Quelle: ESON 10. Januar 2024.

10. Januar 2024 – Astronomen und Astronominnen haben in der Vergangenheit schon viele Hinweise auf diese Kette von Ereignissen gefunden, wie einen Neutronenstern im Krebsnebel, der Gaswolke, die bei der Explosion eines Sterns vor fast tausend Jahren zurückblieb. Aber sie hatten diesen Prozess noch nie in Echtzeit gesehen, was bedeutet, dass ein direkter Beweis für eine Supernova, die einen kompakten Überrest hinterlässt, schwer zu finden war. „In unserer Arbeit stellen wir eine solche direkte Verbindung her“, sagt Ping Chen, Forscher am Weizmann Institute of Science, Israel, und Hauptautor einer Studie, die heute in Nature veröffentlicht und auf der 243. Tagung der American Astronomical Society in New Orleans, USA, vorgestellt wurde.

Die Forschenden hatten im Mai 2022 Glück, als der südafrikanische Amateurastronom Berto Monard die Supernova SN 2022jli im Spiralarm der 75 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 157 entdeckte. Zwei verschiedene Teams untersuchten die Folgen dieser Explosion und stellten fest, dass sie ein einzigartiges Verhalten aufweisen.

Nach der Explosion nimmt die Helligkeit der meisten Supernovae mit der Zeit einfach ab; Astronomen sehen einen sanften, allmählichen Rückgang in der „Lichtkurve“ der Explosion. Das Verhalten von SN 2022jli ist jedoch sehr eigenartig: Während die Gesamthelligkeit abnimmt, geschieht dies nicht gleichmäßig, sondern schwankt etwa alle 12 Tage auf und ab. „In den Daten von SN 2022jli sehen wir eine sich wiederholende Abfolge von Aufhellung und Abschwächung“, sagt Thomas Moore, ein Doktorand an der Queen’s University Belfast in Nordirland, der eine Studie über die Supernova leitete, die Ende letzten Jahres im Astrophysical Journal veröffentlicht wurde. „Dies ist das erste Mal, dass wiederholte periodische Oszillationen über viele Zyklen hinweg in der Lichtkurve einer Supernova nachgewiesen wurden“, schreibt Moore in seiner Arbeit.

Sowohl das Team von Moore als auch das von Chen gehen davon aus, dass die Anwesenheit von mehr als einem Stern im System SN 2022jli dieses Verhalten erklären könnte. In der Tat ist es nicht ungewöhnlich, dass massereiche Sterne mit einem Begleitstern in einem sogenannten Doppelsternsystem kreisen, und der Stern, der SN 2022jli verursachte, war keine Ausnahme. Das Bemerkenswerte an diesem System ist jedoch, dass der Begleitstern den gewaltsamen Tod seines Partners überlebt zu haben scheint und die beiden Objekte, der kompakte Überrest und der Begleiter, wahrscheinlich weiterhin umeinander kreisten.

Die Forschungsdaten der Moore-Gruppe, zu denen auch Beobachtungen mit dem NTT der ESO in der chilenischen Atacama-Wüste gehörten, erlaubten es ihnen nicht, genau zu bestimmen, wie die Wechselwirkung zwischen den beiden Objekten die Höhen und Tiefen in der Lichtkurve verursachte. Aber die Chen-Gruppe konnte zusätzliche Beobachtungen sammeln. Sie fanden dieselben regelmäßigen Schwankungen in der sichtbaren Helligkeit des Systems, die das Moore-Team entdeckt hatte, und sie entdeckten auch periodische Bewegungen von Wasserstoffgas und Ausbrüche von Gammastrahlen im System. Ermöglicht wurden ihre Beobachtungen durch eine Reihe von Messinstrumenten am Boden und im Weltraum, darunter der X-Shooter am VLT der ESO, der sich ebenfalls in Chile befindet.

Die beiden Teams sind sich einig, dass sich die wasserstoffreiche Atmosphäre des Begleitsterns aufblähte, als er mit dem Material interagierte, das bei der Supernovaexplosion ausgestoßen wurde. Wenn dann das kompakte Objekt, das nach der Explosion zurückblieb, auf seiner Umlaufbahn durch die Atmosphäre des Begleitsterns raste, stahl es Wasserstoffgas und bildete eine heiße Materiescheibe um sich herum. Dieser periodische Materieentzug, die Akkretion, setzte viel Energie frei, die sich in den Beobachtungen als regelmäßige Helligkeitsveränderungen bemerkbar machte.

Obwohl die Teams kein Licht von dem kompakten Objekt selbst beobachten konnten, kamen sie zu dem Schluss, dass dieser Energieraub nur durch einen unsichtbaren Neutronenstern oder möglicherweise ein schwarzes Loch verursacht werden kann, das Materie aus der aufgeblähten Atmosphäre des Begleitsterns anzieht. „Unsere Forschung ist wie das Lösen eines Puzzles, indem wir alle möglichen Beweise zusammentragen“, sagt Chen. „All diese zusammengesetzten Teile führen zur Erkenntnis.“

Auch wenn sich die Anwesenheit eines schwarzen Lochs oder eines Neutronensterns bestätigt hat, gibt es noch viel über dieses rätselhafte System zu erfahren, darunter die genaue Beschaffenheit des kompakten Objekts oder welches Ende dieses Doppelsternsystem erwarten könnte. Teleskope der nächsten Generation wie das Extremely Large Telescope der ESO, das noch in diesem Jahrzehnt in Betrieb genommen werden soll, werden dabei helfen und den Astronomen ermöglichen, noch nie dagewesene Details dieses einzigartigen Systems zu enthüllen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in zwei Veröffentlichungen vorgestellt. Das Team unter der Leitung von P. Chen veröffentlichte einen Artikel mit dem Titel “A 12.4 day periodicity in a close binary system after a supernova” in Nature (doi: 10.1038/s41586-023-06787-x).

Das Team besteht aus P. Chen (Department of Particle Physics and Astrophysics, Weizmann Institute of Science, Israel [Weizmann Institute]), A. Gal-Yam (Weizmann Institute), J. Sollerman (The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University, Sweden [OKC DoA]), S. Schulze (The Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University, Sweden [OKC DoP]), R. S. Post (Post Observatory, Lexington, USA), C. Liu (Fachbereich Physik und Astronomie, Northwestern University, USA [Northwestern]; Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University, USA [CIERA]), E. O. Ofek (Weizmann Institut), K. K. Das (Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology, USA [Cahill Center]), C. Fremling (Caltech Optical Observatories, California Institute of Technology, USA [COO]; Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology, USA [PMA]), A. Horesh (Racah Institute of Physics, The Hebrew University of Jerusalem, Israel), B. Katz (Weizmann Institut), D. Kushnir (Weizmann Institut), M. M. Kasliwal (Cahill Center), S. R. Kulkarni (Cahill Center), D. Liu (South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University, China [Yunnan]), X. Liu (Yunnan), A. A. Miller (Northwestern; CIERA), K. Rose (Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, The University of Sydney, Australien), E. Waxman (Weizmann Institut), S. Yang (OKC DoA; Henan Academy of Sciences, China), Y. Yao (Cahill Center), B. Zackay (Weizmann Institut), E. C. Bellm (DIRAC Institute, Department of Astronomy, University of Washington, USA), R. Dekany (COO), A. J. Drake (PMA), Y. Fang (Yunnan), J. P. U. Fynbo (The Cosmic DAWN Center, Dänemark; Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Dänemark), S. L. Groom (IPAC, California Institute of Technology, USA [IPAC]), G. Helou (IPAC), I. Irani (Weizmann Institut), T. J. du Laz (PMA), X. Liu (Yunnan), P. A. Mazzali (Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University, UK; Max-Planck-Institut für Astrophysik, Deutschland), J. D. Neill (PMA), Y.- J. Qin (PMA), R. L. Riddle (COO), A. Sharon (Weizmann-Institut), N. L. Strotjohann (Weizmann-Institut), A. Wold (IPAC), L. Yan (COO).

