Spurensuche im All: War das eine Superkilonova?
Am 18. August 2025 um 03:20:06 Uhr MESZ registrierten die Gravitationswellendetektoren LIGO in den USA und Virgo in Italien ein außergewöhnliches Signal: S250818k fiel zwar nicht stark genug aus, um in der Echtzeitanalyse sicher einem astrophysikalischen Ursprung zugeordnet werden zu können, dennoch startete ein Forscherteam der Zwicky Transient Facility (ZTF) in Kalifornien die Suche nach einem visuellen Gegenstück.
Als möglicher Ursprungsort des Signals konnte bald darauf die 1,3 Milliarden Lichtjahre entfernte Galaxie SDSS J155154.16+305 409.3 bestimmt werden. Dort wurde eine kurzlebige, sich rasch verändernde Leuchterscheinung entdeckt, ein sogenannter Transient, der alsbald von der Internationalen Astronomischen Union die Bezeichnung AT2025ulz bekam. Erste Beobachtungen mit dem Fraunhofer-Teleskop am Wendelstein-Observatorium (FTW) der Ludwig-Maximilians-Universität (LMU) München zeigten eine Lichtkurve, die an eine Kilonova erinnert – eine solche tritt bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne auf –, aber später auch deutliche Anzeichen einer speziellen Supernova-Explosion aufwies.
Falls das zutrifft, wäre es erst das zweite Mal, dass ein Gravitationswellensignal mit einem elektromagnetisch registrierten Ereignis in Verbindung gebracht werden kann, nach der Kilonova AT2017gfo aus dem Jahr 2017. Die Entdeckung von AT2025ulz löste daher weltweit Beobachtungskampagnen mit den leistungsstärksten Teleskopen auf der Erde und im All aus, um den genauen Ursprung und den möglichen Zusammenhang mit dem Gravitationswellensignal S250818k zu ergründen.
Erschütterungen in der Raumzeit
Gravitationswellen sind winzige periodische Streckungen und Stauchungen der Raumzeit. Sie werden durch jede Beschleunigung einer Masse verursacht und breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit im Universum aus. Diese räumlichen Veränderungen sind jedoch so winzig, dass nur die extremsten Ereignisse im Universum, wie die Verschmelzungen von Schwarzen Löchern und Neutronensternen, Gravitationswellen aussenden, die mit erdgebundenen Detektoren wie dem Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) gemessen werden können.
Erstmals vorhergesagt wurden Gravitationswellen im Jahr 1916 von Albert Einstein auf Basis seiner allgemeinen Relativitätstheorie. Der direkte Nachweis gelang jedoch erst ein Jahrhundert später, am 14. September 2015, und wurde 2017 mit dem Nobelpreis für Physik gewürdigt. Die zwei dafür eingesetzten Detektoren des LIGO sind in den USA stationiert und bestehen aus je zwei vier Kilometer langen Armen, mit denen Längenänderungen gemessen werden können, die 10 000-mal kleiner sind als ein Atomkern.
Das Wendelstein-Observatorium der Ludwig-Maximilians-Universität (LMU) München thront auf dem Gipfel des gleichnamigen Berges in den bayerischen Alpen, rund 1800 Meter über dem Meeresspiegel gelegen. Die große weiße Kuppel beherbergt das im Jahr 2012 in Betrieb genommene Fraunhofer-Teleskop-Wendelstein, das mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 2,1 Metern das größte optische Teleskop Deutschlands ist. Durch die hohe Lage herrscht hier oft klare, trockene und relativ turbulenzarme Luft. Der Wendelstein ist zwar kein »High-End«-Standort wie die Atacamawüste in Chile, bietet für mitteleuropäische Verhältnisse jedoch hervorragende Sichtbedingungen.
