Schlagwort: Typ-Ia-Supernova

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Das Spektrum der Nova Delphini

Das Bild zeigt Spektren von Sternen, das helle Spektrum in der Mitte gehört zur Nova Delphini 2013. Die anderen Spektren sind blasser. Links oben sind zwei ebenfalls hellere Spektren.

Bildcredit und Bildrechte: Jürg Alean

Ende letzter Woche tauchte im Sternbild Delfin ein neuer Stern auf. Sein Spektrum verriet Forschenden seine wahre Natur. Er ist nun als Nova Delphini bekannt. Das Spektrum im sichtbaren Licht hat fast die maximale Helligkeit. Es befindet sich in der Bildmitte des Sternfeldes, das in der Nacht vom 16. auf 17. August mit Prisma und Teleskop an der Schweizer Sternwarte Bülach fotografiert wurde.

Die dunkelsten Bänder im Spektrum der Nova sind starke Absorptionslinien von Wasserstoffatomen. Die starken Absorptionslinien sind an ihrem roten Ende von hellen Emissionsbändern begrenzt. Das Muster ist die spektrale Signatur von Materie, die von einem kataklystischen Doppelsternsystem ausgestoßen wurde. Es handelt sich um eine klassische Nova.

Die anderen Sterne im Sichtfeld sind blasser. Ihre Spektren sind mit Hipparcos-Katalognummer, Helligkeit in Größenklassen und Spektralklasse markiert. Rechts unten ist zufällig auch die blasse Emissionslinie des planetarischen Nebels NGC 6905 angedeutet.

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Nova Delphini 2013

Der Hintergrund in der Milchstraße ist dicht von Sternen bedeckt. Oben in der Mitte leuchtet die Nova Delphini 2013, links steht das Sternbild Delphin, unter der Nova das Sternbild Pfeil, rechts unten die Sterngruppe Kleiderbügel (Collinder 399).

Bildcredit und Bildrechte: Jimmy Westlake (Colorado Mountain College)

Am 14. August suchte der japanische Amateurastronom Koichi Itagaki mit einem kleinen Teleskop den Himmel ab. Dabei entdeckte er einen „neuen“ Stern im Sternbild Delfin. Diese Himmelsansicht wurde am 15. August in Stagecoach in Colorado fotografiert. Darauf ist der Stern markiert. Er wird nun als Nova Delphini 2013 bezeichnet.

Sagitta, der Pfeil, zeigt den Weg zur Position des Neulings. Er steht hoch am Abendhimmel in der Nähe des hellen Sterns Altair. Er ist Teil einer Sterngruppe auf der Nordhalbkugel, die als Sommerdreieck bekannt ist. Die Nova sollte mit einem Fernglas gut sichtbar sein. Bei dunklem Himmel ist sie fast mit bloßem Auge erkennbar.

Frühere detailreiche Himmelskarten zeigen an der Position der Nova Delphini einen sehr blasseren Stern der 17. Größenklasse. Das bedeutet, dass die scheinbare Helligkeit dieses Sterns plötzlich um mehr als das 25.000-fache anstieg. Wie kommt es zu so einer katastrophalen Veränderung eines Sterns?

Das Spektrum der Nova Delphini zeigt Hinweise auf eine klassische Nova. Dazu gehört ein wechselwirkendes Doppelsternsystem, in dem einer der Sterne ein dichter, heißer Weißer Zwerg ist. Materie eines kühleren, riesigen Begleitsterns fällt auf die Oberfläche des Weißen Zwergs. Dieser wird immer größer, bis es zu einem thermonuklearen Ereignis kommt. Das führt zu einem drastischen Anstieg der Helligkeit, und eine Hülle wird abgestoßen und dehnt sich aus.

Doch die Sterne werden nicht zerstört. Klassische Novae wiederholen sich vermutlich, wenn der Materiefluss zum Weißen Zwerg erneut auftritt und einen weiteren Ausbruch verursacht.

Galerie: Nova Delphini 2013

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Eine schärfere Ansicht von NGC 3370

Die Galaxie NGC 3370 liegt schräg von oben sichtbar im Bild, im Hintergrund sind weiter entfernte Galaxien zu sehen. Das Bild stammt von der ACS des Weltraumteleskops Hubble.

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble-Vermächtnis (STScI/AURA); Danksagung: A. Reiss et al. (JHU)

Die Spiralgalaxie NGC 3370 ist fast gleich groß wie unsere Milchstraße und hat einen ähnlichen Aufbau. Sie ist etwa 100 Millionen Lichtjahre entfernt und liegt im Sternbild Löwe. Die schöne Spirale ist von oben sichtbar. Die Advanced Camera for Surveys (ACS) des Weltraumteleskops Hubble bildete die Galaxie sehr detailreich ab. Sie ist ein Blickfang. Das scharfe Bild zeigt auch einige Galaxien im Hintergrund im fernen Universum.

Die Bilddaten von NGC 3370 erwiesen sich als scharf genug, um einzelne veränderliche Sterne zu untersuchen, die als Cepheiden bekannt sind. Mit diesen kann man die Entfernung dieser Galaxie genau bestimmen. NGC 3370 wurde für diese Untersuchung ausgewählt, weil sich 1994 darin eine gut erforschte Sternexplosion ereignete – eine Supernova vom Typ Ia.

