Quelle: ISTA 14. Dezember 2023.

14. Dezember 2023 – Die Ergebnisse, die im Fachjournal Science veröffentlicht wurden, gehen auf ein Gespräch zurück, das die beteiligten Professorinnen vor vielen Jahren als Nachwuchswissenschafterinnen führten.

Manche Sterne sterben nicht einfach ab. Sie explodieren in einem stellaren Knall, der ganze Galaxien überstrahlen kann. Diese kosmischen Phänomene, Supernovae genannt, verbreiten Licht, Elemente, Energie und Strahlung im Weltall. Mit den galaktischen Stoßwellen, die sie ausbreiten, komprimieren Supernovae Gaswolken und können neue Sterne erzeugen. Anders gesagt: Supernovae formen unser Universum. Jedoch haben wasserstoffarme Supernovae von explodierenden massereichen Sternen Astrophysiker:innen lange Zeit vor ein Rätsel gestellt. Der Grund: Die Wissenschafter:innen waren nicht in der Lage, ihre Vorläufersterne zu identifizieren. Es ist fast so, als wären diese Supernovae aus dem Nichts aufgetaucht.

„Es gibt viel mehr wasserstoffarme Supernovae, als unsere derzeitigen Modelle erklären können. Entweder können wir die Sterne, die sich auf diesem Weg entwickeln, nicht entdecken, oder wir müssen alle unsere Modelle überarbeiten“, sagt ISTA-Assistenzprofessorin Ylva Götberg. Sie leistete zusammen mit Maria Drout, einer assoziierten Assistenzprofessorin des Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics an der Universität Toronto, Kanada, Pionierarbeit bei dieser Untersuchung. „Einzelne Sterne explodieren normalerweise als wasserstoffreiche Supernovae. Dass sie wasserstoffarm sind, bedeutet, dass der Vorläuferstern seine dicke, wasserstoffreiche Hülle verloren haben muss. Dies geschieht bei einem Drittel aller massereichen Sterne auf natürliche Weise durch Abstreifen der Hülle durch einen Doppelstern“, sagt Götberg. Nun haben Götberg und Drout ihre Kompetenzen in der theoretischen Modellierung und Beobachtung kombiniert, um die fehlenden Sterne aufzuspüren. Ihre Suche ist erfolgreich: Sie dokumentieren eine neuartige Sternpopulation, die endlich eine große Wissenslücke schließt und Licht auf den Ursprung wasserstoffarmer Supernovae wirft.

Doppelsterne und Massentransfer
Die Sterne, nach denen Götberg und Drout suchen, kommen paarweise vor: jeder Stern ist mit einem Begleitstern in einem Doppelsternsystem verzahnt. Einige Doppelsternsysteme sind uns Erdbewohner:innen gut bekannt: Dazu gehören der hellste Stern an unserem Nachthimmel, Sirius A, und sein schwacher Begleitstern Sirius B. Das Sirius-Binärsystem ist nur 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt – ein Katzensprung in kosmischer Hinsicht. Dies erklärt die beobachtete Helligkeit von Sirius A an unserem Nachthimmel.

Astrophysiker:innen gehen davon aus, dass die fehlenden Sterne ursprünglich aus massereichen Doppelsternsystemen entstanden sind. In einem Doppelsternsystem kreisen die Sterne umeinander, bis sich die dicke, wasserstoffreiche Hülle des massereicheren Sterns ausdehnt. Schließlich wird die expandierende Hülle stärker an den Begleitstern angezogen als auf den eigenen Kern. Dadurch setzt ein Massentransfer ein, der schließlich dazu führt, dass die gesamte wasserstoffreiche Hülle abgestreift wird und der heiße und kompakte Heliumkern freiliegt – mehr als zehnmal so heiß wie die Sonnenoberfläche. Dies ist genau die Art von Sternen, nach denen Götberg und Drout suchen. „Wissenschafter:innen ahnten bereits, dass Heliumsterne mittlerer Masse, die durch binäre Wechselwirkung entstanden sind, eine wichtige Rolle in der Astrophysik spielen. Dennoch wurden solche Sterne bisher nicht beobachtet“, sagt Götberg. Tatsächlich gibt es eine große Masselücke zwischen den bekannten Klassen von Heliumsternen: die massereicheren Wolf-Rayet-Sterne (WR) haben mehr als das Zehnfache der Sonnenmasse, und die massearmen Unterzwergsterne könnten etwa die Hälfte der Sonnenmasse haben. Laut Modellen liegen jedoch die Vorläufer wasserstoffarmer Supernovae nach dem Massentransfer zwischen 2 und 8 Sonnenmassen.

Nicht nur eine Nadel im Heuhaufen
Vor der Studie von Götberg und Drout wurde nur ein Stern gefunden, der die erwarteten Kriterien für Masse und Zusammensetzung erfüllte. Dadurch, dass er an Wolf-Rayet-Sterne erinnerte, wurde er „Quasi-WR“ benannt. „Doch die Sterne, die sich auf diesem Weg entwickeln, haben eine so lange Lebensdauer, dass viele von ihnen über das gesamte beobachtbare Universum verstreut sein müssen“, sagt Götberg. Haben die Wissenschafter:innen sie einfach nicht „gesehen“? So nutzten Götberg und Drout ihr komplementäres Fachwissen. Mit Hilfe von UV-Photometrie und optischer Spektroskopie identifizierten sie eine Population von 25 Sternen, die mit den Erwartungen für Heliumsterne mittlerer Masse übereinstimmen. Die Sterne befinden sich in zwei gut untersuchten benachbarten Galaxien, der Großen und der Kleinen Magellanschen Wolke. „Wir haben gezeigt, dass diese Sterne blauer sind als die Sternen-Geburtslinie, die blaueste Phase im Leben eines einzelnen Sterns. Einzelne Sterne entwickeln sich zum rötlichen Bereich des Spektrums hin. Ein Stern verschiebt sich nur dann in die entgegengesetzte Richtung, wenn seine äußeren Schichten entfernt werden – etwas, das bei wechselwirkenden Doppelsternen häufig und bei massereichen Einzelsternen selten vorkommt“, erklärt Götberg.

Anschließend überprüften die Forscherinnen ihre Sternkandidaten mit Hilfe der optischen Spektroskopie: Sie zeigten, dass die Sterne starke spektrale Signaturen von ionisiertem Helium aufweisen. „Starke ionisierte Heliumlinien geben uns zwei wichtige Hinweise: Erstens bestätigen sie, dass die äußersten Schichten der Sterne von Helium dominiert werden und zweitens, dass ihre Oberfläche sehr heiß ist. Das ist das, was bei Sternen passiert, die nach dem Massentransfer einen freiliegenden, kompakten, heliumreichen Kern haben“, sagt Götberg. In einem Doppelsternsystem tragen jedoch beide Sterne zu den beobachteten Spektren bei. So konnten die Forscherinnen mit dieser Technik ihre Kandidatenpopulation danach klassifizieren, welcher Stern den größten Beitrag zum Spektrum leistet. „Diese Arbeit ermöglichte es uns, die fehlende Population von Heliumsternen mittlerer Masse zu finden, die als Vorläufer von wasserstoffarmen Supernovae vorhergesagt werden. Diese Sterne hat es schon immer gegeben, und es gibt wahrscheinlich noch viel mehr von ihnen da draußen. Wir müssen nur Wege finden, um sie zu finden“, sagt Götberg. „Unsere Arbeit ist vielleicht einer der ersten Versuche, aber es sollte noch weitere Möglichkeiten geben.“

Von Doktorandinnen auf einer Konferenz zu Gruppenleiterinnen
Die Idee zu diesem Projekt entstand in einer Diskussion nach einem Vortrag von Götberg auf einer Konferenz, die sie und Drout während ihres Studiums besuchten. Beide Forscherinnen, die damals als Nachwuchswissenschafterinnen nach den Sternen griffen, sind heute Gruppenleiterinnen. Götberg kam im September zum ISTA, nachdem sie als NASA-Hubble-Postdoktorandin an den Carnegie Observatories in Pasadena, Kalifornien, geforscht hatte. Am ISTA reiht sich Götberg in die wachsende Zahl junger Professor:innen in der Astrophysik ein und leitet ihre eigene Gruppe, die sich mit der Untersuchung der Wechselwirkungen von Doppelsternen beschäftigt.

