR mehr als 7.000 Lichtjahre entfernt ist. Tatsächlich haben Astronomen den Abstand zur SN 1987A über Trigonometrie direkt messen können. Das Ergebnis beträgt etwa 167.000 + 4.000 Lichtjahre (Panagia et al. 1991; Panagia 1999)³⁰. Astronomen haben zudem kürzlich Spuren von Supernovae Milliarden von Lichtjahren entfernt nachgewiesen (Perlmutter et al. 1998b, Riess et al. 1998, Riess et al. 2000). Dass es etwa 167.000 Jahre gedauert hat, bis das Licht der SN 1987A die Erde erreicht, widerlegt jede Vorstellung von einem 7.000 Jahre alten Universum.

Wie reagieren also die YECs darauf? Nun, es wurde vorgeschlagen, dass all das Licht von vermeintlich weit entfernten Objekten nicht von diesen Objekten stammt, sondern von Jehova zum Zeitpunkt der Schöpfung während des Transits erschaffen wurde – mit anderen Worten, diese weit entfernten Objekte existieren tatsächlich nicht und sind nur Illusionen. Dies ist eine Erweiterung des Omphalos-Arguments (das Omphalos-Argument, erstmals in einem Buch dieses Namens von Philip Henry Gosse (1857) dargelegt, argumentiert, dass das Universum jung erschaffen wurde, aber das Aussehen der Alter). Omphalos ist nicht widerlegbar, nicht überprüfbar und völlig unwissenschaftlich. Darüber hinaus würde es Jehova zur Rolle eines kosmischen Täuschers verurteilen – Objekte und Ereignisse zu erschaffen, die wir beobachten (z. B. SN 1987A), die tatsächlich nicht existieren. Aufgrund der offensichtlichen theologischen Schwierigkeiten dieses Arguments haben viele YECs es aufgegeben (obwohl viele es nicht getan haben) und Hypothesen auf der Grundlage alternativer Kosmologien vorgeschlagen, die es Licht ermöglichen, in kurzer Zeit Milliarden Lichtjahre zurückzulegen³¹, oder eine variable Lichtgeschwindigkeit. Vielleicht ist der Hauptvertreter dieser letzteren Idee der YEC Barry Setterfield, der postuliert hat, dass die Rate der Lichtgeschwindigkeit variabel ist und in der Vergangenheit (kurz nach der Schöpfung) viel höher war, wodurch es Objekte erscheinen lässt, als wären sie weiter entfernt, als sie tatsächlich sind.

Jedoch zeigt alle Beweise, dass sich die Lichtgeschwindigkeit nicht in dieser Weise verändert hat (Goldstein et al. 1973; Baum & Florentin-Nielsen 1976; Tubbs & Wolfe 1980; Gruber et al. 1981; Ellis et al. 2000)³². Die fernsten Supernovae (und damit die ältesten) zeigen dieselbe Zeitskala für den radioaktiven Zerfall der erzeugten Elemente (unter Berücksichtigung der relativistischen Zeitdilatation, die durch die Geschwindigkeit der Expansion des Universums beobachtet wird). Dies bestätigt, dass es zwischen damals und jetzt keine nennenswerten Änderungen in den Zerfallsraten gab, was mit der Vorstellung eines alten, expandierenden Universums von riesiger Größe übereinstimmt (Leibundgut et al. 1996; Riess et al. 1997; Pranztos 1998; Filippenko & Riess 1999; Riess et al. 2000; Ellis & Sullivan 2000; Filippenko & Riess 2000; Turner & Riess 2001)³³.

10.8 Veraltete Referenzen

Auch wenn Davies' Artikel 1994 geschrieben wurde, stammen die meisten seiner Referenzen aus den 1970er Jahren, einige gehen bis in die 1960er Jahre zurück, nur wenige stammen aus den 1980er und 1990er Jahren. Hier sind einige Beispiele:

• Er verwendet Mathewson & Clarks Schätzung aus dem Jahr 1973 für die Anzahl der SNRs in der Großen Magellanschen Wolke – die später 1976 in Frage gestellt und bis 1980 als falsch erwiesen wurde.
• Er verwendet Tammanns Schätzung aus dem Jahr 1970 für die Rate des Supernova-Auftretens (dies ist etwas irrelevant, da die neueren Schätzungen nicht allzu unterschiedlich sind)
• Er bezieht sich ständig auf die Arbeiten von Illovaisky & Lequeux aus dem Jahr 1972, zum Ausschluss vieler anderer neuerer Arbeiten, die diese Arbeit aktualisiert und korrigiert haben.

Um die Sache noch schlimmer zu machen, wurden die Abrufartikel noch viel kürzlich verfasst (Sarfatis wurde ursprünglich 1997 geschrieben), sodass es wirklich keinen Grund gibt, dass andere Davies' Fehler wiederholen.

10.9 Falsches Zitieren und Paraphrasieren

Davies zitiert mehrere Astronomen falsch. Zum Beispiel zitiert er Cox (1986) so, als habe dieser (in Bezug auf einen angeblichen Mangel an SNRs in der Großen Magellanschen Wolke) gesagt:

Das letzte Beispiel ist die SNR-Population der Großen Magellanschen Wolke. Die Beobachtungen haben zu beträchtlicher Überraschung und Vertrauensverlust geführt.

