Inhalt

Einleitung
Supernova Typ Ia
Supernova Typ II
Supernovaüberreste

Einleitung

Supernovae sind die energiereichsten Explosionen, die sich im Universum ereignen können. Die während der sehr kurzen Dauer dieser Explosionen freigesetzte Energie kann gut und gerne ein Niveau erreichen, das der gesamten Energie entspricht, die von der Sonne während ihrer Lebenszeit von 10 Milliarden Jahren abgestrahlt wird.

Supernovae spielen eine wichtige Rolle, weil sie das interstellare Medium mit schwereren Elementen wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff anreichern, die für die Entstehung neuer Planeten und ganz allgemein des Lebens unverzichtbar sind. Darüber hinaus können ihre Schockwellen den Kollaps von Molekülwolken auslösen, was dazu führt, dass neue Generationen von Sternen entstehen.

Es gibt verschiedene Typen von Supernovae, die sich im Auslöser dieses Ereignisses unterscheiden. Generell findet man im Lichtspektrum von Typ I Supernovae keine Wasserstofflinien; Supernovae vom Typ II weisen diese Linien auf (auf den Grund kommen wir später zu sprechen). Aber vielleicht ist es für uns einfacher, Supernovatypen nach der Ursache der Explosion zu unterscheiden: zum einen gibt es thermonukleare Explosionen (nur Typ Ia) und es gibt Supernovae, die durch Kernkollaps hervorgerufen werden (Typen II, Ib und Ic).

Die IAU (Internationale Astronomische Union) hat eine Liste der Supernovae seit 1885 veröffentlicht. Bis zu Supernova 2014L beträgt die Zahl und der prozentuale Anteil der verschiedenen Supernovatypen (gezählt und ausgewertet von Sun.org):

Supernova-Typ	Anzahl der Supernovae	Anteil
Typ I	51	0.9%
Typ Ia	2912	53.2%
Typ Ib	107	2.0%
Typ Ib/c	72	1.3%
Typ Ic	222	4.1%
Typ II	2112	38.6%

Quelle: Central Bureau for Astronomical Telegrams

Supernova Typ Ia: thermonukleare Explosion

Dieser Supernovatyp wird durch einen Weißen Zwerg verursacht. Ein Weißer Zwerg ist das Überbleibsel eines sonnenähnlichen Sterns an dessen Lebensende, d.h., ein Körper mit etwa einer Sonnenmasse, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Die Materie ist zu einem erdgroßen Objekt mit einem Durchmesser zwischen 11000 und 28000 km verdichtet. Die Dichte eines Weißen Zwergs ist mit grob geschätzt 1000 kg/cm³ etwa eine Million mal höher als die der Sonne - zum Vergleich dazu liegt die mittlere Dichte der Erdkruste oder eines typischen Gesteins bei 3 g/cm³. Die Masse eines Weißen Zwergs kann die Grenze von rund 1,4 Sonnenmassen nicht übersteigen (das ist die sogenannte Chandrasekhar-Grenze oder Chandrasekharmasse). Weiße Zwerge größerer Masse können dem enormen Druck ihres eigenen Gewichts nicht standhalten.
Wie kann ein Weißer Zwerg besagte Chandrasekhar-Grenze erreichen, wenn seine anfängliche Masse kleiner als 1,4 Sonnenmassen ist? Dafür gibt es zwei Wege:

1. Ein Begleitstern verliert Masse, die sich auf der Oberfläche des Weißen Zwergs ansammelt. Erinnern Sie sich, etwa die Hälfte aller Sterne existieren nicht als Einzelgänger so wie unsere Sonne, sondern sie umkreisen einander meist in Zweiergruppen (Doppelsternsystem) aber manchmal sogar in Dreier- oder Vierergruppen. Hat ein Begleitstern sein Lebensende erreicht und sein Kern beginnt sich aufzuheizen, dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns aus und rücken näher an den Weißen Zwerg. An einem bestimmten Punkt gewinnt die Gravitation des Weißen Zwergs und er beginnt, Materie von seinem Begleitstern abzuziehen.
Der Massentransfer von einem Begleitstern auf einen Weißen Zwerg verursacht eine Supernova vom Typ Ia. Quelle: ESO, M. Kornmesser
2. Die zweite Möglichkeit, die Chandrasekhar-Grenze zu überschreiten, besteht in einer Verschmelzung oder Kollision von zwei Weißen Zwergen, deren vereinigte Masse über 1,4 Sonnenmassen liegt. Dies kann ebenfalls nur in Doppelsternsystemen vorkommen, wenn beide Sterne an ihrem Lebensende zu Weißen Zwergen geworden sind.
Zwei Weiße Zwerge kollidieren, wobei sie eine Supernova vom Typ Ia auslösen. Quelle: NASA/Dana Berry, Sky Works Digital.