Diese Arbeit, die von Maria R. Drout (Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto, Kanada) und Ylva Götberg (Institute of Science and Technology Austria, ISTA) geleitet wird, wurde unter anderem in Zusammenarbeit mit den Observatorien der Carnegie Institution for Science (Pasadena, USA) und dem Max-Planck-Institut für Astrophysik (Garching, Deutschland) durchgeführt.

Projektförderung:
Dieses Projekt wurde durch Mittel aus dem National Aeronautics and Space Administration (NASA) durch das NASA Hubble Fellowship Program Grant #HST-HF2-51457.001-A und dem HST-Stipendium GO-15824, dem Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada (NSERC) durch das Stipendium RGPIN-2019-06186, dem Canada Research Chairs Program, dem Canadian Institute for Advanced Research (CIFAR), dem Dunlap Institute an der University of Toronto und der Netherlands Organization for Scientific Research (NWO) als Teil des Vidi-Forschungsprogramms BinWaves mit der Projektnummer 639.042.728 finanziert.

Publikation:
Drout M. R., Götberg Y., et al. 2023. An observed population of intermediate mass helium stars that have been stripped in binaries. Science.
DOI: doi.org/10.1126/science.ade4970
https://www.science.org/doi/10.1126/science.ade4970

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• Institute of Science and Technology Austria (ISTA)
• Supernovae

Der Beitrag Nach den (unsichtbaren) Sternen greifen: Forscherinnen spüren Vorläufer wasserstoffarmer Supernovae auf erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: AIP 28. März 2023.

28. März 2023 – Die Ergebnisse verbessern erheblich das Verständnis massereicher Sterne und ihre Rolle als Vorläufer von Supernovaexplosionen.

Blaue, sogenannte O-Typ-Sterne gehören zu den massereichsten Sternen in unserem Universum mit einer Masse von mehr als dem 18-fachen unserer Sonne. Zwar sind sie selten, aber so heiß und leuchtstark, dass vier der 90 hellsten von der Erde aus sichtbaren Sterne zu dieser Kategorie gehören. Sie sind von außerordentlicher Bedeutung, weil sie energiereiche physikalische Prozesse in Gang setzen, die die Struktur ganzer Galaxien beeinflussen und die Regionen zwischen den Sternen chemisch anreichern. In diesen Bereichen mit aktiver Sternentstehung, wie den Spiralarmen einer Galaxie, oder in Galaxien, die gerade kollidieren oder verschmelzen, findet man normalerweise O-Typ-Sterne. Solche massereichen Sterne sind für magnetische Studien von besonderem Interesse, da sie ihre Entwicklung explosionsartig als Supernova beenden und ein kompaktes Objekt wie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch als Überrest hinterlassen.

Doppelsterne sind Systeme aus zwei Sternen, die durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind und sich gegenseitig umkreisen. Wenn beide Komponenten Sterne vom Typ O sind, kann das Doppelsternsystem zu einem kompakten Objekt werden. Am Ende ihres Lebens erzeugen sehr massereiche Sterne ein Schwarzes Loch, während die weniger massereichen Sterne vom Typ O als Neutronensterne enden, wenn sie als Supernova „sterben“. Aus den Doppelsternen können also zwei Neutronensterne, ein Neutronenstern und ein Schwarzes Loch oder zwei Schwarze Löcher entstehen. Die Umlaufbahnen dieser Objekte verringern sich durch die Emission von Gravitationswellen und können von Gravitationswellendetektoren beobachtet werden.

Wie die Sonne haben auch massereiche Sterne stellare Winde – einen energiereichen Strom von geladenen Teilchen. Dieses Plasma reagiert auf das Magnetfeld des Sterns. Dadurch entsteht eine Struktur, eine Magnetosphäre, die alle Sterne und Planeten mit Magnetfeldern besitzen, einschließlich der Erde, die dadurch vor energiereicher kosmischer Strahlung geschützt ist. Das Plasma, das sich mit Tausenden von Kilometern pro Sekunde bewegen kann, ist dabei extremen Zentrifugalkräften ausgesetzt. Eine wissenschaftliche Theorie ist, dass dieser magnetische Mechanismus die eng gebündelte Explosion massereicher Sterne verursacht, und damit für langanhaltende Gammastrahlenausbrüche, Röntgenblitze und andere Phänomene in Zusammenhang mit Supernovae von Bedeutung ist.

Eine theoretische Erklärung für den Einfluss von Magnetfeldern auf Supernovae oder lang andauernde Gammastrahlenausbrüche wurde zwar schon vor Jahrzehnten vorgeschlagen, aber seither wurde nur von elf Sternen vom Typ O berichtet, die Magnetfelder aufweisen. Mit Ausnahme eines Sterns handelte es sich bei allen um Einzelsterne oder weite Doppelsterne. Diese Tatsache war sehr rätselhaft, da frühere Studien gezeigt hatten, dass über 90 % der Sterne vom Typ O in Mehrfachsystemen mit zwei oder mehr Sternen entstehen. In der Tat waren viele Astronominnen und Astronomen über die relativ geringe Anzahl von Magnetfeldnachweisen bei massereichen Sternen verwirrt, da sie einige der beobachteten physikalischen Eigenschaften von Mehrfachsystemen nicht interpretieren konnten, ohne die Wirkung eines Magnetfeldes zu berücksichtigen.

Um diese Diskrepanz zu beheben, führten die Autorinnen und Autoren der neuen Studie eine magnetische Untersuchung durch, bei der sie archivierte spektropolarimetrische Beobachtungen von Sternsystemen mit mindestens einer Komponente vom Typ O verwendeten. Die Spektropolarimetrie misst die Polarisation des Lichts, die Aufschluss über das Vorhandensein eines Magnetfelds in einem Stern gibt. Sie verwendeten Daten der hochauflösenden Spektropolarimeter HARPS, das am 3,6-Meter-Teleskop der ESO auf La Silla/Chile installiert ist, und ESPaDOnS am Canada-France-Hawaii-Teleskop auf Mauna Kea. Um die Daten zu analysieren, entwickelten sie ein spezielles, ausgeklügeltes Verfahren zur Messung des Magnetfeldes.

„Zu unserer Überraschung zeigten die Ergebnisse eine sehr hohe Häufigkeit des Magnetismus in diesen Mehrfachsystemen. In 22 der 36 untersuchten Systeme wurden definitiv Magnetfelder nachgewiesen, während nur drei Systeme keinerlei Anzeichen eines Magnetfeldes aufwiesen“, erklärt Dr. Silva Järvinen, Wissenschaftlerin in der Abteilung Sternphysik und Exoplaneten am AIP. „Die große Anzahl von Systemen mit magnetischen Komponenten gibt Rätsel auf, deutet aber wahrscheinlich darauf hin, dass die Tatsache, dass diese Sterne sich als Doppelsternsysteme entwickelt haben, eine entscheidende Rolle bei der Erzeugung von Magnetfeldern in massereichen Sternen spielt, und zwar durch Wechselwirkungen zwischen den Systemkomponenten, wie z. B. Massentransfer zwischen den Sternen oder sogar durch eine Verschmelzung zweier Sterne. Diese Arbeit ist auch die erste Beobachtungsbestätigung für das zuvor vorgeschlagene theoretische Szenario, wie das Magnetfeld eines Sterns seinen Tod beeinflusst und eine schnellere und heftigere Supernovaexplosion verursacht“, fährt Dr. Swetlana Hubrig fort.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
S Hubrig, S P Järvinen, I Ilyin, M Schöller, R Jayaraman, Are magnetic fields universal in O-type multiple systems?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2023.
DOI: doi.org/10.1093/mnras/stad730
https://academic.oup.com/mnras/article/521/4/6228/7085749

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• Sternentwicklung

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Quelle: HZDR – Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf.

Ein internationales Forschungsteam unter Leitung von Prof. Anton Wallner vom Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR) hat neue Beweise für eine Serie von Supernova-Ereignissen gefunden, die in den letzten 10 Millionen Jahren in relativer Nähe zur Erde stattgefunden haben. Anstatt den Himmel nach Spuren dieser Sternexplosionen zu scannen, haben sie am Meeresboden gesucht – und wurden fündig. Im Fachmagazin Science (DOI: 10.1126/science.aax3972) berichten sie von ihrer akribischen Fahndung nach zwei verschiedenen Isotopen, die beide nicht natürlich auf der Erde vorkommen und die ihren Ursprung im explosiven Ende massereicher Sterne haben. Damit fügen die Wissenschaftler*innen unserem Verständnis der Elemententstehung einen wichtigen, bisher fehlenden Baustein hinzu.

