Von Steve Nerlich in Universe Today – Übersetzt von Harald Horneff
DEM L71 – ein Supernova-Überrest vom Typ Ia. Eine Untersuchung der äußeren Schockwelle und des im Inneren gelegenen Auswurfmaterials deuten darauf hin, daß das Material des Überrests nicht wesentlich über eine Sonnenmasse hinausgeht – und es enthält ein hohes Eisen zu Silizium/Sauerstoff-Verhältnis. Dies alles weist darauf hin, daß der Vorläuferstern ein dichter Weißer Zwerg war. Aber ansonsten sind die Schritte, die zur Explosion führten, ein Rätsel. Quelle: NASA / Chandra
Da so viel von unserem gegenwärtigen Verständnis über das Universum auf Datensätze von Typ Ia Supernovae zurückgeht, wird beträchtlich viel Arbeit der heutigen Forschung gerade in die Frage investiert, wie gleichförmig diese vermuteten Standardkerzen sind. Bis heute scheint das Gewicht der Beweise beruhigend – abgesehen von wenigen Ausreißern scheinen die Supernovae sehr gleichmäßig und vorhersagbar zu sein.
Allerdings sind einige Forscher diese Debatte mit einer anderen Sichtweise angegangen. Sie ziehen die Eigenschaften der Vorläufersterne, die Supernovae vom Typ Ia hervorrufen, mit in Betracht. Wir wissen sehr wenig über diese Sterne. Sicher, es sind Weiße Zwerge, die explodieren, nachdem sie zusätzlich Masse angesammelt haben – aber wie dieser Zustand erreicht wird, bleibt ein Rätsel.
In der Realität sind die Endstadien, die einer Explosion vorangehen, nie wirklich beobachtet worden und man kann nicht wirklich auf irgendwelche Sterne als wahrscheinliche Kandidaten auf dem Weg zu Supernovae vom Typ Ia verweisen. Im Vergleich hierzu ist es leicht, Sterne zu identifizieren, die vermutlich in Kernkollaps-Supernovae (Typ Ib, Ic oder II) explodieren werden – Kernkollaps sollte das Schicksal für jeden Stern mit mehr als 9 Sonnenmassen sein.
So geht die gebräuchlichste Theorie davon aus, daß ein Vorläufer der Typ Ia Supernovae ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem ist, der von einem Begleiter solange Material abzieht, bis er die Chandrasekhar-Grenze von 1.4 Sonnenmassen erreicht. Wenn die bereits verdichtete, überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Materie weiter zusammengepreßt wird, zündet durch den ganzen Stern hindurch sehr schnell die Kohlenstoffverbrennung. Dadurch wird so viel Energie freigesetzt, daß die vergleichsweise geringe Schwerkraft des Sterns die Materie nicht halten kann – und der Stern reißt sich selbst in Stücke.
Überraschenderweise scheint die Verschmelzung Weißer Zwerge der wahrscheinlichere Grund für Typ Ia Supernovae zu sein, anhand gegenwärtiger (jedoch großteils nicht sehr handfester) Hinweise. Quelle: Bad Astronomy / Discovery
Versucht man aber, die Vorgänge zu beschreiben, die dazu führen, daß ein Weißer Zwerg 1.4 Sonnenmassen erzielt, scheint es, als sei viel Feinabstimmung notwendig. Die Akkretionsrate an zusätzlicher Masse muß genau richtig sein – ein zu starker Zustrom wird in einem Drehbuch für Roten Riesen enden. Dies liegt daran, da ein schneller Zustrom an zusätzlicher Masse dem Stern genügend Eigengravitation gibt, so daß er teilweise die Fusionsenergie kontrollieren kann – dies bedeutet, der Stern wird sich eher ausdehnen als explodieren.
Theoretiker umgehen dieses Problem durch die Annahme, daß ein vom Weißen Zwerg weggerichteter Sternwind die Rate des einfallenden Materials herabsetzt. Dies klingt erfolgversprechend, obwohl bis heute Untersuchungen von Material in den Überresten von Typ Ia Supernovae keinen Hinweis auf die verteilten Ionen geliefert haben, die man erwarten würde, wenn ein zuvor bestehender stellarer Wind existiert.
Zudem sollte eine Explosion in einem Binärsystem weitreichende Auswirkungen auf den Begleiter haben. Aber alles Suchen nach einem Kandidaten für einen überlebenden Begleiter – der vermutlich ungewöhnliche Eigenschaften in seiner Geschwindigkeit, Rotation, Zusammensetzung oder Aussehen besitzen würde – hat bis heute ebenfalls zu keinem Ergebnis geführt.
Ein alternatives Modell für die Ereignisse, die zu Supernovae vom Typ Ia führen, geht davon aus, daß sich zwei Weiße Zwerge anziehen, unaufhaltsam aufeinander zu spiralen, bis der eine oder andere 1.4 Sonnenmassen erreicht. Dies ist nicht das allgemein bevorzugte Modell, da die Zeit, die für zwei so vergleichsweise kleine Sterne benötigt wird, sich auf einer Umlaufbahn aufeinander zuzubewegen und zu verschmelzen, Milliarden Jahre dauern kann.
Dennoch überprüften Maoz und Mannucci jüngste Bestrebungen, die Rate von Typ Ia Supernovae innerhalb eines festgelegten Raumvolumens nachzubilden und diese dann mit der erwarteten Häufigkeit von verschiedenen Vorläufervorstellungen in Deckung zu bringen. Nimmt man an, daß zwischen 3 bis 10 % aller Sterne mit 3 bis 8 Sonnenmassen letztlich als Typ Ia Supernovae explodieren – dann bevorzugt die ermittelte Rate das Kollisionsmodell Weißer Zwerg gegenüber dem Modell des Weißen Zwergs in einem Materie übertragenden Binärsystem.
Das Ergebnis läßt keine unmittelbare Sorge aufkommen, daß dieser alternative Entstehungsprozeß die Gleichförmigkeit einer Supernova-Explosion vom Typ Ia beeinflussen würde – es ist nur nicht der Befund, den die meisten erwartet hatten.
Weiterführende Literatur (im Internet zu finden unter):