Das von T. Moore geleitete Team veröffentlichte eine Arbeit mit dem Titel “SN 2022jli: A Type 1c Supernova with Periodic Modulation of Its Light Curve and an Unusual Long Rise” in The Astrophysical Journal Letters (doi: 10.3847/2041-8213/acfc25).

T. Moore (Astrophysics Research Centre, Queenʼs University Belfast, UK [Queen’s]), S. J. Smartt (Queen’s; Department of Physics, University of Oxford, UK [Oxford]), M. Nicholl (Queen’s), S. Srivastav (Queen’s), H. F. Stevance (Oxford; Fachbereich Physik, Universität von Auckland, Neuseeland), D. B. Jess (Queen’s; Fachbereich Physik und Astronomie, California State University Northridge, USA), S. D. T. Grant (Queen’s), M. D. Fulton (Queen’s), L. Rhodes (Oxford), S. A. Sim (Queen’s), R. Hirai (OzGrav: The Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery, Australien; School of Physics and Astronomy, Monash University, Australien), P. Podsiadlowski (University of Oxford, UK), J. P. Anderson (European Southern Observatory, Chile; Millennium Institute of Astrophysics MAS, Chile), C. Ashall (Department of Physics, Virginia Tech, USA), W. Bate (Queen’s), R. Fender (Oxford), C. P. Gutiérrez (Institut d’Estudis Espacials de Catalunya, Spanien [IEEC]; Institut für Weltraumwissenschaften, Campus UAB, Spanien [ICE, CSIC]), D. A. Howell (Las Cumbres Observatory, USA [Las Cumbres]; Department of Physics, University of California, Santa Barbara, USA [UCSB]), M. E. Huber (Institute for Astronomy, University of Hawai’i, USA [Hawai’i]), C. Inserra (Cardiff Hub for Astrophysics Research and Technology, Cardiff University, UK), G. Leloudas (DTU Space, National Space Institute, Technical University of Denmark, Dänemark), L. A. G. Monard (Kleinkaroo Observatorium, Südafrika), T. E. Müller-Bravo (IEEC; ICE, CSIC), B. J. Shappee (Hawai’i), K. W. Smith (Queen’s), G. Terreran (Las Cumbres), J. Tonry (Hawai’i), M. A. Tucker (Department of Astronomy, The Ohio State University, USA; Department of Physics, The Ohio State University, USA; Center for Cosmology and Astroparticle Physics, The Ohio State University, USA), D. R. Young (Queen’s), A. Aamer (Queen’s; Institute for Gravitational Wave Astronomy, University of Birmingham, UK [IGWA]; School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, UK [Birmingham]), T.- W. Chen (Graduate Institute of Astronomy, National Central University, Taiwan), F. Ragosta (INAF, Osservatorio Astronomico di Roma, Italien; Space Science Data Center-ASI, Italien), L. Galbany (IEEC; ICE, CSIC), M. Gromadzki (Astronomisches Observatorium, Universität Warschau, Polen), L. Harvey (School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin, Irland), P. Hoeflich (Department of Physics, Florida State University, USA), C. McCully (Las Cumbres), M. Newsome (Las Cumbres; UCSB), E. P. Gonzalez (Las Cumbres; UCSB), C. Pellegrino (Las Cumbres; UCSB), P. Ramsden (Birmingham; IGWA), M. Pérez-Torres (Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), Spanien; School of Sciences, Europäische Universität Zypern, Zypern), E. J. Ridley (IGWA; Birmingham), X. Sheng (Queen’s), und J. Weston (Queen’s).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• Supernovae

Der Beitrag ESO: Zusammenhang gefunden – Supernovae lassen schwarze Löcher oder Neutronensterne entstehen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quellen: NASA, STScI/AURA

29. Dezember 2023 – Das Hubble-Weltraumteleskop nahm dieses Bild einer Sternexplosion am 7. Juli 2003 auf, die in der nahe gelegenen Großen Magellanschen Wolke Trümmerteile auswarf. Seit seinem Start im Jahr 1990 hat Hubble unser Verständnis des Universums grundlegend verändert. Mit über 1,5 Millionen Beobachtungen und mehr als 20.000 veröffentlichten Artikeln über seine Entdeckungen ist Hubble die produktivste wissenschaftliche Mission in der Geschichte der NASA.

Übersetzung DeepL.com / Stefan Goth

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• Hubble

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Quelle: TU Darmstadt

Ein internationales Forscherteam, darunter Dr. Marius Eichler und Professorin Dr. Almudena Arcones von der TU Darmstadt und dem GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung, untersuchte die Entstehung unseres Sonnensystems vor 4,6 Milliarden Jahren und gewann dabei neue Erkenntnisse über den kosmischen Ursprung der schwersten Elemente im Periodensystem. Die Ergebnisse sind nun in „Science“ veröffentlicht worden.

Die Frage, bei welchen astronomischen Ereignissen der schnelle Neutroneneinfangsprozess, kurz r-Prozess, stattfinden kann, der die schwersten Elemente im Universum wie Jod, Gold, Platin, Uran, Plutonium und Curium erzeugt, ist seit Jahrzehnten unbeantwortet. Derzeit geht man davon aus, dass der r-Prozess bei Kollisionen zwischen zwei Neutronensternen, einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch oder bei seltenen Supernova-Explosionen nach dem Tod massereicher Sterne ablaufen kann.

Einige der durch den r-Prozess erzeugten Kerne sind radioaktiv und brauchen Millionen von Jahren, um in stabile Kerne zu zerfallen. Jod-129 und Curium-247 sind zwei solche radioaktive Kerne. Sie wurden bei der Entstehung der Sonne in Meteoriten festgehalten und haben eine erstaunliche Besonderheit: Sie zerfallen mit fast genau der gleichen Geschwindigkeit. Das bedeutet, dass sich das Verhältnis von Jod-129 zu Curium-247 seit ihrer Entstehung vor Milliarden von Jahren nicht verändert hat. „Da das Verhältnis von Jod-129 zu Curium-247 wie ein prähistorisches Fossil in der Zeit eingefroren ist, können wir einen direkten Blick auf die letzte Welle der Produktion schwerer Elemente werfen, die die Zusammensetzung des Sonnensystems aufbaute“, sagt Benoit Côté, der Erstautor der Studie.