Cox hingegen diskutierte mögliche Modelle der Evolution von Supernova-Überresten in der adiabatischen Phase, und der relevante Absatz aus dem ursprünglichen Papier lautet tatsächlich:

Das letzte Beispiel ist die SNR-Population der Großen Magellanschen Wolke. Die Beobachtungen (viele davon gesammelt in Mathewson et al. 1983) haben zu beträchtlicher Überraschung und Vertrauensverlust in einfache Modelle wie die in diesem Papier geführt.

Das sagt eigentlich etwas völlig anderes aus als Davies behauptet, dass es sage. Er zitiert Clark & Caswell (1976) auch zweimal falsch. Das erste:

Warum wurden die große Anzahl der erwarteten Überreste nicht detektiert?

wird von Davies so zitiert, dass der Leser denkt, seine Schätzung der Anzahl der galaktischen SNRs sei korrekt. Doch in der ursprünglichen Publikation war dies eine rhetorische Frage im Kontext der Diskussion der Schätzung von 1973 durch Mathewson & Clarke, wonach es 340 sichtbare Überreste in der Großen Magellanschen Wolke geben sollte. Clark & Caswell folgen dies unmittelbar mit mehreren Gründen, warum die Schätzung von 1973 unzuverlässig ist (die Schätzung von Mathewson & Clarke wurde bereits früher in Abschnitt 10.3 diskutiert). Der relevante Absatz aus der ursprünglichen Publikation lautet:

Daher bedürfen zwei Anomalien einer Erklärung. Warum wurden die große Anzahl der erwarteten Überreste nicht detektiert? Ist es vernünftig, dass E₀/n so stark von unserer Schätzung für die Galaxie abweicht? Beide Anomalien verschwinden, wenn wir annehmen, dass die N(D)-D-Beziehung aufgrund der kleinen Anzahl der Überreste (4) falsch geschätzt wurde.

Wie bereits in Abschnitt 10.3 erwähnt, erwies sich Clarks und Caswells Verdacht als korrekt. Davies ignoriert dies jedoch völlig. Das zweite Zitat aus diesem Papier, das Davies verwendet:

Das Rätsel der fehlenden Supernova-Überreste

ist tatsächlich aus diesem Satz im Originalpapier entnommen:

Es scheint, dass mit der obigen Erklärung keine Notwendigkeit besteht, Werte von E_o/n anzunehmen, die sich stark von denen in der Galaxie unterscheiden, und das Rätsel der fehlenden Supernova-Überreste ist ebenfalls gelöst.

Sowohl die Zitate wurden aus dem Kontext gerissen und bedeuten etwas völlig anderes als das, was Davies davon sagt. Sarfati verwendet diese beiden Zitate in einer Weise, die auf den ersten Blick noch unehrlicher erscheint. Er sagt:

Wie die evolutionistischen Astronomen Clark und Caswell sagen: 'Warum wurden die große Anzahl der erwarteten Überreste nicht entdeckt?' und diese Autoren beziehen sich auf 'Das Rätsel der fehlenden Überreste'.

Obwohl man sagen könnte, dass dies eine absichtliche Täuschungsversuch zu sein scheint, könnte es auch sein, dass Sarfati einfach ein schlechter Paraphraser ist. Doch zumindest ist Sarfati unfähig und hat zudem Davies' Quellen nicht überprüft. Davies kann sich jedoch nicht so leicht davonschleichen. Die einzige logische Schlussfolgerung aus dem oben beschriebenen Pfad der Fehlzitate ist, dass Davies absichtlich täuschend zu sein scheint.

10.10 Fazit

Lasst uns kurz zusammenfassen, wie YECs wie Davies und Sarfati recht und unrecht liegen. Erstens sind sie in folgenden Punkten zu ihrem Vorteil korrekt:

• Die Häufigkeit von Supernova-Ereignissen in unserer Galaxie

• Die Anzahl der tatsächlichen, beobachtbaren SNRs in unserer Galaxie.
• Die typische beobachtbare Lebensdauer von SNRs.
• Die evolutionären Zeitskalen von SNRs.
• Die Uniformität (oder das Fehlen derselben) von SNR-Eigenschaften.
• Das Vorhandensein von Strahlungs-SNRs.
• Die Schwierigkeit, SNRs zu finden.
• Die Entfernung zu SNRs.

11. Hinweise

1. Die Spektren von Typ-I-Supernovae enthalten keine ausgeprägten Wasserstofflinien, wohingegen die Spektren von Typ-II-Supernovae solche aufweisen.

2. Ein Weißer Zwerg ist die winzige, extrem schwere und dichte Form eines Sterns am Ende seines Lebens. Die typische Dichte eines Weißen Zwergs liegt im Bereich von 10¹⁰ kg m^-3. Die Materie in einem Weißen Zwerg befindet sich in Form eines elektronendegenerierten Gases, bei dem die Elektronen von ihren Mutteratomen vollständig abgestreift wurden. Gas in diesem besonderen Zustand ist ein fast perfekter Wärmeleiter und gehorcht nicht den gewöhnlichen Gasgesetzen. Ein solcher Weißer Zwerg besitzt keine Energiequelle mehr und kühlt einfach ewig ab, bis er schließlich zu einem Weißen Zwerg wird – einem kalten, toten Klumpen Materie, der im Weltraum schwebt.

