Erstellt von Roland Rischer. Quelle: NASA, Garnavich et al.

Im Jahr 2011 hat das 2009 gestartete Kepler-Weltraumteleskop erstmals den Blitz der Schockwelle einer beginnenden Supernova – Ergebnis eines Schockwellendurchbruchs an der Sternenoberfläche – im sichtbaren Wellenlängenbereich dokumentiert. Die umfangreichen Kepler-Daten aus der ersten, ursprünglichen Mission (bis zum Teilausfall seiner Lageregelung 2013), die eigentlich der Entdeckung von Exoplaneten dienen, werden schon länger von Gast-Beobachterteams hinsichtlich möglicher Sternenexplosionen oder auch Supernovae ausgewertet.

So auch ein Team um den Astrophysiker Peter Garnavich an der University of Notre Dame in Indiana, USA. Es analysiert die Daten, die das Kepler-Weltraumteleskop über drei Jahre hinweg alle 30 Minuten aus einem konstanten Sichtfeld mit rund 500 Galaxien und etwa 50 Billionen Sternen lieferte. Er und andere arbeiten im Kepler Extragalactic Survey oder kurz KEGS. Gesucht werden von KEGS unter anderem Hinweise auf Supernovae. Da benötigt man natürlich eine so große Stichprobe, um wenigstens die Chance auf ein paar ungewöhnliche Ereignisse zu haben, die man sich dann näher anschaut. Tatsächlich konnte der Explosionsablauf zweier roter Riesensterne aus dem Datenmaterial herausgefiltert und analysiert werden.

Allein die Zahlenverhältnisse zeigen, was für ein gigantischer Glücksfall vorliegt. Die Beobachtung von Supernovae ist an sich schon selten, und wenn, sieht man sie meist im fortgeschrittenen Stadium. Eine beginnende Supernova hat bereits nach wenigen Tagen ihre maximale Leuchtkraft erreicht und der Blitz der Schockwelle ganz am Anfang dauert nur 20 Minuten. Will man eine Supernova von Anfang an sehen, weil gängige Theorien zum Ablauf nur dann eine Bestätigung finden können, muss man zur richtigen Zeit in die richtige Richtung schauen. Mit dem Kepler-Teleskop ist das, wie man nun weiß, 2011 im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichtes gelungen.

Nicht zu vernachlässigender Nachteil dieser ziemlich verzögerten Datenanalyse: Eine ad hoc initiierte Parallel-Verfolgung der Ereignisse durch irdische Observatorien ist nicht möglich.

Beobachtet wurden zwei Sternenexplosionen. Sie betrafen zum einen den Stern KSN2011a, rund 300 Mal größer als unsere Sonne und 700 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Zum anderen entwickelte sich KSN2011d, 500 Mal größer als die Sonne und in einer Entfernung von 1,2 Milliarden Lichtjahren, zu einer Supernova. Der Sternenumfang vor der Explosion ist in beiden Fällen größer als die Erdumlaufbahn.

Beide aufgezeichneten Supernovae entsprechenden dem Typ II, dessen Kennzeichen ist, dass den ständigen Kernfusionsprozessen im Inneren eines roten Riesensterns der Brennstoff ausgeht. Die Schwerkraft lässt den über mehrere Fusionsstufen entstandenen Eisenkern in sich zusammenbrechen und löst damit eine Explosion aus, bei der sich der Stern selbst zerlegt. Die Aufzeichnung des Lichtblitzes der Schockwelle als frühes optisches Anzeichen einer Sternenexplosion gelang bei dem größeren der beiden Sterne und ist ein Meilenstein in der astronomischen Forschung, denn er bestätigt Theorien über den Ablauf eines Supernova-Prozesses. Von KSN2011d lagen aus der Phase zwischen beginnender Aufhellung und maximaler Helligkeit rund 500 photometrische Messungen vor. Der gemessene Anstieg entspricht den theoretischen Aussagen von I. Rabinak und E. Waxmann aus 2011 bezüglich Supernova-Abläufen bei roten Riesensternen. Zusätzlich gab es aber eine auffällige Abweichung in den Daten zur Zeit des theoretisch vermuteten Schockwellen-Durchbruchs an der Sternenoberfläche. Sieben photometrische Messungen wiesen kurz nach Zeitpunkt T0 (der Kernkollaps) signifikant höhere Helligkeitswerte aus und können damit aus wissenschaftlicher Sicht als der Lichtblitz des Schockwellendurchbruchs gewertet werden. Der Blitz entsprach zwölf Prozent der maximalen Supernova-Helligkeit. Statistisch nicht nachgewiesen werden konnten theoretisch zu erwartende Strahlungsvorläufer des Schockwellendurchbruchs. Die Schockwelle aus dem Eisenkernzusammenbruch läuft langsamer nach außen als die freigesetzten Photonen. Diese müssten Stunden vor dem Schockwellendurchbruch registriert werden können.

Die beiden Supernovae zeigten allerdings unerwartete Unterschiede. Während beide Explosionen eine ähnliche Energie entwickelten, konnte bei dem kleineren Stern keine Schockwelle aufgezeichnet werden. Die Wissenschaftler vermuten, KSN2011a könnte von einer Materiewolke umgeben gewesen sein, die den Schockwellen-Blitz verschluckt hat, als er die Sternenoberfläche erreichte. „Das ist eines der Rätsel in unseren Daten“, so Garnavich. „Man sieht zwei Supernovae und registriert verschiedene Dinge.“

Die Erforschung von Supernovae dient unter anderem dem besseren Verständnis der Verteilung schwerer chemischer Elemente in räumlicher und zeitlicher Hinsicht in unserer Heimatgalaxie. Das wiederum könnte ein Baustein zur Erklärung unseres Daseins sein, denn schwere Elemente sind durchweg Ergebnis von Sternenexplosionen und die Grundlage des Lebens in unserem Sinne, betont NASA-Wissenschaftler Steve Howell, am Ames Research Center der NASA im Silicon Valley für die Kepler-Mission zuständig.

Die Analyse der Daten aus der ersten Kepler-Mission bis 2013 durch KEGS steht kurz vor dem Abschluss. Der Kepler-Einsatz mit dem ursprünglichen wissenschaftlichen Beobachtungsprogramm musste 2013 nach dem Ausfall von zwei der vier Reaktionsräder zur Lagestabilisierung des Satelliten aufgegeben werden. Das Problem der Lagestabilisierung konnte jedoch durch eine spezielle Ausrichtung mit dem Ziel einer gleichmäßigen Verteilung des Strahlungsdrucks der Sonne auf die Sonde insoweit gelöst werden, dass das Kepler-Teleskop unter angepasster wissenschaftlicher Zielsetzung für eine Mission K2 nutzbar wurde. Der wesentliche Unterschied zu vorher ist ein alle 83 Tage wechselndes Sichtfeld. Das KEGS-Team wird auf der Suche nach weiteren Supernovae also weiterhin genügend Kepler-Daten durchkämmen können. Bei Ames-Research erwartet man von der Kepler-K2-Mission trotz Sichtfeldwechsel Dutzende weiterer Supernova-Beobachtungen. Mit viel Glück dürfte auch wieder ein Schockwellen-Blitz dabei sein.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, NASA.

Viele Galaxien sind von großen Mengen an interstellarem Staub durchsetzt. Dieser Staub besteht hauptsächlich aus Silizium- und Graphitpartikeln – Mineralien, welche auch auf der Erde in großen Mengen zu finden sind. Der Ruß einer Kerze ist dem kosmischen Staub sehr ähnlich. Allerdings verfügen Rußpartikel typischerweise über die zehnfache Größe der kosmischen Staubpartikel.