Das Team berechnete das Verhältnis von Jod-129 zu Curium-247, das bei Kollisionen zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern entsteht, und verglich ihre Modellvorhersagen mit den in Meteoriten gefundenen Werten. Die Forschenden kamen zu dem Schluss, dass die Anzahl der Neutronen während des letzten r-Prozess-Ereignisses, das der Geburt des Sonnensystems vorausging, nicht zu hoch sein kann, da sonst zu viel Curium im Verhältnis zu Jod erzeugt wird. Dies impliziert, dass sehr neutronenreiche Quellen, wie zum Beispiel das Material, das während einer Kollision von der Oberfläche eines Neutronensterns abgerissen wurde, wahrscheinlich keine wichtige Rolle gespielt haben, während mäßig neutronenreiche Bedingungen, die oft in den Auswürfen der Akkretionsscheibe gefunden werden, die sich um das Verschmelzungsereignis bilden, eher mit dem meteoritischen Wert übereinstimmen.

Da Nukleosynthese-Vorhersagen auf unsicheren nuklearen und stellaren Eigenschaften beruhen, steht die endgültige Antwort darauf, welches astronomische Objekt die genaue Quelle war, noch nicht fest. „Die Möglichkeit, durch das Verhältnis von Jod-129 zu Curium-247 einen direkteren Blick auf die fundamentale Natur der Nukleosynthese schwerer Elemente zu werfen, ist jedoch eine spannende Aussicht“, sagt Dr. Marius Eichler, der ebenfalls Teil des untersuchenden Teams und Postdoc in der Gruppe von Professorin Dr. Almudena Arcones war. Auf diese Arbeit aufbauend können zukünftige astrophysikalische Simulationen von Sternverschmelzungen und Sternexplosionen in Kombination mit Kernphysikexperimenten, wie sie bei GSI und dem dort entstehenden internationalen Beschleunigerzentrum FAIR geplant sind, nun auch an meteoritischen Bedingungen getestet werden, um die Quelle der schwersten Elemente des Sonnensystems zu entschlüsseln.

Die Forschungsarbeit von Dr. Marius Eichler und Prof. Almudena Arcones wurde teilweise durch den ERC Starting Grant EUROPIUM und den DFG-Sonderforschungsbereich 1245 unterstützt.

Publikation
Die Studie ist unter dem Titel „129I and 247Cm in meteorites constrain the last astrophysical source of solar r-process elements“ in „Science“ erschienen.
DOI: 10.1126/science.aba1111

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Die Alchemie von verschmelzenden Neutronensternen (23. Oktober 2019)

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• Sternentwicklung

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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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• Supernovae

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Carnegie Institution for Science, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Vertont von Peter Rittinger.

Im Universum befinden sich unzählige Wolken aus interstellarem Gas und Staub, welche sogenannte Sternentstehungsgebiete bilden. Bedingt durch das Kollabieren dieser Wolken setzt bei diesen neu entstehen Sternen schließlich ein Wasserstoffbrennen ein und die neu „geborenen“ Sterne beginnen damit, Strahlung in das umgebende Weltall auszusenden. Abhängig von verschiedenen Faktoren ist jedoch nach mehreren Millionen bis Milliarden Jahren der für dieses Wasserstoffbrennen benötigte Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht und die Sterne treten in die letzte Phase ihres Lebenszyklus‘ ein.

Relativ massearme Sterne beenden ihr Leben dabei als sogenannte Weiße Zwerge – ein Schicksal, welches zum Beispiel auch das Zentralgestirn unseres Sonnensystems in etwa acht Milliarden Jahren ereilen wird. Deutlich massereichere Sterne beenden die letzte Phase ihrer Existenz dagegen mit einem „kosmischen Knalleffekt“ – einer Supernova-Explosion.

Bei einer Supernova handelt es sich um eine gigantische Sternexplosion, welche sich am Ende der letzten „Lebensphase“ eines bestimmten Sterntyps ereignet. Sobald Sterne mit einer ursprünglichen Ausgangsmasse von mehr als acht Sonnenmassen ihren nuklearen Brennstoff verbraucht haben, kollabiert ihr Kern unter der eigenen Masse. Daraus resultiert eine gewaltige Explosion, bei der große Teile der Sternmaterie nach außen geschleudert werden, woraus sich dann ein Supernovaüberrest bildet.

Abhängig von verschiedenen Kriterien werden diese Supernovae von den Astronomen in zwei Haupt- und verschiedene Unterkategorien unterteilt. Im Rahmen ihrer Forschungen ist es jetzt einem internationalem Astronomenteam gelungen, eine bisher unbekannte Art dieser Supernovae zu identifizieren. „Seit mittlerweile über tausend Jahren beobachten Menschen Supernovaexplosionen“, so Ryan Foley vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge/USA. „Und die ganze Zeit über hat sich diese neue Klasse im Verborgenen versteckt.“

Dabei tritt diese neu entdeckte Klasse von Sternexplosionen – sie wurde von den Entdeckern mit der Bezeichnung „Supernovaexplosion vom Typ Iax“ belegt – keineswegs selten auf. Nach dem bisherigen Kenntnisstand dürften die „Iax“-Sternexplosionen einen nicht unwesentlichen Teil der stattfindenden Supernovae-Explosionen repräsentieren. Auf etwa drei Explosionen der Kategorie Ia sollte statistisch gesehen eine weitere Supernova des Typs Iax entfallen. Der Grund für die erst kürzlich erfolgte Entdeckung liegt vielmehr darin begründet, dass solche Explosionen bisher schlichtweg „übersehen“ wurden, da sie etwa hundertmal schwächer als „normale“ Supernovae leuchten.

Im Rahmen ihrer Arbeit, welche kürzlich für eine Publikation in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ akzeptiert wurde, konnten die Astronomen 25 Supernovae der Kategorie Iax identifizieren. Durch die Bezeichnung „Iax“ soll deren Ähnlichkeit zu den bereits bekannten Supernovaexplosionen des Typs „Ia“ ausgedrückt werden. Bei einer „Ia“-Supernova handelt es sich um das letzte Stadium von einem in einem Doppelsternsystem befindlichen Weißen Zwerg, welcher zuvor Materie von seinem Partnerstern abgezogen hat. Nach dem Überschreiten einer kritischen Masse zündete im Inneren des Weißen Zwerges erneut ein Kernfusionsprozess, welcher den Stern in der Folge komplett zerrissen hat.

