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Sternexplosionen: Vermutlich neue Klasse von Supernova entdeckt

SN 2005E
Zwei leuchtschwache Supernovae lassen sich mit keinem bisher bekannten Explosionsmechanismus erklären. Obwohl sich SN 2005E und SN 2005cz sehr ähneln, favorisieren zwei Forscherteams ganz unterschiedliche Entstehungsszenarien.

Aus dem Strahlungsspektrum von SN 2005E leiteten Wissenschaftler um Hagai Perets vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge ab, dass die ins All geschleuderte Materie mehr Kalzium und Titan enthielt als jemals in einer Sternexplosion beobachtet. Da es sich hierbei um Reaktionsprodukte im Zusammenhang mit Helium handelt, zeugen die nachgewiesenen Elemente von einem heliumreichen Vorläuferstern, so die Forscher.

SN 2005E und Umgebung | Links ist die Heimatgalaxie (NGC 1032) von Supernova SN 2005E vor der Explosion zu sehen. Die erste Beobachtung der Supernova (gekennzeichnet durch den roten Pfeil) ist im rechten Bild gezeigt. SN 2005E befindet sich etwa 750 000 Lichtjahre vom Zentrum der Galaxie entfernt.
Dieses Merkmal deute zwar auf eine Supernova vom Typ Ib hin, bei der ein Riesenstern durch einen Kernkollaps explodiert. Allerdings sprächen andere Indizien dagegen: So fand Supernova SN 2005E Lichtjahre von der Heimatgalaxie – fernab von Sternentstehungsregionen – statt, was laut Perets und seinem Team auf einen älteren, massearmen Stern schließen lässt. Zudem schätzen sie die Menge der herausgeschleuderten Sternmaterie auf rund 30 Prozent der Sonnenmasse. Ein explodierender Riesenstern hätte deutlich mehr Material liefern müssen.

Ein explodierender Weißer Zwergstern – die konventionelle Alternative – vermag die Beobachtungen jedoch ebenfalls nicht zu erklären, da dieser in seinem Innern vornehmlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Von Perets und seinen Kollegen durchgeführte Computersimulationen weisen darauf hin, dass sich die Supernova in einem System aus zwei sich eng umkreisenden Weißen Zwergen ereignete. Dabei zog einer der beiden Helium aus der Hülle des anderen ab, bis Temperatur und Druck so hoch waren, dass eine thermonukleare Reaktion zündete und zumindest einen Teil seiner Hülle absprengte [1].

Wissenschaftler um Koji Kawabata von der Hiroshima University in Japan haben dagegen die Supernova SN 2005cz untersucht und bevorzugen eine anderes Szenario. Der Vorläuferstern soll Computermodellen zufolge zwischen acht und zwölf Sonnenmassen in sich vereint haben und ähnlich einer Typ-Ib-Supernova durch einen Kernkollaps explodiert sein.

Die Wasserstoffhülle habe der Stern durch Wechselwirkung mit einem Begleitstern bereits verloren, als sein Kern zu einem Neutronenstern zusammenstürzte, schreiben die Forscher. Und da er zu den Leichtgewichten unter den Riesensternen zählte, ließen sich der geringe Masseauswurf, der hohe Kalziumgehalt sowie die geringe Helligkeit erklären.

SN 2005cz | Der Pfeil zeigt auf SN 2005cz und dessen Heimatgalaxie NGC 4589 im August 2005.
Gegen dieses Szenario spricht allerdings, dass sich die Explosion in einer elliptischen Galaxie ereignete, in der es für gewöhnlich seit Hunderten von Millionen Jahren keine Sternenstehung mehr gab. Die Autoren beziehen sich jedoch auf einige Studien, wonach die untersuchte Galaxie eine Ausnahme zu sein scheint [2].

Bislang sind rund acht dieser leuchtschwachen und kalziumreichen Supernovae bekannt, die womöglich eine neue Klasse von Sternexplosionen darstellen. Sollten diese tatsächlich weit verbreitet auftreten, könnten sie ein bislang gesuchter Kalziumlieferant im Universum sein, berichten Perets und seine Kollegen.

Zudem könnte der Zerfall von radioaktivem Titan-44 – wie in den Explosionen produziert – für die hohe Konzentration von Positronen im Zentrum von Galaxien sorgen. Bisher machen Wissenschaftler unter anderem den Zerfall von Dunkler Materie dafür verantwortlich. (mp)

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  • Quellen
[1] Perets, H. B. et al.: A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion. In: Nature 465, 322–325, 2010.
[2] Kawabata, K. S. et al.: A massive star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy. In: Nature 465, 326–325, 2010.

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