Dieser interstellare Staub nimmt bei der Entstehung von Sternen und bei der Bildung von Planeten innerhalb der so genannten protoplanetaren Scheiben, welche noch relativ ‚junge‘ Sterne umgeben, eine entscheidende Rolle ein. Hierbei muss sich dieser Staub jedoch zu größeren Brocken verbinden.

Wie entsteht ‚kosmischer Staub‘?
Der Ursprung des kosmischen Staubs stellt immer noch eines der großen ungelöstes Rätsel der Astrophysik dar. Astronomen gehen jedoch allgemein davon aus, dass insbesondere im frühen Universum Supernovae die Hauptquelle für diesen Staub darstellten. Allerdings war die Beweislage für die Staubproduktionsfähigkeit von Supernovae bisher eher dünn. Außerdem konnten durch solche Sternexplosionen die großen Mengen an Staub, welche speziell in jungen Galaxien beobachtet werden, bisher nicht ausreichend erklärt werden.

Zudem ist immer noch unklar, wie und wo die dabei erzeugten Staubkörner entstehen. Die dabei gegebenen ‚kosmischen Umweltbedingungen‘ müssen eine Kondensation der Staubpartikel ermöglichen und außerdem sicherstellen, dass diese anschließend zu einer Größe anwachsen können, welche es ermöglicht, einer durch die destruktiven Eigenschaften der rauen Umgebung einer Galaxie mit aktiver Sternentstehung bedingten Zerstörung entgehen zu können. Zum Beispiel hochenergetische Strahlung, hohe Temperaturen oder auch Kollisionen untereinander können die zuvor gebildeten Partikel wieder aufbrechen.

Tatsächlich ließen sich in der Vergangenheit in den Überresten von Supernovae-Explosionen große Mengen an Staub nachweisen. Wie diese Staubpartikel allerdings im Detail entstanden sind und wie sie anschließend ‚überleben‘ können, ist dagegen noch nicht ausreichend erklärt. Durch neue Beobachtungsergebnisse könnte sich dies jetzt allerdings ändern.

Die Supernova SN2010jl
Ein internationales Astronomenteam hat eine mit dem Namen „SN2010jl“ belegte Supernova in den Monaten nach ihrer Entdeckung neun Mal mit dem X-Shooter-Spektrografen des Very Large Telescope (VLT), welches sich am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden befindet, im sichtbaren und im infraroten Spektralbereich beobachtet. Eine zehnte Beobachtungskampagne, bei der das langsam schwindende Licht der Supernova erneut analysiert wurde, erfolgte zweieinhalb Jahre nach der Sternexplosion.

Die ungewöhnlich helle Supernova SN2010jl – im Bereich des sichtbaren Lichtes verlief sie etwa zehn mal leuchtstärker als eine typische Supernova – ereignete sich in der unscheinbaren Zwerggalaxie UGC 5189A, welche sich in einer Entfernung von rund 160 Millionen Lichtjahren im Bereich des Sternbildes Löwe befindet. Entdeckt wurde die kurz darauf als eine Supernova des „Typ IIn“ klassifizierte Sternexplosion am 3. November 2010. Nachfolgende Abgleiche mit vorherigen Beobachtungen der gleichen Himmelsregion führten zu dem Ergebnis, dass der Ausbruch bereits mehrere Wochen zuvor Anfang Oktober 2010 begann.

Supernovae vom Typ II entstehen bei der gewaltigen Explosion eines Sterns mit mindestens acht Sonnenmassen. Der Untertyp IIn – das „n“ steht hierbei für „narrow“, also schmal – zeigt in seinem Spektrum schmale Wasserstofflinien. Diese Linien sind das Resultat einer Wechselwirkung zwischen dem Material, welches von der Supernova abgestoßen wird und dem Material, das den Stern bereits vor der Explosion umgeben hat.

„Indem wir die Daten der ersten neun Beobachtungen kombinierten, konnten wir die erste Messung der Absorption verschiedener Wellenlängen im Staub um eine Supernova durchführen“, so Christa Gall von der Universität Aarhus/Dänemark, die Erstautorin eines Fachartikels über die entsprechenden Messungen. „Hierdurch konnten wir mehr über diesen Staub herausfinden, als uns bisher möglich war.“

Die an der Kampagne beteiligten Astronomen stellten fest, dass die Staubbildung demzufolge bereits kurz nach der Explosion des Sterns beginnt und sich anschließend über einen längeren Zeitraum fortsetzt. Die neuen Messungen zeigten auch, wie groß die Staubkörner sind und woraus sie bestehen. Diese Entdeckungen gehen einen Schritt weiter als die kürzlich veröffentlichten Ergebnisse des Radioteleskopverbundes Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“), laut denen die Überreste der Supernova 1987A große Mengen von frisch gebildeten Staub enthalten (Raumfahrer.net berichtete).

Unerwartet große Staubpartikel
Eine der größten offenen Fragen des in diesem Zusammenhang veröffentlichten Fachartikels war, wie die Staubkörner die zerstörerische Umgebung in den Überresten von Supernova 1987A und von Supernovae allgemein überstehen können. Bei der Auswertung der gewonnenen Daten von der Supernova SN2010jl kamen die Wissenschaftler zu dem Ergebnis, dass sich in dem verhältnismäßig dichten Material, welches den ursprünglichen Stern umgibt, ungewohnt große Staubkörner bilden.

Diese verfügen über Durchmesser von mehr als einem tausendstel Millimeter. Obwohl sie damit für ‚menschliche‘ Verhältnisse immer noch winzig sind, fallen sie für kosmische Staubteilchen doch überraschend groß aus. Diese ‚Größe‘ wiederum macht sie zugleich auch bis zu einem gewissen Grad resistent gegenüber den destruktiven Prozesse, welche sich in der Umgebung einer Supernova abspielen.

„Unser Nachweis großer Staubkörner kurz nach der Supernovaexplosion bedeutet, dass es einen schnellen und effizienten Prozess geben muss, in deren Rahmen sie sich bilden“, ergänzt Jens Hjorth vom Niels-Bohr-Institut der Universität Kopenhagen in Dänemark, einer der an der Publikation beteiligten Koautoren. „Wir verstehen allerdings noch nicht genau wie das eigentlich passiert.“

Die Astronomen glauben allerdings zu wissen, woraus sich der Staub gebildet haben muss – nämlich aus dem Material, welches der Stern noch vor seiner Explosion in die Umgebung abgestoßen hatte, und das ihn daraufhin wie ein Kokon umgeben hat. Als die Schockwelle der Supernova expandierte, traf sie auf diese Staubhülle und verdichtete diese. Eine auf diese Weise erzeugte relativ kühle und zugleich dichte Hülle aus Gas ist die Art einer ‚kosmischen Umgebung‘, in der Staubkörner zunächst kondensieren und anschließend ‚wachsen‘ könnten.

Staubbildung in zwei Phasen
Die Ergebnisse der Beobachtungen deuten außerdem darauf hin, dass der Bildungsprozess lange anhält und zudem in einem zweiten Schritt – beginnend nach einigen hundert Tagen – ein beschleunigter Prozess der Staubbildung stattfindet, an dem dann auch Material, welches direkt bei der Supernova-Explosion abgegeben wird, beteiligt ist. Wenn die Staubproduktion in SN2010jl auch weiterhin dem bisher beobachteten Trend folgt, so wird die gesamte Staubmasse in der Umgebung von SN2010jl etwa 25 Jahre nach der Supernova-Explosion ungefähr der halben Masse der Sonne entsprechen. Dies entspricht in etwa der Menge an Staub, welche auch bei anderen Supernovae wie zum Beispiel SN 1987A zu beobachten ist.

„Bisher haben Astronomen viel Staub in den Überresten von Supernovae gefunden, der erst nach der Explosion entstanden ist. Allerdings haben sie auch Beweise für kleine Mengen an Staub gefunden, die tatsächlich in der Supernovaexplosion selbst entstanden sind. Diese beachtlichen neuen Beobachtungen erklären, wie dieser scheinbare Widerspruch gelöst werden kann“, so Christa Gall.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 9. Juli 2014 von Christa Gall et al. unter dem Titel „Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova SN 2010jl“ in der Fachzeitschrift „Nature“ publiziert.