Seit August 2017 steuert auch der europäische Virgo-Detektor in Italien Messdaten bei. Zusammen mit dem Mitte 2023 beigetretenen Kamioka Gravitational Wave Detector (KAGRA) in Japan bilden LIGO und Virgo ein globales Detektornetzwerk für Gravitationswellen. Auch in Deutschland gibt es noch eine Anlage. Mit seinen »nur« 600 Meter langen Armen ist der im Jahr 2001 nahe Hannover fertiggestellte GEO600 allerdings nicht empfindlich genug, um kosmische Quellen nachzuweisen. Er hat dennoch entscheidende Beiträge zur Entwicklung der Technologien für die LIGO-Detektoren geleistet. Er wird Ende 2026 endgültig abgeschaltet.
Falscher Alarm?
Die erste und bisher einzige Entdeckung eines elektromagnetischen Gegenstücks zu einem Gravitationswellenereignis gelang am 17. August 2017, wenige Tage nach der Inbetriebnahme von Virgo. Nur Sekunden nach der Erschütterung der Raumzeit wurde der Gammablitz GRB170817A gemessen. Kurz darauf folgte die Entdeckung der Kilonova AT2017gfo durch eine weltweite Beobachtungskampagne, an der mehrere Tausend Astronominnen und Astronomen beteiligt waren (siehe »In Windeseile«).
Als die LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) Kollaboration am 18. August 2025 um 03:20:19 Uhr MESZ vermeldete, dass sie wenige Sekunden zuvor möglicherweise ein ähnliches Signal registriert habe, war das Interesse daher schnell geweckt. Die Echtzeitanalyse der LVK-Kollaboration ergab, dass es sich um eine Verschmelzung zweier Objekte handelt – vorausgesetzt, das Signal stammt tatsächlich von einer kosmischen Katastrophe. Das Besondere: Es deutet auf die Beteiligung eines verhältnismäßig leichten, sehr kompakten Objekts hin – mit weniger als einer Sonnenmasse.
Das ist deshalb sehr ungewöhnlich, weil kein Mechanismus bekannt ist, der Objekte mit einer so geringen Masse erzeugen kann, die gleichzeitig kompakt genug sind, um Gravitationswellen in einem für heutige Detektoren messbaren Frequenzband zu erzeugen. Neutronensterne sind zwar dicht genug, sollten jedoch nur oberhalb der Chandrasekhar-Grenze von 1,45 Sonnenmassen entstehen.
Am 17. August 2017 taucht in der 130 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC 4993 im Sternbild Wasserschlange ein heller Punkt auf. Nur zwölf Stunden später ist die Quelle gefunden. Sie liegt in der linsenförmigen Galaxie NGC 4993, die hier mit dem Hubble-Weltraumteleskop wenige Tage darauf im Visuellen und Infraroten aufgenommen wurde. Kurz zuvor registrierten die LIGO- und Virgo-Detektoren in derselben Himmelsregion das Gravitationswellensignal GW170817.
Kosmische Katastrophen
Supernovae gehören zu den extremsten Ereignissen im Universum und markieren die gewaltige Explosion massereicher Sterne oder auch Weißer Zwerge. Dabei wird zwischen verschiedenen Typen unterschieden, darunter Typ-I- und Typ-II-Supernovae sowie weitere Unterklassen. Die Klassifizierung erfolgt in erster Linie anhand ihrer Lichtspektren und des Verlaufs der Helligkeit.
Sogenannte Kernkollaps-Supernovae – dazu zählen alle Supernovae des Typs II – treten auf, wenn massereiche Sterne ihren Brennstoff aufgebraucht haben. Die stabilisierende Kernfusion bricht schlagartig ab und setzt keine Energie mehr frei. In der Folge kollabiert der Eisenkern des Sterns und es werden Unmengen an Neutrinos freigesetzt – sie tragen den Großteil der Energie weg. Gleichzeitig stürzen die äußeren Schichten des Sterns auf das neu gebildete kompakte Objekt und prallen davon ab. Getrieben von der zusätzlichen Energie der Neutrinos und der Schockwelle des abprallenden Materials wird der Stern in einer großen Explosion zerrissen. Der verbliebene Kern stürzt indes, je nach Masse, entweder zu einem Neutronenstern – einer Kugel von rund 20 Kilometern Durchmesser – oder einem Schwarzen Loch zusammen.