Das Team aus Australien, Israel, Japan, der Schweiz und Deutschland hatte zunächst 10 Millionen Jahre altes Tiefsee-Krustenmaterial aus dem Pazifik auf Eisen-60 untersucht. Das radioaktive Isotop ist ein guter Indikator für nahe Supernova-Ereignisse, also massiven Explosionen von Sternen, die sich ereignen, wenn ihnen der Brennstoff zur Neige geht und sie anschließend kollabieren. Dabei werden schwerere chemische Elemente wie Silber und Platin gebildet und in die kosmische Nachbarschaft geschleudert.

„Während diese Sternenreste durch den interstellaren Raum wandern, gehen davon auch kleine Mengen auf die Erde nieder und reichern sich im Meeresboden an, darunter auch Eisen-60“, erklärt Anton Wallner, der die Forschungsarbeiten an der HIAF-Anlage (Heavy Ion Accelerator Facility) der Australian National University (ANU) in Canberra geleitet hat. Der Forscher vom HZDR-Institut für Ionenstrahlphysik und Materialforschung und der TU Dresden fährt fort: „Der Anteil des Eisen-60 aus dem Weltraum in der Kruste ist nur ein Millionstel eines Milliardstels der Menge des normalen Eisens, das auf der Erde natürlich vorkommt.“

Um die winzigen Mengen an interstellaren Eisen-60-Atomen zu identifizieren, setzten Wallner und sein Team auf extrem empfindliche Nachweismethoden. Dazu haben die Forscher*innen die Eisen-60-Spuren nach der chemischen Aufarbeitung der ozeanischen Bodenprobe von anderen, irdischen Isotopen getrennt, und zwar mit dem Schwerionenbeschleuniger der ANU, der weltweit einzigen Anlage, die empfindlich genug für diese Art Forschung ist.

Das Alter der einzelnen Schichten der Probe vom Meeresgrund ermittelten sie unabhängig davon über ein anderes radioaktives Isotop, mit Beryllium-10, das auch in den Proben zu finden ist. Die kombinierte Datierung ergab zudem, dass sich der Eisen-60-Eintrag eindeutig in zwei Schüben ereignet hatte, einmal in der Spanne vor vier bis einer Million Jahren, ein weiteres Mal vor etwa sieben Millionen Jahren. „Eisen-60 zerfällt mit einer Halbwertszeit von 2,6 Millionen Jahren und ist nach etwa zehn Millionen Jahren praktisch nicht mehr nachweisbar. Daher wissen wir, dass unsere Eisen-60-Probe innerhalb dieses Zeitfensters entstanden sein muss“, resümiert Wallner.

Fortschritt in der Analysetechnik beschert Forscher*innen weiteren Fund
Die Geschichte ist an dieser Stelle noch nicht zu Ende. Denn überraschenderweise entdeckte das Forschungsteam auch Spuren von Plutonium-244, von dem die Fachwelt annimmt, dass es bei Supernova-Explosionen oder bei der Verschmelzung von Neutronensternen entsteht. „Wir waren begeistert, interstellares Plutonium in unserem Probenmaterial zu entdecken. Es ist das erste Mal, dass Spuren seines Vorhandenseins in geologischen Archiven der Erde – wie etwa unserem Krustenmaterial – so deutlich gefunden wurden“, freut sich Wallner. Ähnlich wie Eisen-60 kommt auch Plutonium-244 nicht natürlich auf der Erde vor. Doch mit einer Halbwertszeit von 81 Millionen Jahren zerfällt es viel langsamer als Eisen-60.

In einer ausgeklügelten chemischen Probenaufbereitung konnten die Wissenschaftler*innen winzige Spuren von interstellarem Plutonium-244 abtrennen und mit dem VEGA-Beschleuniger der Australian Nuclear Science and Technology Organisation (ANSTO) in Sydney nachweisen. Dieser Erfolg wurde erst durch jüngste technische Verbesserungen des Verfahrens möglich, denn die nachgewiesenen Konzentrationen des Plutonium-244 waren nochmal 10.000-mal niedriger als die des schon extrem seltenen Eisen-60.

Mit dem Auffinden einer anderen Form von Plutonium hatten die Forscher*innen hingegen schon gerechnet. Bei der Analyse des Krustenmaterials stieß das Team gleich in den obersten, jüngsten Schichten auf menschengemachtes Plutonium, das dort ebenfalls eingebaut wurde: ein Zeitzeuge des Kalten Kriegs, als Atomwaffentests für eine globale Verteilung von Plutonium sorgten.

Warum nur so wenig Plutonium-244?
Im Mittel erlebt unsere Galaxie alle hundert Jahre ein bis zwei Supernova-Explosionen. Deshalb hatten die Wissenschaftler*innen höhere Mengen an Plutonium-244 in der Probe vom Pazifikboden erwartet – wenn das Element bei solchen Ereignissen entsteht. „Es deutet sehr viel darauf hin, dass dieses Plutonium-244 von den gleichen Supernova-Explosionen wie Eisen-60 stammt. Es könnte jedoch auch von einem viel älteren, aber noch spektakuläreren Ereignis wie etwa einer Neutronenstern-Verschmelzung übrig geblieben sein“, skizziert Wallner seinen Gedankengang. Die erste Variante stünde im Widerspruch zu neueren Arbeiten, die nahelegen, dass Plutonium ausschließlich bei solch seltenen Ereignissen entsteht, die mit der Detonation der ineinander stürzenden Neutronensterne enden. Doch um diese Spekulationen aufzuklären, sind weitere Daten erforderlich. Das gilt ebenso für eine Untermauerung von Vorstellungen, die Supernova-Einflüsse auf das Klima und die Evolution der Erde für denkbar halten.

Das Team hofft nun, eine deutlich größere Probe des Krustenmaterials untersuchen zu können, um Einblicke in eine noch weiter zurückliegende Zeit zu bekommen – bis ins späte Oligozän, vor rund 25 Millionen Jahren. Dabei soll die Suche auf andere interstellar gebildete Isotope ausgedehnt werden. So wollen die Forscher*innen mehr über die Ursprünge der schweren Elemente des Periodensystems erfahren.

Publikation:
A. Wallner, M. B. Froehlich, M. A. C. Hotchkis, N. Kinoshita, M. Paul, M. Martschini, S. Pavetich, S.G. Tims, N. Kivel, D. Schumann, M. Honda, H. Matsuzaki, T. Yamagata, ⁶⁰Fe and ²⁴⁴Pu deposited on Earth constrain the r-process yields of recent nearby supernovae, in Science, 2021 (DOI: 10.1126/science.aax3972).

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• Supernova-Spuren in der Tiefsee (25. August 2020)

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• Supernovae

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

Die Entdeckung, die durch Daten früherer Radio-Beobachtungen unabhängig bestätigt wurde, ist die Erste im Rahmen einer gemeinsamen Partnerschaft zwischen eROSITA und Australien, die zur Erforschung unserer Galaxie bei verschiedenen Wellenlängen, von niederfrequenten Radiowellen bis hin zu energiereicher Röntgenstrahlung, gegründet wurde – ein gutes Omen für viele weitere Entdeckungen in den nächsten Jahren.

Massereiche Sterne beenden ihr Leben in gigantischen Supernova-Explosionen, wenn die Fusionsprozesse in ihrem Inneren nicht mehr genug Energie erzeugen um ihrem Gravitationskollaps entgegenzuwirken. Aber selbst in einer Galaxie mit mehreren Hunderten Milliarden Sternen sind diese Ereignisse ziemlich selten. Schätzungsweise ereignet sich eine Supernova-Explosion in unserer Milchstraße im Durchschnitt nur alle 30 bis 50 Jahre. Während die Supernova selbst nur für einen Zeitraum von mehreren Monaten beobachtet werden kann, können ihre millionengrad heißen Überreste für etwa 100 000 Jahre nachgewiesen werden. Diese Überreste bestehen aus dem Material, das der explodierende Stern mit hoher Geschwindigkeit in den Weltraum hinausschleudert und das beim Auftreffen auf das umgebende kältere interstellare Medium Schockfronten bildet.