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Fachartikel von Christa Gall et al.:

• Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova SN 2010jl (vollständiger Artikel, engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Trotz der stillen und scheinbar unveränderlichen Schönheit, welche der nächtliche Sternhimmel seinen Betrachtern vermittelt, ist das Universum alles andere als ein unveränderlicher Ort. In einem schier endlosen Kreislauf entstehen seit Jahrmilliarden immer wieder neue Sterne, welche sich anschließend über Zeiträume von Millionen und Milliarden Jahren entwickeln um schließlich wieder zu erlöschen. Unter bestimmten Voraussetzungen endet das „Leben“ eines Sternes im Rahmen einer gigantischen Explosion – einer so genannten Supernova. Die Materie, welche im Rahmen einer solchen Supernova-Explosion in das umgebende Weltall geschleudert wird, erzeugt dabei für den irdischen Betrachter zeitweise wundervolle Beobachtungsobjekte. Eine Aufnahme eines solchen Objektes wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) bereits in der letzten Woche veröffentlicht.

Diese neue Aufnahme, welche mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in Chile angefertigt wurde, zeigt den „Bleistiftnebel“ vor einem dichten Sternhintergrund. Diese seltsam geformte Wolke, welche offiziell auch die Katalogbezeichnung NGC 2736 trägt, wurde bereits am 1. März 1835 von dem britischen Astronomen John Herschel von Südafrika aus entdeckt. Herschel beschrieb ihn dabei als „einen außergewöhnlich langen und schmalen, aber äußerst schwachen Strahl aus Licht“.

In Wirklichkeit handelt es sich bei NGC 2736 um einen Emissionsnebel, welcher einen Teil eines Supernovaüberrestes darstellt. Der Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 815 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem nur von der südlichen Hemisphäre aus zu beobachtenden Sternbild „Segel des Schiffs“ (lat. Vela) und verfügt über eine Winkelausdehnung von 30 x 7 Bogenminuten, was einem Durchmesser von etwa 0,75 Lichtjahren entspricht. Der hellste Teil des Nebels ähnelt in seinem Aussehen in der Tat einem Bleistift. Die gesamte Struktur erinnert dagegen vielmehr an eine Art „kosmischer Hexenbesen“.

Dieser Emissionsnebel ist die sich immer noch ausdehnende Hülle einer Supernovaexplosion, der so genannten Vela-Supernova, welche sich vor etwa 11.000 Jahren ereignet hat. Ursprünglich bildete sich dabei bedingt durch die Explosion eines Sternes eine Stoßfront, welche anfangs mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Millionen Kilometern pro Stunde durch das Weltall raste. Diese Stoßwelle traf dabei auf interstellare Gase, welche den Raum zwischen den Sternen ausfüllen. Trotz der äußerst geringen Konzentration solcher interstellarer Gase wurde die Stoßwelle durch die Kollisionen stark abgebremst und es bildete sich eine Schockfront, in welcher sich seltsam geformte Nebelfetzen bildeten.

Der Bleistiftnebel, welcher sich gegenwärtig immer noch mit einer Geschwindigkeit von rund 650.000 Kilometern pro Stunde durch das interstellare Medium bewegt, ist der hellste Teil der Überreste der Vela-Supernova. Die Geschwindigkeit, mit der er sich durch das Weltall bewegt, ist in Kombination mit der relativ geringen Entfernung zur Erde so groß, dass sich die Position des Nebels am Himmel im Vergleich zu den Hintergrundsternen während eines Menschenlebens wahrnehmbar verschiebt. Auch nach mittlerweile 11.000 Jahren verändert diese Supernovaexplosion somit immer noch das Antlitz des Nachthimmels.

Das von der ESO veröffentlichte Bild zeigt nicht nur lange, bogenförmige Filamente, sondern auch kleine, helle Knoten und Flecken aus diffusen Gasansammlungen. Sein hell leuchtendes Erscheinungsbild verdankt der Nebel dichteren Gasregionen, welche von der Schockwelle der Supernova regelrecht überrollt wurden. Wo diese Welle auf das interstellare Gaskonzentrationen traf, heizte sie diese auf Temperaturen von mehrere Millionen Grad Celsius auf. Obwohl sich die interstellaren Gase mittlerweile bereits wieder abkühlen, kann das so angeregte Leuchten immer noch auf fotografischen Abbildungen erkannt werden.

Die dabei sichtbaren unterschiedlichen Farben ermöglichen es den Astronomen, die Temperaturen der Gase innerhalb des Nebels zu kartieren. Einige Bereiche sind demzufolge nach wie vor noch so heiß, dass ihr Leuchten – in diesem Bild in blauen Farbtönen dargestellt – vornehmlich von ionisierten Sauerstoffatomen stammt. Kühlere Regionen lassen sich dagegen anhand ihres rötlich schimmernden Wasserstoffgases identifizieren.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: DLF, SwRI, Raumcon.

Dies hat ein internationales Astronomenteam aufgrund von Messungen mit dem NASA-Weltraumteleskop IBEX (Interstellar Boundary EXplorer) berechnet. Demnach tritt interstellares Helium anders in unser Sonnensystem ein als vorhergesagt. Dies lässt darauf schließen, dass die Sonne und mit ihr unser gesamtes Planetensystem mit deutlich geringerer Geschwindigkeit durch das interstellare Medium pflügt. Dies geht sogar so weit, dass man die jahrzehntelang postulierte Schockwelle vor dem Einflussbereich unserer Sonne zur Diskussion stellt.

Dies geht aus Worten von David McComas vom Southwest Research Institute der Universität Texas in San Antonio (USA) hervor. Demnach kann man den Daten entnehmen, dass unsere Sonne relativ zum Interstellaren Medium eine Geschwindigkeit von maximal 22 Kilometern pro Sekunde besitzt und diese Geschwindigkeit für eine richtige Bugwelle, die mit der Schockwelle eines Überschallflugzeuges in Luft vergleichbar ist, nicht ausreicht.

Konsequenz daraus wäre, dass man die Dichte des Interstellaren Mediums und die in ihr herrschende Strahlung bisher falsch eingeschätzt hätte.

Fast zeitgleich veröffentlicht wurde das Ergebnis einer Studie an der Universität Bonn zu Doppelsternen. Dazu wurden Sternhaufen unter die Lupe genommen, in denen Sterne praktisch zum selben Zeitpunkt entstanden sind. Angeregt wird die Geburt von Sternen in kosmisch vergleichsweise dichten Gaswolken durch Stoßwellen, die beispielsweise bei Sternexplosionen entstehen können. Dabei ist die Entstehung von Doppelsternen praktisch der Normalfall. Die neue Erkenntnis: Je mehr Sterne in einem solchen Sternhaufen entstehen, umso größer werden Gravitationskräfte, die bei mehr oder weniger dichten Vorbeiflügen von Sternen aneinander dazu führen können, dass Doppelsterne getrennt werden und einer der beiden Sterne sogar aus dem Sternhaufen katapultiert werden kann. Bei den sogenannten Flyby-Ereignissen wird einem Partner Bewegungsenergie entzogen und auf den anderen übertragen.

Da unsere Sonne gegenwärtig als Einzelstern gilt und auch fernab offener Sternhaufen ihre Bahn zieht, könnte sie dereinst Opfer eines solchen Rauswurfs gewesen sein. Allerdings wäre dann eine hohe Geschwindigkeit gegenüber dem Interstellaren Medium wahrscheinlich. Es bleibt also spannend.