Als Kilonova wird das kurzzeitige Aufleuchten von Materie durch den radioaktiven Zerfall schwerer Elemente bezeichnet, die bei der Verschmelzung von zwei Neutronensternen oder von einem Neutronenstern mit einem Schwarzen Loch ins All geschleudert wird. Solche Verschmelzungen entstehen, wenn sich beide Komponenten des Doppelsystems durch die Abstrahlung von Gravitationswellen über Millionen bis Milliarden Jahre immer näher kommen und schließlich kollidieren. Kilonovae und die bei der Kollision ausgesendeten Gravitationswellen ermöglichen Rückschlüsse auf den inneren Aufbau von Neutronensternen und bieten die Möglichkeit, die Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie unter den extremsten Bedingungen des Universums zu überprüfen.
Der frühe Helligkeitsverlauf von Supernovae des Typs IIb kann dem einer Kilonova sehr ähnlich sehen, obwohl beiden völlig unterschiedliche physikalische Prozesse zugrunde liegen (siehe »Ablauf einer Supernova vom Typ IIb«). Sie zeigen in den ersten Tagen eine heiße, blaue Emission und eine rasche Entwicklung der Lichtkurve.
Der weitaus häufigste Entstehungsweg ist hierbei ein Doppelsternsystem, wie hier skizziert: Zwei sehr heiße und große Sterne umkreisen sich zunächst (1). Der etwas massereichere der beiden entwickelt sich früher zu einem aufgeblähten Roten Riesen und überträgt dabei den Großteil des Wasserstoffs seiner äußeren Hülle auf seinen Begleitstern (2). Danach explodiert er als Supernova, die sich aufgrund der dünnen Gashülle sehr schnell entwickelt (3). Der Begleitstern überlebt die Explosion. Da er den größten Teil des Wasserstoffs im System aufgenommen hat, ist er nach der Supernova größer und heißer als zu Beginn (4).
Die Unsicherheit blieb also: Die Wahrscheinlichkeit, dass dem Signal S250818k ein echtes astrophysikalisches Ereignis zugrunde liegt, konnte nur mit 29 Prozent beziffert werden – eine Fluktuation im Rauschen oder ein falsches Signal aus irdischen Quellen schienen mit 71 Prozent deutlich wahrscheinlicher. Den Betreibern der Detektoren zufolge ist ein falsches Signal, das wie S250818k aussieht, immerhin alle fünf Monate zu erwarten. Normalerweise hätte S250818k daher keinerlei weitere Beachtung gefunden. Da sich die Einstufung ähnlicher Signale in der Nachanalyse jedoch schon öfter zugunsten einer astrophysikalischen Herkunft verschoben hatte, entschied ein Team der ZTF-Kollaboration um die Astronomin Mansi Kasliwal vom California Institute of Technology (Caltech) trotzdem, nach einem visuellen Gegenstück zu suchen. S250818k stellt immerhin das bis dato beste Signal mit einer möglichen Komponente unterhalb einer Sonnenmasse dar.
Alle Blicke auf AT2025ulz
Knapp drei Stunden nach der Messung durch LIGO waren bereits einige Kandidaten gefunden. Ein Zusammenhang mit dem Gravitationswellenereignis konnte jedoch nur im Fall des später AT2025ulz getauften Transienten nicht ausgeschlossen werden. Folgebeobachtungen mit dem FTW offenbarten, dass das Objekt nach dem Ausbruch schnell lichtschwächer und röter wurde (siehe »Gerade noch erwischt«). Diese Entwicklung gilt gemeinhin als Indiz dafür, dass es eine Kilonova sein könnte. Etwas, auf das die globale Forschungsgemeinschaft seit fast einem Jahrzehnt gewartet hat. Es folgte eine der aufwendigsten Beobachtungskampagnen in der Geschichte der Astronomie.