3. Benannt nach dem in Indien geborenen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, der es 1930 erstmals berechnete, um die Zeit während einer langweiligen 18-tägigen Bootsfahrt von Indien nach England zu vertreiben! Es ist die maximal mögliche stabile Masse für einen Weißen Zwergstern. Sie entspricht 1,44 Sonnenmassen – die Masse der Sonne beträgt ungefähr 1,9891 x 10³⁰ kg.

4. Um die enormen Energiemengen zu veranschaulichen, die von Supernovae abgegeben werden, hat unsere Sonne eine absolute (wie sie erscheinen würde, wenn sie 10 Parsec oder 32,616 Lichtjahre entfernt wäre) Helligkeit von nur +4,7 – sie würde sich für das bloße Auge daher als ein schwaches Sternchen zeigen, das kaum mit bloßem Auge sichtbar ist. Die scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt -26,8. Selbst dann macht optische Strahlung, Neutrinos ausgenommen, nur 1 % der gesamten Energieabgabe aus (van den Bergh 1988).

5. Der normale Brennstoff von Sternen ist Wasserstoff. Über die Lebensdauer des Sterns wird dieser Wasserstoff allmählich (durch thermonukleare Fusionsreaktionen) zu Helium umgewandelt, einem Prozess, der Nukleosynthese genannt wird. Bei der Nukleosynthese stoßen leichte Atomkerne (wie Wasserstoff) mit solcher Gewalt und Häufigkeit im hochtemperierten und hochdichten Inneren des Sterns zusammen, dass sie zu schwereren Kernen (wie Helium) verschmelzen und enorme Energiemengen freisetzen (ähnlich wie bei einer Wasserstoffbombe). Im Wesentlichen „verbrennen" die leichteren Elemente, um schwerere Elemente zu bilden.

6. Nach Arnett et al. (1989) benötigt ein Stern mit 20 Sonnenmassen etwa zehn Millionen Jahre, um den Wasserstoffverbrennungszustand abzuschließen. Die Heliumverbrennung erfordert etwa ein Zehntel davon, also 950.000 Jahre. Die Kohlenstoffverbrennung dauert 300 Jahre, und die Neon- sowie Sauerstoffverbrennung benötigen jeweils 180 bzw. 140 Tage. Die Siliziumverbrennung ist in zwei Tagen abgeschlossen. Zu diesem Zeitpunkt beträgt die Temperatur im Kern etwa 3,7 x 10⁹ K.

7. Photodisintegration ist die Zerstörung von Atomkernen durch Photonen in einzelne Protonen und Neutronen. Dieser Prozess ist stark endotherm (d. h. er benötigt mehr Energie, als er erzeugt). Er wurde erstmals von Willy Fowler und Sir Fred Hoyle in den 1960er Jahren identifiziert. Photodisintegration kann auch in der Silizium-brennenden Phase auftreten.

8. Für jede 0,1 Sonnenmasse Eisen, die durch Photodisintegration in Protonen und Neutronen zerfällt, verliert der Stoß 1,7 x 10⁵¹ erg.

9. Ein Neutronenstern ist ein Stern, der fast ausschließlich aus Neutronen besteht und eine Dichte aufweist, die der eines Atomkerns entspricht (Horowitz & Piekarewicz 2001). Ein solcher Stern enthält typischerweise die gleiche Menge an Materie wie unsere Sonne, jedoch in einem Ball mit einem Durchmesser von etwa 10 km verdichtet. Die maximale Masse eines Neutronensterns beträgt ungefähr drei Sonnenmassen, die sogenannte Oppenheimer-Volkoff-Grenze (zuerst 1939 von Robert Oppenheimer, berühmt durch die A-Bombe, und seinem Studenten George Volkoff postuliert), und die Mindestmasse liegt bei etwa 0,1 Sonnenmassen (ein leichteres Neutronenstern, das sich zu bilden versucht, würde sich in einen kleinen Weißen Zwerg verwandeln, da sich einige der Neutronen durch einen Prozess namens Beta-Zerfall in Protonen umwandeln). Die Dichte der Materie in einem Neutronenstern ist viel höher als in einem Weißen Zwerg – etwa 10¹⁷ kg m^-3.