Raumcon:

• IBEX in unbemannte Raumfahrt (ab 13. Mai 2012)
• Sonnen-Eruptionen (ab Februar 2012)
• Unsere Sonne (ab 10. Mai 2012)

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Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: NRAO.

Die Wolke aus Wasserstoff wurde 1963 entdeckt und nach ihrem Entdecker „Smith´s Cloud“ benannt. Ihre Ausmaße betragen 2.500 x 1.1000 Lichtjahre. Sie befindet sich in einer Entfernung von nur 8.000 Lichtjahren zur Scheibe unserer Galaxie. Könnte man die Wolke mit bloßem Auge erkennen, würde man sie unter einem Blickwinkel von 15° erfassen, 30mal größer als der Mond am Nachthimmel. Die Wolke enthält genug Wasserstoff für die Bildung von Millionen sonnenähnlicher Sterne. Ihr Ursprung ist noch unklar. Einerseits könnte sie aus Überresten aus der Bildung unserer Galaxie bestehen, oder sie besteht aus Gas, welches einer Nachbargalaxie entrissen wurde.

Aus früheren Daten konnte die Bewegung der Wolke nicht bestimmt werden. Astronomen des NRAO nutzten jetzt das Radioteleskop „Robert C. Byrd Green Bank Telescope“ (GBT) in West Virginia (USA), um genauere Daten zu erhalten.

Demnach bewegt sich die Wolke mit ca. 240 km/s auf unsere Galaxie zu. Die vordersten Ausläufer interagieren schon mit dem interstellaren Gas der Milchstraße und führen dort zur Bildung von Schockwellen. Dadurch wird vor allem das Gas in der Vorderkante der Wolke angeregt und verrät sich durch seine Emissionen. Die Form der Wolke entspricht der Koma eines Kometen. Je näher sie der Milchstraße kommt, desto stärker wirken Gezeitenkräfte auf sie und können zu einem „Zerreißen“ der Wolke führen.

In der Zeitspanne zwischen 20 und 40 Millionen Jahren in der Zukunft wird das Gas der Wolke auf unsere Galaxie treffen. Das Zusammentreffen wird ein einer Region 90° vor unserer Position in der galaktischen Scheibe erwartet. In dieser Region dürfte die Ankunft des neuen Rohmaterials zusammen mit der Energie der Kollision zu einer Phase intensiver Sternbildung innerhalb weniger Millionen Jahre führen.

Die meisten Sterne dürften dabei sehr schwer sein und damit nur ein kurzes Leben gefolgt von einer Supernova aufweisen.

Links

• NRAO (National Radio Astronomy Observatory)

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Ein Beitrag von martinollrom. Quelle: Chandra.

Die Farben auf dem Bild von Chandra wurden verfälscht, um das Gebiet um die Supernova gut erkennbar zu machen. Das Bild zeigt Röntgenstrahlen, deren Ursprung in einer Supernova liegen, die bereits im Jahr 1006 am Himmel erschien. Die Röntgenstrahlen werden von Partikel hoher Energie erzeugt – in dem Bild blau eingezeichnet. Daneben findet man auch noch mehrere Millionen Grad heißes Gase (rot beziehungsweise grünlich im Bild zu erkennen).
Im Jahre 1006 glaubte man noch, dass ein neuer Stern am Himmel erschien, denn plötzlich gab es etwas am Nachthimmel das heller war als die Venus. Da dieses Phänomen aber nur ein paar Tage heller war als die Venus, räumte man damals diesem Phänomen entweder keinen Stellenwert ein oder einen übernatürlichen Stellenwert ein. Heute wissen wir, dass die Supernova mit dem Namen SN1006, die hellste Supernova war die je aufgezeichnet wurde. Heute wissen wir auch, dass damals kein neuer Stern entstanden ist sondern ein alter Stern gestorben ist, der 7000 Lichtjahre von der Erde entfernt lag. Es war ein weißer Zwergstern der mehrere weiße Zwergsterne in seiner näheren Umgebung hatte, die um ihn kreisten. Der Grund für den Tod war einfach die Masse, die die Stabilitätsgrenze überschritten hat.

Das Material das von der Supernova weggeschleudert wurde flog mit einer Geschwindigkeit von mehreren Millionen Kilometern pro Stunde in den Weltraum. Dies erzeugte natürlich enorme und gewaltige Schockwellen. Durch diese Schockwellen wurden die Partikeln schnell und plötzlich beschleunigt, weswegen sie heute auch so hochenergetisch sind. Warum diese Partikeln nicht auch in der näheren Umgebung der ehemaligen Supernova zu finden sind, ist bisher unklar. Eine Möglichkeit wäre, dass die Polung des interstellaren Magnetfeld die Partikel am „flüchten“ hindert. Die ersten Schockwellen hatten natürlich den größten Druck und dies löste teilweise eine Rückkopplung auf die folgenden Schockwellen aus, sodass manche wieder zurück zur Supernova flogen. Dies erwärmte die ausgestoßenen Materialen natürlich aufs Neue. Alle roten Gebiete auf dem Bild entstanden durch eine solche Schockwelle die wieder zurückkam, alle blauen Gebiete sind Partikel von Schockwellen, die diese Rückkopplung ausgelöst haben und selbst aber noch weiter geflogen sind. Das Röntgenspektrum von diesem Gas lässt vermuten, dass es mit Sauerstoff und anderen Elementen angereichert ist. Auch Spuren von nuklearen Reaktionen wurden gefunden, die scheinbar während der Explosion stattfanden.
Chandra arbeitet nicht im sichtbaren Licht sondern ist ein Röntgenteleskop. Diese Art der Weltraumuntersuchung wird dort verwendet, wo sichtbares Licht nicht zu uns vordringen kann oder nicht den gewünschten wissenschaftlichen Erfolg bringt. Von Hubble Bildern kann man aber auch oft nicht die Umgebungsbedingungen in einem bestimmten Gebiet bestimmen. Auch hierzu werden Röntgenteleskope verwendet, weil sie sich einfach die Hintergrundstrahlung konzentrieren und das Augenscheinliche nicht berücksichtigen. Eben ein Blick hinter die Kulissen.

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: NASA.

Die Entdeckung liefert die ersten gesicherten Beweise, dass diese „Protosonne“ einen großen Einfluss auf die chemische Zusammensetzung des Sonnensystems nahm, indem sie genug ultraviolette Strahlung abgab, um die Entstehung von organischen Verbindungen, Wasser und anderen lebenswichtigen Verbindungen auf der Erde zu begünstigen.
Wissenschaftler hatten lange gerätselt, ob die chemischen Verbindungen in frühen Sonnensystem mit Hilfe von Sonnenenergie oder durch andere Einflüsse entstanden sind.

„Die grundlegende Frage war: Leuchtete die Sonne oder leuchtete sie nicht?“ sagte Mark H. Thiemens, Professor der Chemie an der University of California. „Es gibt keine geologischen Beweise von vor 4,55 Milliarden Jahren, welche die Frage beantworten könnten.“

Vinai Rai, eine Kollege von Thiemens, fand eine Lösung und entwickelte eine sehr empfindliche Messmethode. Er suchte nach den chemischen Abdrücken des hochenergetischen Windes einer frühen Sonne, die in Form von Sulfidisotopen in frühen Meteoriten vorhanden sein müssten. Meteoriten sind die ältesten Überbleibsel des frühen Sonnensystems. Astronomen glauben, dass der Wind Materie aus dem Zentrum des rotierenden Sonnennebels in die äußeren Regionen der protoplanetarischen Scheibe blies, wo sich später Planeten, Asteroiden und Meteoriten formten.