Aufgrund ihrer Beobachtungsdaten gehen Ryan Foley und seine Kollegen bei Supernovae vom Typ Iax von einen ähnlichen Mechanismus aus. Die Partnersterne der Weißen Zwerge haben demzufolge ihre aus Wasserstoff bestehenden Außenschichten bereits in das umgebende Weltall abgestoßen und bestehen fast nur noch aus Helium. Teile des Heliums strömen jetzt langsam zu dem Weißen Zwerg, wo es sich auf dessen Oberfläche sammelt und so langsam die Masse des Weißen Zwerges erhöht.

Der dann letztendlich einsetzende Kernfusionsprozess verläuft jedoch langsamer als bei Supernovae des Typs Ia und dürfte eher einer Verpuffung als einer Explosion ähneln. Aus diesem Grund, so die Astronomen, könnte der Weiße Zwerg daher den erfolgenden Ausbruch überstehen ohne vollständig zerrissen zu werden.

„Eine Supernova vom Typ Iax ist somit im Wesentlichen eher eine Art Mini-Supernova“, so Ryan Foley.

Auffällig bei der Entdeckung war, dass diese neu entdeckten Supernovae durchweg nicht in elliptischen Galaxien auftraten, welche relativ alte Sterne beherbergen. Dies verleitet zu den Schluss, dass Iax-Supernovae vornehmlich in Galaxien auftreten, welche über ein relativ junges Alter verfügen. Speziell durch die Verwendung des derzeit noch im Bau befindlichen Large Synoptic Survey Telescope erhoffen sich die an den Untersuchungen beteiligten Astronomen den Nachweis von weiteren mehreren Tausend Supernovae des Typs Iax.

„Je genauer wir hinschauen, desto mehr Wege finden wir, auf denen Sterne explodieren“, so Mark Phillips von der Carnegie Institution for Science, einer der an der Studie beteiligten Astronomen.

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• Supernovae

Fachartikel von Ryan J. Foley et al.:

• Type Iax Supernovae: A new class of stellar explosion (engl.)

Der Beitrag Neue Klasse von Supernova-Explosionen entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 1. November 1786 entdeckte der Astronom Friedrich Wilhelm Herschel die in dem Sternbild Eridanus gelegene Spiralgalaxie NGC 1637. Mit einer visuellen Helligkeit von 10,8 mag kann diese etwa 35 Millionen Lichtjahre von unser Heimatgalaxie entfernt gelegene Spiralgalaxie allerdings nur durch ein Teleskop beobachtet werden. Am 29. Oktober 1999 entdeckten Astronomen mit dem „Katzman Automatic Imaging Telescope „des auf dem Gipfel des Mount Hamilton im US-Bundesstaat Kalifornien gelegenen Lick-Observatoriums eine 13,5 mag helle Supernova in dieser Galaxie.

Bei einer Supernova handelt es sich um eine gigantische Sternexplosion, welche sich am Ende der letzten „Lebensphase“ eines bestimmten Sterntyps ereignet. Sobald Sterne mit einer ursprünglichen Ausgangsmasse von mehr als acht Sonnenmassen ihren nuklearen Brennstoff verbraucht haben, kollabiert ihr Kern unter der eigenen Masse. Daraus resultiert eine gewaltige Explosion, bei der große Teile der Sternmaterie nach außen geschleudert werden, woraus sich dann ein Supernovaüberrest bildet.

Unmittelbar nach der Entdeckung der mit dem Namen „SN 1999em“ versehenen Supernova in der Galaxie NGC 1637 führten verschiedene astronomische Teams Nachfolgebeobachtungen durch, mit denen diese Entdeckung zuerst bestätigt und anschließend weiter untersucht werden konnte. Im Rahmen ihrer Arbeiten haben die Astronomen die Helligkeitsentwicklung der Supernova sorgfältig vermessen und dabei über die Jahre hinweg einen relativ langsamen Helligkeitsrückgang dokumentiert. Die Supernova wurde als sogenannte Kernkollaps-Supernova klassifiziert, genauer gesagt als Supernova vom Typ IIp. Das „p“ steht dabei für „Plateau“, was bedeutet, dass eine Supernova dieses Typs nach dem Erreichen des Helligkeitsmaximums die dabei erreichte Helligkeit noch für eine vergleichsweise lange Zeit beibehält (die Lichtkurve zeigt also einen plateauförmigen Verlauf).

Für die Nachfolgeuntersuchungen wurde unter anderem auch das Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden eingesetzt. Die dabei angefertigten Aufnahmen zeigen nicht nur die Supernova SN 1999em sondern auch deren Heimatgalaxie NGC 1637. Aus diesen VLT-Aufnahmen wurde das jetzt veröffentlichte Bild zusammengesetzt.

Die Spiralstruktur von NGC 1637 offenbart sich in dieser Aufnahme durch das bläuliche Leuchten einer Vielzahl noch relativ junger und heißer Sterne. Des Weiteren sind im Bereich der Galaxie diverse Wolken aus interstellarem Gas und dunkle Staubbänder erkennbar.

Obwohl die Galaxie NGC 1637 auf den ersten Blick sehr symmetrisch erscheint, weist sie doch einige interessante Eigenschaften auf. Der relativ locker gewundene Spiralarm links oberhalb des Kernbereichs der Galaxie erstreckt sich zum Beispiel viel weiter in das Weltall als der viel kompaktere Arm unten rechts, welcher dadurch verkürzt erscheint.

Auf der Aufnahme sind außerdem diverse in unserer eigenen Heimatgalaxie gelegene Vordergrundsterne und weit entfernte Hintergrundgalaxien zu erkennen, welche sich zufällig alle in derselben Richtung am Himmel befinden.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Die Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung (16. Februar 2013)

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• Supernovae

Der Beitrag Die Supernova in der Galaxie NGC 1637 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Max-Planck-Institut für Astronomie.

Im Jahr 1006 leuchtete am Südhimmel eine Supernova auf, welche in der Folgezeit heller als der Planet Venus wurde. Dieses seltene Ereignis konnte damals an vielen Orten auf der Erde beobachtet werden, zumal der neue Stern im Maximum seiner Helligkeit nachts Schatten warf und sogar am Taghimmel sichtbar blieb. Jedoch erst durch den Einsatz moderner Beobachtungsinstrumente konnte der genaue Ort dieser Supernova, welche von den Astronomen die Bezeichnung SN 1006 erhielt, im Sternbild Lupus (der Wolf) identifiziert werden. An dieser Stelle wurde eine leuchtende Schale aus expandierender Materie entdeckt, welche den Überrest der gewaltigen Sternexplosion darstellt.

Supernovae sind gigantische Sternexplosionen, die sich am Ende des „Lebens“ eines bestimmten Sterntyps ereignen. Dabei werden große Teile der Sternatmosphäre oder gleich die gesamte Sternmaterie nach außen geschleudert und bilden einen Supernovaüberrest, welcher sich im Laufe der Zeit immer weiter ausdehnt. In den Bereichen, an denen das herausgeschleuderte Material auf die umgebende interstellare Materie trifft, bilden sich Schockwellen aus. Hierbei handelt es sich um Regionen, in denen sich Dichte und Temperatur abrupt verändern – ähnlich den Schockwellen eines Überschnallknalls, der zu hören ist, wenn ein Flugzeug die Schallmauer durchbricht.