10. Ein Pulsar ist ein rotierender Neutronenstern mit einer Masse, die der der Sonne ähnelt, aber einem Durchmesser von nur etwa 10 Kilometern. Die Pulse entstehen, weil der Neutronenstern sehr schnell rotiert: Ein Strahl der Radioemission, der durch Synchrotronemission von Elektronen im extrem starken Magnetfeld (etwa 10⁸ Tesla, also eine Milliarde Mal stärker als das Magnetfeld an der Erdoberfläche) des rotierenden Neutronensterns erzeugt wird, zieht einmal pro Rotation an einem Beobachter vorbei. Die Pulse sind sehr regelmäßig, abgesehen von gelegentlichen Glitches, und alle einzelnen Pulsars verlangsamen sich allmählich, da sie Rotationsenergie verlieren (van der Swaluw & Wu 2001). Die Zeit zwischen aufeinanderfolgenden Pulsen reicht von 1,558 Millisekunden für den schnellsten bekannten Pulsar, PSR 1937 + 21 (Xu et al. 2001), bis zu 8,5 Sekunden für den langsamsten beobachteten Pulsar (Young et al. 1999). Der erste Pulsar wurde 1967 von Jocelyn Bell Burnell in Cambridge, England, entdeckt. Es sind über 1300 Pulsare bekannt (Gotthelf et al. 2000; Lorimer 2001), obwohl ständig viele weitere entdeckt werden (D'Amico et al. 2000; Edwards et al. 2001; McLaughlin et al. 2001) – der berühmteste ist der im Zentrum des Krebsnebels, der eine Rotationsperiode von 50 Millisekunden hat (Wang et al. 2001). Obwohl lange angenommen wurde, dass Pulsare die häufigste Form junger Neutronensterne sind, gab es kürzlich Entdeckungen anderer Objektklassen (Gaensler et al. 2001). Dazu gehören: Magnetare – junge isolierte Neutronensterne mit extrem starken Magnetfeldern (Duncan & Thompson 1992; Paczynski 1992), Soft Gamma-ray Repeater (SGRs), pulsierende Röntgenquellen mit gelegentlich intensiver Gammastrahlenaktivität, aber ohne nachweisbare Radiopulse (Hurley 1999) und Anomalous X-ray Pulsars, pulsierende Röntgenquellen, die sich langsam abbremsen (Mereghetti 1999). Es könnte sein, dass sowohl SGRs als auch AXPs Arten von Magnetaren sind (Thompson & Duncan 1996; Frail et al. 1997; Vasisht & Gotthelf 1997; Kouveliotou et al. 1998) oder andere ungewöhnliche Pulsare (Marsden et al. 2001b) – vielleicht sogar eine andere exotische Art von Stern (Xu et al. 2000). Die meisten SGRs/AXPs scheinen physikalisch mit Supernova-Überresten verbunden zu sein (Gaensler et al. 2001).

11. Benannt nach dem deutschen Astronomen und Physiker Karl Schwarzschild, der das Konzept zu Beginn des 20. Jahrhunderts untersuchte. Es ist der Radius, unterhalb dessen die Gravitationsanziehung zwischen den Teilchen eines Körpers dazu führen muss, dass dieser einen irreversiblen gravitativen Kollaps erfährt. Er entspricht 2,95 x (Masse_Körper/Masse_Sonne) Kilometern.

12. Neutrinos sind Elementarteilchen ohne elektrische Ladung und mit fast keiner Masse, und sie wechselwirken nur sehr schwach mit anderer Materie. Da sie kaum überhaupt mit Materie wechselwirken, sind Neutrinos sehr schwer nachzuweisen. Bei einer Art von Neutrinodetektor, der sich als erfolgreich erwiesen hat, erfassen Detektoren in einem großen Wassertank (der so weit wie möglich unter der Erde liegt, um kosmische Strahlung zu blockieren, die den Nachweisprozess stören würde) die Cerenkov-Strahlung, die durch die Wechselwirkung von Elektronen mit Sonnenneutrinos erzeugt wird. Detektoren dieser Art machten die erste Beobachtung von Neutrinos aus einer Supernova – jenen aus SN 1987A – am 23. Februar 1987 um 7:36 GMT (bevor das optische Licht die Erde erreichte). Der Kamiokande-II-Detektor in Japan registrierte 9 Neutrinos innerhalb von 2 Sekunden, gefolgt von weiteren 3 innerhalb von 13 Sekunden, der IMB-Detektor in Ohio in den USA erfasste 8 Neutrinos innerhalb von 6 Sekunden und der Baksan-Detektor in der damaligen Sowjetunion registrierte den Eintreffen von 5 Neutrinos innerhalb von 5 Sekunden.

13. New Scientist Die Zeitschrift vom 18. September 1999 berichtete über eine Supernova, die apparently im Jahr 1320 auftrat, aber zu dieser Zeit verwunderlicherweise nicht beobachtet wurde. Der ROSAT-Röntgensatellit bildete ein Supernova-Überrest in der Verfassung von Vela ab, nur 640 Lichtjahre entfernt, und Wissenschaftler haben einen Anstieg der Nitratkonzentration in antarktischen Eiskernen entsprechend dem Jahr 1320 beobachtet – ähnliche Anstiege wurden 1572 und 1604 beobachtet, als bekannte Supernovae auftraten (Aschenbach 1998; Aschenbach et al. 1999; Robinson 1999; Burgess & Zuber 2000). In jüngster Zeit wurden jedoch Zweifel an der jüngeren Datierung dieses SNR geäußert, und es wurde vorgeschlagen, dass der SNR tatsächlich tausende von Jahren älter ist (Mereghetti 2001; Slane et al. 2001).

