Bildnachweis: LBL
Durch die Messung des polarisierten Lichts eines ungewöhnlich explodierenden Sterns hat ein internationales Team aus Astrophysikern und Astronomen das erste detaillierte Bild einer Typ-Ia-Supernova und des markanten Sternensystems, in dem sie explodierte, erstellt.
Mit dem Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte in Chile stellten die Forscher fest, dass die Supernova 2002ic in einer flachen, dichten, klumpigen Scheibe aus Staub und Gas explodierte, die zuvor von einem Begleitstern weggeblasen wurde. Ihre Arbeit legt nahe, dass diese und einige andere Vorläufer von Typ-Ia-Supernovae den Objekten ähneln, die als protoplanetare Nebel bekannt sind und in unserer eigenen Milchstraße gut bekannt sind.
Lifan Wang vom Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade vom European Southern Observatory (ESO), Peter Höflich und J. Craig Wheeler von der University of Texas at Austin, Koji Kawabata vom National Astronomical Observatory of Japan und Ken'ichi Nomoto von der Universität Tokio berichten in der Ausgabe der Astrophysical Journal Letters vom 20. März 2004 über ihre Ergebnisse.
Supernovae in Typus umwandeln
Supernovae werden nach den in ihren Spektren sichtbaren Elementen gekennzeichnet: Typ-I-Spektren fehlen Wasserstofflinien, während Typ-II-Spektren diese Linien aufweisen. Was SN 2002ic ungewöhnlich macht, ist, dass sein Spektrum ansonsten einer typischen Typ-Ia-Supernova ähnelt, aber eine starke Wasserstoffemissionslinie aufweist.
Typ II und einige andere Supernovae treten auf, wenn die Kerne sehr massereicher Sterne kollabieren und explodieren und extrem dichte Neutronensterne oder sogar Schwarze Löcher hinterlassen. Supernovae vom Typ Ia explodieren jedoch nach einem ganz anderen Mechanismus.
„Eine Supernova vom Typ Ia ist ein metallischer Feuerball“, erklärt Wang von Berkeley Lab, ein Pionier auf dem Gebiet der Supernova-Spektropolarimetrie. „Ein Typ Ia hat weder Wasserstoff noch Helium, aber viel Eisen, dazu radioaktives Nickel, Kobalt und Titan, ein bisschen Silizium und ein bisschen Kohlenstoff und Sauerstoff. Einer seiner Vorfahren muss also ein alter Stern sein, der sich entwickelt hat, um einen Weißen Zwerg mit Kohlenstoff-Sauerstoff zurückzulassen. Aber Kohlenstoff und Sauerstoff als Kernbrennstoffe verbrennen nicht leicht. Wie kann ein Weißer Zwerg explodieren?“
Die am weitesten verbreiteten Typ-Ia-Modelle gehen davon aus, dass der Weiße Zwerg – ungefähr so groß wie die Erde, aber den größten Teil der Sonnenmasse enthält – Materie von einem umkreisenden Begleiter akkretiert, bis er 1,4 Sonnenmassen erreicht, bekannt als Chandrasekhar-Grenze . Der jetzt superdichte Weiße Zwerg entzündet sich in einer mächtigen thermonuklearen Explosion und hinterlässt nichts als Sternenstaub.
Andere Pläne beinhalten die Verschmelzung zweier Weißer Zwerge oder sogar eines einsamen Weißen Zwergs, der die von seinem jüngeren Ich abgeworfene Angelegenheit wieder zusammensetzt. Trotz drei Jahrzehnte langer Suche bis zur Entdeckung und anschließenden spektropolarimetrischen Studien von SN 2002ic gab es jedoch keine eindeutigen Beweise für ein Modell.
Im November 2002 berichteten Michael Wood-Vasey und seine Kollegen in der nahegelegenen Supernova-Fabrik des Energieministeriums im Berkeley-Labor über die Entdeckung von SN 2002ic, kurz nachdem seine Explosion in einer anonymen Galaxie in der Erde fast eine Milliarde Lichtjahre entfernt entdeckt worden war Sternbild Fische.