Schon seit langem vermuten Astronomen und Astrophysiker, dass die Überreste solcher Supernovae mit der kosmischen Strahlung in Zusammenhang stehen. Hierbei handelt es sich um hochenergetische Teilchen, welche aus den Tiefen des Weltraums kommend auf die Erdatmosphäre treffen. Die energiereichsten Teilchen der im Jahr 1912 von dem österreichisch-amerikanischen Physiker Victor Franz Hess entdeckten kosmischen Strahlung stammen von außerhalb unseres Sonnensystems, und für einige davon werden als Quelle die besagten Supernovaüberreste angenommen. Die Details dieses Prozesses sind jedoch immer noch rätselhaft.

Ein von Sladjana Nikolić vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg geleitetes Astronomenteam hat jetzt mit dem Instrument VIMOS am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile den Supernova-Überrest SN 1006 genauer als jemals zuvor unter die Lupe genommen. Durch ihre Beobachtungen wollten die Astronomen analysieren, was genau in dem Bereich geschieht, an der das bei der Supernova mit hoher Geschwindigkeit herausgeschleuderte Material auf die im Vergleich dazu nahezu stillstehende interstellare Materie trifft. Die sich dort bildenden, expandierenden und zugleich hochenergetischen Schockwellen könnten als eine Art „kosmischer Teilchenbeschleuniger“ an der Erzeugung der kosmischen Strahlung beteiligt sein.

Im Rahmen der Studie gelang es dem Team erstmals, Informationen zur Materie im Schock zu sammeln und diese dabei nicht nur an eine Stelle der Schockfront zu vermessen, sondern vielmehr eine vollständige Karte zu erstellen, auf der die Eigenschaften des Gases und dessen räumliche Variationen verzeichnet sind. Daraus ergaben sich für die Astronomen wichtige Hinweise auf eine mögliche Lösung des Rätsels der kosmischen Strahlung.

Zur Überraschung der beteiligten Wissenschaftler ergaben sich bei den Untersuchungen Anzeichen für eine große Anzahl von sich schnell bewegenden Protonen im Gas der Schockregion. Bei diesen suprathermischen Protonen handelt es sich noch nicht um die kosmische Strahlung selbst, sondern vielmehr um Vorläuferteilchen (engl. „seed particles“), welche erst noch durch Wechselwirkungen mit der Schockfront auf die erforderlichen hohen Energien beschleunigt werden müssen, um als kosmische Teilchenstrahlung in den umgebenden Weltraum entweichen zu können.

„Dies ist das erste Mal, dass wir die physikalischen Prozesse in und um die Schockregion genauer untersuchen konnten. Wir haben dabei Hinweise auf die Existenz einer erwärmten Region direkt vor der Schockwelle gefunden, wie sie den gängigen Modellen nach notwendig ist, damit überhaupt kosmische Teilchenstrahlung entstehen kann. Außerdem wurde diese Region offenbar auf genau jene Weise erwärmt, wie man es erwarten würde, wenn dort Protonen existieren, welche die Energie aus direkt hinter der Schockfront gelegenen Regionen in die Bereiche direkt vor dem Schock transportieren“, so Sladjana Nikolić.

Die Untersuchung basiert auf Analysen, die Sladjana Nikolić im Rahmen ihrer Doktorarbeit am Max-Planck-Institut für Astronomie und der Universität Heidelberg durchführte. Bei der Studie wurde erstmals der Integralfeld-Spektrograf VIMOS des VLT verwendet, um die Eigenschaften einer Supernova-Schockfront derart detailliert zu untersuchen. In der „Integral Field Unit“ des VIMOS wird das Licht, welches auf jeden Pixel fällt, in seine einzelnen Spektralfarben zerlegt. Jedes dieser Spektren wird dabei von dem Instrument registriert. Bei der anschließenden Analyse können so zum Beispiel räumlich aufgelöste Karten der Geschwindigkeitsverteilung oder der chemischen Zusammensetzung des beobachteten Objekts gewonnen werden.

Sladjana Nikolić und ihre Kollegen nutzten den VIMOS-Spektrografen, um für mehr als 100 Punkte in einem kleinen Teilbereich der Schockfront der Supernova SN1006 gleichzeitig die Lichtzusammensetzung (das Spektrum) zu bestimmen. Die rund 18 Monate dauernde Analyse der Daten ergab detaillierte Informationen insbesondere über die Temperaturen vor und hinter der Schockfront.

Das Team beabsichtigt, diese Methode jetzt auch bei zukünftigen Untersuchungen von anderen Supernovaüberresten anzuwenden. Hierdurch erhoffen sich die Astronomen eine Vielzahl weiterer Erkenntnisse darüber, wie Supernovaüberreste kosmische Teilchen beschleunigen können.

„Diese neuartige Beobachtungstechnik könnte sich als ein Schlüssel erweisen um herauszufinden, wie Supernova-Überreste kosmische Strahlung erzeugen“, so Glenn van de Ven vom Max-Planck-Institut für Astronomie, einer der beteiligten Wissenschaftler. Kevin Heng von der Universität Bern – ein weiteres Teammitglied – ergänzt: „Wir sind besonders stolz darauf, dass wir die Integralfeldspektroskopie in eher unorthodoxer Weise eingesetzt haben – üblicherweise beobachtet man damit weit entfernte Galaxien. Die Genauigkeit, die wir dabei erreicht haben, stellt alle vorangehenden Studien in den Schatten.“

„Das hier war ein Pilotprojekt. Das Licht, das wir von dem Supernovaüberrest auffangen, ist ungleich schwächer als bei den üblichen Zielobjekten für solche Instrumente. Jetzt, wo wir wissen, was machbar ist, sind eine Vielzahl interessanter Nachfolgeprojekte in den Bereich des Möglichen gerückt“, so Sladjana Nikolić.

Die hier vorgestellten Ergebnisse von Sladjana Nikolić et al. wurden am 14. Februar 2013 unter dem Titel „An Integral View of Fast Shocks around Supernova 1006“ in der Online-Version der Fachzeitschrift „Science“ veröffentlicht.

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• Kosmische Strahlung

Fachartikel von Sladjana Nikolić et al.:

• An Integral View of Fast Shocks around Supernova 1006 (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA. Vertont von Peter Rittinger.

Sterne sind gewissermaßen atomare Öfen, in ihren Kernen wird aus Wasserstoff kontinuierlich Helium fusioniert. Bei einem Stern, der eine größere Masse als das etwa Achtfache unserer Sonne hat, führt das Ausgehen von Wasserstoff als Brennmaterial für das nukleare Fusionsfeuer unweigerlich zum Zusammenbruch. Bei einem solchen Kollaps entstehen Temperaturen, die hoch genug sind, dass durch Kernfusion auch schwere Elemente gebildet werden können, wie zum Beispiel Eisen, Kobalt, Nickel und Titan.