14. Chin & Huang (1994) & Schaefer (1995, 1996) haben bezweifelt, dass dies eine echte Supernova war, und stattdessen vorgeschlagen, dass es sich um einen Kometen oder eine Nova oder sogar eine Kombination beider handelte; es wurde sogar vorgeschlagen, dass ein leuchtender Halo aus Gas, der von der planetarischen Nebel He 2-111 abgeworfen wurde, der Übeltäter war (Webster 1978), doch Trimble & Clark (1985), Strom (1988) und Thorsett (1992) behandeln es wie eine echte Supernova. Es gibt einen nahen SNR (Supernova-Überrest), doch dies wurde nicht autoritativ bestätigt, dass er mit der ursprünglichen Supernova in Verbindung steht; Rosado et al. (1996) behaupteten, dass der SNR zu weit entfernt und somit zu alt sei, während Smith (1997) eine viel geringere Entfernung fand und somit ein viel jüngeres Alter für den SNR.

15. Astronomen sind nicht zu 100 % sicher, welches Supernova-Überrest das Ergebnis dieser Supernova ist – es gibt drei Kandidaten, die sich alle im Schweifbereich des Skorpions befinden, obwohl sowohl Green et al. (1988) als auch Reynolds et al. (1994) den SNR G11.2 - 0.3 vorgeschlagen haben, und der angegebene Abstand stammt von Strom (1994).

16. Diese Supernova wurde damals unerklärlicherweise von Astronomen übersehen. Dies war höchstwahrscheinlich auf ihre schwache visuelle Helligkeit zurückzuführen, die wahrscheinlich auf Wolken aus verdeckendem interstellaren Staub und Gas zwischen uns und ihr zurückzuführen war (Searle 1971) – doch der daraus resultierende SNR, bekannt als Cassiopeia A (der jüngste bekannte SNR), ist die stärkste Radiowellenquelle am Himmel außer der Sonne. Ihre Helligkeit nimmt jährlich um etwa 1–2% ab (Dickel & Greisen 1979; Raymond 1984).

In Abwesenheit eines bestätigten Sichtungsberichts kann das genaue Datum, an dem die Supernova stattfand, nicht mit vollständiger Sicherheit bekannt sein, obwohl das in der Tabelle angegebene Datum (1671) von Thorstensen et al. (2001) stammt. Andere Vorschläge umfassen 1658 (Kamper & van den Bergh 1976b; van den Bergh & Kamper 1983) und 1667 (Kamper & van den Bergh 1976a). Diese Daten wurden im Allgemeinen berechnet, indem die Eigenbewegung verschiedener Knoten ausgeworfenen Gases über mehrere Jahrzehnte gemessen wurde, wodurch die Expansionsrate des Überrests ermittelt und daraus das Konvergenzdatum und die Position extrapoliert werden konnten.

Im Jahr 1680 beobachtete der berühmte englische Astronom Sir John Flamsteed ein Objekt der 6. Größe in Kassiopeia, dessen Position (R.A. 23h 21m 55s; Dekl. +58^o 32'.3) fast mit der von Kassiopeia A (R.A. 23h 21m 11s; Dekl. +58^o 32'.3) übereinstimmt. Flamsteeds Sternkatalog von 1725 bezeichnete dieses Objekt als den Stern 3 Cassiopeiae. Allerdings wurde dieser Stern seit Flamsteed von niemandem mehr beobachtet und erscheint auf modernen Karten nicht – als Francis Bally seine korrigierte Ausgabe des Flamsteed-Katalogs von 1835 vorbereitete, stellte er fest, dass 3 Cassiopeiae am Himmel fehlte, und er konnte keine Beobachtung davon in den Aufzeichnungen des Grünwichter Astronomen finden. Es wurde spekuliert, dass dieses Objekt tatsächlich die Supernova war, die für Kassiopeia A verantwortlich war (Ashworth et al. 1980), was das Datum der Supernova auf die Jahre 1677-1680 zurückdatieren würde. Obwohl die Verbindung zwischen beiden etwas spekulativ ist und tatsächlich viele dagegen argumentiert haben (z. B. Kamper 1980, Hughes 1980), gilt es trotzdem als Möglichkeit, da ein Explosionsdatum von etwa 1680 keineswegs unmöglich ist (Thorstensen et al. 2001), da dies nur eine leichte Verlangsamung der Expansionsrate (ungefähr 1%) erfordern würde, wie es bei dem Rest der Supernova von 1592 der Fall ist (Raymond 1984).

17. Supernovae werden nach dem Jahr ihrer Entdeckung und in der Reihenfolge ihrer Entdeckung benannt; daher war SN 1987A die erste beobachtete Supernova dieses Jahres. Wenn mehr als 26 Supernovae pro Jahr entdeckt werden (wie seit den mittleren Achtzigern der Fall war), erhält die 27. den Suffix "aa". Die 28. erhält somit "ab". Sobald alle "a"s erschöpft sind, werden "b"s verwendet, d. h. "ba", "bb" usw. Die letzte Supernova, die 1999 entdeckt wurde, wurde als SN 1999gv bezeichnet.

