Wenn ihre Zeit gekommen ist, geben sich manche Sterne nicht damit zufrieden, einfach auszusterben und lautlos zu verschwinden, sondern explodieren mit solcher Wucht, dass ihre Helligkeit die der Galaxie, in der sie sich befinden, in den Schatten stellt. Diese heftigen kosmischen Phänomene, Supernovae genannt, verbreiten Lichtflüsse, Wellen chemischer Elemente, enorme Mengen an Energie und Strahlung durch den Weltraum und senden gleichzeitig auch starke Stoßwellen aus, die Galaxien durchqueren, Gaswolken komprimieren und die Geburt unterstützen neuer Sterne. Mit anderen Worten könnte man sagen, dass Supernovae das Universum, das wir um uns herum sehen, formen.
Es gibt jedoch eine Art von Supernovae, die sogenannten „wasserstoffarmen“, die Astrophysikern seit Jahrzehnten Rätsel aufgeben. Tatsächlich können Wissenschaftler aus irgendeinem seltsamen Grund ihre Vorläufersterne nicht identifizieren. Es ist fast so, als würden diese Supernovae plötzlich aus dem Nichts auftauchen.
Das Problem besteht laut Ylva Götberg, Astrophysikerin am Österreichischen Institut für Wissenschaft und Technologie (ISTA) und Hauptautorin eines Artikels, der diese Woche in „Science“ erscheint, darin, dass „es viel mehr wasserstoffarme Supernovae gibt als.“ Es gibt. Unsere aktuellen Modelle können es erklären. Womit laut Astrophysiker nur zwei Möglichkeiten offen bleiben: „Entweder können wir die Sterne, die auf diesem Weg heranreifen, nicht nachweisen, oder wir müssen alle unsere Modelle überarbeiten.“
Die Wasserstofffrage
„Normalerweise sind Sterne, die als Supernovae explodieren, sehr reich an Wasserstoff“, fährt der Forscher fort. Ein wasserstoffarmer Stern weist darauf hin, dass der Vorläuferstern seine dicke, wasserstoffreiche Hülle verloren haben muss. Was andererseits bei einem Drittel aller massereichen Sterne auf natürliche Weise vorkommt, weil diese Hülle durch einen binären Begleitstern durchbrochen wird. Aber wenn es sie wirklich so zahlreich gibt, wo sind dann all diese Sterne? Und warum können Astronomen sie nicht sehen?
Zusammen mit Maria Drout von der University of Toronto in Kanada entwickelte Götberg ein Beobachtungsmodell, das sich als geeignet erwiesen hat, diese fehlenden Sterne zu lokalisieren. Tatsächlich dokumentieren die beiden Forscher in ihrem Artikel eine Sternpopulation, die erste ihrer Art, die endlich eine große Wissenslücke schließt und Licht auf den Ursprung wasserstoffarmer Supernovae wirft.
In binären Systemen
Die Sterne, nach denen Götberg und Drout suchen, bilden normalerweise Paare und bilden Doppelsternsysteme. Einige dieser Systeme sind Astronomen gut bekannt: Dazu gehören der hellste Stern an unserem Nachthimmel, Sirius A, und sein schwacher Begleitstern Sirius B, etwa 8,6 Lichtjahre von der Erde entfernt.
Der Punkt ist, dass Astrophysiker hoffen, dass die fehlenden Sterne genau aus massiven Doppelsternsystemen entstanden sind. Der aktuellen Theorie zufolge würden die beiden Sterne einander umkreisen, bis sich die dicke, wasserstoffreiche Hülle des massereicheren Sterns so weit ausdehnt, dass er eine stärkere Anziehungskraft auf den Begleitstern erfährt als auf seinen eigenen Kern. Dadurch beginnt ein Massentransfer, ein echter Materiestrahl, der von einem Stern zum anderen wandert, bis die Wasserstoffhülle vollständig verschwindet und der Heliumkern freiliegt, kompakt und mehr als zehnmal heißer als der Stern ist. Oberfläche der Sonne.