Auf den Zusammenbruch folgt eine Gegenbewegung, die letztlich in einer spektakulären Explosion, einer Supernova, endet. Vorher erbrütete Elemente werden dabei in den Weltraum geschleudert. Supernovae können dank der bei den enormen, bei der Explosion freiwerden Energiemengen so hell leuchten wie ganze Galaxien, im Unterschied zu letzteren aber nur für eine geringe Zeitspanne.

Nachdem das Explosionsleuchten nachgelassen hat, hängt die Leuchtkraft des übriggebliebenen Objekts von der Energie ab, die beim radioaktiven Zerfall von vorher erbrüteten und in der Explosion fusionierten Elementen entsteht. Beim radioaktiven Zerfall eines Elements entsteht Strahlung mit jeweils ganz bestimmten Frequenzen. An diesen Frequenzen lässt sich ablesen, um welche Elemente es sich handelt, die im konkreten Supernovaüberrest vorkommen, und vorher vom sterbenden, explodierenden Stern fort geschleudert wurden.

Die Supernova 1987A in einer Zwerggalaxie in der Nähe der Milchstraße, in der sogenannten Großen Magellanschen Wolke, konnte wegen des relativ geringen Abstands von der Erde (~166.000 Lichtjahre) im Februar 1987 sogar mit bloßem Auge beobachtet werden, als das erste von der Explosion ausgesandte Licht die Erde erreichte.

Zunächst, als die Sternexplosion sich am heftigsten darstellte, konnte das Vorhandensein von Elementen wie Calcium und Sauerstoff festgestellt werden. Diese Elemente kamen in den äußeren Schichten des Vorläufersterns vor. Nur wenig später ließ sich der radioaktive Zerfall von Material aus tieferen Schichten, nämlich von Nickel-56 zu Kobalt-56, und dessen weiterer Zerfall zu Eisen-56 beobachten.

Heute, nach über 1.000 Stunden, die das europäische Gammastrahlenteleskop Integral auf den Supernovaüberrest 1987A gerichtet war, ist man überzeugt, dass es dort auch reichlich Titan-44 gibt, das durch die von ihm ausgesandte hoch energetische Röntgenstrahlung mit Emissionslinien bei 67,9 keV und 78,4 keV auf sich aufmerksam macht. Die Menge des vermuteten Titan-44 hat nach Ansicht von Dr. Sergei Grebenev von der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau die Ausprägung des Supernovaüberrests in den letzten 20 Jahren maßgeblich beeinflusst.

Nach der Analyse der Daten von Integral sind die damit beschäftigten Astronomen sich sicher, dass die gesamte Menge an vorhandenem Titan-44, welche unmittelbar nach dem Kollaps des Kerns des Vorläufersterns von SNR 1987A entstanden ist, etwa 0,03 Prozent der Masse unserer Sonne beträgt. Dieser Wert liegt nahe von theoretisch ermittelten Vorhersagen und ist etwa doppelt so hoch wie der für die Menge des im Supernovaüberrest Cassiopeia A (Cas A) ermittelten Titan-44.

Dr. Grebenev, der seine Doktorarbeit über SNR 1987A geschrieben hat, hält die hohen Mengen von Titan-44 in Cas A und SNR 1987A für Ausnahmefälle, die Ergebnis einer asymmetrischen Geometrie der Supernovae sein könnten. Möglicherweise erfolgte die Bildung des Titan zu Lasten der Fusion schwererer Elemente.

Verwandte Quellen:

• Konrad Schmidt: Experimente zur Entstehung von Titan-44 in Supernovae

Der Beitrag Integral: Titan zerfällt in Supernovaüberrest 1987A erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei der Großen Magellanschen Wolke, auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (LMC) bekannt, handelt es sich um eine irreguläre Zwerggalaxie, welche sich in der unmittelbaren Nachbarschaft unserer Heimatgalaxie befindet und etwa 143.000 bis 166.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann sie bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden. Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch und Tafelberg beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie von dem persischen Astronomen Al Sufi in seinem „Buch der Fixsterne“ im Jahr 964. Der erste Europäer, der die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, welcher die LMC während seiner Weltumseglung in den Jahren 1519 bis 1521 beobachten konnte.

Die große Magellansche Wolke erweckt auch in der Gegenwart immer noch das Interesse der Astronomen. So hat zum Beispiel während des vergangenen Jahrhunderts die Bestimmung der genauen Entfernung der LMC eine Schlüsselrolle in der extragalaktischen Astronomie eingenommen. Aber auch die Erforschung der einzelnen Sternhaufen und Sternentstehungsgebiete innerhalb der LMC spielt in verschiedenen aktuellen astronomischen Projekten eine große Rolle.

Ein solches Sternentstehungsgebiet, welches aus kompakten Gas- und Staubwolken besteht, umgibt den in der LMC gelegenen Sternhaufen NGC 1929. Dieser Nebel trägt die offizielle Bezeichnung LHA 120–N 44, welche aber in der Regel mit der Kurzform N 44 abgekürzt wird. Die hier gezeigte Aufnahme von N 44 wurde mit dem FORS1-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO angefertigt.

Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ – kurz FORS, wörtlich übersetzt in etwa „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograf“ – stellt das vielseitigste Instrument des VLT dar. Es besteht aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen. FORS wurde im Rahmen eines Gemeinschaftsprojektes von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München und der ESO entwickelt und gebaut.

Die heißen, jungen Sterne innerhalb des Sternhaufens NGC 1929 senden eine intensive ultraviolette Strahlung aus, welche das Gas zum Leuchten anregt. Dadurch wird die gewaltige Gashülle, welche den Sternhaufen umgibt und die treffender Weise auch als Superblase bezeichnet wird, noch einmal stärker hervorgehoben. Die den Sternhaufen umgebende Blase verfügt über eine Ausdehnung von etwa 325 x 250 Lichtjahren. Zum Vergleich: Das Sternsystem von Alpha Centauri, dem der Sonne am nächsten gelegene Stern, ist lediglich knapp vier Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt.

Die Superblase N 44, so die Meinung der Astronomen, bildete sich durch zwei verschiedene Prozesse. Zum einen werden dafür sogenannte „Sternwinde“ verantwortlich gemacht. Hierbei handelt es sich um Ströme aus geladenen Teilchen, welche von den heißen und massereichen Sternen des Sternhaufens im Zentrum der Blase ausgehen. Solche Sternwinde „wehen“ Gas und Staub aus dem Zentralbereich des Sternhaufens hinaus und befördern das Material in dessen unmittelbare Umgebung.

Ein weiterer Faktor sind Supernovaexplosionen. Solche Sternexplosionen kennzeichnen das Ende von massereichen Sternen. Durch die dabei auftretenden Schockwellen wird das Material vom Zentrum des Sternhaufens noch weiter nach außen getrieben. In den Bereichen, wo das nach außen driftende Material auf das interstellare Gas in der Umgebung des Sternhaufens trifft, bildet sich die leuchtende Blase.

