Bildnachweis: LBL
Durch die Messung des polarisierten Lichts eines ungewöhnlichen explodierenden Sterns hat ein internationales Team von Astrophysikern und Astronomen das erste detaillierte Bild einer Supernova vom Typ Ia und das charakteristische Sternensystem, in dem sie explodierte, erstellt.
Mithilfe des Very Large Telescope des European Southern Observatory in Chile stellten die Forscher fest, dass die Supernova 2002 in einer flachen, dichten, klumpigen Scheibe aus Staub und Gas explodierte, die zuvor von einem Begleitstern weggeblasen worden war. 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 Milchstraßengalaxie bekannt sind.
Lifan Wang vom Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade vom European Southern Observatory (ESO), Peter H? Flich und J. Craig Wheeler von der University of Texas in Austin, Koji Kawabata vom National Astronomical Observatory von Japan und Ken'ichi Nomoto von der Universität Tokio berichtet über ihre Ergebnisse in der Ausgabe des Astrophysical Journal Letters vom 20. März 2004.
Casting Supernovae zum Tippen
Supernovae sind gemäß den in ihren Spektren sichtbaren Elementen markiert: Typ I-Spektren fehlen Wasserstofflinien, während Typ II-Spektren diese Linien aufweisen. Was SN 2002ic so ungewöhnlich macht, ist, dass sein Spektrum ansonsten einer typischen Supernova vom Typ Ia ähnelt, jedoch eine starke Wasserstoffemissionslinie aufweist.
Typ II und einige andere Supernovae treten auf, wenn die Kerne sehr massereicher Sterne zusammenbrechen und explodieren und extrem dichte Neutronensterne oder sogar Schwarze Löcher zurücklassen. Supernovae vom Typ Ia explodieren jedoch durch einen 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 enthält keinen Wasserstoff oder Helium, sondern viel Eisen sowie radioaktives Nickel, Kobalt und Titan, ein wenig Silizium und ein wenig Kohlenstoff und Sauerstoff. Einer seiner Vorfahren muss also ein alter Stern sein, der sich entwickelt hat, um einen weißen Zwerg mit Kohlenstoff-Sauerstoff zu hinterlassen. Aber Kohlenstoff und Sauerstoff als Kernbrennstoffe verbrennen nicht leicht. Wie kann ein weißer Zwerg explodieren? “
Die am weitesten verbreiteten Modelle vom Typ Ia gehen davon aus, dass der Weiße Zwerg - ungefähr so groß wie die Erde, aber den größten Teil der Sonnenmasse packend - Materie von einem umlaufenden Begleiter ansammelt, bis er 1,4 Sonnenmassen erreicht, die als Chandrasekhar-Grenze bekannt sind. Der jetzt superdichte weiße Zwerg entzündet sich in einer mächtigen thermonuklearen Explosion und hinterlässt nichts als Sternenstaub.
Andere Pläne beinhalten die Fusion von zwei weißen Zwergen oder sogar einem einsamen weißen Zwerg, der die von seinem jüngeren Selbst vergossene Angelegenheit wieder akkretiert. Trotz drei Jahrzehnten der Suche gab es bis zur Entdeckung und anschließenden spektropolarimetrischen Untersuchungen von SN 2002ic keine eindeutigen Beweise für ein Modell.
Im November 2002 berichteten Michael Wood-Vasey und seine Kollegen in der nahe gelegenen Supernova-Fabrik des Energieministeriums im Berkeley Lab über die Entdeckung von SN 2002ic, kurz nachdem seine Explosion in einer anonymen Galaxie in der Nähe von fast einer Milliarde Lichtjahren entdeckt worden war Sternbild Fische.
Im August 2003 berichteten Mario Hamuy von den Carnegie Observatories und seine Kollegen, dass die Quelle des reichlichen wasserstoffreichen Gases in SN 2002ic höchstwahrscheinlich ein sogenannter AGB-Stern (Asymptotic Giant Branch) war, ein Stern in der Endphase von sein Leben mit der drei- bis achtfachen Masse der Sonne - genau die Art von Stern, der, nachdem er seine äußeren Schichten aus Wasserstoff, Helium und Staub weggeblasen hat, einen weißen Zwerg zurücklässt.
Darüber hinaus ähnelte diese scheinbar widersprüchliche Supernova - ein Typ Ia mit Wasserstoff - tatsächlich anderen wasserstoffreichen Supernovae, die zuvor als Typ IIn bezeichnet wurden. Dies wiederum deutete darauf hin, dass Supernovae vom Typ Ia zwar bemerkenswert ähnlich sind, es jedoch große Unterschiede zwischen ihren Vorläufern geben kann.
Weil Supernovae vom Typ Ia so ähnlich und so hell sind - so hell oder heller als ganze Galaxien -, sind sie zu den wichtigsten astronomischen Standardkerzen für die Messung kosmischer Entfernungen und die Ausdehnung des Universums geworden. Anfang 1998 kündigten Mitglieder des Supernova Cosmology Project des Energieministeriums im Berkeley Lab und ihre Rivalen im australischen High-Z Supernova Search Team nach einer Analyse von Dutzenden Beobachtungen entfernter Supernovae vom Typ Ia die erstaunliche Entdeckung an Die Expansion des Universums beschleunigt sich.
