Schattenblick →INFOPOOL →NATURWISSENSCHAFTEN → ASTRONOMIE

STERN/209: Was ernährte die Supernova in Galaxie M 101? (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 5/12 - Mai 2012
Zeitschrift für Astronomie

Was ernährte die Supernova in M 101?

Von Christian Wolf



Im Herbst 2011 entdeckte ein automatisches Suchsystem eine rasch heller werdende Lichtquelle in der Galaxie M 101. Sie stellte sich als die erdnächste Supernova seit 25 Jahren heraus. SN 2011fe zog damit nicht nur die Aufmerksamkeit der Hobbyastronomen auf sich, sondern auch die der Forscher.


Die »Palomar Transient Factory« (PTF) ist ein komplexes System aus Teleskopen, Kameras und Software zur Suche nach Transienten und variablen Quellen im optischen Spektralbereich. Als Trantsienten bezeichnen Astronomen nur vorübergehend sichtbare Phänomene. Nach denen suchen sie mit dem alten Oschin-Schmidt-Teleskop auf dem Mount Palomar, das für diesen Zweck umgerüstet wurde. In dessen Kamera verrichtet eine Anordnung aus CCD-Chips mit 100 Megapixeln und einem insgesamt 7,8 Quadratgrad großem Gesichtsfeld sein Werk. Die aufgenommenen Daten analysiert eine Software in Realzeit. Sobald die schnelle Computerauswertung ein neues Objekt meldet, nimmt das 1,5-Meter-Teleskop auf dem gleichen Berg Lichtkurven in mehreren Farben auf.

Am 24. August 2011 gegen 21 Uhr Ortszeit entdeckte dieses Suchsystem eine neue Lichtquelle in einem Spiralarm der Galaxie Messier 101 im Sternbild Großer Bär. Die Lichtquelle PTF11kly nahm rasch an Helligkeit zu und stellte sich als die erdnächste Supernova seit 25 Jahren heraus. Sie erhielt die Bezeichnung SN 2011fe.

Als Supernova vom Typ Ia ist sie besonders interessant, weil mit Ereignissen ihrer Art die beschleunigte Ausdehnung des Weltalls entdeckt wurde, hinter der eine geheimnisvolle »Dunkle Energie« steckt. Für diese Entdeckung wurde letzten Oktober der Nobelpreis für Physik verliehen (siehe SuW 12/2011, S. 28). Einer exakten Untersuchung des Phänomens steht aber im Weg, dass wir die Supernovae bislang noch kaum verstanden haben. Nahe und gut untersuchte Supernovae könnten uns vielleicht eine präzisere Kalibration erlauben, und somit mehr über die Eigenschaften der Dunklen Energie herauszufinden.

Die Palomar Transient Factory entdeckt im Schnitt alle 20 Minuten eine Supernova.

Seit dem Herbst 2009 sucht deshalb die Palomar Transient Factory mit einer neuen Weitwinkelkamera am Schmidt-Teleskop nach Supernovae - im Schnitt wird alle 20 Minuten eine entdeckt. Im Zentrum des Interesses steht zwar der Typ Ia, bei dem ein Weißer Zwerg von seinem Doppelsternpartner Materie erhält, bis die Eigengravitation beim Überschreiten einer bestimmten Grenzmasse, der Chandrasekhar-Masse, den Stern kollabieren lässt, worauf die Explosion folgt. Doch entdeckt die PTF auch schwächere Novae, optisches Nachglühen von Gammastrahlenblitzen und Sterne, die auf dem Weg in ein Schwarzes Loch zerrissen werden.

Die Forscher möchten außerdem Supernovae so früh wie möglich entdecken, um schnell noch die äußeren Schichten des explodierenden Sterns zu sehen, bevor sie durch Expansion durchsichtig werden und den Blick auf tiefere Schichten freigeben. Dank der geringen Entfernung wurde PTF11kly schon elf Stunden nach der Explosion erkannt - ein Rekord bei Ereignissen, die ihre maximale Helligkeit erst nach ein paar Wochen erreichen.

Zum Zeitpunkt der Entdeckung hatte die Quelle eine Helligkeit von 17,3 mag, was bei 20 Millionen Lichtjahren Entfernung einer absoluten Helligkeit von nur -11,7 mag entspricht. Das sind zwar fünf Millionen Sonnenleuchtkräfte, aber doch nur ein Tausendstel der Leuchtkraft im Maximum. Die Helligkeit stieg während der ersten drei Tage mit dem Quadrat der Zeit an, was durch Rückverfolgung den Start der Explosion anzeigt. In dieser Phase sind die radioaktive Heizung sowie die Temperatur und die Expansionsgeschwindigkeit der sichtbaren Schicht noch konstant, daher steigt die Helligkeit einfach mit dem Wachstum der Oberfläche.