Etwa 300 solcher Supernova-Überreste sind heute bekannt – viel weniger als die geschätzten 1200, die in unserer Heimatgalaxie verteilt sein sollten. Entweder haben die Astrophysiker also bisher die Supernova-Rate falsch eingeschätzt, oder die große Mehrheit wurde bisher übersehen. Ein internationales Team von Astronomen nutzt nun die Himmelsdurchmusterung des eROSITA-Teleskops, um nach bisher unbekannten Supernova-Überresten zu suchen. Mit Temperaturen von Millionen von Grad senden die Überbleibsel der Supernovae intensive thermische Röntgenstrahlung aus, wodurch sie in den erstklassigen Daten der eROSITA Himmelsdurchmusterung sichtbar werden.

„Wir waren sehr überrascht, als uns gleich der erste Supernova-Überrest ins Auge gestochen ist“, sagt Werner Becker vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. „Hoinga“ ist der größte Supernova-Überrest, der jemals aufgrund seiner Röntgenstrahlung entdeckt wurde. Mit einem Durchmesser von etwa 4,4 Grad bedeckt er am Himmel eine Fläche, die etwa 90-mal so groß ist wie die Scheibe des Vollmondes. „Außerdem liegt er sehr weit oberhalb der galaktischen Ebene, was für diese Objekte sehr ungewöhnlich ist“, fügt er hinzu. Bisher konzentrierten sich die meisten Suchen nach den Überresten explodierter Sterne auf die Galaktische Scheibe, wo die Sternentstehungsaktivität am höchsten ist und stellare Überreste daher häufiger sein sollten. Allerdings scheint es gut möglich zu sein, dass diese Suchstrategie bisher zahlreiche Supernova-Überreste übersehen hat.

Nachdem die Astronomen das Objekt in den Daten der eROSITA-Himmelsdurchmusterung gefunden hatten, suchten sie in archivierten Röntgen- und Radiodaten früherer Himmelsdurchmusterungen, um seine Natur weiter zu erforschen. Tatsächlich ist Hoinga – wenn auch nur sehr schwach – bereits in den 30 Jahre alten Daten des ROSAT-Röntgenteleskops zu sehen; aufgrund seiner Leuchtschwäche und seiner Lage bei hohen galaktischen Breiten fiel das riesengroße diffuse Objekt bisher jedoch niemandem auf. Weitere wichtige Erkenntnisse und der endgültige Beweis, dass es sich bei der Röntgenquelle um die Überreste eines explodierten Sterns handelt, kamen dann aus Radiodaten, dem Spektralband, in dem 90% aller bekannten Supernova-Überreste gefunden wurden.

„Wir sind die Radio-Archivdaten durchgegangen und dieses Objekt hat nur darauf gewartet entdeckt zu werden“, staunt Natasha Walker-Hurley, die an der Curtin University Teil des International Centre for Radio Astronomy Research in Australien ist. „Die Radioemission in den zehn Jahre alten Himmelsdurchmusterungen bestätigt eindeutig, dass Hoinga ein Supernova-Überrest ist; also könnte es da draußen noch viele mehr geben, die nur auf scharfe Augen warten, die sie finden.“ Aufgrund seiner Größe sowie der spektralen Verteilung im Röntgen- und Radiobereich schließen die Forschenden, dass es sich bei Hoinga um einen Supernova-Überrest mittleren Alters ähnlich wie der berühmte Vela-Überrest handelt, allerdings mit einer Distanz von rund 1500 Lichtjahren doppelt so weit entfernt.

Das Röntgenteleskop eROSITA führt acht vollständige Himmelsdurchmusterung im Röntgenbereich durch und ist damit etwa 25-mal empfindlicher als sein Vorgänger – der Röntgensatellit ROSAT. Beide Observatorien wurden am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching konzipiert und gebaut und eROSITA wird dort betrieben. Die Astronomen erwarteten in den nächsten Jahren weitere neue Supernova-Überreste in den Röntgendaten zu entdecken, aber sie waren sehr überrascht, den Ersten bereits so schnell zu identifizieren. Zusammen mit der Tatsache, dass das Signal auch schon in jahrzehntealten Daten vorhanden ist, deutet das darauf hin, dass viele Supernova-Überreste in der Vergangenheit übersehen worden sein könnten, weil sie beispielsweise eine niedrige Oberflächenhelligkeit haben, sich an ungewöhnlichen Orten befinden oder von anderen galaktischen Objekten in der Nähe überstrahlt werden. Zusammen mit zukünftigen Radiodurchmusterungen lässt die eROSITA-H immelsdurchmusterung überaus vielversprechende neue Erkenntnisse und Ergebnisse auf dem Gebiet der Supernova-Forschung erwarten. „Wir sind überzeugt, viele der fehlenden Supernova-Überreste zu finden und damit zur Lösung dieses langjährigen astrophysikalischen Rätsels beizutragen“ sagt Werner Becker.

Anmerkungen:
1. Der Name Hoinga für den Supernova-Überrest wurde zu Ehren des Heimatortes des Erstautors gewählt: Hoinga war der mittelalterliche Name von Bad Hönningen am Rhein.

2. Am 11. Juni 2020 hat das eROSITA-Teleskop seine erste Durchmusterung des gesamten Röntgenhimmels abgeschlossen. Das Teleskop wurde am 13. Juli 2019 an Bord der Raumsonde SRG gestartet und umkreist nun den zweiten Lagrange-Punkt des Erde-Sonne-Systems. eROSITA ist das Hauptinstrument an Bord von SRG, einer gemeinsamen russisch-deutschen Wissenschaftsmission, die von der russischen Raumfahrtagentur (Roskosmos) im Interesse der Russischen Akademie der Wissenschaften, vertreten durch ihr Institut für Weltraumforschung (IKI), und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unterstützt wird. Die Entwicklung und der Bau des Röntgeninstruments eROSITA wurde vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) geleitet, mit Beiträgen der Dr. Karl Remeis-Sternwarte Bamberg, der Sternwarte der Universität Hamburg, des Leibniz-Instituts für Astrophysik Potsdam (AIP) und des Instituts für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen, mit Unterstützung des DLR und der Max-Planck-Gesellschaft. Das Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn und die Ludwig-Maximilians-Universität München waren ebenfalls an der wissenschaftlichen Vorbereitung für eROSITA beteiligt.

Originalveröffentlichung
W. Becker, N. Hurley-Walker, Ch. Weinberger, L. Nicastro, M. G. F. Mayer, A. Merloni, J. Sanders
Hoinga – A Supernova Remnant Discovered in the SRG/eROSITA All-Sky Survey eRASS1 A&A, Accepted: 12 February 2021

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• Supernovae

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Quelle: Universität Wien.

„Supernovae-Explosionen sind faszinierende kosmische Ereignisse und besonders spannend ist, ob sie Spuren auf unserer Erde hinterlassen“, erklären Prof. Robin Golser und Dr. Martin Martschini von der Universität Wien, die an den Forschungsarbeiten beteiligt waren. Bei Untersuchungen von Tiefsee-Sedimenten aus dem Südostindischen Becken waren die Forscher*innen auf die Spur eines kontinuierlichen Staubeintrags aus dem interstellaren Raum gestoßen. Sedimente sind geologische Archive, sie konservieren die Zusammensetzung ihrer Umgebung über Millionen von Jahren hinweg. Das Hauptaugenmerk des Forschungsteams, das von Prof. Anton Wallner an der Australien National University (ANU) in Canberra geleitet wurde, galt dem Gehalt der untersuchten Sedimentschichten an einem sehr besonderen Isotop: Eisen-60.

In den letzten Tausenden von Jahren hat sich unser Sonnensystem durch eine dichtere Gas- und Staubwolke bewegt, die als lokale interstellare Wolke bekannt ist, deren Ursprung aber unklar ist. „Wenn diese Wolke in den letzten Millionen Jahren aus einer Supernova entstanden ist, würde sie Eisen-60 enthalten, ist sie wesentlich älteren Ursprungs, dann nicht – deshalb interessieren wir uns gerade für Sedimente jüngeren Entstehungsdatums, also der Zeit, die der Reise durch die interstellare Wolke entspricht“, beschreibt Wallner die Grundidee des Forschungsprojekts.