Wenn man die Entfernung, die anhand der Cepheiden-Messungen bestimmt wurde, und die Standardkerzen-Supernova mit Beobachtungen weiter entfernter Supernovae kombiniert, kann man die Größe und Ausdehnungsrate des ganzen Universums kalibrieren.

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Keplers Supernovaüberrest im Röntgenlicht

Mitten im Bild strahlt eine blau-türkis-violette Wolke. Sie entstand an der Stelle, wo Kepler vor etwa 400 Jahren eine Supernova beobachtete.

Bildcredit: Röntgenstrahlen: NASA/CXC/NCSU/M. Burkey et al.; sichtbares Licht: DSS

Wie entstand dieses Chaos? Ein Stern explodierte. Dabei entstand dieser ungewöhnlich geformte Nebel. Dieser ist Keplers Supernovaüberrest. Zu welcher Art Sterne gehörte er?

Bei einer Sternexplosion entstand diese energiereiche kosmische Wolke. Das Licht der Explosion war erstmals im Oktober 1604 auf dem Planeten Erde zu sehen. Das war vor etwa vierhundert Jahren. Die Supernova leuchtete am Himmel des frühen 17. Jahrhunderts im Sternbild Schlangenträger. Der helle neue Stern wurde vom Astronomen Johannes Kepler und seinen Zeitgenossen beobachtet. Sie suchten nach einer Erklärung für die himmlische Erscheinung. Damals gab es keine Unterstützung von Teleskopen.

Im frühen 21. Jahrhunderts wird die sich ausdehnende Trümmerwolke weiterhin untersucht. Forschende haben ein neues Verständnis der Sternentwicklung. Außerdem helfen ihnen Weltraumteleskope. Damit beobachten sie Keplers Supernovaüberrest im gesamten Spektrum.

Aktuelle Röntgendaten und Bilder des Kepler-Supernovaüberrestes wurden mit dem Röntgenobservatorium Chandra im Erdorbit aufgenommen. Diese Daten zeigen eine Häufigkeit der Elemente, die für eine Typ-Ia-Supernova sprechen. Somit war der Erzeuger ein weißer Zwergstern. Er explodierte, weil er zu viel Materie von einem begleitenden Roten Riesen aufnahm. Dabei überschritt er die Chandrasekhar-Grenze.

Die Kepler-Supernova ist etwa 13.000 Lichtjahre entfernt. Sie ist jüngste Sternexplosion in der Milchstraße.

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NGC 1365: Majestätische Spirale mit Supernova

Das Bild zeigt eine verzerrte Galaxie mit einem breiten hellen Balken und zwei herausgezogenen Spiralarmen nach links unten und rechts oben. In der Mitte ist eine starke Staubbahn. Zwei Striche markieren eine Supernova.

Bildcredit und Bildrechte: Martin Pugh

Die Balkenspiralgalaxie NGC 1365 ist ein wahrhaft majestätisches Inseluniversum. Es hat einen Durchmesser von etwa 200.000 Lichtjahren. NGC 1365 ist etwa 60 Millionen Lichtjahre entfernt im chemischen Sternbild Chemischer Ofen (Fornax). Sie ist ein markantes Mitglied des gut untersuchten Fornax-Galaxienhaufens.

Dieses scharfe Farbbild zeigt am Ende der Balken und an den Spiralarmen intensive Sternbildungsregionen sowie Details von Staubbahnen, die den hellen Galaxienkern queren. Im Kern befindet sich ein sehr massereiches Schwarzes Loch.

Forschende vermuten, dass der markante Balken von NGC 1365 eine wichtige Rolle bei der Entwicklung der Galaxie spielt. Er zieht vermutlich Gas und Staub in einen Strudel, der Sterne bilde und am Ende Materie in das zentrale Schwarze Loch speist.

Am 27. Oktober wurde eine helle Supernova entdeckt. Ihre Position ist in NGC 1365 markiert. Sie wurde als SN2012fr katalogisiert. Es handelt sich um eine Supernova vom Typ Ia, das ist die Explosion eines weißen Zwergs.

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Der Fall des fehlenden Supernovabegleiters

Der Nebel füllt fast das ganze Bild. Außen ist ein roter Ring, der an eine Seifenblase erinnert, innen sind einige grün schimmernde Nebelflecke. Das Bild ist voller weißer Sterne.

Bildcredit: Röntgenstrahlung: NASA/CXC/SAO/J. Hughes et al., sichtbares Licht: NASA/ESA/Hubble-Vermächtnisteam (STScI /AURA)

Wo ist der andere Stern? Mitten in diesem Supernovaüberrest sollte der Begleiter des explodierten Sterns sein. Diesen Stern zu entdecken ist wichtig, um zu verstehen, wie Typ-Ia-Supernovae explodieren. Das könnte zu einem besseren Verständnis führen, warum die Helligkeit so einer Explosion so vorhersagbar ist. Das ist wiederum der Schlüssel zur Kalibrierung der Entfernungen im gesamten Universum.