Aufnahmen von Spektren zeigen die Vorgänge in größtem bislang erreichtem Detail. Die meisten Schichten fliegen mit 16.000 Kilometer pro Sekunde ins All, doch sehen wir auch vorauseilende Schichten mit mehr als 20.000 Kilometer pro Sekunde. Die sind reich an Silizium und Kalzium, doch diesmal wurde erstmals auch Sauerstoff registriert. Unbekannt ist noch, woher diese eigenartige chemische Zusammensetzung der schnellen Trümmerwolken kommt.

Bei einer Explosion vom Typ Ia bleibt vom Vorläuferstern nichts zurück außer rasch durchs All driftende Gas- und Staubwolken. Die Explosion beginnt im dichten heißen Inneren des todgeweihten Sterns, wo ihre Hitze alle Materie zu schweren Elementen der Eisengruppe verschmilzt. Die äußeren Schichten des Sterns werden oft nur noch von einer abgekühlten Hitze front erreicht, so dass dort die leichten Elemente des Sternengases nur teilweise oder auch gar nicht fusionieren.

Frühe Spektren sind somit von teilverbranntem Material dominiert, während spätere Spektren tiefere, von Eisen und Nickel dominierte Schichten anzeigen. Die Forscher hoffen daher, in besonders frühen Spektren noch nicht verbranntes Originalmaterial und Hinweise auf den Zustand des Vorläufersterns zu finden.

Die expandierenden Supernovahüllen leuchten, weil sie vom radioaktiven Zerfall des darin enthaltenen Isotops Nickel-56 aufgeheizt werden. Typ-Ia-Supernovae erreichen im Maximum verschiedene Helligkeiten, je nachdem, wieviel Nickel-56 bei der Explosion entstand. PTF11kly war etwas lichtschwächer als der Durchschnitt und leuchtete mit der Kraft einer halben Sonnenmasse von Nickel-56. Der überwiegende Rest des Sterns wurde nur zu Elementen mittlerer Masse verbrannt.


Was explodiert hier eigentlich?

Die spannendste Frage ist aber, was wir nun über den Vorläuferstern lernen können. Klar erscheint schon länger, dass ein Weißer Zwerg vorlag, dessen Masse auf etwa 1,37 Sonnenmassen anwuchs - knapp unterhalb der Chandrasekhar-Masse von 1,4 Sonnenmassen, ab der Weiße Zwerge haltlos kollabieren. Weiße Zwerge stemmen sich nur mit dem quantenmechanischen Druck eines entarteten Elektronengases gegen ihr eigenes Gewicht. Mehr Gewicht können sie erst mit höherer Kompression abstützten, weshalb sie mit zunehmender Masse schrumpfen.

Bei 1,37 Sonnenmassen setzt die hohe Kompression einen neuen Prozess in Gang: Im Kern des weitgehend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehenden Sterns beginnt nun der Kohlenstoff zu schwereren Elementen zu verschmelzen. Dieses Kohlenstoffbrennen steigert sich über einige tausend Jahre hinweg und erhöht lokal die Temperatur. Da seine Reaktionsrate mit der 30. Potenz der Temperatur ansteigt, nimmt das Brennen sehr plötzlich explosive Ausmaße an. All das wissen wir aus der Theorie der Sternentwicklung, die diese Ereignisse vorhersagt und andere Erklärungen ausschließt.

Es hat aber noch nie jemand beobachtet, dass in einer solchen Explosion auch wirklich ein Weißer Zwerg verschwand. Dieser Bestätigung sind wir jetzt endlich einen Schritt näher gekommen: In den ersten Stunden nach der Explosion spielt die radioaktive Heizung noch keine Rolle für die Lichtkurve. Stattdessen heizt die Explosion im Inneren des Weißen Zwergs seine leuchtenden Außenschichten schockartig auf, woraufhin diese adiabatisch, also praktisch ohne Energieverlust, expandieren. Helligkeit und Farbe der Oberfläche zeigen dabei die Größe des Sterns im teilexplodierten Zustand an.


Kurz nach der Explosion

Durch einen glücklichen Zufall beob achtete ein 40-Zentimeter-Teleskop auf Mallorca die Galaxie M 101 rund vier Stunden nach dem geschätzten Zeitpunkt der dortigen Supernova-Explosion. Obwohl die Bilder bis zur Grenzhelligkeit 19 mag reichen, ist am Ort der Explosion nichts zu sehen. Daraus lässt sich errechnen, dass die Explosionswolke zur Zeit der Aufnahme weniger als 25.000 Kilometer Durchmesser hatte. Damit kann der explodierte Stern tatsächlich nur ein Weißer Zwerg sein - keine unerwartete Neuigkeit, aber eine schlau gemachte Bestätigung.