Sammelt ein Weißer Zwerg auf die eine oder andere Weise Materie an, steigt die Temperatur im Kern aufgrund der Kompressionserwärmung. Wenn sie sich schließlich der Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen nähert, erreicht die Temperatur die Zündtemperatur für die Kohlenstoff-Fusion. Erinnern Sie sich, Kohlenstoff ist ein Hauptbestandteil von Weißen Zwergen - und das stellt ein ernstes Problem für einen Stern dar. Während ihres Lebens reagieren normale Sterne auf steigende Temperatur im Kern, indem sie sich etwas ausdehnen (das ist ein ähnlicher Effekt wie bei Gas, das sich ausdehnt, wenn es heißer wird, und sich zusammenzieht, wenn es abkühlt). Die Vergrößerung des Kernvolumens verringert Temperatur und Druck im Kern, was zu einer niedrigeren Fusionsrate führt. Dieser Mechanismus bewirkt ein lang andauerndes Gleichgewicht, so dass ein Stern über Milliarden Jahre eine stabile Fusionsrate besitzt. Aber Weiße Zwerge bestehen nicht aus normaler Materie. Aufgrund ihres hohen Druck befindet sich ihre Materie in einem Zustand, der Entartung genannt wird. Und der Entartungsdruck hängt nicht, wie bei normaler Materie, von der Temperatur ab. Das ist ein Effekt der Quantenmechanik und ist wie die meisten Quanteneffekte für den menschlichen Geist unverständlich - dennoch ist er eine Tatsache. Wenn also die erste Kohlenstoff-Kernfusion im Kern des Weißen Zwergs zündet, steigt die Temperatur, aber der Druck bleibt gleich und der Stern kann die Fusionsrate nicht mehr regulieren. Da die Fusionsrate proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist, bedingt ein Temperaturanstieg um 20% mehr als eine Verdoppelung der Fusionsrate. Die Kernfusion gerät dadurch verhängnisvoll außer Kontrolle, was dazu führt, dass ein wesentlicher Anteil des Kohlenstoffs und Sauerstoffs innerhalb weniger Sekunden nach der ersten Zündung fusioniert. Die Temperatur steigt auf Milliarden Grad an, das entspricht mehr als genug Energie, um den gesamten Weißen Zwerg auseinanderzureißen, wobei Schockwellen durch Materie erzeugt werden, die mit einer Geschwindigkeit von 5000 bis 20000 km/s (das sind mehr als 6% der Lichtgeschwindigkeit!) auseinander fliegt. Die Leuchtkraft des Weißen Zwergs steigt an und ist dann etwa 5 Milliarden mal stärker als die der Sonne. Innerhalb von zirka 60 Tagen geht die Helligkeit bereits wieder auf 10% des Spitzenwerts zurück und dieses Nachlassen setzt sich die nächsten 10000 Jahre bis auf den Wert Null fort.

Supernovae vom Typ Ia spielen eine wichtige Rolle bei der Entfernungsmessung im Universum, da sie mehr oder weniger immer die gleiche absolute Helligkeit besitzen (diese Art von Objekten wird auch als Standardkerze bezeichnet). Da die Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, können wir die Entfernung berechnen, indem wir herausfinden, dass es sich um eine Typ Ia Supernova handelt, und die Helligkeit des Ereignisses hier auf Erden messen. Auf diese Weise können wir ziemlich gut die Entfernung der Galaxie abschätzen, in welcher sich die Supernova ereignet hat.

