Quelle: NASA Webb Mission Team, 10. Juni 2026

Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Vasily Kokorev von der University of Texas at Austin hat den betreffenden Glückstreffer identifiziert: GLIMPSE-17775. Durch die sorgfältige Analyse des von Webb erfassten Spektrums des Punktes – das bislang tiefste Spektrum eines kleinen roten Punktes – hat das Forschungsteam mehrere Indizien identifiziert, die alle die Interpretation stützen, dass GLIMPSE-17775 ein supermassives Schwarzes Loch ist, das von einem dichten Kokon aus teilweise ionisiertem Gas umhüllt ist – ein Modell, das als BH*-Szenario (Black Hole Star) bezeichnet wird. Ein Artikel, der die Ergebnisse beschreibt, wurde heute in The Astrophysical Journal veröffentlicht.

„Ich glaube, ein Teil der wissenschaftlichen Gemeinschaft tendiert zu einer einheitlichen Sichtweise – nämlich dass sich die kleinen roten Punkte durch Modelle von Schwarzen Löchern erklären lassen. Aber bei keinem der bisherigen kleinen roten Punkte lagen alle Beweise an einem Ort vor“, sagte Kokorev, der Hauptautor der Studie. „Bei GLIMPSE-17775 können wir diese Modelle überprüfen, da das Spektrum dieser Quelle so tief und beeindruckend ist.“

Abell S1063 mit Ausschnitt von GLIMPSE-17775 (NIRCam-Aufnahme)

Zusammenfügen der Puzzleteile

Kurz nachdem Webb seinen wissenschaftlichen Betrieb aufgenommen hatte, entdeckte er eine neue, mysteriöse Art von Objekten im sehr frühen Universum – zahlreiche rote Objekte, die etwa 600 Millionen Jahre nach dem Urknall entstanden waren. Wissenschaftler haben verschiedene Erklärungen für diese kleinen roten Punkte untersucht, darunter auch das Szenario der „Black-Hole-Stars“.

Eine Reihe glücklicher Umstände führte zu diesem neuen, detaillierten Spektrum eines kleinen roten Punktes. Der kleine rote Punkt, der später als GLIMPSE-17775 bekannt wurde, war glücklicherweise Teil von Webbs Bildgebungs- und Spektroskopiearbeiten für ein Projekt, das nach Population-III-Sternen und schwachen Galaxien im Galaxienhaufen Abell S1063 suchte. Dieser kleine rote Punkt ist weiter entfernt als der Galaxienhaufen und wird durch Gravitationslinsen vergrößert. (GLIMPSE-17775 hat eine kosmologische Rotverschiebung von 3,5, was bedeutet, dass er etwa 1,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall existierte.)

Während Webb ein 30-stündiges Spektrum des kleinen roten Flecks lieferte, entsprach der Effekt der Gravitationslinsenwirkung einer Teleskopbeobachtungszeit von 80 Stunden. Diese Kombination aus Webbs Infrarotempfindlichkeit und der „Lupe“ der Natur verstärkte die Detailgenauigkeit, die aus GLIMPSE-17775 gewonnen werden konnte. Das Ergebnis waren mehr als 40 Spektrallinien von dieser kleinen, roten Quelle – das bislang detaillierteste Spektrum dieses kleinen roten Punktes.

„Als wir das Spektrum zum ersten Mal sahen, war es, als lägen alle Teile eines Puzzles auf dem Boden verstreut“, sagte Kokorev. „Wir nahmen jedes Puzzleteil in die Hand, maßen die Linien und begannen, die verschiedenen Teile zu einem Mosaik zusammenzusetzen. Vielleicht sahen einige Teile zunächst nach nichts aus, aber dann fügten sich ein paar von ihnen zusammen, und wir erkannten, dass da etwas war.“

Die von Webb gesammelten spektroskopischen Daten liefern zahlreiche Belege für die Interpretation, dass der kleine rote Punkt GLIMPSE-17775 ein „Black Hole Star“ ist: ein schnell akkretierendes oder wachsendes Schwarzes Loch, das von einem dichten Gaskokon umhüllt ist, der das aus der Nähe des Schwarzen Lochs ausgestrahlte Licht umwandelt und die im Spektrum beobachteten Merkmale erzeugt.