Kosmologen stellten anschließend fest, dass mehr als zwei Drittel des Universums aus einem mysteriösen Etwas bestehen, das als „dunkle Energie“ bezeichnet wird und den Raum ausdehnt und die beschleunigte Expansion antreibt. Um mehr über dunkle Energie zu erfahren, müssen jedoch viele weiter entfernte Supernovae vom Typ Ia sorgfältig untersucht werden, einschließlich eines besseren Wissens 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. Die Polarimetrie misst die Ausrichtung von Lichtwellen. Beispielsweise messen Polaroid-Sonnenbrillen die horizontale Polarisation, wenn sie einen Teil des von flachen 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 gleichermaßen dargestellt und die Nettopolarisation ist Null. Wenn das Objekt jedoch nicht kugelförmig ist - beispielsweise wie eine Scheibe oder eine Zigarre -, schwingt mehr Licht in einige Richtungen als in andere.
Selbst bei recht auffälligen Asymmetrien überschreitet die Nettopolarisation selten ein Prozent. Daher war es für das ESO-Spektropolarimetrie-Instrument eine Herausforderung, schwaches SN 2002ic selbst mit dem leistungsstarken Very Large Telescope zu messen. Es dauerte mehrere Stunden Beobachtung an vier verschiedenen Nächten, um die erforderlichen hochqualitativen 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 der Spektroskopie bestätigten die Astronomen die Beobachtung von Hamuy und seinen Mitarbeitern, dass Ejekta, die sich von der Explosion mit hoher Geschwindigkeit nach außen ausdehnten, in die umgebende dicke, wasserstoffreiche Materie geraten waren.
Nur die neuen polarimetrischen Studien konnten jedoch zeigen, dass der größte Teil dieser Materie als dünne Scheibe geformt war. Die Polarisation war wahrscheinlich auf die Wechselwirkung von Hochgeschwindigkeitsauswürfen 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, folgerten die Astronomen, dass die Scheibe dichte Klumpen enthielt und lange vor der Explosion des Weißen Zwergs vorhanden war.
"Diese erstaunlichen Ergebnisse deuten darauf hin, dass der Vorläufer von SN 2002ic Objekten, die Astronomen in unserer eigenen Milchstraße bekannt sind, nämlich protoplanetaren Nebeln, bemerkenswert ähnlich war", sagt Wang. Viele dieser Nebel sind die Überreste der weggeblasenen Außenschalen der asymptotischen Riesenaststerne. Solche Sterne werfen, wenn sie sich schnell drehen, dünne, unregelmäßige Scheiben ab.
Eine Frage des Timings
Es dauert ungefähr eine Million Jahre, bis ein weißer Zwerg genug Material gesammelt hat, um die Chandrasekhar-Grenze zu erreichen. Im Gegensatz dazu verliert ein AGB-Stern relativ schnell reichlich Materie. Die Phase des protoplanetaren Nebels ist vorübergehend und dauert nur einige hundert oder tausend Jahre, bevor sich die abgeblasene Materie auflöst. "Es ist ein kleines Fenster", sagt Wang, nicht lange genug, damit der übrig gebliebene Kern (selbst ein weißer Zwerg) genug Material ansammelt, um zu explodieren.
Daher ist es wahrscheinlicher, dass ein Begleiter eines weißen Zwergs im SN 2002ic-System bereits lange vor der Bildung des Nebels eifrig Materie sammelte. Da die protoplanetare Phase nur einige hundert Jahre dauert und die Entwicklung einer Supernova vom Typ Ia in der Regel eine Million Jahre dauert, wird erwartet, dass nur etwa ein Tausendstel aller Supernovae vom Typ Ia SN 2002ic ähnelt. Weniger werden noch seine spezifischen spektralen und polarimetrischen Merkmale aufweisen, obwohl "es äußerst interessant wäre, nach anderen Supernovae vom Typ Ia mit zirkumstellarer Materie zu suchen", sagt Wang.
Dietrich Baade, Hauptforscher des Polarimetrieprojekts, bei dem das VLT verwendet wurde, sagt jedoch: "Es ist die Annahme, dass alle Supernovae vom Typ Ia im Grunde gleich sind, was die Erklärung der Beobachtungen von SN 2002ic ermöglicht."
Binäre Systeme mit unterschiedlichen Umlaufbahnmerkmalen und unterschiedlichen Arten von 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 nahe legt."
Durch die Darstellung der Verteilung von Gas und Staub hat die Spektropolarimetrie gezeigt, warum Supernovae vom Typ Ia so ähnlich sind, obwohl sich die Massen, das Alter, die Evolutionszustände und die Umlaufbahnen ihrer Vorläufersysteme so stark unterscheiden 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: Pressemitteilung von Berkeley Lab