Typ Ib, Ic und Typ II Supernovae

Alle Arten von Supernovae, ausgenommen die vom Typ Ia, werden durch den Kernkollaps eines massereichen Sterns verursacht. Der Hauptunterschied zwischen Typ II und Typ Ib besteht darin, dass die Sterne beim Typ Ib vor der Explosion ihre äußere Wasserstoffhülle verloren haben (im Spektrum finden sich keine Wasserstofflinien); bei einer Typ Ic Supernova hat der Vorläuferstern auch das meiste Helium seiner Hülle verloren. Dies kann man durch Analyse der Absorptionslinien in den Spektren von Supernovae herausfinden. Der all diesen Supernovae zugrundeliegende Prozess ist aber identisch: ein Kernkollaps.

Ein Kernkollaps tritt ein, wenn der Kern eines Sterns zu einem gewissen Zeitpunkt nicht mehr in der Lage ist, genügend Gegendruck zum Gravitationsdruck der äußeren Schichten aufrecht zu erhalten. Lediglich Sterne mit 8 und mehr Sonnenmassen haben genügend Masse, um einen Kernkollaps zu verursachen. Sterne mit einer Masse bis zu 8 Sonnenmassen beenden ihr Leben als Weiße Zwerge - doch erinnern Sie sich, sie haben immer noch die "Chance" zu einer Supernova vom Typ Ia zu werden, falls sie einen Begleitstern besitzen.

Während seiner Lebenszeit setzt ein Stern Energie durch Kernfusion von Elementen frei. Die Energie heizt den Kern auf und der daraus resultierende thermische Druck wirkt entgegen der Gravitationskraft der äußeren Schichten. Dieses hydrostatische Gleichgewicht wird während des größten Teils des Sternenlebens aufrechterhalten. Nachdem aller Wasserstoff zu Helium verschmolzen wurde, beginnt der thermische Druck im Kern abzunehmen. Temperaturen und Drücke sind jetzt noch nicht hoch genug, um Helium zu schwereren Elementen zu verschmelzen, denn für die Kernfusion von Helium zu schwereren Elementen werden höhere Temperaturen und Drücke benötigt als bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Das Ergebnis ist eine Kernverdichtung aufgrund der Gravitationswirkung der äußeren Schichten. Temperatur und Druck im Kern steigen an, bis sie hoch genug sind, um den Prozess der Heliumfusion zu beginnen. Der gleiche Vorgang wiederholt sich, wenn alles Helium im Kern erschöpft ist, so dass mit der Zeit immer schwerere Elemente im Kern fusioniert werden.

Der Kern wird mit der Zeit heißer und heißer, was bedeutet, dass er immer schwerere Elemente erzeugen kann. Nachdem aller Wasserstoff in Helium umgewandelt wurde, bildet der Stern Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff, Silizium und schließlich Eisen. Das Fusionieren leichterer Elemente findet weiterhin in Schalen um den Kern statt, wo Druck und Temperatur nicht hoch genug sind, um schwerste Elemente zu generieren, aber noch ausreichend hoch, um leichtere Elemente durch Kernfusion zu erzeugen. Dieser Vorgang kann nicht unendlich fortgesetzt werden, da eine Kernfusion von Eisen keinerlei Energie mehr freisetzten würde. Im Gegenteil: es würde Energie benötigen, Eisen zu höheren Elementen zu fusionieren. Das ist der Zeitpunkt, an dem die Wärmeproduktion im Kern eingestellt wird und nunmehr das Schicksal des Sterns besiegelt ist: bald wird eine Kernkollaps-Supernova folgen.

Sobald der thermische Druck dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten kann, setzt der Kernkollaps ein und alles geht sehr schnell: der Kern stürzt mit rasender Geschwindigkeit in sich zusammen (mit einigen Prozent der Lichtgeschwindigkeit) und innerhalb weniger Zehntelsekunden schrumpft der Kern von Erdgröße auf 20 km Durchmesser, wobei die Temperatur auf Milliarden Kelvin ansteigt. Zunächst kollabiert nur der Kern, die äußere Hülle ist träge und reagiert erst später (dazu kommen wir noch).