Hinweise auf einen „Black Hole Star“

Eine Reihe von Indizien

Unter den mehr als 40 Spektrallinien, die das Team im Spektrum von GLIMPSE-17775 nachweisen konnte, befanden sich verschiedene unabhängige Indikatoren, die alle mit dem BH*-Szenario übereinstimmen. So stellte das Team beispielsweise fest, dass viele der Spektrallinien, wie etwa die von Wasserstoff, Sauerstoff und Helium, nicht in ein einfaches Modell einer rotierenden Gaswolke passen. Stattdessen beinhaltet das am besten passende Modell einen als Elektronenstreuung bekannten Verbreiterungseffekt – ein eindeutiges Anzeichen dafür, dass diese Quelle von einem dichten, geschichteten Gaskokon umhüllt ist.

Die Stärke und die Verhältnisse bestimmter Linien zueinander, insbesondere der 16 Eisenlinien, die das bilden, was das Team als „Eisenwald“ bezeichnet hat, sowie bestimmter Sauerstofflinien, erfordern eine hochenergetische Quelle, um sie zu erzeugen, wie beispielsweise ein schnell akkretierendes Schwarzes Loch. Darüber hinaus stellten die Astronomen die Fluoreszenz und Absorption von Helium im Spektrum fest, die beide für sich genommen darauf hindeuten, dass ein dichtes Medium eine leistungsstarke Quelle umhüllt.

Das BH*-Szenario passt nicht nur zu GLIMPSE-17775, sondern erklärt auch, warum die meisten kleinen roten Punkte im Röntgenlicht schwach leuchten, da eine solche Strahlung wahrscheinlich vom dichten Gaskokon absorbiert wird.

Ein fehlendes Element im Puzzle von GLIMPSE-17775 ist der Teil des Spektrums, der einen sogenannten Balmer-Break offenbaren würde – also eine starke Absenkung im emittierten Licht, die ein charakteristisches Merkmal der kleinen roten Punkte ist. Um ein umfassenderes Verständnis dieses kleinen roten Punktes zu erlangen, bezog das Team Zusatzdaten aus zwei Beobachtungsprogrammen ein, die das Hubble-Weltraumteleskop der NASA nutzten: die Programme Frontier Fields und BUFFALO (Beyond Ultra-deep Frontier Fields And Legacy Observations).

Die Daten von Webb und Hubble tragen gemeinsam dazu bei, zu erklären, warum der „Balmer Break“ schwächer ist als bei anderen „Little Red Dots“ üblich: GLIMPSE-17775 wird von einer riesigen Wirtsgalaxie umgeben. Auch wenn die Wirtsgalaxie eines „Little Red Dot“ bisher in dieser Größenordnung noch nicht häufig beobachtet wurde, steht dies nicht im Widerspruch zum Modell des dichten Gaskokons. Das „Black Hole Star“-Modell der „Little Red Dots“ führt das überschüssige blaue Licht auf Sterne in der Wirtsgalaxie zurück.

Als Webb erstmals kleine rote Punkte entdeckte, dachten einige Forscher, diese Objekte hätten die „Kosmologie auf den Kopf gestellt“, da sie sich nicht sicher waren, wie Galaxien im frühen Universum so schnell so groß werden konnten, um all dieses Licht zu erklären, das von ihren Sternen stammt. Das Team ist jedoch der Ansicht, dass das Puzzleteil GLIMPSE-17775 gut in den bestehenden Rahmen der Entwicklungsgeschichte des Universums passt, da die Massen der Schwarzen Löcher nicht so hoch sein müssen, um die breiten Emissionslinien zu erklären.