18. Dass der Vorläuferstern von SN 1987A ein blauer Supergigant (Arnett 1987; Podsiadlowski 1992) war, war zu dieser Zeit für Astronomen etwas rätselhaft – die Standardmodelle der stellaren Evolution deuteten darauf hin, dass es rote Supergiganten sind, die zu Supernovae werden, obwohl zuvor theoretisiert worden war, dass blaue Supergiganten in der Lage sein könnten, Supernovae zu durchlaufen (Lamb et al. 1976; Brunish & Truran 1982a, 1982b). Heute ist bekannt, dass der Vorläufer vor etwa 40.000 Jahren tatsächlich ein roter Supergigant war, der sich dann in seine prä-supernovale Form als blauer Supergigant entwickelte und Masse durch den Prozess des stellaren Winds verlor (Weiler & Sramek 1988; Woosley et al. 1988; Woosley 1988; Saio et al. 1988a, 1988b; Dar 1997). Es wird angenommen, dass dieser Massenverlust für den inneren Ring verantwortlich ist (Masai et al. 1988; Luo & McCray 1991; Chevalier & Dwarkadas 1995; Panagia et al. 1996). Was die äußeren Ringe verursacht hat, ist immer noch umstritten, und verschiedene Erklärungen wurden vorgelegt, um ihren Ursprung zu erklären (Blondin & Lundqvist 1993; Martin & Arnett 1995; Burderi & King 1995; Burrows et al. 1995; Meyer 1997; Soker 1999). Seit Jahren suchten Astronomen (ohne Erfolg) nach dem Neutronenstern oder Schwarzen Loch, das die Theorie als in den Überresten von SN 1987A gebildet vorhersagte (Chevalier 1992; Apparao 1993; Percival et al. 1995). Im Jahr 1997 wurde schließlich ein Kandidat für einen optischen Pulsar gefunden (Middleditch et al. 1997; Nagataki & Sato 2001). Das Trümmermaterial der Supernova bewegt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von mehreren tausend km s^-1 nach außen (Jansen & Jakobsen 2001).

19. Obwohl laut Dr. Fields:

Es gibt Fossilienbelege für ein paar Mini-Aussterben während der Känozoischen Ära", sagte Fields. "Eines ereignete sich vor etwa 13 Millionen Jahren; das andere vor etwa 3 Millionen Jahren. Meeres-Tierfamilien nahe dem unteren Ende der Nahrungskette – Arten wie Zooplankton und Echinoide – wurden am stärksten betroffen. Das Aussterbemuster ist konsistent mit einer starken Reduktion der marinen Photosynthese.

Hughes und Routledge (1972) sowie Russell (1979) sprachen sich dafür aus, dass eine nahegelegene Supernova die Ursache für das Aussterben der Dinosaurier vor 65 Millionen Jahren war. Dies geschah natürlich alles vor der Entdeckung durch den Geologen Walter Alvarez im Jahr 1980, wonach ein Asteroid der wahrscheinliche Übeltäter war (Alvarez et al. 1980; Russell 1982). Insgesamt gibt es wenig bis keine direkten Beweise, die nahegelegene Supernovae und Aussterbeereignisse im Laufe der Erdgeschichte in Verbindung bringen (van den Bergh 1994).

20. Die Lokale Blase ist ein heißer, niedrigerdichtiger (im Vergleich zu ihrer Umgebung) Bereich des interstellaren Raums, in dem sich die Sonne und einige andere nahe Sterne befinden. Der genaue Standort der Sonne liegt in einer kleinen unregelmäßigen Verdichtung oder Wolke innerhalb der Blase. Die Blase ist mehrere hundert Lichtjahre groß (Frisch 1998, 2000).

21. Im Gegensatz zu YECs akzeptiert Ross den Urknall und die Antiquität des Universums und der Erde (er war Astrophysiker, bevor er sich der Theologie zuwandte), aber er akzeptiert weitgehend die YEC-Perspektiven hinsichtlich der Gültigkeit der Evolutionstheorie und des Ursprungs der Menschheit.

22. Für die genauen Berechnungen siehe dies Beitrag in der Newsgroup talk.origins von Sverker Johansson vom 18. Dezember 2000.

