Sehr genaue Entfernungsbestimmung durch Supernovae

Der Tod massereicher Sterne befähigt Astronomen bis in entlegene Bereiche des Universums vorzudringen: der Lichtausbruch bestimmter Sternentwicklungsstadien, sog. Supernovae, läßt die Entfernungsmessung von entfernten Galaxien zu und beweist die immer schneller werdende Ausdehnung des Weltalls.

Was sind Supernovae Ia?
Entwickelte massereiche Sterne können als sog. Supernovae vom Typ Ia (Supernovae Ia) [1] enden. Dieser Typ Supernova tritt in Doppelsternsystemen [1] auf, in dem sich zwei Sterne um einen gemeinsamen
Schwerpunkt bewegen. Einer der beiden Doppelsternpartner ist ein sog. Weißer Zwergstern (Weißer Zwerg) [1], bei dem zweiten Stern handelt es sich entweder um einen Riesenstern [1] oder um einen zweiten (kleineren) Weißen Zwerg.

Beispiele für in der Vergangenheit beobachtete Supernova Ia sind die Supernovae aus den Jahren 1572 (Tycho Brahe) und 1604 (Kepler). Eine der aktuell beobachteten Supernovae vom Typ Ia ist die Supernova 2014j vom Januar 2014. Diese Supernova wurde in der Galaxie M82 [1] im Sternbild Großer Wagen (UMa) entdeckt; die Galaxie ist rund 11,5 Millionen Lichtjahre [1] entfernt und gilt als eine der nächstgelegenen Supernovae der modernen Zeit.

Was ist ein Weißer Zwergstern?
Ein Weißer Zwerg ist das stellare Überbleibsel eines (entwickelten) Sternes,
der seinen "normalen" Lebenszyklus abgeschlossen hat; in seinem Inneren findet keine gewöhnliche Kernfusion [1] (Wasserstoff-Helium- oder Helium-Kohlenstoff-Sauerstoff-Fusion [1]) mehr statt.
Diese Sternenreste sind in ihrem Inneren zu "kalt", um weitere Fusionsprozesse - wie die Kohlenstoff-Fusion [1] - anzustoßen. Die äußeren Schichten des Weißen Zwergs hat dieser in Form eines Planetarischen Nebels [1] abgestoßen.

Im Zentrum eines Weißen Zwergsterns befindet sich ein Stern aus einem Gemisch von Kohlenstoff (C) [1] und Sauerstoff (O) [1] bzw. besteht der Sternenrest nur noch aus diesen beiden Atomsorten.
Weiße Zwerge besitzen eine hohe Materiedichte: ein Weißer Zwerg mit einer Masse vergleichbar mit der Sonne (1 Sonnenmasse) besitzt ein Volumen, das vergleichbar mit der Erde ist. Sein Durchmesser beträgt jedoch nicht mehr
1,4 Millionen Kilometer (1 Sonnendurchmesser), sondern lediglich rund 10.000 Kilometer (Erddurchmesser 12.756 Kilometer).

Weiße Zwerge besitzen üblicherweise eine maximale Masse von 1,38 Sonnenmassen [1]. Ihre unglaubliche Helligkeit, aufgrund derer wir sie selbst in größeren Entfernungen beobachten können, stammt von der
Aussendung (Emission) der im Sternenrest gespeicherten sog. thermischen Energie [1].

Der der Erde am nächsten gelegene Weiße Zwerg ist Sirius B [1], der kleinere Partner des Sirius-Doppelsternsystems [1]. Der Stern Sirius wurde von Friedrich Bessel [1] im Jahr 1838 als Doppelstern postuliert und im Jahr 1862 von Clark [1] aufgefunden. Er rotiert in rund 50 Jahren einmal um seinen Sirius A [1] und besitzt eine Oberflächentemperatur von rund 25.000 Grad. Sirius B wiegt rund eine Sonnenmasse und besitzt einen Durchmesser von rund 6.000 Kilometer. Sirius B ist rund 8,6 Lichtjahre [1] von uns entfernt.

Innerhalb der nächsten 100 Nachbarsterne der Sonne befinden sich wahrscheinlich 8 Weiße Zwerge. Die Forscher schätzen, dass rund 97 % aller Sterne der Milchstraße Massen besitzen, deren Entwicklungsende das Stadium eines Weißen Zwergsternes sein wird.

Das Ereignis Supernova
Falls die Materie des Weißen Zwerges im seinem Inneren keine weitere Kernfusion zünden kann, besitzt der Sternenrest keine Energiequelle, die das Einstürzen der Materie in Richtung Zentrum (Gravitationskollaps) aufhalten kann.