Obwohl sie somit von eigentlich zerstörerisch wirkenden Kräften erzeugt wurde, trägt die Superblase N 44 durch ihre Existenz zur Entstehung neuer stellarer Objekte bei. Durch die Kompression der Gase in den Randbereichen der Superblase bildet sich dort eine neue Sternengeneration.

Die heute von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde unter Verwendung von Rohdaten erstellt, welche der Argentinier Manuel Mejias im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO aus dem umfangreichen Datenarchiv der Europäischen Südsternwarte ausgewählt hat. Dieser Wettbewerb bot interessierten Amateurastronomen, welche gerne ästhetisch ansprechende Bilder von Himmelsobjekten aus Aufnahmen professioneller Großteleskope zusammenstellen, im Oktober und November 2010 die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten.

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• Magellansche Wolken

Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: American Association of Variable Star Observers.

Bei U Scorpii handelt es sich um eine sogenannte wiederkehrende oder periodische Nova, deren letzter Ausbruch am 25. Februar 1999 (Magnitude 7,5) beobachtet wurde. 2005 hatte Dr. Bradley Schaefer einen erneuten Ausbruch innerhalb eines Zeitfensters von März 2008 bis März 2010 vorausgesagt. Deshalb stand der Stern seit Frühjahr 2008 unter ständiger Beobachtung.
Die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) ist eine Vereinigung von Astronomen, die sich die Aufklärung der Mechanismen, die zu wiederkehrenden Novae führen, auf die Fahnen geschrieben hat. Berufs- und Amateurastronomen arbeiten hierbei weltweit zusammen.

Nach Bekanntwerden der Entdeckung wurden sowohl bodengestützte als auch Weltraum-Teleskope auf U Scorpii ausgerichtet. Dazu gehörten auch die Satelliten Rossi und Integral. In einem breiten Spektralbereich soll der Stern nun über mindestens 6 Monate genauer beobachtet werden.

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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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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Das Zentrum für Astrophysik Harvard-Smithsonian in Cambridge, Massachusetts, berichtete am 10. Juni 2009 von der außergewöhnlichen Ansicht der Supernova-Überreste SNR 0104-72.3. Sie finden sich in der kleinen Magellanschen Wolke, einer in astronomischen Maßstäben nahen Nachbargalaxie unserer Milchstraße, und gehen möglicherweise auf die thermonukleare Explosion eines sogenannten weißen Zwerges zurück. Die entsprechenden Beobachtungen erfolgten von den Weltraumteleskopen Chandra im Röntgenstrahlenbereich und Spitzer im Infraroten.

Dass der Supernova-Überrest dem Typ Ia zugeordnet werden kann, ergibt sich aus dem beobachteten Spektrum, das auf eine große Menge Eisen hinweist. Die Ausbreitung der Überreste der Sternenexplosion erfolgt aber nicht wie in anderen Fällen ringförmig. Statt dessen sieht man heute zwei asymmetrische eisenhaltige Jets, in den Aufnahmen violett, insbesondere nach unten links und oben rechts zeigend.

Vielleicht war die Sternenexplosion selbst stark asymmetrisch, und hat so die zwei Jets erzeugt, oder aber es gab dort, wo heute links oben und rechts unten auf den Aufnahmen bogenförmige grünliche Strukturen zu sehen sind, Materie, auf die das vom explodierenden Stern weggeschleuderte Sternmaterial getroffen ist. Da, wo keine Materie vorhanden war, bildeten sich die Jets aus. Für eine Bestätigung des zweiten Erklärungsversuches hoffen die Astronomen auf weitere Daten von Chandra.

Eine Erklärung für die ungewöhnliche Ansicht könnte in der komplexen Umgebung liegen. Infratotaufnahmen des Spitzer-Teleskops zeigen, dass sich SNR 0104-72.3 eventuell inmitten eines Sternenentstehungsgebietes befindet. Möglicherweise war die Supernova eine prompte, also eine unter Einbeziehung jüngerer und schwererer Sterne. Prompte Typ-Ia-Supernovae sind noch wenig untersucht, zusätzliche Beobachtungsdaten könnten weitere Erkenntnisse ermöglichen.

Raumcon:

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Der Beitrag Außergewöhnliches Bild von SNR 0104-72.3 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Tilman Kaiser.

Eine hohe Belastung dieser Geräte ergibt sich vor allem durch Teilchenstrahlung (z.B. elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwinds. u.a. Protonen im Van-Allen-Strahlungsgürtel) niedrige Temperaturen und niedrigen Druck. Diese drei Faktoren stellen für die empfindlichen Detektoren ein Problem dar. Bei den bildgebenden CCD-Detektoren (Charged-Coupled-Devices werden bekanntlich auch für die weitverbreitenden Digitalkameras der optischen Photographie verwendet) kann sich durch kosmische Teilchenstrahlung eine Verschlechterung im strahlungssensitiven Halbleitermaterial ergeben.

Solche CCDs werden übrigens nicht nur in der Beobachtung optischer Strahlung (sichtbares Licht), sondern seit geraumer Zeit auch für die Röntgenastronomie, wie z.B. auf dem Forschungssatelliten der ESA XMM-Newton (Raketenstart im Dezember 1999) zur Beobachtung von kosmischen Röntgenquellen, eingesetzt.

Diese Detektoren messen Photonenstrahlung – also elektromagnetische Strahlung oder schlicht und ergreifend Licht – der zu untersuchenden kosmischen Objekte dadurch, dass sie die von den Photonen (Lichtquanten) durch den quantenmechanischen „Photoelektrischen Effekt“ (entdeckt 1905 durch Albert Einstein) aus dem Bindungszustand des Halbleiterbands herausgelösten Elektronen elektronisch auslesen.

Beim Transfer der Elektronen zur Ausleseanode durch Verändern der elektrischen Potentiale an den CCD-Pixeln können diese Ladungen teilweise in Ladungsfallen im Halbleitermaterial hängen bleiben. Dadurch ergibt sich ein Ladungsverlust. Wie groß der Verlust der Signalladungen beim Ladungstransport ist, wird durch die sogenannte Ladungstransfereffizienz angegeben (Charge Transfer Efficiency – CTE). Sie ist als ein Faktor zwischen 0 und 1 folgendermaßen definiert: durch Ladungsverluste abgeschwächtes Signal geteilt durch ursprüngliches Signal. Keine Ladungsverluste bedeutet: CTE = 1. Totaler Ladungsverlust (kein Output) bedeutet: CTE = 0. Manchmal wird auch von der CTI (Charge Transfer Inefficieny) gesprochen, die definiert ist durch CTI = 1 – CTE.

Bevor ein Detektor mit seinem Satelliten ins All geschossen wird, sollte der Detektor durch Messungen am Boden möglichst genau kalibriert (geeicht) werden. Im Idealfall kann eine detaillierte Detektor-Response-Matrix ermittelt werden – also eine Matrix, mit der später Wissenschaftler aus dem elektrischen Outputsignal genau auf den Strahlungsinput schließen können. Am Boden wird z.B. die CTE in Abhängigkeit bestimmter Parameter ermittelt. Es ergibt sich in der Regel eine Abhängigkeit der CTE von der Energie, mit der Detektor bestrahlt wird und von der Temperatur des Detektorraums.