Im August 2003 berichteten Mario Hamuy von den Carnegie-Observatorien und seine Kollegen, dass die Quelle des reichlich wasserstoffreichen Gases in SN 2002ic höchstwahrscheinlich ein sogenannter Asymptotic Giant Branch (AGB)-Stern war, ein Stern in der Endphase des sein Leben mit der drei- bis achtfachen Sonnenmasse - genau die Art von Stern, die, nachdem sie ihre äußeren Schichten aus Wasserstoff, Helium und Staub weggeblasen hat, einen Weißen Zwerg hinterlässt.
Darüber hinaus war diese scheinbar in sich widersprüchliche Supernova – ein Typ Ia mit Wasserstoff – tatsächlich anderen wasserstoffreichen Supernovae ähnlich, die zuvor als Typ IIn bezeichnet wurden. Dies wiederum deutete darauf hin, dass Supernovae vom Typ Ia zwar bemerkenswert ähnlich sind, dass es jedoch große Unterschiede zwischen ihren Vorfahren geben kann.
Da Supernovae vom Typ Ia so ähnlich und hell sind – so hell oder heller als ganze Galaxien – sind sie zu den wichtigsten astronomischen Standardkerzen zur Messung kosmischer Entfernungen und der Expansion des Universums geworden. Anfang 1998, nachdem sie Dutzende von Beobachtungen weit entfernter Supernovae vom Typ Ia analysiert hatten, gaben Mitglieder des Supernova-Kosmologie-Projekts des Department of Energy mit Sitz im Berkeley Lab zusammen mit ihren Rivalen im High-Z Supernova Search Team mit Sitz in Australien die erstaunliche Entdeckung bekannt: die Expansion des Universums beschleunigt sich.
Kosmologen stellten anschließend fest, dass über zwei Drittel des Universums aus einem mysteriösen Etwas namens „dunkle Energie“ bestehen, das den Raum ausdehnt und die beschleunigte Expansion vorantreibt. Aber um mehr über Dunkle Energie zu erfahren, hängt es von der sorgfältigen Untersuchung vieler weiter entfernter Supernovae vom Typ Ia ab, einschließlich einer besseren Kenntnis darüber, welche Art von Sternensystemen sie auslösen.
Bildstruktur mit Spektropolarimetrie
Die Spektropolarimetrie von SN 2002ic hat das bisher detaillierteste Bild eines Typ-Ia-Systems geliefert. Polarimetrie misst die Orientierung von Lichtwellen; Polaroid-Sonnenbrillen „messen“ beispielsweise die horizontale Polarisation, wenn sie einen Teil des von ebenen Oberflächen reflektierten Lichts blockieren. In einem Objekt wie einer Staubwolke oder einer Sternexplosion wird Licht jedoch nicht von Oberflächen reflektiert, sondern von Partikeln oder Elektronen gestreut.
Wenn die Staubwolke oder Explosion kugelförmig und gleichmäßig glatt ist, werden alle Orientierungen gleich dargestellt und die Nettopolarisation ist null. Wenn das Objekt jedoch nicht kugelförmig ist – zum Beispiel in Form einer Scheibe oder einer Zigarre – schwingt in einigen Richtungen mehr Licht als in anderen.
Selbst bei recht deutlichen Asymmetrien überschreitet die Nettopolarisation selten ein Prozent. Daher war es für das ESO-Spektropolarimetrie-Instrument eine Herausforderung, schwache SN 2002ic zu messen, selbst mit dem leistungsstarken Very Large Telescope. Es dauerte mehrere Stunden Beobachtung in vier verschiedenen Nächten, um die erforderlichen hochwertigen Polarimetrie- und Spektroskopiedaten zu erhalten.
Die Beobachtungen des Teams kamen fast ein Jahr nach der ersten Entdeckung von SN 2002ic. Die Supernova war viel schwächer geworden, aber ihre markante Wasserstoffemissionslinie war sechsmal heller. Mit Spektroskopie bestätigten die Astronomen die Beobachtung von Hamuy und seinen Mitarbeitern, dass Ejekta, die sich von der Explosion mit hoher Geschwindigkeit nach außen ausbreiteten, in umgebende dicke, wasserstoffreiche Materie gelaufen waren.