„Alles passt zusammen, nichts ist fehlerhaft, und ich glaube, das macht das Puzzle, das unser Universum darstellt, noch spannender“, sagte Kokorev. „Mit Blick auf die Zukunft freue ich mich darauf, noch tiefer einzutauchen und herauszufinden, was die zentralen Antriebe dieser kleinen roten Punkte antreibt. Wir gehen zwar davon aus, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt, doch es werden auch einige andere interessante Theorien vorgeschlagen, was sehr spannend ist. Vielleicht haben wir in ein oder zwei Jahren die endgültige Antwort darauf, was diese Quellen antreibt.“

Das James-Webb-Weltraumteleskop ist das weltweit führende Observatorium für Weltraumwissenschaft. Webb löst Rätsel in unserem Sonnensystem, blickt darüber hinaus auf ferne Welten um andere Sterne und erforscht die geheimnisvollen Strukturen und Ursprünge unseres Universums sowie unseren Platz darin. Webb ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA mit ihren Partnern, der ESA und der CSA.

Um mehr über Webb zu erfahren, besuchen Sie: https://science.nasa.gov/webb

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

31. Oktober 2019 – Astronomen unter der Leitung von Eduardo Bañados vom Max-Planck-Institut für Astronomie haben eine Gaswolke entdeckt, die Informationen über die Frühphase der Galaxien- und Sternentstehung liefert, bloße 850 Millionen Jahre nach dem Urknall. Die Gaswolke wurde zufällig bei der Beobachtung eines entfernten Quasars gefunden, und sie sieht so aus, wie sich die Astronomen die Vorläufer moderner Zwerggalaxien vorgestellt haben. Was die relativen Häufigkeiten der chemischen Elemente angeht, ist die Wolke dagegen überraschend modern. Das ist nur möglich, wenn sich die ersten Sterne im Universum sehr rasch direkt nach dem Urknall gebildet haben. Die neuen Ergebnisse wurden jetzt im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Wenn Astronomen ferne Himmelsobjekte beobachten, dann blicken sie zwangsläufig in die Vergangenheit zurück. Die von Bañados et al. entdeckte Gaswolke ist so weit entfernt, dass ihr Licht fast 13 Milliarden Jahre gebraucht hat, um uns zu erreichen. Dementsprechend zeigt uns das Licht, das uns jetzt erreicht, wie die Gaswolke vor fast 13 Milliarden Jahren aussah, nicht mehr als etwa 850 Millionen Jahre nach dem Urknall. Für Astronomen ist jene Zeit besonders interessant, innerhalb der ersten mehreren hundert Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich die ersten Sterne und Galaxien – und die Details dieser frühen Entwicklung sind noch weitgehend unbekannt.

Die Entdeckung der außergewöhnlichen Gaswolke verdanken die Astronomen dem Zufall. Bañados, damals an der Carnegie Institution for Science, und seine Kollegen waren dabei, eine Gruppe von Quasaren genauer zu untersuchen. Jene Gruppe von 15 fernen Quasare hatte Ko-Autorin Chiara Mazzucchelli für ihre Doktorarbeit am Max-Planck-Institut für Astronomie zusammengestellt und dazu die entferntesten bekannten Vertreter der Gattung (Rotverschiebung z³6.5) versammelt. Zuerst stellten die Forscher nur fest, dass der Quasar P183+05 ein eher ungewöhnliches Spektrum aufwies. Aber als Bañados dann eine detailreichere Aufnahme eines Spektrums analysierte, die er mit einem der Magellan-Teleskope am Las-Campanas-Observatorium in Chile angefertigt hatte, erkannte er, worum es sich eigentlich handelte: Das Ungewöhnliche in dem Spektrum waren die Spuren einer Gaswolke, die sehr nahe an dem entfernten Quasar lag – eine der entferntesten Gaswolken, die Astronomen bisher haben identifizieren können.