Auf der Suche nach dem außerirdischen Isotop
Eisen-60 entsteht, wenn massereiche Sterne bei Supernovae-Explosionen verglühen. Auf der Erde kommt es in natürlicher Form praktisch nicht vor. Eisen-60 ist schwach radioaktiv und nach etwa 15 Millionen Jahren nicht mehr nachweisbar. Auf der Erde gefundenes Eisen-60 muss also deutlich jüngeren Ursprungs sein. Die Forscher*innen nehmen an, dass eine relativ nahe Supernova in den letzten Millionen Jahren das Eisen-60 produziert haben könnte, das dann seinen Weg auf den Meeresboden und in die Sedimentablagerungen fand.

Als einzige Möglichkeit zum Nachweis extrem geringer Mengen von Spurenisotopen ist Beschleuniger-Massenspektrometrie (Accelerator Mass Spectrometry, AMS) die Methode der Wahl. Das Alter der Proben wurde an der AMS-Anlage VERA (Vienna Environmental Research Accelerator) der Universität Wien und an der AMS-Anlage DREAMS des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf gemessen. Das Ergebnis: Die untersuchten Sedimente überstreichen die letzten 33.000 Jahre und tragen demnach Informationen über Veränderungen der Umwelt ab dem Jungpleistozän in sich. An der Heavy Ion Accelerator Facility der ANU suchten die Wissenschaftler*innen schließlich nach Eisen-60.

Blick in die jüngere Vergangenheit unseres Sonnensystems
Tatsächlich enthielten alle untersuchten Sedimente Eisen-60. Die aufgezeigten Konzentrationen sind jedoch extrem niedrig: Insgesamt wies der Teilchendetektor nur neunzehn einzelne Eisen-60-Atome nach. Die Forscher*innen schließen daraus, dass in den vergangenen 33.000 Jahren ungefähr 60 Gramm Eisen-60 aus dem Sternenstaub über den gesamten Erdball verteilt niedergegangen sind. Die beobachteten Atome von Eisen-60 im Sediment lassen sich einzelnen Epochen zuordnen und dokumentieren die jüngste Reise unseres Sonnensystems durch die lokale interstellare Wolke.

Diese neuen Ergebnisse werfen neue Fragen auf: warum scheint Eisen-60 so gleichmäßig im lokalen interstellaren Raum verteilt zu sein und wie steht das in Zusammenhang mit den vor vier Jahren publizierten Messungen von Eisen-60 in sehr viel älteren Sedimenten? Damals hat das Forschungsteam signifikant höhere Werte vor 2,6 Millionen Jahren und 6 bis 7 Millionen Jahren nachgewiesen.

In einer ebenfalls gerade publizierten Arbeit weist ein anderes Forschungsteam (B. Fields et al., DOI:10.1073/pnas.2013774117) darauf hin, dass in Staubpartikeln eingeschlossenes Eisen-60 im interstellaren Medium mehrmals reflektiert worden sein könnte. Das nachgewiesene Eisen-60 stammt also möglicherweise von älteren Supernovae-Explosionen, als eine Art kosmisches Echo.

Publikation:
A. Wallner, J. Feige, L.K. Fifield, M.B. Froehlich, R. Golser, M.A.C. Hotchkis, D. Koll, G. Leckenby, M. Martschini, S. Merchel, S. Panjkov, S. Pavetich, G. Rugel, S.G. Tims: 60Fe deposition during the late Pleistocene and the Holocene echoes past supernova activity, in PNAS, 2020 (DOI: 10.1073/pnas.1916769117).

Weitere Informationen:
https://isotopenphysik.univie.ac.at/

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• Supernovae

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Quelle: FAU.

Dunkle Materie – aus diesem rätselhaften Stoff, der weder Licht aussendet noch absorbiert, – besteht mehr als 85 Prozent der Materie im Universum. Was dahinter steckt, erforschen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weltweit mit bodengestützten und weltraumgestützten Experimenten. Die meisten Theorien gehen davon aus, dass dunkle Materie aus noch unentdeckten Elementarteilchen besteht. Eine neue Studie von Dr. Manuel Meyer vom Erlangen Centre for Astroparticle Physics (ECAP) der FAU und Dr. Tanja Petrushevska vom Zentrum für Astrophysik und Kosmologie der Universität Nova Gorica zeigt nun, dass Forschende auch Supernovas nutzen können, um nach einer bestimmten Klasse von Teilchen der dunklen Materie zu suchen.

Die beiden Wissenschaftler haben dafür erstmals Daten des Fermi Large Area Telescopes (LAT) an Bord eines NASA-Satelliten mit Daten herkömmlicher optischer Teleskope zur Erforschung von Supernovae außerhalb unserer Milchstraße korreliert – und können dadurch Vorhersagen für das Zeitfenster einer Explosion von Sternen treffen. Blickt das LAT zum Zeitpunkt der Explosion auf die richtige Stelle am Himmel, bringt das auch Licht in die Erforschung dunkler Materie und neue Antworten in der Grundlagenphysik.

Die Ergebnisse haben die Forschenden in der Fachzeitschrift „Physical Review Letters“ veröffentlicht (DOI: 10.1103/PhysRevLett.124.231101).

Onlinezugriff auf die Studie:
https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.124.231101
https://arxiv.org/abs/2006.06722

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• Dunkle Materie

Der Beitrag FAU: Supernovae bringen Licht in dunkle Materie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Historische Aufzeichnungen von Novae-Ausbrüchen sind äußerst selten und somit für die moderne Astronomie von einem besonderen Interesse. Dies ist ganz besonders dann der Fall, wenn sich aus diesen Beobachtungen auch noch in der Gegenwart neue Erkenntnisse ableiten lassen können.

Im Jahr 1670 beobachteten Astronomen am nächtlichen Himmel im Bereich des ansonsten eher unscheinbaren Sternbildes Vulpecula (zu deutsch „Füchschen“) das Aufleuchten eines „neuen Sterns“. Einige der bedeutendsten Himmelsbeobachter dieser Epoche, darunter die Astronomen Giovanni Domenico Cassini und Johannes Hevelius – der Begründer der Kartografie des Erdmondes – haben den nachfolgenden Generationen sorgfältige Aufzeichnungen dieser Himmelserscheinung hinterlassen. Hevelius beschrieb seine Beobachtung als „Nova sub capite Cygni“ – als einen neuen Stern unterhalb des Kopfes im Bereich des Sternbildes Schwan (lat. Name „Cygnus“).

In der Gegenwart wird dieses Objekt als Nova Vul 1670 bezeichnet und ist zudem unter dem Namen CK Vulpeculae als ein Stern mit veränderlicher Helligkeit klassifiziert.

Bei den ersten Beobachtungen vor mehr als 340 Jahren war Nova Vul 1670 mit einer Helligkeit von bis zu 2,6 mag noch leicht mit dem bloßen Auge sichtbar. In den folgenden zwei Jahren zeigte das Objekt dann zunächst deutlich erkennbare Helligkeitsschwankungen bevor es zunächst von Nachthimmel ‚verschwand‘. In der Folgezeit konnten die Astronomen Nova Vul 1670 noch zweimal beobachten bevor diese vermeintliche Nova endgültig unsichtbar wurde. Obwohl die Aufzeichnungen das Phänomen für die damalige Zeit überraschend gut dokumentierten, fehlte auch den besten Astronomen dieser Epoche einfach die notwendige technische Ausrüstung und das Wissen, um die eigenartigen Eigenschaften dieser scheinbaren Nova erklären zu können.

Erst während des 20. Jahrhunderts kamen die Astronomen zu dem Schluss, dass die meisten Novae durch explosive Ausbrüche in engen Doppelsternsystemen erklärt werden können. Das eigentümliche Verhalten von Nova Vul 1670 war jedoch auch mit diesem Modell nicht schlüssig zu erklären und blieb bis auf weiteres ein Rätsel. Selbst mit der ständig wachsenden Empfindlichkeit der astronomischen Beobachtungsinstrumente war es lange Zeit nicht möglich, überhaupt auch nur eine Spur dieses Ereignisses an der entsprechenden Stelle am Himmel nachzuweisen.

Erst in den 1980er Jahren gelang es einem Team von Astronomen, in der Umgebung der Ausbruchsstelle einen schwachen Nebel zu lokalisieren. Obwohl diese Entdeckung eine verlockende Verbindung zu dem Ereignis von 1670 darstellte, trug sie doch wenig dazu bei, um die wahre Natur von dem zu entschlüsseln, was vor über 340 Jahren am Himmel über Europa zu beobachten war.