Die Implosion des Sternes wird lediglich durch den sog. entarteten Elektronendruck [1] gestoppt; daher ist ein Weißer Zwerg unglaublich dicht. Dieser Entartungsdruck [1] begrenzt die maximale Masse eines
nicht-rotierenden Weißen Zwerges, die sog. Chandrasekhar-Grenzmasse [1], von 1,44 Sonnenmassen. Besitzt der Weiße Zwerg eine größere Masse, reicht dieser Druck zur Stabilisierung des Sternes nicht mehr aus:
der Stern wird zur Supernova. Die Supernova leuchtet so hell die die gesamte Galaxie, in der sie sich befindet.

Üblicherweise erreicht ein kohlenstoff-sauerstoffhaltiger Weißer Zwerg diese Grenzmasse, indem er Masse (heißes Gas) seines Doppelsternpartners akkretiert (Abb. 1). Der Weiße Zwerg sammelt das aufgrund seiner Gravitationswirkung auf den Begleitstern und dessen "loser Atmosphäre bzw. Hülle" heiße Gas (hauptsächlich Wasserstoff) des Partnersterns auf. Das Wasserstoffgas fusioniert auf der Oberfläche des Weißen Zwerges und bildet dort eine Heliumhülle.

Abb. 1 Schematische Darstellung der Entstehung einer Supernova Ia.
Der Weiße Zwergstern akkretiert Materie seines Doppelsternpartners
und wird schließlich zur Supernova.
© scitechdaily.de

Das Fallen dieser heißen Materie auf die "Oberfläche" des Weißen Zwerges erhöht den Druck auf den Kern und komprimiert diesen; der Kern heizt sich (bei zunächst gleichbleibendem Druck) auf. Dieser Vorgang kann bis zu 100 Jahren andauern.
Ist die Kerntemperatur hoch genug (rund 700 Millionen Grad) und die Dichte im Zentrum groß genug (rund 1 Milliarden g/cm³), kann die Kohlenstoffusion [1] eingeleitet werden: "der Weiße Zwerg "zündet".

Dabei spielen Asymmetrien, beispielsweise durch die asymmetrische Akkretion des Gases, die Aufheizung durch Neutrinos [1], das Magnetfeld [1], die Rotation des Weißen Zwerges und Mischvorgänge, die den Verlauf der Schockfront durch das Auftreffen des akkretierten Gases ändern, sowie Turbulenz [1] im Sterninneren eine große Rolle.

Innerhalb von Sekunden nach dem Zünden der neuen Kernreaktion setzt ein wesentlicher Anteil der Materie ausreichend viel Energie frei, um Materie nach außen zu schleudern - der Sternenrest wird zur Supernova Ia. Dabei nimmt die Helligkeit bis auf 10 Milliarden Sonnenleuchtkräfte zu.

Der Weiße Zwerg ist danach sehr heiß, besitzt jedoch keine weitere Energiequelle in seinem Inneren; er strahlt seine Energie in den Weltraum ab und kühlt ab. Im Laufe der Zeit wird der Weiße Zwerg lichtschwächer und "röter". Nach dem Auskühlen wird der Sternenrest zu einem kalten Schwarzen Zwergstern [1], der im Inneren ein C-O-Kristallgitter besitzt, ähnlich einem Diamanten. Allerdings dauert das Auskühlen mindestens 14 Milliarden Jahre, länger als das Alter des Universums.

Supernovae Ia als Standardkerzen
Supernovae Ia erzeugen stets eine extrem ähnliche maximale (absolute) Helligkeit [1] (Abb. 2), da Weiße Zwerge gleichen Typs mit ähnlicher Masse und dem gleichen Akkretionsmechanismus zur Supernova werden. Daher nutzt man Supernovae Ia als Standardkerzen [1], um die Entfernung der Galaxie zu messen, in der sie sich befinden, denn die visuelle Helligkeit einer Supernova ist primär entfernungsabhängig.

Abb. 2 Schematische Darstellung der Lichtkurve einer Supernova Ia.
In der Darstellung des zeitlichen Ablaufes der Helligkeit (Leuchtkraft)
besitzt eine Supernova Ia stets einen ähnlichen Verlauf der Lichtkurve.
(L: Leuchtkraft, t: Zeit)
© scitechdaily.de

Die Supernovae Ia dienen sozusagen als Leuchtfeuer, die selbst in großen Entfernungen zu sehen sind, ähnlich einer Reihe von 60W-Lampen (bis zum Horizont) auf der Erde. Die entfernteste Lampe würde dabei weniger hell erscheinen als die dem Beobachter benachbarte Lampe. Je weiter die Lampe vom Beobachter entfernt ist, desto lichtschwächer erscheint sie ihm.
Der Beobachter kennt die ursprüngliche Helligkeit der Lampe, daher kann er anhand der Helligkeit der einzelnen (entfernten) Lampen die Entfernung bestimmen, in der sich diese Lampen befinden.