23. Gammabursts sind die energiereichsten Ereignisse, die im Universum bekannt sind (abgesehen natürlich vom Urknall). Ein GRB (Gammaburst) nimmt die Form eines gelegentlichen Ausbruchs von Gammastrahlung an, der aus einer scheinbar zufälligen Richtung im Raum kommt (Fishman 1995), dauert unterschiedlich lange, von einem Bruchteil einer Sekunde bis zu vielen Minuten. Sie wurden zunächst zufällig entdeckt. Ende der 1960er Jahre arbeitete Ray Klebesadel vom Los Alamos Laboratory in den USA an einem Projekt zur Überwachung der Einhaltung eines Atomwaffentestverbots durch eine Reihe von US-Militärsatelliten, die als "Vela" bezeichnet wurden. Während des Jahres 1969 überprüfte er Gammastrahlungsdaten, die am 2. Juli 1967 aufgezeichnet wurden, und bemerkte einen ungewöhnlichen Anstieg. In den folgenden drei Jahren bis Juli 1972 wurden etwa 16 Gammabursts registriert (Klebesadel, Strong & Olson 1973). Zuerst wurde angenommen, dass GRBs, von denen mehrere Tausend beobachtet wurden (Lu 2000), im Sonnensystem oder in der unmittelbaren Umgebung unserer eigenen Galaxie entstehen, doch erst 1991 bestätigten Instrumente an Bord des orbitierenden Compton Gamma-Ray Observatory, dass sie extragalaktischen Ursprungs sind (Burrows 2000). Am 28. Februar 1997 gelang einem Satelliten namens BeppoSAX die erfolgreiche Detektion eines optischen Nachleuchtens (optical afterglow) von einem GRB. In den letzten Jahren haben Astronomen erfolgreich viele dieser optischen Nachleuchten detektiert – typischerweise weisen sie eine visuelle Helligkeit im Bereich von 18 bis 20 auf (Jha et al. 2001). Es wird geschätzt, dass es jährlich bis zu 1.000 GRBs geben könnte (Cheng & Lu 2001). Beiläufig ist die bei einem GRB freigesetzte Energiemenge so groß, dass, wenn einer in einer Entfernung von 1.500 Lichtjahren stattfinden würde, die Erde mit einer Energiemenge bedeckt würde, die etwa 10.000 Megatonnen TNT entspricht (etwa gleich dem weltweiten Vorrat an Kernwaffen)! Dies würde die Ozonschicht im Wesentlichen zerstören, was zwar nicht die Existenz der menschlichen Zivilisation bedroht, aber massive Nebenwirkungen auf die Umwelt hätte (Thorsett 1995).

24. Davies hat zwei weitere Artikel darüber verfasst, wie verschiedene Aspekte der Astronomie ein junges Universum unterstützen. Beide Artikel wurden entlarvt und zeigen ein Muster aus Fehlzitationen und absichtlicher Ignoranz widersprüchlicher Daten. Ein Artikel behandelt die Population von Roten Zwergen in Kugelsternhaufen (Originalartikel und Widerlegung) und der andere befasst sich mit dem Alter der Sonne (Originalartikel und Widerlegung).

25. Davies' Behauptungen finden sich auch in einer breiten Palette von YEC-Literatur – beispielsweise in Darren Gordons „Creation Science FAQ“ und Danny Faulkners „The Current State of Creationist Astronomy“.

26. Zum Beispiel in einem Artikel mit dem Titel " Ist das Universum nicht Milliarden Jahre alt?" von dem bekannten YEC Walt Brown. Sein Artikel enthält die völlig unwahre Aussage:

...Außerdem scheinen alle Supernova-Überreste, die wir in unserer Galaxie sehen, weniger als 10.000 Jahre alt zu sein. Dies basiert auf dem gut etablierten Zerfallsmuster der Lichtintensität einer Supernova im Frequenzbereich der Radiowellen. [Keith Davies, persönliche Mitteilung.]

27. Allerdings wurden kürzlich einige Zweifel an den Techniken geäußert, die zur Bestimmung der Alter von Pulsaren verwendet werden. In einer kürzlich in Nature veröffentlichten Arbeit haben die Astronomen Bryan Gaensler und Dale Frail den Pulsar PSR B1757 - 24 erneut untersucht, der mit dem Supernova-Überrest G5.4 - 1.2 in Verbindung steht und dessen Alter zuvor auf 16.000 Jahre geschätzt wurde (Manchester et al. 1991; Lyne et al. 1996). Allerdings haben sie die Eigenbewegung des Pulsars neu berechnet und festgestellt, dass er, falls er mit dem Überrest in Verbindung steht, mindestens 39.000 Jahre alt sein muss und wahrscheinlich sogar 170.000 Jahre. Wenn Gaensler und Frail recht haben, dann ist dies schlechtere Nachrichten für YECs, da es bedeutet, dass die Alter von Pulsaren und damit auch ihrer zugehörigen Supernova-Überreste erheblich unterschätzt werden (Gaensler & Frail 2000; Marsden et al. 2001a; Gvaramadze 2001b). Selbst mit konventioneller Datierung sind die meisten Pulsare sehr alt (Kijak 2001), mit einer typischen Lebensdauer von etwa 10 Millionen Jahren (McLaughlin et al. 2001).

28. Gaensler und Frail haben behauptet, dass G5.4 - 1.2, mit der revidierten Datierung von PSR B1757 - 24, sich somit in der Strahlungsphase befindet (Gaensler & Frail 2000).

29. Green (1984) ist sehr ablehnend gegenüber der Verwendung der Sigma-D-Beziehung zur Messung von Entfernungen zu SNRs.

30. Die genauen Mechanismen, wie der Abstand zu SN 1987A gemessen wurde, werden in einem umfassenden Artikel von Todd S. Green erläutert.

31. Die alternative Kosmologie, die in YEC-Kreisen die größte Verbreitung gefunden hat, stammt von dem amerikanischen Kernphysiker Dr. Russell Humphreys und wurde 1994 als Buch mit dem Titel "Starlight and Time" veröffentlicht. Sie wurde umfassend entlarvt an vielen Gelegenheiten von vielen Astronomen und Kosmologen. Ironischerweise steht Hugh Ross an der Spitze dieser Bemühungen, der sie als "unrettbar fehlerhaft" bezeichnet hat und dass das Buch selbst "tiefgreifende Missverständnisse der Relativitätstheorie und Kosmologie" aufweist.