Aber warum kollabiert der Kern unter dem enormen Druck der äußeren Hüllen? Die Gründe für einen Kernkollaps sind: Elektroneneinfang, das Erreichen der Chandrasekhar-Grenze, Paar-Instabilität oder Photodesintegration. Hier die Kurzfassung:

• Elektroneneinfang spielt sich in einem entarteten Kern ab, der hauptsächlich aus den Fusionsprodukten Sauerstoff, Neon und Magnesium besteht. In diesem Fall würde der Kern des Sterns nicht komplett zu Eisen fusionieren, da die Sternmasse nicht groß genug ist, die extrem hohen Temperaturen und Drücke zu erzeugen, die für die Kernfusion zu Eisen nötig sind. Der O-Ne-Mg-Kern wird wieder durch den Entartungsdruck stabil gehalten (kurz gesagt, man kann keine zwei Elektronen in denselben Quantenzustand quetschen). Elektroneneinfang bedeutet, dass Magnesium und/oder Neon beginnen, die für die Aufrechterhaltung des Entartungsdrucks notwendigen Elektronen wegzufangen. Der Kern ist nicht länger in der Lage, das Gewicht der äußeren Schichten zu halten und sein Kollaps setzt ein. Das Endprodukt ist entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Diese Art Supernova tritt ein, falls der Vorgängerstern eine Masse zwischen 8 und 10 Sonnenmassen besitzt.
• Das Erreichen der Chandrasekhar-Grenze tritt ein, wenn ein Stern genug Eisen fusioniert hat, so dass sein Kern eine größere Masse besitzt als die Chandrasekhar-Grenze (1,4 Sonnenmassen). Das entartete Eisen ist dann nicht länger im Stande, sein eigenes Gewicht zu tragen und der Kernkollaps beginnt. Das Ergebnis ist wiederum ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, wobei der Vorgängerstern eine Masse von 10 bis 90 (oder mehr) Sonnenmassen haben muss, um einen derartigen Kernkollaps auszulösen.
• Paar-Instabilität bedeutet, dass ein Stern sehr großer Masse derart viel Gammastrahlung in seinem Kern erzeugt, dass ein Teil von deren Energie für die Paarerzeugung (Teilchen/Antiteilchen) abgezogen wird. Das Ergebnis ist ein Druckabfall, der den Kernkollaps einleitet. Besagter Druckabfall bewirkt eine thermonukleare Reaktion, die den Stern vollständig auseinanderreißt, ohne eine Spur von ihm zu hinterlassen. Dies geschieht nur bei besonders massereichen Sternen von 140- bis 250-facher Sonnenmasse.
• Photodesintegration bezeichnet einen Prozess, bei dem der Kern eines Sterns groß und heiß genug ist, um sehr viel extrem hochenergetische Gammastrahlung zu erzeugen, welche schwere Atomkerne zu Wasserstoff und Helium aufspalten kann. Der Kern eines Siliziumatoms mit seinen 28 Protonen und Neutronen (jeweils 14) kann beispielsweise in 7 Heliumkerne gespalten werden. Dieser Vorgang führt zu einer raschen Abkühlung des Sternkerns. Der Gravitationsdruck triumphiert rasant über den thermischen Druck und der Kern stürzt vollständig in ein massereiches Schwarzes Loch. Das passiert nur extrem massereichen Sternen, deren Masse größer als 250 Sonnenmassen ist - dem massereichsten derzeit bekannten Stern mit seinen kolossalen 265 Sonnenmassen wird dieses Schicksal widerfahren. Im Falle eines derartigen Kernkollapses kann keinerlei Materie entkommen, der Stern wird in seiner Gesamtheit zu einem Schwarzen Loch kollabieren.