Durchleuchtet von einem fernen Quasar
Quasare sind die extrem hellen aktiven Kerne entfernter Galaxien. Verantwortlich für ihre große Leuchtkraft ist das zentrale supermassereiche Schwarze Loch der Galaxie. Materie, die um dieses schwarze Loch kreist (bevor sie dann hineinfällt), erwärmt sich dabei auf Temperaturen von Hunderttausenden von Grad und sendet deswegen enorme Mengen an Strahlung aus. Die große Helligkeit ermöglicht es Astronomen, Quasare als Hintergrund-Lichtquellen zu nutzen, um Wasserstoff und andere chemische Elemente „in Absorption“ zu beobachten: Befindet sich eine Gaswolke direkt zwischen dem Beobachter und einem entfernten Quasar, absorbiert sie einen Teil des Quasar-Lichts und lässt sich auf diese Weise nachweisen.

Astronomen untersuchen zu diesem Zweck das Spektrum des Quasars, also die regenbogenartige Zerlegung des Lichts in die verschiedenen Wellenlängenbereiche. Die Stärke der Absorption bei unterschiedlichen Wellenlängen liefert Informationen über die chemische Zusammensetzung, Temperatur, Dichte und sogar über die Entfernung der Gaswolke von uns (sowie ihre Entfernung vom Quasar). Verantwortlich dafür ist der Umstand, dass jedes chemische Element einen „Fingerabdruck“ von Spektrallinien hat – jede Linie ein enger Wellenlängenbereich, in dem die Atome dieses Elements Licht besonders gut emittieren oder absorbieren können. Das Vorhandensein eines charakteristischen Fingerabdrucks zeigt das Vorhandensein eines bestimmten chemischen Elements an und lässt sogar Rückschlüsse darauf zu, eine wie große Menge des Elements in der Wolke vorhanden ist.

Spuren der ersten Sterne?
Aus dem Spektrum der neu entdeckten Gaswolke konnten die Forscher sofort erkennen, wie weit die Wolke von uns entfernt ist – und das sie in diesem Falle in die erste Milliarde Jahre kosmischer Geschichte zurückblickten. Sie fanden auch Spuren von mehreren chemischen Elementen wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und Magnesium. Die Menge dieser Elemente war jedoch winzig und entsprach nur rund einem Achthundertstel der Häufigkeit jener Elemente in der Atmosphäre unserer Sonne. Astronomen fassen alle Elemente schwerer als Helium unter den Sammelbegriff „Metalle“ zusammen; die Messung macht die Gaswolke zu einem der metallärmsten (und entferntesten) Himmelsobjekte, das wir kennen. Michael Rauch von der Carnegie Institution of Science, Mitautor der neuen Studie, sagt: „Nachdem wir überzeugt waren, dass wir nur 850 Millionen Jahre nach dem Urknall auf urtümliches Gas gestoßen waren, haben wir uns gefragt, ob dieses System vielleicht sogar die chemischen Fingerabdrücke der allerersten Generation von Sternen enthält.“

Die Suche nach diesen Sternen der ersten Generation, die zur sogenannten „Population III“ gehören, ist eine der wichtigsten Aufgaben die es zu lösen gilt um herauszufinden, was im frühen Universum geschah. Im späteren Universum spielen chemische Elemente, die schwerer als Wasserstoff sind, eine wichtige Rolle, wenn es darum geht, Gaswolken zu Sternen kollabieren zu lassen. Aber diese chemischen Elemente, insbesondere Kohlenstoff, werden ihrerseits erst in Sternen produziert und in Supernova-Explosionen ins All geschleudert. Für die ersten Sterne stand noch kein Kohlenstoff als Kollaps-Beschleuniger zur Verfügung, denn direkt nach der Urknallphase gab es nur Wasserstoff- und Heliumatome. Das macht die ersten Sterne grundlegend anders als alle späteren Sterne.

Die Analyse des Spektrums der Wolke zeigte, dass deren chemische Zusammensetzung alles andere als urtümlich war, sondern erstaunlich genau den relativen Häufigkeiten der Elemente entsprach, wie man sie in den heutigen intergalaktischen Gaswolken findet. Das stellt für die Modelle der Entstehung der ersten Sterne eine beachtliche Herausforderung dar.