Dies ist genau die Art von Sternen, die Götberg und Drout suchen. „Es wird angenommen, dass Heliumsterne mittlerer Masse, die durch binäre Wechselwirkung freigelegt wurden, eine wichtige Rolle in der Astrophysik spielen“, sagt Götberg. Bisher wurden sie jedoch nicht beobachtet. Tatsächlich gibt es eine erhebliche Lücke zwischen den bekannten Klassen von Heliumsternen: Wolf-Rayet-Sterne (WR), die massereichsten, haben mehr als das Zehnfache der Masse der Sonne, während die kleinsten nur etwa das Zehnfache der Masse haben der Sonne. eine halbe Sonnenmasse. Aber keine Spur von Sternen mittlerer Masse, solchen mit zwischen 2 und 8 Sonnenmassen, die genau die Vorläufer wasserstoffarmer Supernovae wären.
Vor der vorliegenden Studie war nur ein Stern bekannt, der die erwarteten Massen- und Zusammensetzungskriterien erfüllte. Und dieser Stern hieß „Quasi-WR“ („Almost Wolf-Rayer“). „Allerdings“, erklärt Götberg, „haben die Sterne, die diesem Weg folgen, eine so lange Lebensdauer, dass viele über das beobachtbare Universum verstreut sein müssen.“ Aber Astronomen konnten sie nie sehen.
Zusätzliches Wissen
Um dies zu erreichen, nutzten Götberg und Drout ihr komplementäres Wissen und so gelang es ihnen mithilfe der Ultraviolettphotometrie und der optischen Spektroskopie, eine Population von 25 Sternen zu identifizieren, die den Erwartungen für Heliumsterne mittlerer Masse entsprachen. Die Sterne befinden sich in zwei gut untersuchten kleinen Nachbargalaxien, der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke, beides Satelliten unserer Milchstraße.
„Wir haben gezeigt“, sagt Götberg, „dass diese Sterne blauer waren als die Sterngeburtslinie, die blauste Phase im Leben eines einzelnen Sterns.“ Einzelne Sterne reifen, indem sie sich in den röteren Bereich des Spektrums entwickeln. „Ein Stern bewegt sich nur dann in die entgegengesetzte Richtung, wenn seine äußeren Schichten entfernt werden, was bei wechselwirkenden Doppelsternen voraussichtlich häufig vorkommt und bei einzelnen massereichen Sternen ungewöhnlich ist.“
Anschließend überprüften die beiden Wissenschaftler ihre Population an Kandidatensternen mittels optischer Spektroskopie und zeigten, dass sie alle starke spektrale Signaturen von ionisiertem Helium aufwiesen. „Die starken Linien aus ionisiertem Helium – erklärt Götberg – sagen uns zwei wichtige Dinge: Erstens bestätigen sie, dass die äußersten Schichten von Sternen von Helium dominiert werden und zweitens, dass ihre Oberfläche sehr heiß ist.“ „Und genau das passiert mit Sternen, die nach dem Ablösen einen freigelegten, kompakten, heliumreichen Kern hinterlassen.“
In einem Doppelsternsystem tragen jedoch beide Sterne zu den beobachteten Spektren bei. Daher musste die neue Technik so konzipiert werden, dass Forscher ihre Kandidatenpopulation danach klassifizieren können, welcher Stern am meisten zum Spektrum beiträgt. „Diese Arbeit“, fährt Götberg fort, „ermöglichte es uns, die fehlende Population entkleideter Heliumsterne mittlerer Masse zu finden, die vorhergesagten Vorläufer wasserstoffarmer Supernovae.“ Diese Stars gab es schon immer und es gibt wahrscheinlich noch viele weitere da draußen. Wir müssen einfach Wege finden, sie zu erkennen. Unsere Arbeit ist möglicherweise einer der ersten Versuche, obwohl es auch andere Möglichkeiten geben sollte.
