Supernovae vom Typ Ia sind helle, häufig auftretende Sternexplosionen. Sie produzieren typischerweise mehrere Zehntel Sonnenmassen des Isotops Nickel-56, dessen Zerfall zu Kobalt-56 und Eisen-56 die Energiequelle für die Helligkeit dieses Supernova-Typs ist. Die Sternexplosionen treten so oft auf, dass sie auf diese Art mehr als die Hälfte der Eisenvorkommen im Universum produzieren.

Typ-Ia-Supernovae sind als »standardisierbare Kerzen« von großer Bedeutung für die Kosmologie. Das Zustandekommen ihrer Helligkeiten ist gut genug verstanden, um sie zur Entfernungsbestimmung zu nutzen. Weil sie sehr hell sind, können wir sie von der Erde aus beobachten, selbst wenn sie weit entfernt im Universum explodieren. Aus der Form der Lichtkurve, also der zeitlichen Entwicklung der beobachteten Helligkeit, lässt sich empirisch auf ihre absolute Helligkeit zurückschließen. Damit können wir aus der Messung ihrer scheinbaren Helligkeit den Abstand zur Explosion bestimmen und das Universum vermessen.

Geheimnisvolles Duo

Es ist wissenschaftlich etabliert, dass es sich bei Supernovae vom Typ Ia um die thermonukleare Explosion mindestens eines Weißen Zwergs in einem Doppelsternsystem handelt. Trotz ihrer Wichtigkeit besteht bisher kein Konsens darüber, welche Natur der Begleitstern des Weißen Zwergs haben muss und wie die Explosion genau vor sich geht. Das größte Problem ist, dass es keine direkten astronomischen Beobachtungen des Vorgängersystems gibt, das später als Supernova Ia explodierte. Die Forschung muss deshalb im Ausschlussverfahren vorgehen: Aus dem, was wir nicht sehen, ziehen wir Rückschlüsse auf die Natur des Doppelsternsystems und auf den Explosionsmechanismus. So wissen wir für manche Supernovae vom Typ Ia, dass der Begleitstern vor der Explosion zumindest leuchtschwächer als unsere Sonne gewesen sein muss. Das Gleiche können wir über mögliche Begleitsterne sagen, welche die Explosion überlebten und sich in einigen gut beobachteten nahen Supernova-Überresten befinden. Wir wissen auch, dass der Begleiter wahrscheinlich sehr klein gewesen sein muss.

Aus dem Katalog an Ausschlusskriterien ergibt sich als einer der momentanen Favoriten für die Vorgängersysteme von Supernovae vom Typ Ia ein Paar aus zwei Weißen Zwergen. Da Weiße Zwerge sehr klein – typischerweise mit Durchmessern vergleichbar der Erde – und deshalb leuchtschwach sind, erfüllen sie die meisten dieser Ausschlussbedingungen an den Begleitstern automatisch.

Zugang über Simulationen

Um die Vorgängersysteme über den Explosionsmechanismus mit späteren Beobachtungen zu verbinden, nutzen wir in der Astrophysik numerische Simulationen. Die für eine solche Supernova relevanten physikalischen Gesetze der Gravitation, der Hydrodynamik und der Kernfusion sind bekannt. Allerdings sind bereits diese wenigen Zutaten in Summe so komplex, dass es nur mit numerischen Simulationen auf Supercomputern gelingt, den Vorgängen in einer Typ-Ia-Supernova auf die Spur zu kommen.

Für alle diese Prozesse gibt es verschiedene Ansätze, die mathematischen Gleichungen zu diskretisieren und damit von einem Computer lösbar zu machen. Dabei macht man unterschiedliche Kompromisse, unter anderem zwischen Genauigkeit und benötigter Rechenzeit. Das hat in der Vergangenheit jedoch zu teilweise deutlich unterschiedlichen Ergebnissen geführt. Daher ist die Robustheit, also die Konsistenz der Simulationsergebnisse gleicher Szenarien mit verschiedenen Simulationsprogrammen, ein wichtiger Schritt auf dem Weg zum wissenschaftlichen Konsens. Hier schauen wir uns eines der aktuell vielleicht interessantesten Szenarien für Typ-Ia-Supernovae an: Der Massentransfer von einem Weißen Zwerg zum anderen führt in einem Doppelsternsystem direkt zu einer Explosion, kurz bevor das Paar verschmelzen würde.