Die interessantere Frage ist, woher der Weiße Zwerg eigentlich die Masse aufsammelt, die ihn an die Chandrasekhar-Grenze bringt. Zwei Hypothesen stehen zur Auswahl:

• Entweder befindet sich der Weiße Zwerg in einem Doppelsternsystem und »zapft« den Materieverlust des Begleiters an, wenn dieser beim Älterwerden sein Roche-Volumen ausfüllt. Dieser birnenförmige Bereich wird von der Roche-Fläche umschlossen, die im Wirken von Gravitation, Eigenrotation und Umkreisung der beiden Partner jene Grenze beschreibt, innerhalb derer die Materie dem jeweiligen Stern verbleibt. Je nach Größe der Bahn geschieht das in unterschiedlichen Stadien in der Entwicklung des Begleiters. In weiten Bahnen muss sich der Begleiter erst zum Roten Riesen aufblähen, in sehr engen Bahnen genügt schon ein sonnenähnlicher Hauptreihenstern.

• Oder der Weiße Zwerg befindet sich mit einem weiteren Weißen Zwerg als Partner in einem Doppelsystem, deren Bahnen durch Abstrahlung von Gravitationswellen schrumpfen. Schließlich verschmelzen die beiden Weißen Zwerge teilweise und bilden im Tumult eine Akkretionsscheibe, aus der sich der neue Weiße Zwerg so lange bedient, bis er die kritische Masse erreicht.

Bislang gab es nur indirekte Hinweise auf das Geschehen in Ia-Supernovae, doch in diesem Fall können wir erstmals ein Szenario ausschließen. Dank der Nähe und Bekanntheit der Galaxie M 101 liegen mit dem Weltraumteleskop Hubble (Hubble Space Telescope, HST) erstellte sehr tiefe Archivaufnahmen vor, also solche mit sehr geringer Grenzhelligkeit. Sie zeigen bis 28 mag kein Objekt am Ort der Supernova. Damit sind speziell Rote Riesen mit mehr als 60 Sonnenradien ausgeschlossen. Auch Sterne vom Typ Unterriese bis zu einer Untergrenze von 3,5 Sonnenmassen kommen nicht in Frage. Allerdings bevorzugten theoretische Modelle schon immer etwas kleinere Partnersterne als Quelle für den Materiezuwachs des Weißen Zwergs. M 101 ist eben immer noch zu weit entfernt, um hier einen großen Schritt weiterzukommen.

Sollte sich der Weiße Zwerg dennoch am Materieverlust eines Partnersterns bedient haben, dann hätte das zu wiederkehrenden Nova-Ausbrüchen auf der Oberfläche des Weißen Zwergs führen sollen. Könnten diese Ausbrüche nicht in alten HST-Bildern von M 101 verborgen sein, die immerhin eine Zeitspanne von zwölf Jahren überdecken? Diagnose: negativ (siehe Kasten). Allerdings blieb M 101 jahreszeitlich bedingt auch immer wieder unbeobachtet, womit ein Novaausbruch leicht verpasst worden sein könnte.

Ein spannender anderer Ansatz verspricht aber interessante Resultate für die kommenden Monate: Wenn der Weiße Zwerg mit einem Materie verlierenden Partner verbunden war, dann sollte ein Teil der Materie vom Partner in den zirkumstellaren Raum abgeflossen sein und eine Gasblase gebildet haben. Jede einzelne Nova-Explosion des mitten in der Gasblase liegenden Weißen Zwergs müsste dann aber die Blase von innen her freiblasen und in eine dünne Gasschale zusammenschieben. Die Supernova wäre also noch heute von mehreren expandierenden Gasschalen umgeben. Eine Verschmelzung zweier Weißer Zwerge sollte dagegen in einer leeren Umgebung stattfinden.

Sind derartige Schalen vorhanden, dann sollten sie sich in einer Zeitserie hoch aufgelöster Spektren auch untersuchen lassen. Hinweise darauf fanden sich bereits in Spektren, die mit dem Very Large Telescope (VLT) der europäischen Südsternwarte ESO in Chile bei deutlich weiter entfernten Supernovae vom Typ Ia aufgenommen wurden. Sie zeigen sich nur im Gegenlicht zur Supernova durch ihre Absorptionslinien. Diese heben sich nämlich durch eine Blauverschiebung um einige hundert Kilometer pro Sekunde vom normalen Spektralmuster ab. Schließlich tragen sie noch immer den Impuls des weiter zurückliegenden Nova-Stoßwelle in sich und expandieren. Verfolgt man diese besonderen Absorptionslinien der Gasschalen über einige Monate hinweg, so lässt sich sogar beobachten, wie sie eine nach der anderen verschwinden - jede einzelne Schale dann, wenn sie von der Stoßfront der Supernova-Trümmer eingeholt und auf richtig hohes Tempo gefegt wird. Die Beobachter bleiben dran! Und wir werden berichten.