So viele Sterne, so wenig Zeit
Insbesondere muss die Entstehung der ersten Sterne diesen Ergebnissen nach bereits deutlich früher begonnen haben muss als zu jener Zeit, zu der wir die Gaswolke beobachten. Es musste nämlich seit Beginn der ersten Sternentstehung genügend Zeit vergangen sein, dass sich das heutige Gleichgewicht einstellen konnte – und die Spuren der frühen Sternchemie von den nachfolgenden Sternexplosionen mindestens einer weiteren Generation von Sternen überlagert werden konnten. Besonders wichtig ist dabei die Rolle der sogenannten Supernovae vom Typ Ia. Solche Supernovae finden rund eine Milliarde Jahre nach der Entstehung der beteiligten Sterne statt. Das schiebt die Entstehung jener Sterne weit in die Vergangenheit, in die Zeit direkt nach dem Urknall.

Nachdem die Astronomen diese eine sehr frühe Wolke gefunden haben, suchen sie systematisch nach weiteren Exemplaren. „Es ist spannend, dass wir die Metallizität und die Elementhäufigkeiten so früh in der Geschichte des Universums messen können. Aber wenn wir die Spuren der allerersten Sterne identifizieren wollen, müssen wir noch weiter in die Vergangenheit vordringen. Ich bin optimistisch, dass wir noch weiter entfernte Gaswolken finden werden, die uns helfen können zu verstehen, wie die ersten Sterne geboren wurden.“

Hintergrundinformationen
Die hier beschriebenen Ergebnisse wurden als Bañados et al., „A metal-poor damped Ly-alpha system at redshift 6.4„, im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Die von MPIA-Seite Beteiligten sind Eduardo Bañados (auch Carnegie Institution for Science), Emanuele Farina und Joe Hennawi (beide auch UCSB), Bram P. Venemans und Fabian Walter (auch NRAO), in Zusammenarbeit mit Michael Rauch (Carnegie Institution for Science), Roberto Decarli (INAF Bologna), Chiara Mazzucchelli (ESO), Robert A. Simcoe (MIT-Kavli Center for Astrophysics and Space Research), J. Xavier Prochaska (UCSC), Thomas Cooper (Carnegie Institution for Science), Frederick B. Davies (UCSB) und Shi-Fan S. Chen (MIT-Kavli Center for Astrophysics and Space Research und UC Berkeley).

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Ein Beitrag von Günther Glatzel und Gertrud Felber. Quelle: American Museum of Natural History, CalTech.

US-Astronomen haben mit einem neuen abbildenden Infrarot-Sensor am 5-Meter-Hale-Teleskop des Palomar-Observatoriums in Kalifornien Spektren der vier im Jahre 2008 entdeckten Planeten um den Stern HR 8799 gewonnen. Dabei zeigte sich, dass die Planetenatmosphären recht unterschiedliche und ungewöhnliche Zusammensetzungen besitzen. Normalerweise würde man bei derart großen und warmen Planeten, die Temperaturen liegen um 1.000 K, eine bestimmte Mischung von Ammoniak und Methan erwarten. Die Planeten von HR 8799 zeigten hingegen nur Spektrallinien des einen oder des anderen Stoffes. Zusätzlich fand man neben Kohlendioxid auch Hinweise auf Azetylen.

Ein weiterer erstaunlicher Fakt war, dass die Planeten „röter“ als angenommen waren, das heißt, die reflektierte Strahlung war langwelliger als erwartet. Man erklärt dies durch eine unvollständige Bewölkung in den Atmosphären. Auf jeden Fall ist die Luft auf allen Planeten zu giftig und zu heiß, um Leben nach unseren Vorstellungen zu ermöglichen.

Auch der Stern HR 8799 ist ungewöhnlich. Er besitzt die 1,6-fache Masse unserer Sonne, ist fünfmal heller, strahlt etwa 1.000-mal mehr UV-Strahlung ab und seine Helligkeit kann im Verlaufe von 2 Tagen um 8% variieren. HR 8799 befindet sich im Sternbild Pegasus. (HR steht für Harvard Revisited Photometry Catalogue, dessen Nachfolger der aktuelle Bright Star Cataloge ist. Im Nachhinein hat man übrigens die Planeten des Systems auf Aufnahmen des Hubble Space Telescope gefunden, die bereits im Jahre 1998 angefertigt wurden.)