Durch Verwendung einer Technik, die Thiemens fünf Jahre zuvor entwickelt hatte, um Veränderungen in der frühen Erdatmosphäre zu bestimmen, konnten die Wissenschaftler aus den Ablagerungen in Meteoriten auf die Intensität des Sonnenwindes schließen und damit auf die Leuchtkraft der Protosonnne. In ihrer Veröffentlichung schließen die Wissenschaftler, dass der leichte Überschuss eines bestimmten Sulfidisotops in den Meteoriten, ³³S, auf die Gegenwart einer „fotochemischen Reaktion im frühen Sonnennebel“ schließen lasse. Das bedeutet, dass bereits die Protosonne stark genug schien, um als Katalysator für chemische Reaktion zu dienen.

„Diese Messungen zeigen uns erstmals, dass die Sonne damals bereits schien, dass es genug ultraviolettes Licht für fotochemische Prozesse gab,“ sagte Thiemens. „Das ist ein großer Schritt auf dem Weg zum Verständnis der Prozesse, die die Bestandteile des frühen Sonnensystems geformt haben.“

Astronomen nehmen an, dass der Sonnennebel vor etwa fünf Milliarden Jahren begann, sich aus einer Wolke interstellaren Gases zu bilden, als dieses möglicherweise durch die Schockwelle eines explodierenden Sterns angeregt wurde. Während die sich drehende Scheibe des Nebels flacher und flacher wurde, bildeten sich in ihr Wirbel, aus denen später Planeten, Monde und Asteroiden entstanden. In der Zwischenzeit zog sich die Protosonne unter ihrer eigenen Gravitation weiter zusammen und entwickelte sich zu einem heißen, jungen Stern. Dieser Stern, unsere Sonne, erzeugte einen heißen Wind elektrisch geladener Teilchen, der einen Großteil an übrigem Gas und Staub aus dem Sonnensystem blies.

Planeten, Monde und viele Asteroiden wurden seit der Entstehung des Sonnensystems erhitzt und ihre Bestandteile wurden dadurch verändert. Deshalb können sie wenig Hinweise auf die frühe Zeit des Sonnensystems liefern. Einige frühe Meteoriten jedoch enthalten Material, das seit der Entstehung des Sonnensystems vor über 4,5 Milliarden Jahren fast unverändert geblieben sind.

Thiemens sagt, dass die Technik, die sein Team zur Feststellung einer hell leuchtenden Protosonne verwendete, eigne sich auch zur Schätzung, wann und wo verschiedene Verbindungen entstanden sind.

„Das ist unser nächstes Ziel,“ sagte er. „Wir betrachten Mineral für Mineral und können dann vielleicht sagen, was Schritt für Schritt passiert ist.“

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Ein Beitrag von Andreas Tramposch. Quelle: University of California, San Diego (UCSD).

Aufgrund von chemischen Fingerabdrücken die in frühzeitigen Meteoriten sichergestellt werden konnte, haben Wissenschaftler von der University of California, San Diego (UCSD) die These aufgestellt, dass die kollabierende Gaswolke aus der einst unsere Sonne entstand bereits bei der Formation der ersten Materie in unserem Sonnensystem vor 4.5 Milliarden Jahre sehr heiß und glühend war. Die Forscher haben lange darüber diskutiert ob die in der Entstehungsphase unseres Sonnensystems erzeugten chemischen Verbindungen mit Hilfe der Energie von der frühzeitigen Sonne oder aufgrund anderer Einflüsse entstanden sind. „Die Grundfrage war: War die Sonne an oder aus?“ sagte Mark H. Thiemens, Forscher der UCSD. Vinai Rai, ebenfalls Forscher der UCSD kam mit einer Lösung, die diese Frage beantworten könnte. Er entwickelte eine extrem empfindliche Messmethode mit der er Meteoriten aus der Zeit der Sonnenentstehung nach chemischen Fingerabdrücken untersucht. Dabei kam Vinai Rai zu dem Ergebnis, dass die ultraviolette Strahlung, die von dieser Gaswolke ausging bei der Formung des frühen Sonnensystems inklusive der Entstehung von organischen Komponenten, die das Leben auf der Erde ermöglichten eine große Rolle spielte. „Diese Messmethode sagt uns zum ersten Mal, dass die Sonne definitiv an war, dass es genügend ultraviolettes Licht gab und die Gaswolke hell leuchtete,“ sagte Thiemens. „Zu wissen, dass das der Fall war ist eine große Hilfe für uns Forscher den Prozess wie unser Sonnensystem geformt wurde besser zu verstehen.“

Astronomen glauben, dass sich der Sonnennebel vor rund 5 Milliarden Jahre zu formen begann. Grund dafür könnte eine Schockwelle eines explodieren Sternes sein, der unter seiner eigenen Gravitation kollabierte und eine große Wolke aus interstellarem Gas in Rotation versetzte. Als die drehende Scheibe aus dem Sonnenebel immer dünner und dünner wurde, entstanden immer größere Klumpen aus Materie, aus denen sich später die Planeten, deren Monde oder Asteroiden bildeten. In der Zwischenzeit zog sich das Zentrum der rotierenden Nebelscheibe aufgrund der eigenen Gravitation immer weiter zusammen und wurde zudem immer heißer. Schließlich entwickelte sich aus diesem Zentrum ein junger Stern, unsere Sonne, welcher heiße Winde von elektrisch geladenen Atomen ausstieß und den übrig gebliebenen Nebel aus unserem Sonnensystem ausspuckte. Planeten, Monde und Meteoriten wurden stark aufgeheizt und deren ursprüngliche Materialaufbau wurde verändert. Forscher konnten daher bei der Untersuchung der Planeten nicht auf die Entwicklung des Sonnenebels zu unserem Sonnensystem rückschließen. Zu deren Glück gibt es aber noch frühzeitige Meteoriten, deren Materialaufbau seit der Sonnenentstehung vor 4.5 Milliarden Jahre unverändert blieb.

Mit dieser neuartigen Messmethode erhoffen sich die Forscher nun auch weitere Frage bezüglich der Planetenentstehung beantworten zu können.

Der Beitrag Bereits Sonnennebel leuchtete hell erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: UniverseToday.

Diese Explosion löste Schockwellen und Superwinde in ihrer näheren Umgebung aus. Solche Explosionen sind keine Seltenheiten und können in jeder Galaxie passieren, ja selbst in der Milchstraße passiert es ab und zu nur bei weiten nicht so oft. Die Superwinde blasen das Gas und den Staub dann in den intergalaktischen Raum. Dies erklärt, warum die Schlüsselelemente, die ein Planet benötigt um entstehen zu können, in der frühen Phase des Universums bereits so verbreitet und ausreichend vorhanden waren.

Ein Team von Astronomen, geleitet von der Universität Durham, entdeckte diese Explosion in einer weit entfernten Galaxie. Ihre Entdeckungen wurden am 14. Juli im Magazin „Nature“ veröffentlicht. Diese Superwinde sind Bestandteil der Entstehungsphase von Planeten und sind daher sehr wichtig, da sie das benötigte Material liefern. Die Beobachtungen wurden mit einen erdgebundenen Teleskop, dem William Herschel Teleskop auf La Palma, United Kingdom, gemacht. Diese Superwinde entspringen durch eine solche Explosion und zieht Material und Gas dieser Explosion in den intergalaktischen Raum und sammelt auf ihrer Reise immer mehr Gas auf. Wissenschaftler glauben, dass aus diesen Material später einmal selbst ein eigenständiges Planetensystem, ja sogar eine Galaxie entstehen kann. So sind die Standorte und Größen der heutigen Galaxien den früheren Explosionen und deren Superwinden zu verdanken. Außerdem kann man ungefähr abschätzen wo es früher ungefähr Galaxien gegeben haben muss. Durch die Intensität und Reichweite der heutigen Superwinde kann man ungefähr die Quelle der damaligen Winde berechnen, die die heutigen Galaxien entstehen lassen haben. So gesehen könnte es möglich sein, dass die Astronomen eine Galaxiegeburt beobachtet haben.