Wenn der Kern kollabiert, ist die Elektronenentartung vollständig überwunden und kann nicht mehr zur Aufrechterhaltung des Kerns beitragen. Abgesehen vom Kollaps durch Paar-Instabilität, bei dem der ganze Stern durch eine thermonukleare Reaktion, ohne irgendwelche Überreste zu hinterlassen, gesprengt wird, führen alle anderen Arten des Kollapses zu einem ungeheuren Druck. Der Druck ist so groß, daß die Elektronen und Protonen "zusammengepresst" werden und sich zu Neutronen umwandeln. Das Endergebnis ist ein Kern von wenigen Kilometern Durchmesser, der hauptsächlich aus Neutronen besteht (Neutronenstern). Er ist so dicht, dass ein Kubikzentimeter (1 cm³) die gleiche Masse hat wie alle Autos der USA zusammen! Falls Sie schon immer wissen wollten, welches das kleinste Stückchen Schrott wäre, das man mithilfe einer gewaltigen Presse aus dem gesamten Autobestand der USA herstellen kann - jetzt wissen Sie es. Es misst gerade einmal 1 cm³ und hat, wissenschaftlich ausgedrückt, eine Dichte von 800 Millionen t/cm³. Die anfängliche Temperatur dieses Neutronensterns beträgt 100 Milliarden K. Beinahe die gesamte durch die Kernumwandlung frei werdende Gravitationsenergie wird von einem gewaltigen Sturm aus Neutrinos weggetragen. Für einen Zeitraum von etwa 10 Sekunden nach Beginn des Kernkollapses übersteigt die vom Neutrinosturm fortgetragene Energie die freigesetzte Gesamtenergie aller bekannten Sterne des Universums. Seien wir dankbar, dass diese Neutrinos fast überhaupt nicht mit normaler Materie wechselwirken. Der kleine 1%-Anteil der Energie, der als Licht abgestrahlt wird, ist in der Lage, den Stern hunderte Millionen mal heller scheinen zu lassen als unsere Sonne. Der vollständige Kernkollaps vom Einsetzen bis zur Entstehung eines Neutronensterns dauert gerade einmal eine Viertelsekunde. Kann der Neutronenstern den weiteren Kollaps verhindern? Das werden wir gleich näher betrachten.

Zur gleichen Zeit, in der der Kern kollabiert, verlieren die äußeren Schichten ihren Halt und beginnen im freien Fall ebenfalls Richtung Sternmittelpunkt zu stürzen. Sie können dabei Geschwindigkeiten von bis zu 23% der Lichtgeschwindigkeit erreichen. Die inneren Bereiche dieser äußeren Schichten fallen zuerst, die äußeren Bereiche folgen kontinuierlich, sobald sie nicht mehr von den inneren Bereichen getragen werden. Jetzt empfiehlt es sich nicht, sich im Gebiet zwischen dem neugeborenen Neutronenstern und den herabstürzenden äußeren Schichten aufzuhalten. Warum? Millionen Erdmassen fallen mit relativistischer Geschwindigkeit herab, kollidieren mit ungeheurer Wucht mit dem Neutronenstern und erzeugen die "Mutter aller Stoßwellen" im Universum. Sie prallen ab und stoßen mit den Teilen der äußeren Schichten zusammen, deren Fall später einsetzte. Diese Stoßwelle pflanzt sich von der Oberfläche des Neutronensterns bis in die obersten Schichten der kollabierenden Sternatmosphäre fort, was zur Folge hat, dass 96% der äußeren Materieschichten mit hoher Geschwindigkeit ins interstellare Medium geschleudert werden. Die Stoßwellen sind derart heftig, dass alle chemischen Elemente, die schwerer als Eisen sind, in der kurzen Zeit gebildet werden, in der die Stoßwellen durch die Sternatmosphäre laufen.
Bedenkt man die enormen Massen (viele Sonnenmassen) und Geschwindigkeiten, die an diesem Vorgang beteiligt sind, kann man sich vorstellen, welche Energien in diesen Prozessen stecken. Tatsächlich hat er besonders auf alle Planeten in einem Umkreis von etwa 100 Lichtjahren spürbare Auswirkungen, denn deren Atmosphäre kann Schaden nehmen oder zerstört werden oder deren Ozonschicht kann verschwinden.