Zahlreiche Observatorien weltweit richteten ihre leistungsstärksten Instrumente auf AT2025ulz. Die Zeit drängte, denn eine Kilonova in dieser Entfernung würde innerhalb weniger Tage wieder verblassen. Auf Hawaii fingen das Gemini North Telescope und das Keck I Telescope das Licht der Explosion ein, auf La Palma das Gran Telescopio Canarias. In der chilenischen Atacamawüste beobachteten gleich drei der vier Hauptteleskope des Very Large Telescope der europäischen Südsternwarte (ESO) das Objekt, teilweise simultan. Auch Weltraumobservatorien beteiligten sich an der Suche, darunter diverse Gamma- und Röntgenteleskope, die nach hochenergetischer Strahlung von der Explosion Ausschau hielten.
Links: Die Aufnahme im Visuellen und Nahinfrarot zeigt den großräumigen Bereich um die Wirtsgalaxie des Transienten AT2025ulz, dem möglichen visuellen Gegenstück zu S250818k. Sie entstand zwei Tage nach der Entdeckung des Transienten, als dieser noch gut zu erkennen war. Rechts: Die Galaxie weist zahlreiche, klumpige Sternentstehungsgebiete auf. AT2025ulz kann nahe dem Zentrum lokalisiert werden, dabei aber deutlich vom galaktischen Kern versetzt. Die Aufnahmen stammen vom GMOS-Instrument am Gemini North Telescope auf Hawaii.
Die spektakulärste Beobachtung gelang allerdings mit dem Hubble-Weltraumteleskop – und das, obwohl AT2025ulz sich aus Sicht der Erde zu diesem Zeitpunkt sehr nahe an der Sonne befand und daher nur kurze Beobachtungszeitfenster möglich waren. Es gelang, das Teleskop so auszurichten, dass es den Transienten während jedes 95 Minuten andauernden Erdorbits für 13 Minuten ins Visier nehmen konnte. So wurde – Umlauf für Umlauf – ausreichend Belichtungszeit gesammelt.
Der Lohn der Mühen
Das Ergebnis dieser globalen Anstrengungen ist eine außergewöhnlich detaillierte Messung des Helligkeitsverlaufs von AT2025ulz. Auf das erste Maximum, das nicht mitaufgenommen werden konnte, folgte ein anfänglicher Abfall der Helligkeit (siehe »Rätselhafte Lichtkurve«). Danach begann das Objekt nach etwa fünf Tagen wieder heller zu werden. Es erreichte ein zweites Maximum und verblasste anschließend langsam.
»Zunächst sah der Ausbruch etwa drei Tage lang genauso aus wie die erste Kilonova im Jahr 2017«Mansi Kasliwal, Astronomin
Spektralaufnahmen der ersten Entwicklungsphase lieferten nur wenig Aufschluss über die Natur von AT2025ulz, sie passen nur teilweise zu bekannten Modellen. In der zweiten Phase zeigten sich jedoch klare Anzeichen für eine Typ-IIb-Supernova, eine seltene Form der Kernkollaps-Supernova (siehe »Kosmische Katastrophen«). Damit ergibt sich ein Rätsel: Dass es sich in der zweiten Phase der Entwicklung um eine Kernkollaps-Supernova handelt, gilt als unumstritten. Aber was genau ereignete sich in den ersten vier Tagen nach der Explosion?