Aber es könnten nicht nur Elemente ins All geschleudert werden die für Planetenentstehungen gebraucht werden, sondern sogar Elemente die Leben ermöglichen. Was den Forschern allerdings zu denken gibt ist die Tatsache, dass solche Superwinde nur in entfernten Galaxien häufiger auftreten und solche Dimensionen annehmen können als in nahen Galaxien. Mit dieser Beobachtung haben die Forscher wieder einen Meilenstein gelegt, denn man hat mit dieser Beobachtung weit in die Vergangenheit des Universums geblickt, noch dazu mit einer derartig hohen Auflösung und Qualität. Der Superwind wurde in der Galaxie LAB-2 entdeckt, die etwa mit 300.000 Lichtjahren dreifach so groß wie unsere Milchstraße ist. Die Forscher entdeckten den Gas- und Staubstrom nur zufällig, als er durch die gesamte Galaxie geschleudert wurde. Ob LAB-2 die Quelle des Windes ist, steht noch nicht fest.

„Wir glauben, da die Intensität des Windes sehr stark war, dass die Quelle nicht weit weg liegen kann. Das weggeschleuderte Material war aber sehr beeindruckend“, meint Dr. Richard Wilman von der Universität Durham. „Aber einige hundert Millionen Jahre früher wird die Explosion schon gewesen sein. Dann hätte das Gas Zeit abzukühlen. Theoretisch könnte es sein, dass wir in unserer näheren Umgebung Galaxien sehen, die aus dieser Explosion entstanden sind“, überlegt Wilman. Die Chance ist zwar sehr gering, da wir sehr weit entfernt sind, aber die Möglichkeit besteht. Astronomen haben lang über die Schlüsselelemente beim Entstehen von neuen Planeten überlegt. Dabei ist man auf Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen gestoßen. Durch den Urknall und weiteren Sternenexplosionen waren diese Komponenten bereits 2 Milliarden Jahren nach dem Urknall sehr verstreut und ermöglichten eine derartige Ausbreitung des Universums.

Der Beitrag Superwinde in entfernten Galaxien erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Roger Spinner. Quelle: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Diese Aufnahme entstand durch das Zusammenfügen von 150 Stunden Chandra-Daten. Sie zeigt den Rest einer Supernova-Explosion. Die zentrale, helle Wolke aus hochenergetischen Elektronen ist dabei umgeben von einer ausgeprägten Schale aus heissem Gas.
Eine solche Schale entsteht jeweils durch die Schockwelle, die nach der Explosion einer Supernova auf das sie umgebende interstellare Material trifft. Die Schockwelle erhitzt dabei das vorhandene Gas auf mehrere Millionen Grad Celsius und es entsteht dabei Röntgenstrahlung.

Der hier von Chandra fotografierte Supernovaüberrest wurde von Radioastronomen schon vor 30 Jahren entdeckt und damals mit der Bezeichnung „G21.5-0.9“ versehen. Obwohl die meisten Supernovae hell leuchtende Schalen zurück lassen, gibt es einige weinige die das nicht tun. Bis zu seiner Erforschung durch das Röntgenteleskop glaube man, es handle sich bei G21.5-0.9 um genau einen solchen Kandidaten, ohne sichtbare Auswirkung einer Schockwelle.

Das Fehlen einer erkennbaren Schale um G21.5-0.9 und andere, vergleichbare Supernovae, liess die Astronomen darüber spekulieren, ob es sich dabei nicht um eine neue, schwächere Art von Sternenexplosion handeln könnte. Dieses Thema wurde eingehend diskutiert. Nach den Beobachtungen von Chandra erscheint diese Hypothese nun jedoch als eher unwahrscheinlich. Viel glaubhafter ist hingegen die Annahme, dass jede Explosion eines massereichen Sternes eine starke Schockwelle aussendet. Ursache für eine wenig ausgeprägte Schale dürfte dabei das Fehlen interstellaren Materials um den explodieren Stern herum sein. Verliert ein Stern vor seiner Explosion schon sehr viel Masse, so könnte dies die Region um den Stern herum bereits gesäubert haben.

Durch untersuchen der zurückbleibenden Schalen mit Hilfe von Röntgenteleskopen erhalten Wissenschaftler nun wertvolle Hinweise über das Alter (in diesem Fall einige tausend Jahre) und die Energie der Explosion. Ebenso erlauben die Überreste Rückschlüsse auf den Zustand des Sternes, Millionen Jahre vor seiner Explosion.

Der Stern, der G21.5-0.9 entstehen liess, scheint mindestens die 10-fache Sonnenmasse besessen zu haben. Seine Entfernung zur Erde beträgt ungefähr 20.000 Lichtjahre.

Weiterführende Websites:

• Anschauliche Animationen über den Verlauf einer Supernova
• Harvard-Seite des Chandra-Röntgenteleskops (engl.)

Der Beitrag Die wahre Natur von G21.5-0.9 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Roger Spinner. Quelle: Royal Astronomical Society.

Das Imperial Team wählte Supernova SN 2002ic für seine Studien, da SN 2002ic die erste Supernova des Typs Ia ist, in der Wasserstoff beobachtet werden konnte. Mit Hilfe des Very Large Telescope (VLT) konnten die Wissenschaftler sehr präzise die Geschwindigkeit messen mit der sich der Wasserstoff fortbewegt. Sie entdeckten dabei, dass sich der Wasserstoff viel langsamer ausdehnt als ursprünglich vermutet. Dies ließ den Schluss zu, dass sie den noch ungestörten Wind sahen, der vom Stern noch vor seiner Explosion ausgestoßen wurde.

Neue Erkenntnisse über eine alte Bekannte
Obwohl schon viel über SN 2002ic bekannt war ist dies das erste Mal, dass nun „Sonnenwind“ aus einer Zeit kurz bevor sich der Sterns in eine Supernova verwandelt hat beobachtet wurde. Es ist auch das erste Mal, dass in diesem Wind auch stellarer Staub entdeckt wurde. Die Eigenschaften dieses speziellen Windes beinhalten wichtige Hinweise auf die Art des explodierten Sternes.

Diese Erkenntnisse wurde heute von Dr. Rubina Kotak vom Imperial College, anlässlich des National Astronomy Meeting der Royal Astronomical Society, in der Universität von Birmingham präsentiert.
SN 2002ic ist eine Typ Ia-Supernova. Diesen Typ von Supernovae verwendet man heutzutage auch um die Expansionsgeschwindigkeit des Universums zu bestimmen. Sie werden gelegentlich auch als „Standard-Kerze“ bezeichnet, da sie eine vorher bestimmbare maximale Helligkeit erreichen, so dass die beobachtete Helligkeit dazu verwendet werden kann, um die Distanz zur Erde zu bestimmen.
Um mehr darüber herauszufinden wie genau der Prozess einer Supernova-Explosion vor sich geht, untersuchen Astronomen die Ablagerungen die nach einer Explosion zurück bleiben und vergleichen die festgestellten Konzentrationen chemischer Elemente mit den theoretischen Modellen und Vorhersagen. Die Wissenschaftler erhielten zusätzlich ein unglaublich helles Infrarot-Bild von SN 2002ic, welches mit dem britischen Teleskop auf Mauna Kea (Hawaii) gemacht wurde. Dieses Leuchten im infraroten Bereich scheint durch die Staubhaltigkeit des Windes und der nachfolgenden Erhitzung der einzelnen Staubkörner durch die Supernova-Explosion hervorgerufen zu werden.

Das Team des Imperial College wird SN 2002ic nun weiterhin mit Hilfe von Bodenteleskopen und mit Hilfe des Spitzer-Weltraumteleskops beobachten. Obwohl SN 2002ic keine typische Typ Ia-Supernova ist, hilft sie doch mit mehr über diese wichtige Gruppe von Supernovae zu erfahren.