Um die Robustheit des Szenarios in einem Doppelsternsystem aus zwei Weißen Zwergen zu untersuchen, simulieren wir es mithilfe von zwei sehr verschiedenen astrophysikalischen Simulationscodes: FLASH und AREPO. Der FLASH-Code wurde ursprünglich um das Jahr 2000 am FLASH Center in Chicago für die Modellierung von thermonuklearen Sternexplosionen in einem anderen Szenario entwickelt. Mittlerweile findet er breite Anwendung auch in anderen Gebieten der Astrophysik. In FLASH diskretisiert man die Gleichungen auf einem festen, räumlichen Gitter, erlaubt es jedoch, seine würfelförmigen Zellen lokal zu verfeinern.

Der AREPO-Code wurde etwa im Jahr 2010 am Max-Planck-Institut für Astrophysik für kosmologische Simulationen und Galaxienentstehung entwickelt, wird aber mittlerweile in fast allen anderen Gebieten der Astrophysik ebenfalls genutzt, zum Beispiel zum Simulieren von Sternen. AREPO diskretisiert die Gleichungen auf einem Gitter, das aus speziellen konvexen Polyedern besteht – einem sogenannten Voronoi-Gitter – und das sich mit dem Gas mitbewegt. Dadurch reduzieren sich numerische Fehler deutlich, die Rechnungen werden aber aufwendiger und die Algorithmen komplizierter.

Beide Codes lösen die Gleichungen für Hydrodynamik und Gravitation sowie nukleare Fusionsreaktionen und benutzen die exakt gleiche Zustandsgleichung für ein beliebig entartetes Elektronengas. Das ist wichtig für die Modellierung Weißer Zwerge, weil sie im Inneren unter anderem aus freien Elektronen bestehen. Gerade sie stabilisieren den Weißen Zwerg und bewahren ihn vor dem Gravitationskollaps, weil aufgrund des Pauli-Prinzips der Quantenphysik Elektronen nicht beliebig zusammengepresst werden können: Der Entartungsdruck bietet so der Gravitation Paroli.

Wir schauen uns zwei verschiedene Simulationen an, die in AREPO zum sogenannten Doppeldetonationsszenario beziehungsweise zum Vierfachdetonationsszenario geführt haben. In diesen Modellen sind beide Weiße Zwerge in ihrem Doppelsternsystem schon durch eine lange Entwicklungsphase gegangen, in der sie Gravitationswellen emittiert haben. Das Doppelsystem ist dadurch so weit geschrumpft, dass es kurz vor der Verschmelzung steht. Der leichtere, größere Weiße Zwerg ist schon so nahe, dass er Materie auf den schweren, kleineren Weißen Zwerg überträgt. Fünf Sekunden bevor die Explosion in AREPO startet, übertragen wir beide Simulationen in den FLASH-Code. Dort simulieren wir sie unabhängig weiter. Der Abstand von fünf Sekunden garantiert, dass sich die Simulationen selbstständig und unabhängig voneinander entwickeln, bevor die Explosion zündet.

Die Simulationen zeichnen die Entwicklung des Doppelsternsystems mit Berechnungen der beiden Codes AREPO und FLASH nach (siehe »Der Weg zur Sternexplosion«). Wir stellen die lokalen Temperaturgradienten in einem Schnitt in der Rotationsebene dar. Diese Gradienten eignen sich besonders gut, um die Stoßwellen (Schocks) und die Energieerzeugung durch nukleare Reaktionen in ihren Stoßfronten hervorzuheben. Sie zeigen außerdem die Oberflächen der Weißen Zwerge.

