Der Mitwirkende an SN 2011fe

Als Supernova 2011fe am 24. August 2011 entdeckt wurde, war es die nächste Supernova seit dem berühmten SN 1987A. Es befand sich in der relativ nahe gelegenen Pinwheel-Galaxie (M101) und war ein Hauptziel für Wissenschaftler, da die Wirtsgalaxie gut untersucht wurde und viele hochauflösende Bilder vor der Explosion vorhanden waren, sodass Astronomen nach Informationen über den Stern suchen konnten führte zum Ausbruch. Als Astronomen unter der Leitung von Weidong Li an der University of California in Berkeley nach dem suchten, was sie fanden, widersetzten sie sich den normalerweise akzeptierten Erklärungen für Supernovae des gleichen Typs wie 2011fe.

SN 2011fe war eine Supernova vom Typ 1a. Es wird erwartet, dass diese Klasse von Supernova durch einen weißen Zwerg verursacht wird, der die Masse eines Begleitsterns ansammelt. Die allgemeine Erwartung ist, dass der Begleitstern ein Stern ist, der sich aus der Hauptsequenz entwickelt. Dabei schwillt es an und Materie läuft auf den weißen Zwerg. Wenn dies die Masse des Zwergs über das 1,4-fache der Sonnenmasse hinausschiebt, kann der Stern das Gewicht nicht mehr tragen und es kommt zu einem außer Kontrolle geratenen Zusammenbruch und Rückprall, was zu einer Supernova führt.

Glücklicherweise werden die geschwollenen Sterne, die als rote Riesen bekannt sind, aufgrund ihrer großen Oberfläche außergewöhnlich hell. Der achthellste Stern in unserem eigenen Himmel, Betelgeuse, ist einer dieser roten Riesen. Diese hohe Helligkeit bedeutet, dass diese Objekte aus großer Entfernung sichtbar sind, möglicherweise sogar in Galaxien, die so weit entfernt sind wie das Windrad. In diesem Fall könnten die Astronomen aus Berkeley Archivbilder durchsuchen und den hellroten Riesen entdecken, um das System vor der Explosion zu untersuchen.

Als das Team jedoch die Bilder des Hubble-Weltraumteleskops durchsuchte, das Bilder durch acht verschiedene Filter aufgenommen hatte, war am Ort der Supernova kein Stern sichtbar. Dieser Befund folgt einem kurzen Bericht vom September, in dem die gleichen Ergebnisse angekündigt wurden, jedoch mit einer viel niedrigeren Erkennungsschwelle. Das Team suchte anschließend nach Bildern aus dem Spitzer Infrarot-Teleskop, das auch keine Quelle am richtigen Ort gefunden hat.

Dies schließt zwar das Vorhandensein des beitragenden Sterns nicht aus, schränkt jedoch seine Eigenschaften ein. Die Helligkeitsgrenze bedeutet, dass der beitragende Stern kein leuchtender roter Riese sein konnte. Stattdessen spricht das Ergebnis für ein anderes Modell der Massenspende, das als doppelt entartetes Modell bekannt ist

In diesem Szenario umkreisen sich zwei weiße Zwerge (beide von entarteten Elektronen getragen) in einer engen Umlaufbahn. Aufgrund relativistischer Effekte verliert das System langsam Energie und schließlich werden die beiden Sterne so nah, dass einer so stark zerstört wird, dass Masse auf den anderen verschüttet wird. Wenn dieser Stoffübergang die Primärwicklung über die 1,4-Sonnenmassengrenze hinausschiebt, würde dies dieselbe Art von Explosion auslösen.

Dieses doppelt entartete Modell schließt nicht ausschließlich die Möglichkeit aus, dass rote Riesen zu Supernovae vom Typ Ia beitragen, aber kürzlich haben andere Beweise in anderen Fällen fehlende rote Riesen ergeben.

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