Das Project 1640 wird von Ben E. Oppenheimer geleitet und vereint Bemühungen und Ressourcen von Forschern des California Institute of Technology (CalTech, USA), des Jet Propulsion Laboratory (JPL, USA) der NASA, der Universitäten Cambridge (Großbritannien) und New York (USA), des Space Telescope Science Institute (STScI) sowie des Amerikanischen Museums für Naturgeschichte der USA. Der neue Messkomplex ist ein Integralfeld-Spektrograph, der dem 5-Meter-Spiegel, einer präzisen adaptiven Optik mit Korrekturbewegungen im Mikrosekundenbereich, einer weiteren Korrekturoptik sowie einem besonders genauen Koronographen nachgeschaltet ist und über eine auf 77 K gekühlte Quecksilber-Cadmium-Tellur-Detektormatrix mit 4 Megapixeln verfügt, in der Infrarot-Spektren parallel in 30 Bändern im Bereich von 1,06 bis 1,78 µm Wellenlänge aufgenommen werden können. Zum System gehört auch eine spezielle Software, welche die Korrekturoptik steuert, die Daten speichert und die Spektren auswertet.

Das Licht des zentralen Sterns wird durch eine Lochblende ausgeblendet, während das Licht der Umgebung des Sterns in die hochkomplizierte Apparatur reflektiert wird. Hier erfolgt nicht nur die spektrale Zerlegung sondern auch ein Ausgleich atmosphärischer Disperion sowie eine weitere Korrektur der Luftbewegungen. Das Licht des Sterns wird außerhalb der Apparatur auf einen Wellenfrontdetektor geleitet. Damit lässt sich mit einer Präszision von etwa 10 nm übrig bleibendes direktes Sternlicht aus den Spektren der beobachteten Planeten herausrechnen. Der Koronograph lässt die Beobachtung von Objekten in der Nähe von Sternen zu, die 1 bis 10 Millionen Mal schwächer leuchten als diese.

Geplant ist eine dreijährige Studie am Palomar-Observatorium, die im Juni 2012 begann und während der etwa 200 Sterne unter die Lupe genommen werden sollen, die sich innerhalb von ca. 150 Lichtjahren um unser Sonnensystem befinden.

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• Direkt beobachtete Exoplaneten

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL), LBNLs Computational Cosmology Center, San Diego State University, Lars-C. Depka.

Das besondere am Outburst SN2002BJ ist die Geschwindigkeit, mit der sich die Supernova entwickelte. Im Vergleich zu den bisher bekannten Standardnovae durchlief die eher matte SN2002BJ einen etwa vierfach beschleunigten Zyklus und fiel innerhalb von 20 bis maximal 27 Tagen schlagartig unterhalb der Nachweisgrenze. Entdeckt wurde der Ausbruch in der weit entfernten Spiralgalaxie NGC 1821 schon im Jahre 2002, wurde irrtümlicherweise allerdings auch gleichzeitig als typischer Vertreter einer Typ-II-Supernova klassifiziert und geriet in Vergessenheit. Im Zuge einer Forschungsarbeit zur beschleunigten Ausdehnung des Universums stieß man nun auf die sieben Jahre alten Spektraldaten der vermeintlichen Typ-II-Supernova und erkannte bald ihre prinzipielle Falschbewertung.
Trotz der kurzen Lebensspanne gelang der starke Befund von Heliumsignaturen im Explosionsspektrum. In Kombination mit möglicherweise vorhandenem Vanadium – einem bis dato noch in keinem Spektrum einer Supernova nachgewiesenen Element – und der Abwesenheit von Wasserstoff, resultiert infolge dessen die Mutmaßung eines undokumentierten physikalischen Explosionsmechanismus (und nicht lediglich einer Variation eines bekannten Ablaufes), bei dem Heliumdetonationen auf weißen Zwergsternen als charaktergebend zu erachten sind.