Christian Wolf forscht seit zehn Jahren in Oxford über die Entwicklung von Galaxien sowie über Supernovae und Gammastrahlenblitze.


Literaturhinweise

Wolf, C.: Nobelpreis für die Dunkle Energie. In: Sterne und Weltraum 12/2011, S. 28-34
Li, W. et al.: Constraints on the progenitor system of the type Ia supernova SN 2011fe/PTF11kly, arXiv:1109.1593v1, 2011
Patat, F. et al.: Detection of circumstellar material in a normal type Ia supernova. In: Science 317, S. 924-926, 2007

*

w i s - wissenschaft in die schulen

Was ist WiS?
Das Projekt Wissenschaft in die Schulen! wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.
Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von der Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

WiS in Sterne und Weltraum
Zum Beitrag »Was ernährte die Supernova in M 101?«: Das Material »Supernovae und ihre Überreste« geht auf die Physik dieser mächtigen Explosionen ein und zeigt, dass sie vor allem die kleinsten Bausteine der Materie betrifft. Es behandelt dabei einige kernphysikalische Aspekte. (ID-Nummer: 1051528)

*

Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 55 oben:
Die Supernova SN 2011fe in der Spiralgalaxie M 101 leuchtete als dominanter Lichtpunkt südlich des Zentrums in einem Spiralarm auf.

Abb. S. 55 unten:
Seit dem Jahr 2009 betreibt die Palomar Transient Factory (PTF) eine Weitfeldkamera mit 100 Megapixeln und einem Sichtfeld von sieben Quadratgrad am 1,2-Meter-Schmidt-Teleskop (oben) auf dem Mount Palomar. Meldet die schnelle Computerauswertung ein neues Objekt, so nimmt das benachbarte 1,5-Meter-Teleskop vollautomatisch Lichtkurven auf. Spektren verschaffen sich die Astronomen mit Hilfe des nächsten verfügbaren Großteleskops, zum Beispiel dem Fünf-Meter-Hale-Teleskop auf demselben Berg, oder am Zehn-Meter-Keck-Teleskop auf Hawaii. Dennoch kann die PTF nur einen Bruchteil ihrer Entdeckungen genauer untersuchen.

Abb. S. 56 oben:
Die Galaxie M 101 im Sternbild Großer Bär ist die größte Galaxie in unserer kosmischen Nachbarschaft in einer Entfernung von rund 20 Millionen Lichtjahren. Am 24. August 2011 entdeckte die Palomar Tran sient Factory eine schwache Lichtquelle, die sich rasch zur erdnächsten Supernova seit knapp 25 Jahren aufbaute (nach SN 1987 A im Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke). Sie bietet die bislang beste Gelegenheit, um mehr über Supernovae zu lernen.

Abb. S. 56 unten:
Auf Archivbildern des Weltraumteleskops Hubble von M 101 sind schwache Objekte bis zu 28 mag zu sehen, doch am Ort der Supernova (Kreis) ist nichts zu erkennen.

Abb. S. 57:
Durchlief der Weiße Zwerg Nova-Phasen?
Aus rund 3000 Aufnahmen von M 101 mit vier verschiedenen Teleskopen wurden Obergrenzen für die Helligkeit am Ort der Supernova ermittelt. Unter Berücksichtigung des hochgradig komplexen Umfelds um den Ort der Supernova mitten in einem Spiralarm ließ sich über einen Zeitraum von mehr als zwölf Jahren in den Daten am Ort des Vorläufersystems von PTF11kly / SN 2011fe jedoch kein Nova-Ausbruch finden. Mittels zeitlich nahe beieinanderliegender Aufnahmen ließen sich die Grenzhelligkeiten drücken. Sie sind in der Grafik mit einem über die entsprechende Zeitspanne reichenden kurzen horizontalen Strich markiert. Dennoch könnte ein Nova-Ausbruch unschwer verpasst worden sein, da sich M 101 nicht ganzjährig beobachten lässt. Dies zeigen die beiden blauen Beispielprofile realer Nova-Ausbrüche im Andromedanebel.

© 2012 Christian Wolf, Spektrum der Wissenschaft
Verlagsgesellschaft
mbH, Heidelberg

*

Quelle:
Sterne und Weltraum 5/12 - Mai 2012, Seite 54 - 57
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
Telefon: 06221/528 150, Fax: 06221/528 377
Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
Slevogtstraße 3-5, 69117 Heidelberg
Tel.: 06221/9126 600, Fax: 06221/9126 751
Internet: www.astronomie-heute.de

Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.


veröffentlicht im Schattenblick zum 14. Juli 2012