32. Setterfields Behauptung wurde dargestellt als auf einer fehlerhaften statistischen Analyse von Messungen der Lichtgeschwindigkeit der letzten dreihundert Jahre beruhend und wurde tatsächlich von einigen YECs abgelehnt.

33. Weitere Informationen dazu finden Sie auf der Website von Dave Matson. Beiläufig hat der amerikanische Astronom Halton Arp in vielen Veröffentlichungen über die letzten Jahrzehnte dargelegt, dass die Rotverschiebung nicht tatsächlich eine Funktion der Fluchtgeschwindigkeit aufgrund der Expansion des Universums ist – dass also Galaxien mit niedriger Rotverschiebung und Quasare mit hoher Rotverschiebung, die von der Erde aus nah beieinander erscheinen, durch gasförmige Brücken physisch verbunden sind, was offensichtlich unmöglich ist, wenn die Quasare Milliarden Lichtjahre weiter entfernt liegen. Es wurde jedoch gezeigt, dass Arps Brücken fast sicher nichts anderes als entweder fotografische Artefakte oder statistische Anomalien sind (z. B. Sharp 1985, 1986; Newman & Terzian 1995; Wehrle et al. 1997; Hardcastle et al. 1998; Crawford et al. 1999; Hardcastle 2000).

12. Quellenangaben

12.1 Bücher

Für die Erstellung dieser FAQ wurden folgende Bücher verwendet. Zelik & Gregory's Introductory Astronomy & Astrophysics (4th Edition) ist ein gutes Lehrbuch für Personen, die sich in die detaillierteren Aspekte der Astrophysik einarbeiten möchten. Es enthält einige Gleichungen, sodass eine solide Grundlage in Mathematik und Physik hilfreich wäre.

1. Bradley W. Carroll & Dale A. Ostlie, "Einführung in die moderne Astrophysik", Addison-Wesley Publishing Company 1996, ISBN 0-201-54730-9.
2. David H. Clark, "Superstars: Sternexplosionen gestalten das Schicksal des Universums", J.M. Dent & Sons Ltd 1979, ISBN-0-460-04384-6.
3. Ken Croswell, "Alchemie der Himmel", Doubleday 1996, ISBN 0-385-47214-5.
4. John Gribbin, "Begleiter des Kosmos", Little Brown Company 1996, ISBN 0-316-32835-9.
5. Michael Hoskin (Herausgeber), "Die kurze Geschichte der Astronomie", Cambridge University Press 1999, ISBN 0-521-57291-6.
6. David H. Levy, "Beobachtung veränderlicher Sterne: Ein Leitfaden für Anfänger", Cambridge University Press 1998, ISBN 0-521-62755-9.
7. Dina Prialnik, "Einführung in die Theorie der Sternstruktur und -entwicklung", Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65937-X.
8. Christopher Walker (Herausgeber), "Astronomie vor dem Teleskop", British Museum Press 1996, ISBN 0-312-15407-0.
9. Michael Zelik & Stephen A. Gregory, "Einführende Astronomie & Astrophysik (4. Auflage)", Saunders College Publishing 1998, ISBN 0-030-06228-4.

12.2 Technische Papiere

Die überwiegende Mehrheit dieser ist online verfügbar, entweder aus dem Los Alamos E-Print Archive (LANL) oder dem NASA Astrophysics Data System (ADS). LANL-Papiere liegen entweder im Adobe Acrobat- oder Postscript-Format vor, und ADS-Papiere im GIF-Format. Artikel von überall sonst im Internet werden durch WWW gekennzeichnet.

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3. L.A. Antonelli, L. Piro, M. Vietri, E. Costa, P. Soffitta, M. Feroci, L. Amati, F. Frontera, E. Pian, J.J. Zand, J. Heise, E. Kuulkers, L. Nicastro, R.C. Butler, L. Stella & G.C. Perola, "Entdeckung einer rotverschobenen Eisen-K-Linie im Röntgen- Nachglühen von GRB 000214", Astrophysical Journal 545, Dezember 2000. (LANL)
4. K.M. Apparao, „Gibt es einen Pulsar in 1987A?", Observatory 113, April 1993. (ADS)
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13. Credits

Dank an Grant Bazan, John Boggan, Bobby Byrant, Robert Carroll, Dave Chapman, Sarah Clarke, Mike Dworetsky, Manny Edwards, Bryan Gaensler, Dave Green, George Greene, Todd Greene, Martin Hardcastle, Richard Harter, Mike Hopkins, Mark Issak, Sverker Johansson, Joseph Lazio, Andrew MacRae, Bill McHale, Kevin O'Brien, Marshall Perrin, Phil Plait, Ezra Poetker, Michael Richmond, Matt Silberstein, Michael Thorsley und Stuart Weinstein für Informationen sowie für das Durchlesen und Kommentieren von Entwurfsversionen dieses FAQ. Dieser Artikel wäre ohne die Nutzung der bibliografischen Dienste des Astrophysics Data Systems der NASA nicht möglich gewesen.