Durch Untersuchungen mit modernen Instrumenten konnten Astronomen dieses Rätsel jetzt jedoch lösen.

Eine gewaltige Sternkollision
„Das Objekt galt für viele Jahre als Nova, aber je länger es untersucht wurde, desto weniger sah es nach einer gewöhnlichen Nova oder irgendeiner anderen Art von explodierenden Sternen aus“, so Dr. Tomasz Kamiński, der Erstautor einer entsprechenden Studie, welcher zum Zeitpunkt der Beobachtungen am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn und inzwischen bei der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile tätig ist. „Wir haben das Gebiet jetzt in Submillimeter- und Radiowellenlängen untersucht. Und dabei haben wir herausgefunden, dass die gesamte Umgebung dieses Überrests in ein kühles Gas eingebettet ist, das eine Vielzahl von Molekülen in ungewöhnlicher chemischer Zusammensetzung enthält.“

Für den Nachweis der chemischen Zusammensetzung der Gaswolke – hierbei wurden verschiedene neutrale und ionisierte Moleküle wie zum Beispiel Kohlenstoffmonoxid, Cyanwasserstoff, Ammoniak oder Siliziummonoxid und sogar das organische Molekül Formaldehyd entdeckt – sowie der Untersuchung der Häufigkeitsverhältnisse unterschiedlicher Isotope nutzten die an den Untersuchungen beteiligten Astronomen neben dem APEX-Radioteleskop in den chilenischen Anden das Submillimeter Array (kurz „SMA“) auf Hawaii und das vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bad Münstereifel-Effelsberg betriebene 100-Meter-Radioteleskop. Die Untersuchungen ergaben ein sehr detailliertes Bild des Aufbaus dieser Region und ermöglichen zudem eine Abschätzung darüber, woher das dort befindliche Material stammt.

Die Wissenschaftler gelangten dabei zu dem Ergebnis, dass die in dieser Region des Weltalls konzentrierte Masse an kalten Gasen zu groß ausfällt, um in einem Nova-Ausbruch entstanden zu sein. Des weiteren weichen auch die im Bereich von Nova Vul 1670 gemessenen Isotopenverhältnisse zu stark von dem ab, was man von einer Nova erwarten würde. Vielmehr war für das im Jahr 1670 beobachtete ‚Himmelsschauspiel‘ laut den an den Untersuchungen beteiligten Astronomen eine gewaltige Kollision von zwei Sternen verantwortlich, welche leuchtkräftiger ausfiel als der Ausbruch einer ‚gewöhnlichen‘ Nova, aber weniger stark als eine Supernova. Derartige Sterne werden auch als „Red Transients“ beziehungsweise Leuchtkräftige Rote Nova bezeichnet.

Hierbei handelt es sich um ein sehr seltenes Ereignis, bei dem sich die zwei eng beeinander liegende Sterne eines Doppelsternsystems zunächst auf einer spiralförmig verlaufenden Bahn zunächst noch weiter annähern und schließlich miteinander kollidieren. Im Rahmen dieser Kollision ‚explodiert‘ einer der beiden Sterne, wobei Materie aus dem Inneren des zerstörten Sterns in die Umgebung hinausgeschleudert wird. Von diesem Stern verbleibt ein nur schwach leuchtender Überrest, welcher in eine kalte Hülle aus Gasmolekülen und Staub eingebettet ist. Diese den Astronomen erst seit kurzem bekannte Klasse von explosiven Sternen kann die Beobachtungsergebnisse von Nova Vul 1670 fast perfekt erklären.

„Diese Art von Entdeckungen macht am meisten Spaß – etwas, das vollkommen unerwartet kommt“, so Prof. Dr. Karl M. Menten vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, einer der Co-Autoren dieser Studie, der zugleich die Forschungsabteilung „Millimeter- und Submillimeter-Astronomie“ am MPIfR leitet.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Dr. Tomasz Kamiński et al. wurden am 23. März 2015 unter dem Titel „Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Das staubige Geheimnis einer Supernova (15. Juli 2014)
• Teleskopverbund ALMA beobachtet staubreiche Supernova (6. Januar 2014)
• Neue Klasse von Supernova-Explosionen entdeckt (31. März 2013)
• Die Supernova in der Galaxie NGC 1637 (22. März 2013)
• Die Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung (16. Februar 2013)

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Fachartikel von Dr. Tomasz Kamiński et al.:

• Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670 (vollständiger Artikel, engl.)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Supernovae

Fachartikel von Christa Gall et al.:

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

Der Beitrag Das staubige Geheimnis einer Supernova erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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 Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Der Satellit mit einer Startmasse von rund vier Tonnen war am 17. Oktober 2002 um 8:41 Uhr MESZ an der Spitze einer Proton-DM2-Rakete vom Kosmodrom Baikonur in Kasachstan aus Richtung Weltraum auf den Weg gebracht worden.

Integral untersuchte in den letzten 10 Jahren von seiner gegen den Erdäquator anfänglich um rund 52,5 Grad geneigten, hoch elliptischen Bahn aus ungewöhnliche Geburtsstätten neuer Sterne und Orte mit gefräßigen Schwarzen Löchern. Während das Teleskop rund 430 Millionen Kilometer zurücklegte, konnten zahlreiche Erkenntnisse zu den energiegeladensten Phänomenen im Universum gewonnen werden.

Das Zentrum unser eigenen Galaxie, der sogenannten Milchstraße, ist mit seiner bauchigen Mitte Heimat zahlreicher Quellen hoch energetischer Röntgen- und Gammastrahlung. Dank der regelmäßigen Beobachtungen durch Integral in den vergangenen Jahren lässt sich dieses Gebiet sehr detailliert beschreiben.

Eine Anzahl der Quellen, darunter auch sogenannte Binärsysteme, bei welchen sich ein gewöhnlicher Stern und ein schwarzes Loch oder Neutronenstern gegenseitig umkreisen, Pulsare und Überbleibsel von Supernovae, machen sich nur für beschränkte Zeiträume sichtbar. Manche von ihnen fallen durch plötzliches helles Aufleuchten auf, und verlöschen sogleich wieder, andere zeichnen sich durch beständigeres Leuchten aus. Die sich permanent verändernde Umgebung verleiht dem Zentrum der Milchstraße die Anmutung einer kosmischen Light-Show.

Integral erledigte die Breitstellung einer Fülle von neuem Datenmaterial. Dem Teleskop gelang es, zum ersten Mal überhaupt den ganzen Himmel nach genau der Strahlung zu durchmustern, die bei der Elektron-Positron-Annihilation entsteht. Den von Integral gelieferten Informationen zufolge werden im Zentrum der Galaxie pro Sekunde 15 Millionen Trillionen Trillionen Trillionen (15×10 hoch 42, 15E+42) Paare von Elektronen und Positronen vernichtet. Dabei wird eine Leuchtkraft von mehr als dem Sechs-tausendfachen unserer Sonne generiert.

Elektronen sind allgegenwärtig; eine Erklärung für die offensichtlich reichlich vorhandenen Positronen hat man noch nicht gefunden. Als Quelle kommen nach aktueller Vorstellung zum Beispiel Supernovae, Binärsysteme mit einem Materiefluß von einem der beiden Sterne zu seinem kompakteren Partner, schwere Sterne und Pulsare infrage. Für möglich hält man auch, dass bei der Entstehung der Positronen supermassive schwarze Löcher wie im Zentrum der Milchstraße, Gammastrahlenausbrüche oder Partikel der sogenannten dunklen Materie eine Rolle spielen.

In einem in der Nähe gelegenen Binärsystem namens Cygnus X-1 reißt ein Schwarzes Loch seinen Partnerstern gerade in Stücke und labt sich an dessen Material.

Beim Studium der extrem heißen Materie vor ihrem nur Millisekunden entfernten Verschwinden in den Abgründen eines Schwarzen Lochs via Integral fand man heraus, dass es einem Teil des Materials durchaus gelingen kann, dank in bestimmter Art und Weise strukturierter magnetischer Feldlinien in einer Art Fluchttunnel das Weite zu suchen.

Im etwa 6.000 Lichtjahre von der Erde entfernten Krebsnebel (M 1/NGC 1952), Reste einer von der Erde aus im Jahre 1054 beobachteten Supernova-Explosion, konnten ebenfalls entsprechend schnelle Materieströme beobachtet werden. In seinem Herzen gibt ein Pulsar den Takt an.