Die Schwierigkeit ist, dass auch bei sorgfältiger Untersuchung des Zentrums von SNR 0509-67.5 kein Stern entdeckt wurde. Das lässt vermuten, dass der Begleiter sehr schwach leuchtet – viel schwächer als viele der hellen Riesensterne, die frühere Kandidaten waren. Vermutlich ist der Begleitstern ein blasser weißer Zwerg, ähnlich wie der Stern, der explodierte, aber mit viel mehr Masse.

SNR 0509-67.5 ist oben im sichtbaren Licht und Röntgenlicht abgebildet. Die rot leuchtenden Teile wurden vom Weltraumteleskop Hubble fotografiert, Röntgenlicht wurde in Falschfarbengrün dargestellt und vom Röntgenobservatorium Chandra aufgenommen. Wenn ihr den Mauspfeil über das Bild schiebt, wird die Region markiert, wo sich der fehlende Begleitstern befinden müsste.

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RCW 86: Historischer Supernova-Überrest

Im Hintergrund leuchten rote Nebel, links oben ist ein schmaler, rechts unten ein kürzerer breiterer bogenförmiger grün leuchtender Nebel.

Bildcredit: Röntgen: XMM-Newton, Chandra / Infrarot: WISE, Spitzer

Im Jahr 185 n. Chr. verzeichneten chinesische Astronomen die Erscheinung eines Sterns in der Nanman-Sterngruppe. Dieser Teil des Himmels liegt auf modernen Sternkarten bei Alpha und Beta Centauri. Der neue Stern war monatelang sichtbar. Es ist vermutlich die erste Supernova der Geschichtsschreibung.

Dieses Kompositbild wurde in mehreren Wellenlängen erstellt. Es entstand mit Weltraumteleskopen des 21. Jahrhunderts. Die Röntgenteleskope XMM-Newton und Chandra sowie die Infrarotteleskope Spitzer und WISE zeigen den Supernovaüberrest RCW 86. Er wird als Überrest dieser Sternexplosion verstanden.

Das interstellare Gas auf der Falschfarbenansicht wird von der Stoßfront der expandierenden Supernova in Röntgenenergien (blau und grün) aufgeheizt. Interstellarer Staub mit kühleren Temperaturen leuchtet in infrarotem Licht (gelb und rot).

Der Überrest enthält große Mengen an Element Eisen, außerdem fehlt ein Neutronenstern oder Pulsar. Das lässt vermuten, dass die Supernova vom Typ Ia war. Typ Ia-Supernovae sind thermonukleare Explosionen, die weiße Zwergsterne zerstören, wenn diese in einem Doppelsternsystem Materie von einem Begleiter ansammeln.

Die Hülle strahlt Röntgenlicht ab. Die Stoßgeschwindigkeiten, die in der Hülle gemessen wurden, und die Infrarot-Temperaturen des Staubs lassen vermuten, dass sich der Überrest extrem schnell in einer Blase mit sehr geringer Dichte ausdehnt. Die Blase wurde vor der Explosion vom System des weißen Zwergs erzeugt.

RCW 86 liegt in der Nähe der Ebene unserer Milchstraße. Er ist etwa 8200 Lichtjahre entfernt und hat einen Radius von ungefähr 50 Lichtjahren.

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Spiralgalaxie NGC 3370 von Hubble

Bildfüllend ist eine Spiralgalaxie mit eng gewundenen dichten Spiralarmen abgebildet. Rechts darunter ist eine spindelförmige kleine Galaxie, die von der Seite sichtbar ist.

Bildcredit: NASA, ESA, Hubble-Vermächtnis (STScI/AURA); Danksagung: A. Reiss et al. (JHU)

Sieht unsere Milchstraße aus der Ferne so aus? Die Spiralgalaxie NGC 3370 hat eine ähnliche Größe und Gestalt wie unsere Heimatgalaxie, wenn auch ohne Zentralbalken. Sie ist ungefähr 100 Millionen Lichtjahre entfernt und befindet sich im Sternbild Löwe (Leo).

Die große, schöne, von oben sichtbare Spirale wurde oben von der Advanced Camera for Surveys des Weltraumteleskops Hubble sehr detailreich fotografiert. Das Bild ist scharf genug, um Einzelsterne zu untersuchen, die als Cepheiden bekannt sind. Cepheiden sind veränderliche Sterne, deren absolute Helligkeit mit der Dauer ihrer Helligkeitsschwankungen zusammenhängt. Anhand dieser pulsierenden Sterne wurde die Entfernung von NGC 3370 genau bestimmt.

NGC 3370 wurde für diese Untersuchung ausgewählt, weil 1994 in der Spiralgalaxie auch eine gut untersuchte Sternexplosion stattfand, und zwar eine Typ-Ia-Supernova. Wenn man die bekannte Entfernung zu dieser Standardkerzen-Supernova, die auf den Cepheiden-Messungen basiert, mit Beobachtungen von Supernovae in noch größeren Entfernungen kombiniert, kann man die Größe und die Expansionsgeschwindigkeit des gesamten Universums bestimmen.

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