Erst die neuen polarimetrischen Studien konnten jedoch zeigen, dass der größte Teil dieser Materie die Form einer dünnen Scheibe hatte. Die Polarisation war wahrscheinlich auf die Wechselwirkung von Hochgeschwindigkeits-Ejekta aus der Explosion mit den Staubpartikeln und Elektronen in der sich langsamer bewegenden umgebenden Materie zurückzuführen. Aufgrund der Art und Weise, wie sich die Wasserstofflinie lange nach der ersten Beobachtung der Supernova aufgehellt hatte, schlossen die Astronomen, dass die Scheibe dichte Klumpen enthielt und lange vor der Explosion des Weißen Zwergs an Ort und Stelle gewesen war.
„Diese verblüffenden Ergebnisse legen nahe, dass der Vorläufer von SN 2002ic Objekten bemerkenswert ähnlich war, die Astronomen in unserer eigenen Milchstraße vertraut sind, nämlich protoplanetaren Nebeln“, sagt Wang. Viele dieser Nebel sind die Überreste der weggeblasenen äußeren Hüllen von asymptotischen Riesenaststernen. Solche Sterne werfen bei schneller Rotation dünne, unregelmäßige Scheiben ab.
Eine Frage des Timings
Es dauert ungefähr eine Million Jahre, bis ein Weißer Zwerg genug Material sammelt, um die Chandrasekhar-Grenze zu erreichen. Im Gegensatz dazu verliert ein AGB-Stern relativ schnell viel Materie; die Phase des protoplanetaren Nebels ist vorübergehend und dauert nur einige Hundert oder Tausende von Jahren, bevor sich die abgeblasene Materie auflöst. 'Es ist ein kleines Fenster', sagt Wang, nicht lange genug für den übrig gebliebenen Kern (selbst ein Weißer Zwerg), um genug Material zu reakkretieren, um zu explodieren.
Daher ist es wahrscheinlicher, dass ein Weißer Zwerg im SN 2002ic-System schon lange vor der Nebelbildung eifrig Materie sammelte. Da die protoplanetare Phase nur wenige hundert Jahre dauert und angenommen wird, dass eine Typ-Ia-Supernova normalerweise eine Million Jahre braucht, um sich zu entwickeln, wird erwartet, dass nur etwa ein Tausendstel aller Typ-Ia-Supernovae SN 2002ic ähneln. Noch weniger werden ihre spezifischen spektralen und polarimetrischen Eigenschaften aufweisen, obwohl „es äußerst interessant wäre, nach anderen Typ-Ia-Supernovae mit zirkumstellarer Materie zu suchen“, sagt Wang.
Dennoch, sagt Dietrich Baade, leitender Forscher des Polarimetrie-Projekts, das das VLT verwendet, „ist die Annahme, dass alle Typ-Ia-Supernovae im Wesentlichen gleich sind, die es erlaubt, die Beobachtungen von SN 2002ic zu erklären.“
Binäre Systeme mit unterschiedlichen Bahneigenschaften und unterschiedlichen Begleitern in unterschiedlichen Stadien der Sternentwicklung können durch das Akkretionsmodell immer noch zu ähnlichen Explosionen führen. Baade bemerkt: „Der scheinbar eigenartige Fall von SN 2002ic liefert starke Beweise dafür, dass diese Objekte tatsächlich sehr ähnlich sind, wie die erstaunliche Ähnlichkeit ihrer Lichtkurven vermuten lässt.“
Durch die Darstellung der Verteilung von Gas und Staub hat die Spektropolarimetrie gezeigt, warum Supernovae vom Typ Ia so ähnlich sind, obwohl Massen, Alter, Entwicklungszustände und Bahnen ihrer Vorläufersysteme so stark voneinander abweichen können.
Das Berkeley Lab ist ein nationales Labor des US-Energieministeriums in Berkeley, Kalifornien. Es führt nicht klassifizierte wissenschaftliche Forschung durch und wird von der University of California verwaltet. Besuchen Sie unsere Website unter http://www.lbl.gov .
Originalquelle: Berkeley Lab Pressemitteilung