Bevor das Studium von schnell rotierenden Neutronensternen via Integral begann, war man sich nicht sicher, auf welchem Wege Partikel auf Geschwindigkeiten beschleunigt werden, die deutlich die von Teilchenbeschleunigern auf der Erde wie dem Large Hadron Collider des CERN erzeugbaren übertreffen.

Die Beobachtung der Polarisation der Wellen hoch energetischer Strahlung vom Krebsnebel brachte die Erkenntnis, dass ihre Ausrichtung sich an der Lage der Rotationsachse des Pulsars im Zentrum des Nebels orientiert.

Daraus schloss man, dass ein signifikanter Teil der Partikel, die für die intensive Strahlung verantwortlich sind, aus einer besonders strukturierten Region in unmittelbarer Nähe des Pulsars stammen müssen, und vielleicht direkt über die Jets genannten Materieströme aus dem Zentrum mit hoher Geschwindigkeit ausgestoßen werden.

Christoph Winkler, der wissenschaftliche Leiter des Integral-Programms bei der ESA, ist sich sicher, dass Integral auch 10 Jahre nach seinem Start weiter eine maßgebliche Rolle in der modernen Gammastrahlen-Astronomie spielen wird. Als längst fällig betrachtet Winkler die Untersuchung und Beschreibung hoch energetischer Strahlung aus einer Supernova-Explosion innerhalb unserer eigenen Galaxie, und hofft, dass Integral dabei ein Rolle spielen wird.

Bisher wurde die Mission von Integral, bei dessen technischer Auslegung man von einem fünfjährigen Einsatz ausging, drei Mal verlängert, das zuletzt geplante Missionsende war für den 31. Dezember 2014 vorgesehen. Zwischenzeitlich strebt man einen Betrieb des Teleskops bis Ende 2016 an.

Aktuell liegt das Perigäum der Bahn von Integral, also der der Erde nächstliegende Bahnpunkt, bei rund 3.810 Kilometern über der Erde, und das Apogäum, der von der Erde am weitesten entfernte Bahnpunkt, bei etwa 158.850 Kilometern. Die Neigung von Integrals Bahn gegen den Erdäquator liegt zur Zeit im Bereich von rund 65 Grad.

Integral ist katalogisiert mit der NOARD-Nr. 27.540 bzw. als COSPAR-Objekt 2002-048A.

Der Beitrag Gammastrahlen-Teleskop Integral 10 Jahre im All erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, Raumcon.

Diese umgibt unser Sonnensystem und besitzt eine größte Ausdehnung von etwa 30 Lichtjahren. Ihre Temperatur liegt bei 6000 °C. Sie besteht im Wesentlichen aus Wasserstoff- und Heliumgas, steht aber von expandierenden Gasen unter Druck, die bei einer ganzen Reihe von Supernovae vor etwa 10 Millionen Jahren ins All geschleudert wurden. Eigentlich sollten diese Gase die Lokale Interstellare Wolke kollabieren lassen oder auseinanderreißen.
Messungen der Voyager-Sonden, welche die eigentliche Wolke zwar noch nicht erreicht haben, trotzdem aber die Auswirkungen ihres Magnetfeldes detektieren können, ergaben nun mit etwa 400 bis 500 pT (Picotesla) eine deutlich höhere Flussdichte als erwartet. Da die einströmenden Gase ionisiert sind, werden deren geladene Teilchen durch das Magnetfeld der Wolke beeinflusst. Die Lokale Interstellare Wolke erreicht damit eine bereits beobachtete und nun erstmals erklärbare Stabilität.

Die neuen Erkenntnisse werden im Detail im Wissenschaftsmagazin Nature veröffentlicht. Unser Sonnensystem durchfliegt die Wolke seit etwa 150.000 Jahren und wird sie in etwa 20.000 Jahren verlassen.

Verwandte Webseiten:

• „Lokale Flocke“ bei Wikipedia

Raumcon:

• Ende Sonnensystem / Anfang galaktische Region (ab 24. Dezember)

Der Beitrag Magnetfeld der Lokalen Interstellaren Wolke erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Beide Instrumente von Fermi, das Large Area Telescope (LAT) und der Gamma-ray Burst Monitor (GBM) zeichneten simultan am 16. September 2008 ab 1:13 Uhr MEZ Daten des Gammastrahlenausbruchs auf, die von einer Explosion im Sternbild Carina (Schiffskiel) ausgingen. Der Energiegehalt der ausgesendeten Gammastrahlung bewegte sich bei Aufzeichnungsbeginn zwischen dem dreitausendfachen und dem fünfmilliardenfachen (von unter einhundert bis über eine Milliarde Elektronenvolt) des Energiegehalts von sichtbarem Licht (zwischen zwei und drei Elektronenvolt pro Photon). Der Ausbruch wurde mit der Bezeichnung GRB 080916C katalogisiert.
Etwa 32 Stunden nach dem Ausbruch begann eine Gruppe unter Leitung von Jochen Greiner vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching, das Nachglühen der Explosion zu untersuchen. In sieben verschiedenen Wellenlängenbereichen wurde das fragliche Himmelsgebiet mit GROND, dem „Gamma Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector“ des 2,2-Meter-Teleskops der Europäischen Südsternwarte in Chile beobachtet. Anhand des Rot-Tons konnte eine Abschätzung erfolgen, wie weit der Ort des Geschehens von der Erde entfernt war: Man geht von einer Entfernung von 12,2 Milliarden Lichtjahren aus.

Aufgrund der Entfernungsdaten wurde errechnet, dass die Explosion die Kraft von neuntausend gewöhnlichen Supernovae erreichte, sofern von einer gleichmäßigen Energieabstahlung der Explosion in alle Richtungen ausgegangen wird. Auch auf die Geschwindigkeit der von der Explosion weggeschleuerten Teilchen hat man geschlossen. Das die Gammastrahlung emittierende Gas aus der Explosion muss eine Geschwindigkeit von 99,9999 Prozent der Lichtgeschwindigkeit erreicht haben, glaubt man.

Noch nicht erklären kann man eine rund 4,5 Sekunden lange Verzögerung zwischen dem Zeitpunkt der höchsten und dem der geringsten Energieabstrahlung. Einen ähnlich großen Zeitabstand hatte man bisher nur bei einem anderen Ausbruch beobachtet. Es könnte sein, dass die unterschiedlich energiereichen Strahlungen aus unterschiedlichen Regionen der Explosion kommen. Die Zeitverzögerung zu erklären wird vielleicht möglich, wenn Fermi zahlreiche weitere Ausbrüche beobachtet hat und die entsprechenden Daten miteinander verglichen und in Beziehung gesetzt werden können. Dafür wird das am 11. Juni 2008 gestartete Teleskop im Rahmen seiner geplanten Mindestbetriebsdauer von fünf Jahren noch hinreichend Zeit haben.

Raumcon Astronomie

• Forschungsergebnisse von Fermi

Raumcon Unbemannte Raumfahrt

• FERMI alias GLAST

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Barbary et al..

Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ist ein Projekt zur Durchmusterung des Himmels und dient als Datenbank der Spektren der verschiedensten Objekte im Universum. Daran beteiligt sind die USA, Japan, Korea und Deutschland, ins Leben gerufen wurde es von der Alfred P. Sloan Foundation. In einer einzelnen Nacht werden im Rahmen der SDSS bis zu 200 Gigabyte an Daten gewonnen und in einer großen Datenbank gespeichert. Diese umfasst die verschiedensten Sternspektren, Daten über Braune Zwerge und Asteroiden und exotischere Erscheinungen wie Supernovae und Gravitationslinsen. Stoßen nun Astronomen bei ihrer Arbeit auf ein für sie unerklärliches Objekt, brauchen sie nur dessen Spektrum mit der SDSS abzugleichen, um seine Natur zu erkunden.

Dergleichen versuchte kürzlich ein Forscherteam um Kyle Barbary von der University of California. Am 21. Februar 2006 hatte das Hubble-Teleskop im Rahmen des Cluster Supernova Survey – einer Himmelsdurchmusterung nach Sternexplosionen – eine Erscheinung im Sternbild Bärenhüter bzw. Bootes beobachtet. Es kam zum Aufleuchten eines bisher unbekannten Objekts, das etwa 100 Tage bis zur maximalen Helligkeit benötigte. Schließlich erreichte es Magnitude 21, ein Vielfaches seiner ursprünglichen Helligkeit, denn bisher hatte man es überhaupt nicht von der Erde aus wahrgenommen. Das Aufleuchten beschränkte sich auf zwei Farben im Nahinfrarot-Bereich.