Der obere Teil der Grafik zeigt den scheinbaren Helligkeitsverlauf von AT2025ulz im visuellen Spektralbereich bei einer Wellenlänge von 481 Nanometern (g) und 752 Nanometern (i). Ein kleinerer Wert für die Magnitude bedeutet eine größere Helligkeit. Der untere Teil zeigt die Differenz der Helligkeiten in beiden Wellenlängenbereichen (g–i). Diese wird als »Farbindex« bezeichnet, da die visuelle Erscheinung eines Objekts mit dieser Differenz korreliert. Ein höherer Farbindex bedeutet, dass das Objekt rötlicher erscheint. Die Lichtkurve zeigt den anfänglichen Abfall der Helligkeit nach dem ersten Maximum und die gleichzeitige Rötung, was zur Hypothese führte, dass es sich um eine Kilonova handeln könnte. Der zweite langsame Anstieg und Abfall der Helligkeit sprechen dagegen klar für eine Typ-IIb-Supernova. Messungen mit dem Wendelstein-Observatorium sind durch große schwarze Kreise gekennzeichnet.
Doch nur eine Supernova?
Eine Möglichkeit ist, dass sich hinter der anfänglichen Emission von AT2025ulz eine extrem helle Phase einer Kernkollaps-Supernova verbirgt. Dabei erreicht die den Stern zerreißende Stoßwelle die äußeren Gasschichten, heizt diese stark auf und lässt sie hell aufleuchten. Während der anschließenden Expansion kühlt die Oberfläche wieder ab und verliert dabei an Leuchtkraft, das sogenannte »Shock Cooling«. Das tritt grundsätzlich bei Kernkollaps-Supernovae auf, äußert sich aber besonders stark bei jenen des Typs IIb. In einem solchen Szenario ist vor dem Hauptmaximum eine zusätzliche Emissionsphase sichtbar, was den anfänglichen Abfall der Helligkeit erklären könnte.
Durch die Expansion und Abkühlung wird das Material immer transparenter und enthüllt schließlich das heiße und turbulente Innere des Sternüberrests. Nun beginnt hochenergetische Strahlung, etwa aus dem radioaktiven Zerfall von Nickel-56, das umgebende Material erneut zu erwärmen und sorgt für das deutlich länger anhaltende Hauptmaximum. Das passt zur zweiten Emissionsphase mit den klaren Supernova-Signaturen. In diesem Fall hätte AT2025ulz nichts mit dem potenziellen Gravitationswellensignal S250818k zu tun. Die Wahrscheinlichkeit, eine solche Supernova rein zufällig in der Region zu entdecken, in welcher der Ursprung von S250818k vermutet wird, schätzt das Team auf etwa fünf Prozent.
Möglicher Ausweg: Eine Superkilonova?
Kasliwal und ihr Team schlagen jedoch ein alternatives Modell vor, das den Transienten doch noch mit den möglichen Gravitationswellen verbinden könnte. Demnach bildete sich nach der Explosion des massereichen und schnell rotierenden Vorläufersterns eine extrem dichte Scheibe, in der sich Materieklumpen zu mehreren Neutronensternen kollabierten. In diesem Fall gelten die typischen Untergrenzen für die Masse von Neutronensternen nicht, sodass daraus ein Exemplar hervorgegangen sein könnte, das leichter als unsere Sonne ist. Durch die starke gravitative Anziehung oder aufgrund von Reibungseffekten mit dem umgebenden Material finden sich manche zu engen Paaren zusammen, die schließlich miteinander verschmelzen (siehe »In drei Schritten zur Superkilonova«).
Auf dem Weg zu dem hypothetischen Ereignis der Superkilonova explodiert zunächst ein massereicher und extrem schnell rotierender Stern in einer Supernova (links). In der Folge könnten zwei Neutronensterne entstehen (Mitte), von denen – im Fall von S20250818k – mindestens einer weniger Masse als unsere Sonne besitzt. Diese Neutronensterne bewegen sich fortan umeinander, wobei sie durch das Aussenden von Gravitationswellen Bahnenergie verlieren. Schließlich verschmelzen sie in einer spektakulären Kilonova miteinander (rechts). Was danach geschieht, hängt stark von der Masse der Neutronensterne und dem ausgeworfenen Material ab; wahrscheinlich würde sich ein Schwarzes Loch bilden.