Im Zuge solcher vehementer Energieumsätze fällt Weißen Zwergen grundsätzlich eine wesentliche Rolle zu. Weiße Zwerge sind verhältnismäßig kleine, jedoch relativ heiße Sterne und stellen die finale Entwicklungsstufe von Sternen wie beispielsweise unserer Sonne dar. Nach bisheriger Lehrmeinung werden Supernovaexplosionen nach ihren Typisierungsklassen I und II unterschieden. Beteiligte an einer Typ-I-Explosion sind Sterne bis ca. 8-facher Sonnenmasse in einem engen Binärsystem. Ein schon ausgebrannter Sternenrest (der Weiße Zwerg) akkretiert vor dem Hintergrund seines gesteigerten gravitativen Einflusses von seinem Begleiter – in diesen Systemen typischerweise ein Roter Riese- , der in seiner Ausdehnung oder Umlaufbahn die Roche-Grenze überschritten hat, wasserstoffreiche Materie aus seiner aufgeblähten Hülle. Während dieses Akkretionsprozesses kommt es schon vermehrt zu Novaausbrüchen, in Form eines in der Regel explosiven nuklearen Wasserstoffbrennens in der den weißen Zwerg umgebenden Schale, die sich aber durch weitaus weniger Energieabgaben auszeichnen, als sie bei Supernovaexplosionen zu erwarten sind. Die nach diesen Prozessen zurückbleibenden Fusionsprodukte erhöhen die Masse des Zwergsterns weiter, bis diese oberhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (das theoretisch massehöchste Stadium) anlangt. Ab dem Überschreiten dieser Grenze, kippt das Strahlungs-Gravitationsgleichgewicht des Sterns zu ungunsten des Strahlungsdrucks und der Weiße Zwerg beginnt durch Eigengravitationseinflüsse zu kollabieren.

Allerdings enthalten Weiße Zwerge sehr zum Unterschied zu den Vorgängersternen hohe Anteile fusionsfähigen Kohlenstoffs. Die im weiteren Verlauf der Kollabierung rapide einsetzende Kernfusion (Kohlenstoffbrennen) verhindert daher die Entstehung eines Neutronensterns durch andauernde weiter Kontraktion des Eisenkerns. Allerdings laufen diese Prozesse derart energiereich ab, dass der gesamte Stern in einer Supernova explodiert, was den Phänomenen der Typ-I-Novae auch die Bezeichnung „thermonukleare Supernovae“ eingebracht hat.

Der qualitative Unterschied der „neuen“ Supernova zu denjenigen des Typs I liegt nun im Überleben des Weißen Zwergs, der während des Kernkollapses nicht komplett zerstört wird.

Trotz ihrer stark ausgeprägten Diversität, laufen die Geschehnisse innerhalb der beiden bekannten Supernovatypen in recht engen und gut dokumentierten spektralen und zeitlichen Bandbreiten ab. SN 2002BJ liegt indes sowohl in spektraler, als auch in zeitlicher Hinsicht nachhaltig außerhalb dieser anerkannten Kenngrößen.

Favorisiert wird mithin derzeit ein Szenario, bestehend aus einem Binärsystem Weißer Zwerge (sogenannte AM Canum Venaticorum; AM CVn, also eine besondere Gattung kurzperiodischer kataklysmischer Veränderlicher), wobei die vornehmlich aus Helium bestehende Sekundärkomponente durch gravitative Einflüsse der Primärkomponente langsam große Mengen Helium an sie verliert.

Die sich auf diese Weise entwickelnde blasse, superschnelle thermonukleare Supernova sollte schwere Elemente wie z. B. Chrom hervorbringen, welches schnell zu Vanadium und schließlich zu Titan zerfällt. Und genau der Nachweis dieser Vanadium-Absorptionslinien wird Gegenstand kommender spektroskopischer Untersuchungen werden. Erst danach wird man genauer wissen, ob die Geschichte der Supernovae um ein neues Kapitel ergänzt werden muss.

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