Supernovae vom Typ Ia
Supernovae kommen in zwei verschiedenen Hauptgruppen vor: Typ Ia und Typ II. Die erste Kategorie scheint das Resultat explodierender Weißer Zwerge zu sein. Die meisten massearmen Sterne, wie z. B. unsere Sonne, enden als Weiße Zwerge. Diese sehr kompakten Objekte explodieren jedoch erst wenn ihre Masse die kritische Grenze von 1,4 Sonnenmassen erreicht. Die derzeit allgemein anerkannte Theorie über die Typ Ia-Supernova besagt, dass Weiße Zwerge diese kritische Masse nur mit Hilfe eines Begleiters erreichen können. Unter gewissen Bedingungen akkretiert der Weiße Zwerg die Materie eines Begleitsternes. Dieser Prozess dauert so lange an, bis der Weiße Zwerg derart dicht ist, dass er kein weiteres Material mehr aufnehmen kann. An diesem Punkt beginnen Weiße Zwerge unter ihrem eigenen Gewicht zu kollabieren. Der Kollaps führt zu einer gigantischen thermonuklearen Explosion – der Supernova.
Supernovae vom Typ II
Typ II-Supernovae entstehen wenn ein Stern, der etwa 8-mal massereicher ist als unsere Sonne, seinen Brennstoff verbraucht hat und sich nicht mehr länger gegen den eigenen Zusammenfall wehren kann. Die Gravitation siegt über den Strahlungsdruck und der innere Kern kollabiert. Er tut dies mit solcher Geschwindigkeit und Kraft, dass eine gegen Außen gerichtete Schockwelle entsteht. Diese lässt dann die äußeren Schichten regelrecht explodieren. Das Endprodukt einer solchen Explosion ist entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.
Die Typ II-Supernovae werden noch weiter unterteilt. Es gibt noch die Typ II-L und II-P-Supernovae. Bei den Explosionen des Typs II-L nimmt die Helligkeit mit der Zeit linear ab. Bei Supernovae des Typs II-P durchläuft die Helligkeit beim Abklingen eine so genannte Plateau-Phase.

Auch bei Supernovae des Typ I gibt es neben dem bereits genannten Typ Ia noch zwei weitere Unterteilungen. Bei Explosionen des Typs Ib wird vor der Explosion die Wasserhülle des Sternes abgestoßen, so dass bei der eigentlichen Explosion keine Wasserstofflinie beobachtet werden kann. Bei Supernovae des Typs Ic wird zuerst die Heliumhülle abgestoßen, hier treten also keine Helium-Spektrallinien auf.

Aufgrund ihrer Grösse und der bei der Explosion stattfindenden Prozesse, sind diese beiden Typen eigentlich eher der Kategorie II zuzuordnen, darum sind sie hier speziell aufgelistet

Die genauen Prozesse, die bei einer Supernova ablaufen, sind heute noch weitgehend unbekannt. Unser heutiges Wissen stützt sich dabei hauptsächlich auf Theorien und Modelle, die allgemeine Anerkennung fanden.

Die Supernova SN 2002ic
Bis vor kurzem war das Vorhandensein von Wasserstoff in den Supernovae des Typs Ia zwar vorausgesagt, aber nie beobachtet worden. 2003 verkündeten Mario Hamuy und seine Kollegen, dass sie Wasserstoff in einer Supernova des Typs Ia entdeckt hatten, diese Supernova hieß SN 2002ic. Das Spektrum von SN 2002ic weist alle Charakteristika einer Typ Ia-Supernova auf, enthielt jedoch ein sehr starke und ausgeprägte Signatur von Wasserstoff. Die Supernova befindet sich ungefähr 1.000 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt.

Der Beitrag Der Sonnenwind von SN 2002ic erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: ESA.

Die vom ISO (Infrarotteleskop der ESA) gelieferten Daten bieten außerdem wichtige Hinweise auf die Entstehung der ersten Sterne im Universum. Sie könnten helfen zu erklären, wie diese Sterngeburten ausgelöst und beschleunigt wurden.

Wissenschaftler vermuteten schon länger einen Dominoeffekt, der mit der Explosion eines Sterns beginnt. Dabei erzeugt die Explosion eines massiven Sterns, beispielsweise einer Supernova, Schockwellen und „Winde“. Diese wandern durch umliegende Gaswolken und reizen sie dabei. Das regt wiederum einen Prozess an, welcher für den Zerfall des naheliegenden Gases sorgt. Letzten Endes führt das zur Geburt von neuen Sternen.

Der verräterische Hinweis dieses Prozesses ist eine Strahlung, welche von molekularem Wasserstoff abgestrahlt wird. Wenn Wasserstoffmoleküle von der Energie einer naheliegenden Explosion angeregt werden, strahlen sie einen unverkennbaren Typ von Strahlung ab, der mit Infrarotteleskopen erkannt werden kann.

Dieser Typ von Strahlung konnte bereits an Orten festgestellt werden, an denen Galaxien kollidierten und eine sehr hohe Anzahl von Sternbildungen gezählt wurde. Es gab jedoch keine klare Vorstellung davon, was zwischen der Kollision von zwei Galaxien und der Geburt von Sternen passierte.

Der gesuchte, dazwischenliegende Vorgang könnte jetzt von einem Team bestehend aus deutschen Astronomen erklärt werden. Sie analysierten vom ISO gesammelte Daten über zwei Galaxien (NGC 4038/4039 oder gemeinsam Antennae), welche gerade dabei sind, zusammen zu stoßen. In der bereits überlappenden Region bemerkten die Wissenschaftler ein reiches Vorkommen an Wasserstoff im angeregten Zustand.
Zur großen Überraschung des Astronomenteams passten die gemessenen Werte der Wasserstoffstrahlung nicht zu den erwarteten Werten. Die Explosionen und Regionen, in denen sich Sterne bilden, genügen nicht, um den überhöhten Wert zu erklären. Diese Ergebnisse bedeuten den ersten direkten Hinweis auf die gesuchte Verbindung zwischen einer Kollision von Galaxien und der Geburt der ersten Sterne.

Die Astronomen glauben, dass schockwelleninduzierte Sternbildungen vielleicht auch eine Rolle in der Entwicklung von einigen Galaxien in der ersten Milliarde von Jahren des Universums gespielt haben.

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Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: NASA.

Ein neues bemerkenswertes Bild vom infrarot Teleskop zeigt eine schwingende Wolke genannt Trifid Nebula gefüllt mit glühenden stallaren Brutkästen. Tief in diesen Brutkästen befinden sich schnell wachsende und glühende unausgereifte Sterne, welche Wärme Spitzer, ein amerikanisches Weltraumteleskop, erstmals entdecken konnte.

„Massive Sterne entwickeln sich in in sehr dunklen Regionen so schnell, dass es schwer fällt ihre Bildung zu beobachten.“ erzählt

Dr. Jeonghee Rho vom Spitzer Wissenschafts Zentrum. Das neue Bild zeigt einen flüchtigen Blick auf ein frühes Stadium einer massiven Stern Formation — eine Zeit, in der entwickelte Sterne dabei sind ins Leben geboren zu werden.
Der Trifid Nebula ist eine gigantischer Sternen bildende Wolke aus Gas und Staub, welche sich 5.400 Lichtjahre entfernt, in der Konstellation Sagittarius befindet. Zuvor gemachte Bilder vom Institute für Radioastronomie Millimeter Teleskop in Spanien zeigte in dem Nebelfleck vier kalte Knoten oder Kerne aus Staub. Diese Konten sind die Brutkästen in denen Sterne geboren werden. Astronomen dachten, dass diese noch nicht bereit wären für Sterne. Jedoch, als Spitzer alle vier Kerne untersuchte, stellt sie heraus, dass diese bereits begonnen haben Embryonen zu entwickeln.