Unterschiede und höhere Genauigkeit
Die Leuchtkraft [1] der thermonuklearen Vorgänge auf Weißen Zwergsternen variieren mit deren "Farbe" und der Rate ihrer Lichtabnahme nach dem Supernovaereignis - analog würden die 60W-Lampen einmal mit 60 Watt leuchten, ein anderes Mal mit 55 Watt.

Nunmehr konnten Astronomen mithilfe von Aufnahmen des GALEX (Galaxy Evolution Explorer) [1] derartige Objekte in der Nähe von Sternentstehungsgebieten messen. Bei der Untersuchung von rund 100 Supernovae zeigt sich dabei eine Gruppe von Objekten mit Lichtkurven [1], die eine Entfernungsbestimmung mit Fehlern von weniger als 4 Prozent zulassen und damit doppelt so genau sind wie bisher.

Möglicherweise geht die extreme Ähnlichkeit dieser Lichtkurven auf das gleiche Alter der Vorgängersterne zurück. Die neue Analyse stützt sich auf die Beobachtung, dass hellere Supernovae Ia Lichtkurven zeigen, in denen die Helligkeit nach dem Supernovaereignis langsamer (als gewöhnlich) abfällt, zudem sind die Spektren "blauer".

Beobachtungen von GALEX sowie der Lick Observatory Supernova Search (LOSS) [1], Beobachtungen des Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) [1] und dem Carnegie Supernova Project (CSP) [1] zeigen ausserdem, dass sich die Leuchtkraft der betreffenden Supernova Ia in massearmen und massereichen Galaxien um rund 10 Prozent unterscheidet.

Ein Vergleich der zugehörigen Spektren zeigt weiterhin, dass die Farbe des Spektrums von der Expansionsgeschwindigkeit des ausgeschleuderten Materials im Bereich der Maximalhelligkeit der Supernova abhängt.

Die neuen Messungen lassen Entfernungsbestimmungen bis zu einer Rotverschiebung von z=0,8 (entspricht einer Entfernung von rund 5.000 Parsec [1] oder etwa 16.300 Lichtjahren [1]) zu und bekräftigen zudem, dass die Ausdehnung des Universums beschleunigt verläuft.
Die Forscher hoffen diese Methode bis zu Entfernungen von rund 6 Milliarden Lichtjahren anwenden zu können.

QU Carinae - Kandidat einer Supernova Ia?
Das System QU Car (Sternbild Carina, Segel des Schiffs) [1] (Abb. 3) enthält einen Weißen Zwerg, der Masse von seinem Doppelsternpartner, einem Riesenstern, akkretiert. Einige Forscher halten dieses Doppelsternsystem für einen wahrscheinlichen Kandidaten einer zukünftigen Supernova vom Typ Ia [3]. Die Entfernung des Systems liegt bei rund 1.600 Lichtjahren.

Abb. 3 Der Stern QU Carinae, ein möglicher Vorgängerstern
für eine Supernova Ia. © Downes et al. (2012)

Als weiterer Kandidat gilt beispielsweise der Stern V445 Pup [1] im Sternbild Achterdeck des Schiffs (Puppis) [4]. Der Stern ist 11-21 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Eine Untersuchung der neuen Gruppe der Supernovae Ia könnte helfen, die sog. Dunkle Energie [1] besser zu verstehen, die möglicherweise für die im Jahr 1998 entdeckte beschleunigte Ausdehnung des Universums verantwortlich ist. Sie sorgt dafür, dass die Galaxien sich immer schneller voneinander entfernen.
Eine Verbesserung der Standardkerzen  hat einen direkten Einfluss auf mögliche Erklärungsversuche der Dunklen Energie.

Falls Sie Fragen und Anregungen zu diesem Thema haben, schreiben Sie uns unter kontakt@ig-hutzi-spechtler.eu

Ihre
IG Hutzi Spechtler – Yasmin A. Walter

Quellenangaben:

[1] Mehr Information über astronomische Begriffe
www.wikipedia.de

[2] Kelly P.L., et al., Science 347 (March 27, 2015)

[3] Kafka, S. et al., MNRAS 425 (2012)

[4] Woudt, A., et al., ApJ 706 (2009)

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