Kommen wir am Schluss zurück zu der Frage, ob die Entstehung eines extrem kompakten Neutronensterns den Kollaps aufhalten kann. Für die meisten Sterne gilt, dass der Neutronenstern einen weiteren Kollaps verhindern kann und er ist, wie wir oben gesehen haben, sogar in der Lage, den größten Teil der verbliebenen Sternmasse abprallen zu lassen. Der Neutronenstern kann dem enormen Druck aufgrund der Neutronenentartung widerstehen. Neutronenentartung ist ähnlich der Elektronenentartung, doch da die Masse eines Neutrons sehr viel größer ist als die eines Elektrons, kann sie einem wesentlich höheren Druck standhalten (um diesen Materiezustand besser zu verstehen, können Sie in Sun.org unseren Artikel über Entartung lesen). Falls die Masse des Neutronensterns unter 3 Sonnenmassen liegt, kann die Neutronenentartung eine weiteren Kollaps verhüten. Lediglich bei den massereichsten Sternen ist der Neutronenstern nicht das Ende der Geschichte. Diese Sterne besitzen so viel Masse, dass sie einen Neutronenstern mit mehr als dreifacher Sonnenmasse bilden würden - zu viel für einen Neutronenstern, um sich selbst zu erhalten. In diesen Fällen kollabiert der Neutronenstern augenblicklich erneut und nimmt den endgültigen und nahezu irreversiblen Zustand an, den Materie erreichen kann: ein Schwarzes Loch. Das ist das definitive Ende der Geschichte für den Neutronenstern und alles in seiner Umgebung. Es wird noch nicht einmal eine beobachtbare Supernova geben, da keine Materie an einem Neutronenstern abprallen kann. Sie fällt einfach in das Schwarze Loch. Wenn sich Materie dem Schwarzen Loch nähert, kann sie aber eine Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch ausbilden, die so heiß wird, dass sie eine gewaltige Menge Gammastrahlung entlang der Rotationsachse des Vorläufersterns oder jetzigen Schwarzen Lochs emittiert (ja, ein Schwarzes Loch kann rotieren). Dieses Phänomen wird Gammablitz (englisch kurz GRB für Gamma Ray Burst) genannt. Diese Jets oder Gammastrahlen-Kegel konzentrieren die gesamte Energie um die Rotationsachse. Dieser Effekt (ähnlich eines Laserstrahls) sorgt dafür, dass ein fast 8 Milliarden Lichtjahre entfernter GRB im Jahr 2008 noch mit bloßem Auge sichtbar war.

Ein GRB von Eta Carinae beispielsweise, einem Stern mit 150 Sonnenmassen in einer Entfernung von 7500 Lichtjahren, könnte der Erde ernsthaft schaden, würde dessen Rotationsachse direkt auf die Erde zeigen (was zum Glück nicht der Fall ist). Trotz der riesigen Entfernung würden wir Licht sehen, das zehnmal heller wäre als der Vollmond. Alle ungeschützten elektronischen Geräte und Stromnetze würden durch den elektromagnetischen Impuls zerstört und die Ozonschicht würde teilweise ausradiert. Aber um es nochmal zu sagen, es gibt keinen supermassiven Stern in unserer Nähe, der uns mit einem GRB treffen könnte, wir sind also sicher vor dieser Gefahr.

Supernovaüberreste

Ein Supernovaüberrest ist eine mehr oder weniger regelmäßige Hülle aus Gas und Staub, die bei einer Supernova-Explosion weggeschleudert wurde. Diese Explosionen sind derart heftig, dass sie die Sternmaterie auf bis zu 10% der Lichtgeschwindigkeit beschleunigen können. Wenn die expandierende Hülle auf das interstellare Gas und den Staub der Umgebung trifft, bilden sich heftige Schockwellen an der Stoßfront. In diesen Regionen können die Temperaturen weit über 1 Million Kelvin liegen, was zu starken Emissionen quer durch das gesamte Wellenlängenspektrum, aber mit dem Schwerpunkt auf Röntgenstrahlung führt. Über einen Zeitraum von vielen Tausend Jahren (grob geschätzt 30000 bis 50000 Jahre) verlangsamt sich die Stoßwelle, wobei sie die Materie des explodierten Sterns mit dem interstellaren Medium mischt. Das ist ein weiterer Weg, das interstellare Medium mit schweren Elementen wie Sauerstoff, Stickstoff oder Kohlenstoff anzureichern und damit langfrsitig die Geburt von neuen Planeten zu ermöglichen.

Die Entfernung, die das Sternmaterial in dieser Zeit zurücklegt, kann hundert und mehr Lichtjahre betragen. Ein gutes Beispiel für einen jüngeren, ca. 1000 Jahre alten Supernovaüberrest ist der Krebsnebel. Ein 40000 Jahre alter Überrest ist Simeis 147.