Der Trifid Nebula ist dadurch einzigartig, dass er von einem massiven, zentralen Stern, welcher 300.000 Jahre alt ist, dominiert wird. Ausstrahlung und Winde strömen von diesem Stern aus und haben dadurch den Trifid-Nebel in seine momentane Form gebracht. Diese Winde arbeiteten zusätzlich wie Schockwellen wodurch Gas und Staub zu den dunklen Kernen zusammengepresst wurden. Dessen Gravität war der Grund dafür, dass mehr Material ineinanderfiel bevor unausgereifte Sterne geformt wurden. Im Moment häufen die wachsenden Embryen genug Masse an um sich zu entzünden und aus ihren Kernen herauszuexplodieren, so wie kleine Vögel aus der Eierschale brechen.

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Ein Beitrag von Matthias Müller. Quelle: SpaceRef.

„SNEWS könnte es Astronomen erlauben, Beobachtungen über den ganz frühen Beginn einer Supernova zu machen, wie es bisher noch nicht möglich gewesen ist“, schreibt der Autor eines Artikels über das neue System in der Septemberausgabe des New Journal of Physics. „Noch nie wurde eine Nova unmittelbar nach ihrer Geburt untersucht“.

Massereiche Sterne beenden ihr Leben nach einem Gravitationskollaps mit einer gewaltigen Explosion, bei der jedoch das entstehende enorm helle Blitzlicht innerhalb der Region gefangen bleibt. Somit ist die Strahlung für Astronomen nicht sichtbar, da sie die ersten Stunden oder Tage innerhalb der Nova bleibt.

Gücklicherweise senden diese Supernovas große Mengen subatomarer Partikel aus, so genannten Neutrinos, die Materie problemlos durchdringen und so mit Lichtgeschwindigkeit ins All entweichen und auf der Erde schließlich entdeckt werden können. Solche längst bekannten Neutrinoausbrüche sind die beste Möglichkeit, Supernovaexplosionen rechtzeitig zu erkennen und sie genauer untersuchen zu können.

Diese Ausbrüche zu erkennen ist nun die Aufgabe von SNEWS. Als ein internationaler Zusammenschluss von Einrichtungen zur Registrierung von Neutrinos, wie z.B. das Super-Kamiokande in Japan, ist es das oberste Ziel von SNEWS, die astronomische Community über eine galaktische Supernova sofort zu alarmieren. Das System verbindet eine zentrale Computerworkstation im Brookhaven National Laboratory in New York mit anderen Neutrinoobservatorien weltweit. Das Netzwerk vergleicht die Daten eines Neutrinoausbruchs und erhöht somit die Sicherheit, dass es sich tatsächlich um von einer Supernova stammende Signale handelt. Denn Neutrinos werden auch in weitaus geringeren Mengen von allen Sternen emittiert und in kosmischer Strahlung, die auf die Erdatmoshäre trifft, registriert. Oder sie werden künstlich in Nuklearanlagen oder Teilchenbeschleunigern erzeugt. Die Erde wird täglich von Neutrinos regelrecht überschwemmt.

Die Idee, die hinter SNEWS steckt, ist die, das Neutrinodetektoren, die nach einer Typ II – Supernova Ausschau halten, zur gleichen Zeit auf Signale anschlagen. Es ist aufgrund ihrer hohen Fehlerrate nicht möglich, nur einen Detektor zu benutzen.

Nur solare Neutrinos (und auch solche, die von einem bestimmten Typ eines Teilchenbeschleuniger emittiert werden) weisen Energielevels auf, die die einer Supernova überlappen können.

Neben dem Super-Kamiokande-Detektor in Japan sind noch das Sudbury Neutrino Observatorium in Kanada und der Large volume Detector in Italien Teil der SNEWS Working Group, außerdem noch acht weitere bereits bestehende oder geplante Einrichtungen.
Das neue Netzwerk registrierte bis jetzt noch keine Supernova. „Wir wissen nicht wann : morgen, nächsten Monat, nächstes Jahr oder erst in Jahrzehnten“, sagt der Astrophysiker John Bahcall vom Institute of Advanced Studies in Princeton, New Jersey.

Diese Ereignisse geschehen nicht mehr als ein paar Mal innerhalb eines Jahrhunderts. Das bedeutet, dass die Forscher schnell reagieren müssen, wenn eine Supernova passiert, um möglichst jedes Stückchen Information aufzuschnappen. Und dabei kann es Stunden oder Tage lang dauern, bevor das Licht der Nova sichtbar wird.

Eine Supernova bricht aus, wenn der Brennstoffvorrat eines Sterns von mindestens acht Sonnenmassen, also acht Mal so schwer wie unsere Sonne, erschöpft und der Stern „ausgebrannt“ ist. Der Druck, der durch die nukleare Fusion im Innern entsteht, kann den gewaltigen Druck der Gravitation (aufgrund seiner Masse) nicht mehr ausgleichen und nicht verhindern, dass der Stern letztendlich implodiert und in sich zusammenstürzt, explodiert und einen superdichten, stadtgroßen Neutronenstern hinterlässt.

Unmittelbar nach dem Kollaps entsteht eine sichtbare Schockwelle, die sich von der Region des Kollaps ausgehend in alle Raumrichtungen ausbreitet. Diese könnte man entdecken, wäre es nicht die Natur von Photonen (also Lichtteilchen), mit Material zu interagieren, durch das die sich hindurchbewegen. In diesem Fall die extrem dichten Überbleibsel der Supernova, deren Durchquerung mehrere Tage dauern kann. Aus diesem Grund wird die Nova erst viel später sichtbar, die Schockwelle kann das Material nicht sofort verlassen.

Fast die gesamte emittierte Energie des sterbenden Sterns besteht eigentlich aus Neutrinos, die wie verrückt aus der Nova herrausschießen. In einer Phase des Vorgangs, die jedoch lediglich um die zehn Sekunden andauert, ist alles so dicht, dass selbst die Neutrinos nicht herauskommen können. Danach sind die Neutrinos frei und bewegen sich von der Nova fort.

„SNEWS wird für die Astronomie und die Physik von unschätzbarem Wert sein“, sagt Bahcall. „Die Astronomen werden sich auf ihre Teleskope stürzen, um die Explosion in ihren frühesten Stadien zu beobachten. Und Physiker auf der ganzen Welt werden die genauen Details des Neutrinoausbruchs untersuchen können. Das sollte zu zahlreichen neuen und einzigartigen Resultaten und Erkenntnissen über die physikalischen Eigenschaften von Neutrinos führen. Und wir werden eine Menge über das Innere einer stellaren Explosion lernen, die wir anders gar nicht studieren könnten.“

Die letzte Supernova nahe der Milchstraße wurde im Jahr 1987 beobachtet, als ein superheller Lichtblitz an der Stelle eines blauen Riesensterns (Sanduleak-69 202) in der Großen Maggelanischen Wolke ausbrach. Deren frühe Beobachtung durch vier verschiedene Neutrinodetektoren war die Geburtsstunde der Supernova Neutrino Astophysik.

Die Neutrinos übertragen Informationen die Wissenschaftler helfen, Theorien über den Gravitationskollaps zu überprüfen und zusätzlich Limits für diverse Eigenschaften der subatomaren Partikel zu bestimmen, z.B. für deren Masse.

Seit der ersten experimentellen Untersuchung der ersten bekannten drei Neutrinotypen wurde vermutet, sie seien komplett masselos. Die Entdeckung, dass die Teilchen doch eine Masse besitzen, resultiert zum Teil aus Studien von Neutrinos in kosmischer Strahlung durch den Super-Kamiokande-Detector.
Die Organisatoren von SNEWS bieten auch eine Möglichkeit für die weltweite Community von Amateurastronomen, sich im Falle einer Supernova informieren zu lassen.

Der Beitrag Früherkennung von Supernovae durch SNEWS erschien zuerst auf Raumfahrer.net.