Ungefähr vier Sekunden nachdem wir unsere Simulationen entkoppelt haben, zeigen beide Codes die Zündung einer Detonation in der Heliumschale des massereicheren Weißen Zwergs, der sich in den Bildsequenzen jeweils unten befindet. Diese Heliumdetonation breitet sich als Stoßwelle in seiner Heliumhülle aus und brennt um den Weißen Zwerg herum (siehe »Die Heliumdetonation in Aktion«). Das treibt eine weitere Stoßwelle in den Kern. Die in den Kern laufende Stoßwelle bündelt sich ungefähr zwei Sekunden später in einem Punkt und entzündet dort eine Kohlenstoffdetonation. Diese wiederum führt zur völligen Zerstörung des schwereren Weißen Zwergs. Der zweite, masseärmere Weiße Zwerg hat hier keine ausreichend massive Heliumschale, um das gleiche Szenario in Gang zu setzen: Er überlebt die Explosion des ersten Weißen Zwergs in beiden Codes relativ unbeschadet. In der Abbildung ist gut zu sehen, wie sich die Simulationen in beiden Codes sehr ähnlich entwickeln und zu dem praktisch identischen Ergebnis führen.

In der zweiten Simulation tun sich Unterschiede auf. Qualitativ zeigen FLASH und AREPO wieder das gleiche Ergebnis. Erst entsteht eine Heliumdetonation (Detonation 1) auf der Oberfläche des schwereren Weißen Zwergs, die wieder um ihn herum brennt und Stoßwellen in den Kern sendet. Diese entzündet dort eine Kohlenstoffdetonation (Detonation 2). Der schwerere Weiße Zwerg explodiert kurz darauf und wird komplett zerstört. Die Detonationen 1 und 2 werden zum Doppeldetonationsszenario zusammengefasst.

In dieser zweiten Simulation hat der zweite, leichtere Weiße Zwerg eine massereichere Helium­schale. In der Schale entzündet die Explosion des schwereren Weißen Zwergs ebenfalls eine Heliumdetonation (Detonation 3), sobald sie ihn trifft. Die Heliumdetonation auf dem zweiten Weißen Zwerg brennt erneut um ihn herum, und führt zu der Zündung einer Kohlenstoffdetonation in dessen Kern (Detonation 4). Der zweite Zwergstern wird dadurch ebenfalls völlig zerstört! Da beide Weiße Zwerge in insgesamt vier Detonationen vernichtet werden, heißt dieses Modell Vierfachdetonationsszenario.

Trotz des gleichen Ergebnisses beider Simulationsprogramme sehen wir Unterschiede im zeitlichen Ablauf. Da FLASH hier ein umfangreicheres nukleares Reaktionsnetzwerk verwendet, das mehr Reaktionen berücksichtigt, ist die Energiefreisetzung der Fusionsreaktionen etwas schneller. Deshalb zündet die erste Heliumdetonation auf der Oberfläche des schwereren Weißen Zwergs ungefähr zwei Sekunden früher in FLASH als in AREPO. Die weitere Entwicklung bis zur Explosion des zweiten Weißen Zwergs ist dann allerdings praktisch identisch, nur verschoben um zwei Sekunden.

Schlussfolgerungen

Die Simulationen mit den Codes FLASH und AREPO stimmen trotz signifikanter Unterschiede in den Algorithmen und Methoden, die in ihnen verwendet werden, gut überein. Das zeigt unserer Meinung nach, dass unsere Simulationen robust und zuverlässig sind. Sie belegen klar, dass das Doppeldetonationsszenario und das Vierfachdetonationsszenario realistische Szenarien für die Explosion eines Doppelsternsystems zweier Weißer Zwerge als Supernova vom Typ Ia sind.

Die offensichtlichen nächsten Schritte bestehen darin, mehr solcher Systeme zu simulieren, um besser zu verstehen, wie der Ausgang von den Eigenschaften des Paars abhängt. Hier sind vermutlich besonders die Massen der beiden Weißen Zwerge und die Größe ihrer Heliumschalen wichtig. Außerdem wird es wichtig sein, die Explosionen über längere Zeiträume zu rechnen, um daraus direkt simulierte Beobachtungen zu erhalten. Lichtkurven und Spektren lassen sich aus den Simulationen ableiten und so direkt mit echten Beobachtungen vergleichen, die beispielsweise mit dem James-Webb-Teleskop gemacht wurden. Beim Verständnis der Supernovae vom Typ Ia sind wir nun einen großen Schritt weitergekommen.