Die Wissenschaftler schreiben in ihrer demnächst im Astrophysical Journal veröffentlichten Arbeit zu ihrer Ausgangssituation: „Der Anstieg der Helligkeit über etwa 100 Tage schien inkonsistent zu allen bisher beobachteten Supernova-Typen und auch seine spektroskopischen Eigenschaften konnten nicht mit bekannten Erscheinungen erklärt werden.“

Kyle und sein Team versuchten daraufhin, den Ursprung des Objekts mit Hilfe unseres Wissens über stellare Ereignisse zu erklären. So verglichen sie die Charakteristik der von Hubble aufgezeichneten Lichtkurve mit der umfassenden Datenbank der SDSS – ohne Erfolg. Auch der Versuch, die Position der Erscheinung einer bekannten Galaxie zuzuordnen, misslang.

Eine Abstandsbestimmung stellte sich ebenso als schwieriges Unterfangen heraus. So wurde versucht während der Leuchtzeit – erfolglos – fotometrisch eine Bewegung festzustellen. Hätte es sich in dieser Zeit gegenüber anderen Fixsternen bewegt, wäre es weniger als 130 Lichtjahre von uns entfernt und eine Parallaxenmessung wäre möglich gewesen. Absorptionslinien von kosmischem Wasserstoff können ebenfalls ein Anhaltspunkt für die Entfernung sein. Ihr Fehlen deuten die Forscher damit, dass das Objekt nicht weiter als 11 Milliarden Lichtjahre von uns entfernt ist.

Zuletzt überprüfte Barbarys Team die nicht auszuschließende Möglichkeit einer Gravitationslinse: Eine Galaxie mit großer Masse bewegt sich zwischen ein weit entferntes Objekt geringer Leuchtkraft und die Erde. Die Gravitation bewirkt eine „Bündelung“ der ankommenden Strahlung und das Objekt, das zuvor kaum zu sehen war, erscheint nun mit einem Vielfachen seiner normalen Leuchtkraft. Jedoch mussten die Forscher auch diese Möglichkeit verwerfen.
Zusammenfassend stellen Barbary und sein Team fest, dass sie die Erscheinung mit keinem bekannten Phänomen vergleichen können: Es befindet sich in keiner bekannten Galaxie, ist kein bekannter Typ einer Supernova und wurde uns auch nicht durch den Gravitationslinseneffekt kurzfristig vergrößert. Zudem befindet sich das Objekt in einer Entfernung zwischen 11 Milliarden und 130 Lichtjahren zu uns, was definitiv keine ausreichende Einschränkung darstellt. So ist die Hauptaussage der Veröffentlichung durchaus berechtigt, wonach so eine Leuchterscheinung wohl bisher nicht gesehen wurde und in Zukunft als eigenständige Objektklasse geführt werden muss.

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: NASA/GSFC.

Die Galaxie MCG +05-43-16 ist 380 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Bisher haben Astronomen noch keine Supernova in dieser Sternansammlung beobachtet. Eine Supernova ist eine extrem energiereiche Explosion, die das Ende eines großen Sterns in seiner bisherigen Form anzeigt.

Was das Ereignis noch ungewöhnlicher macht, ist die Tatsache, dass die Supernovae nicht vom selben Typ waren. Supernova 2007ck, die zuerst am 19. Mai beobachtet wurde, ist ein Typ II-Ereignis, welches ausgelöst wird, wenn einem großen Stern der nukleare „Brennstoff“ ausgeht. Er stürzt dann unter seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammen – was wiederum eine Schockwelle auslöst, die seine äußere Hülle absprengt und in Fetzen reißt.

Hingegen ist die am 4. Juni entdeckte Supernova 2007co vom Typ Ia, der sich ereignet, wenn ein Weißer Zwerg als Teil eines Binärsternsystems so viel Material von seinem Kompagnon an sich gezogen hat, dass er explodiert wie eine gigantische thermonukleare Bombe. Ein Weißer Zwerg ist der übrig gebliebene Kern eines Sterns, der seinerseits in einer früheren Supernova seine äußere Hülle abgesprengt hat – er hat in etwa die Größe der Erde, aber die Masse der Sonne.

„In den meisten Galaxien geschieht eine Supernova alle 25 bis 100 Jahre, daher ist dieser Fall mit zwei Supernovae innerhalb von 16 Tagen so bemerkenswert“, sagt Dr. Stefan Immler vom Goddard Raumfahrtzentrum der NASA. Schon 2006 fotografierte Immler mit dem Swift-Satelliten zwei Supernovae in der elliptischen Galaxie NGC 1316, die beide vom Typ Ia waren und in sechs Monaten Abstand entdeckt wurden. Immler stammt aus Nabburg in Bayern und studierte Astronomie in München und London. Seit 2004 ist er am Goddard-Zentrum beschäftigt.
Die gleichzeitige Entdeckung von zwei Supernovae in einer Galaxie aus der Sicht der Erde ist zwar extrem selten, aber ist dennoch nichts weiter als Zufall und macht deren Heimatgalaxie nicht etwa zu etwas Besonderem. Da die beiden Supernovae Zehntausende von Lichtjahren voneinander entfernt sind, würden Beobachter aus anderen Galaxien, oder auch in der Galaxie MCG +05-43-16 selbst, die beiden Supernovae erst in Tausenden von Jahren Abstand voneinander wahrnehmen.

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: NASA. Vertont von Siegfried Krug.

Als ein Team von Astronomen Überreste zweier Supernovae, DEM L238 und DEM L249 in der Großen Magellanschen Wolke, im Röntgenstrahlungsbereich untersuchten, stießen sie auf rätselhafte Umstände: Zwar wies die hohe Konzentration von Eisenatomen darauf hin, dass die Reste bei Supernovae des Typs Ia entstanden, jedoch erschien das heiße Gas darin im Röntgenbereich viel dichter und heller als in typischen Überresten solcher Supernovae.
Supernovae des Typs Ia sind Explosionen von Weißen Zwergen. Weiße Zwerge, die letzte Entwicklungsphase von Sternen in der Größe unserer Sonne, explodieren nur unter besonderen Umständen: Wenn der Weiße Zwerg gemeinsam mit einem anderen Stern einen Doppelstern bildet und dabei ein Teil der Masse des anderen Sterns auf den Weißen Zwerg übergeht (akkretiert), kann dessen Masse die kritische Masse überschreiten und der Weiße Zwerg explodieren.

Computersimulationen ergaben, dass die wahrscheinlichste Erklärung für die Röntgendaten ist, dass die weißen Zwerge in einer sehr dichten Umgebung explodierten. Dafür müssten die Sterne, die sich in Weiße Zwerge entwickelten, eine größere Masse als normalerweise haben, weil schwerere Sterne mehr Gas in ihre Umgebung ausstoßen.

Da Supernovae des Typs Ia nach bisherigen Kenntnissen immer die gleiche Helligkeit haben, werden sie von Astronomen als Anhaltspunkte benutzt, um die beschleunigte Expansion des Universums durch die dunkle Energie festzustellen.

Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Lebensdauer. Wenn so ein Stern also auch beginnen könnte, sich die Masse seines „Partners“ anzueignen, würde er innerhalb von 100 Millionen Jahren explodieren. Das ist viel früher als bei anderen Typ Ia-Supernovae.

Wenn Supernovae dieser Art also so schnell auftreten können, traten sie vermutlich schon früher in der Geschichte des Universums auf als angenommen. So wäre es möglich, die Expansion mit dieser Methode festzustellen.

Andere Forscher haben so zeitige Explosionen bereits im optischen Licht gefunden. Jedoch waren diese so weit weg, dass sie nicht genauer untersucht werden konnten.

Möglicherweise unterscheiden sich diese Explosionen aber auch in anderen Eigenschaften von normalen Ia-Supernovae. Die Auffassung, dass alle Supernovae des Typs Ia gleich sind, müsste abgeändert werden.

Nach der Entdeckung dieser ungewöhnlichen Überreste untersuchen die Astronomen jetzt nochmals Supernovareste in unserer Galaxis, der Milchstraße. Sie hoffen, auf einige ähnliche Beispiele zu stoßen.

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