Durch die Teilchenstrahlung im All verschlechtert sich die CTE eines CCD-Detektors in der Regel im Laufe der Jahre. Durch Temperaturänderung im Detektor kann die CTE teilweise wieder verbessert werden. Auf jeden Fall werden Detektoren auch während des Betriebs im All ständig nachkalibriert. Hierzu verwendet man z.T. installierte Röntgenquellen im Detektor aber auch sehr gut untersuchte Quellen im All.

In der Hochenergieastrophysik (Röntgen- und Gammaastronomie) wird als Eichquelle (Standardkerze) gerne der Krebsnebel verwendet. Hohe Energien werden in unserem Universum z.B. am Ende der Entwicklung eines schweren Sterns frei, der sich nach einer heftigen Explosion je nach Anfangsmasse in einen Neutronenstern bestehend aus komprimierter Kernmaterie oder im Fall noch größerer Sternmasse, wenn der Druck der Kernmaterie nicht mehr der noch größeren Schwerkraft der Sternleichenmasse standhalten kann, in ein Schwarzes Loch umwandelt.

Der Krebsnebel ist der Überrest einer Sternexplosion (Supernova Remnant – SNR), die in chinesischen Schriften als ein heller Stern gedeutet wurde, welcher im Jahr 1054 für zwei Jahre lang am Nachthimmel „zu Gast“ und sogar mit dem bloßen Auge zwei Tage lang tagsüber zu erkennen war.

1731 wurde diese mittlerweile schwächer gewordene optische Lichtquelle vom englischen Physiker John Bevis entdeckt und noch im selben Jahrhundert vom „Kometenjäger“ Charles Messier in seinem Katalog unter der Bezeichnung M1 als Nebelfleck kategorisiert. Als der von Deutschland in die USA emigrierte Astronom Walter Baade 1942 detaillierte Untersuchungen über die Struktur des Krebsnebels veröffenlichte, wuchs das Interesse der Astrophysiker am Krebsnebel.

1963 wurde im 2-Gradfenster um den optischen Krebsnebel eine Röntgenquelle ausgemacht. Fünf Jahre später wurde im Zentrum des Krebsnebels ein im Radiowellenlängenbereich pulsierender Neutronenstern identifiziert, der letztendlich auch für die Röntgenstrahlung verantwortlich ist.

Der Katalog des ersten Röntgensatelliten Uhuru (Start vom afrikanischen Kontinent 1970) verzeichnet den Krebsnebel als fünftstärkste Röntgenquelle am Himmel.

Der Krebsnebel fungiert momentan als „Standardkerze“ aller modernen Röntgen- und Gammasatelitten, u.a. Integral, Swift, XMM-Newton, Chandra und RXTE.

Auch den folgenden Röntgenmissionen der vergangenen 30 Jahre diente der Krebsnebel als geeignetes Kalibrationsobjekt: ROSAT, EXOSAT, Beppo-SAX, ASCA, Ginga, Einstein und Mir-HEXE.

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA.

Diese neuen, jungen schwarzen Löcher sind auf massive Sternenexplosionen zurückzuführen. In der Fachsprache wird dies als Gamma-Strahlen-Ausbruch/Explosion bezeichnet. Die direkten Auswirkungen einer solchen Explosion sind nur ein paar Minuten bemerkbar, die indirekten und nicht auf Anhieb sichtbaren Auswirkungen bleiben wohl für immer in dieser Region. Um solche Ausbrüche zu finden benutzt der NASA Satellit Swift immer die ein und selbe Strategie. Wird ein Anstieg der Gamma-Strahlung gemerkt wird diese Region eine zeitlang untersucht. Ist es dann wirklich ein Ausbruch gewesen, steigt in der Regel kurz danach der Röntgen-Strahlen Wert ebenso enorm an wie der Gamma-Strahlen Wert kurz davor.
In den ersten Sekunden ihres Daseins funktionieren schwarze Löcher noch nicht so wie man es von ihnen gewohnt ist, scheinbar sind sie noch „verwirrt“. Zum Beispiel saugen sie noch nicht mit der gewohnten Intensität und zweitens scheint nur ausgewähltes Material dem schwarzen Loch zu gefallen. Entweder explodiert der Stern oder er verpufft. Zweitere Variante dauert länger um zu einem schwarzen Loch zu werden. „Sterne explodieren zwei-, drei-, viermal in den ersten Minuten“, sagt Professor David Burrows von der Universität Park. „Zuerst kann man einen enormen Anstieg der Gamma-Strahlen bemerken, ehe ein Anstieg der Röntgenstrahlung zu bemerken ist. Dabei ist die freigesetzte Energie höher als wir jemals erwartet hatten.“

Normalerweise können die Wissenschaftler die Untersuchungen erst Stunden, wenn nicht Tage nach der Explosion aufnehmen, da Swift ja nicht immer in die richtige Richtung ausgerichtet ist. Diesmal hatte man aber Glück, denn die erhöhten Gamma-Strahlen kamen genau von der Richtung in die Swift gerade schaute und somit konnte relativ schnell mit den Untersuchungen begonnen werden. Diese Explosion war eine der stärksten die jemals entdeckt und gemessen wurden. Ein solches Ereignis nennt man Hypernova, die eine verstärkte Form der Supernova ist. Erst mit Swift war es den Forschern möglich, so schnell und effizient auf einen Anstieg der Gamma-Strahlen zu reagieren. Erst so konnte man die schwarzen Löcher bereits Sekunden nach ihrer Entstehung beobachten. Bisher war dies erst Tage oder Wochen danach möglich. Diesmal war das schwarze Loch genau 500 Sekunden alt und sie hatte mit Swift bereits einen ersten Zuschauer. Dies stellt einen neuen Rekord da und lässt den Wert Swift`s in ungeahnte Höhen schnellen. „Unsere Forschungen werden jetzt endlich genauer, da wir ja bisher erst Wochen oder Monate nach der Explosion die ersten Daten der Satelliten erhielten“, freute sich Dr. Neil Gehrels vom NASA Goddard Space Flight Center.
Swift ist im November 2004 gestartet und hat bisher Pionierarbeit bei der Entdeckung von schwarzen Löchern geleistet. Da es ein Gamma-Strahlen- und Röntgenstrahlen-Observatorium in einem ist, hat die Raumsonde beste Voraussetzungen für das Finden von schwarzen Löchern. Der aktuelle Fund hat bewiesen wie gut Swift funktioniert und wie wichtig er für die aktuelle Forschung ist. Es wird sicherlich nicht der letzte Fund von Swift sein und hoffentlich nicht der letzte Fund mit einem solchen Erfolg oder einem solchen wissenschaftlichen Wert.

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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.