Während eines solchen Ereignisses würden zunächst Gravitationswellen sowie eine Kilonova auftreten, bevor das Lichtspektrum und der Helligkeitsverlauf von der Supernova-Emission des Vorgängersterns dominiert werden. Das ist denkbar, da beide Prozesse auf unterschiedlichen Zeitskalen ablaufen. Eine Kilonova verblasst innerhalb weniger Tage, wohingegen eine Supernova ihr Maximum erst nach einigen Wochen erreicht. Dieses »Superkilonova-Szenario« liefert ebenfalls eine Erklärungsmöglichkeit für die Entwicklung der Farbe und Helligkeit von AT2025ulz und würde zugleich das Gravitationswellensignal einbeziehen.
Status: Ungeklärt
Noch fehlt eine zweifelsfreie Erklärung für S250818k. Üblicherweise wird versucht, verschiedene Erklärungsansätze durch Modellierungen der Beobachtungsdaten zu unterscheiden; es gibt jedoch noch keine quantitativen Modelle für Superkilonovae. Hinzu kommt, dass die Daten der ersten Tage auch mit dem Prozess des Shock Coolings in einer Kernkollaps-Supernova erklärt werden können. Allerdings impliziert das potenzielle Gravitationswellensignal auch keine »normale« Verschmelzung zweier Neutronensterne. Es ist daher auch nicht unbedingt zu erwarten, dass das Resultat wie eine normale Kilonova aussieht.
Nicht alle Fachleute teilen die Begeisterung für das Superkilonova-Szenario. Matt Nicholl von der Queen’s University in Belfast hält AT2025ulz am ehesten für eine gewöhnliche Supernova, die zufällig zur richtigen Zeit am richtigen Ort explodierte. James Gillanders von der University of Oxford weist wiederum auf die besondere Ähnlichkeit von Kilonovae und Supernovae vom Typ IIb in den ersten Tagen hin und darauf, dass die Lichtkurve kein eindeutiges Indiz für eine Kilonovakomponente darstelle. Gleichzeitig betonen die Autoren selbst, dass die Beobachtungsdaten keine endgültige Antwort liefern. Sie zeigen aber eine faszinierende Möglichkeit auf, sämtliche Phänomene miteinander zu vereinen.
Es bleibt also nur die Möglichkeit, auf weitere dieser ungewöhnlichen Signale zu warten und nach ihren elektromagnetischen Gegenstücken zu suchen. Nur so kann geklärt werden, ob das Signal S250818k tatsächlich Gravitationswellen astrophysikalischen Ursprungs wiedergibt und ob diese auf eine besonders gewaltvolle Weise mit dem explosiven Ableben massiver Sterne zusammenhängen.
Genau das ist bereits geschehen: Am 12. November 2025 meldete die LVK-Kollaboration mit S251112cm einen weiteren Verschmelzungskandidaten mit mindestens einer Komponente unterhalb einer Sonnenmasse. Auch hier fand sich in der vermuteten Ursprungsregion – rund zwei Tage vor dem Gravitationswellensignal – eine Supernova vom Typ IIb. Sie erhielt die Bezeichnung SN 2025adtq. Eine Kilonova konnte nicht nachgewiesen werden. Ob die Supernova tatsächlich mit dem Signal S251112cm zusammenhängt oder nur zufällig räumlich und zeitlich damit zusammenfällt, ist hier ebenfalls nicht abschließend geklärt. Doch je mehr solcher Paare aus Gravitationswellenkandidaten mit Komponenten unter einer Sonnenmasse und einer Typ-IIb-Supernova sich finden, desto schwerer fällt es, diese als kosmischen Zufall abzutun. Das würde die Interpretation dieser Ereignisse als Superkilonovae untermauern.
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