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Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

 

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Der Vela Supernova-Überrest

Die Entdeckung von Explosionsfragmenten außerhalb der Berandung des Vela Supernova-Überrestes (ROSAT Himmelsdurchmusterung)

Supernova-Überreste werden in einem weiten Bereich astrophysikalischer Themen behandelt. Im einzelnen sind dies

  • Sternentwicklung (Progenitorstern der Supernova)
  • Nukleogenese (kosmische Elementhäufigkeiten)
  • kosmische Strahlung (Beschleunigung & Ausbreitung)
  • Energiebilanz im interstellaren Medium (Heizung & Kühlung)
  • Markierung des interstellares Mediums (Wolken, Zwischen-Wolken-Gas & Magnetfelder)
  • Sternentstehung (Materiekompression)

In jüngster Zeit ist dieser Liste von Themen ein weiteres, die Physik der Supernova-Explosionen, durch eine Entdeckung hinzugefügt worden, die im Rahmen der ROSAT Himmelsdurchmusterung an dem Vela Supernova-Überrest gemacht worden ist. Die Vela Konstellation wurde mit dem ROSAT Teleskop während der Himmelsdurchmusterung zwischen Oktober 1990 und Januar 1991 aufgenommen. Das entsprechende Bild, das die Vela SNR Region enthält, ist in Abb. 1 wiedergegeben. Vor den ROSAT Beobachtungen waren nur die hellsten, in rot und weiß in Abb. 1 wiedergegebenen Regionen bekannt. Das ROSAT Bild zeigt zum ersten Mal, daß der SNR erheblich größer bei geringen Flächenhelligkeiten ist. Die relative schwachen Regionen im Westen werden von einem langen, bogenähnlichen Filament gekreuzt, das bereits in den Bildern des Einstein-Observatoriums sichtbar war. Aber die Abb. 1 zeigt, daß der Vela SNR sich noch wesentlich weiter, westwärts des Filaments, erstreckt. Bei noch geringeren Flächenhelligkeiten, ~500 mal schwächer als als die hellste Region im Norden des SNR, taucht eine schwach leuchtende Schale auf, deren Kontour recht gut durch einen Kreis von 8.3° oder 72 pc Durchmesser bei einer angenommenen Entfernung von d = 500 pc wiedergegeben wird. Zwischen den Positionswinkeln p.a. 240° und 330°, die von der Nordrichtung gegen den Uhrzeigersinn und zentriert auf die Pulsarposition gemessen werden, dehnt sich der SNR noch weiter bis zu 5.2° (45 pc) entlang p.a. = 283° aus. Der Vela Pulsar PSR 0833-45, der einen kleinen Synchrotron-Nebel mit Energie versorgt, weist mit ~1.4° Abstand vom Zentrum der hellen Region einen beträchtlichen Versatz auf, der einige Autoren zu der Spekulation verleitet hat, daß der Pulsar und der SNR nicht miteinander assoziiert sind, oder daß der Pulsar eine unrelistisch hohe Geschwindigkeit haben muß. Aber innerhalb der neuen Berandung des Vela SNR ist die gegenwärtige Pulsarposition gegen das geometrische Zentrum, das durch den best-passenden Kreis an die Berandung definiert ist, nur um (25 ± 5) Bogenminuten versetzt. Dies ist ungefähr ein Zehntel des Radius des SNRs.

[ROSAT-Bild des Vela SNÜ]

Abbildung 1: ROSAT Bild (0,1 - 2,4 keV) des Vela Supernova-Überrestes aus der Himmelsdurchmusterung; Norden ist oben und Osten ist links; Winkelauflösung ist 1 Bogenminute HPR; Belichtungszeit ist 993 s. Die monentane Position des Vela Pulsars PSR 0833-45ist mit einem kleinen dunklen Kreuz markiert. Die Richtung des Eigenbewegungsvektors des Pulsars ist mit einem langen Pfeil markiert, der in Richtung Nordwesten weist. Das große dunkle Kreuz markiert das geometrische Zentrum des Überrestes, das durch den auf die äuß eren Konturen best-passenden Kreis definiert wird, In der Nähe der Nordwest-Ecke erscheint der helle SNR Puppis-A, der hinter dem Vela SNR liegt. Die Flächenhelligkeit nimmt von hellblau über gelb und rot bis weiß um das 500-fache zu. Der blaue Streifen in der linken unteren Ecke ist durch nicht vollständig beseitigtes solares Röntgenstreulicht hervorgerufen. Sechs Objekte, mit (A - F), bezeichnet wurden auß erhalb der Berandung des Überrestes gefunden. Ihre Symmetrieachsen schneiden sich zwischen dem Zentrum des Überrestes und der momentanen Pulsarposition.

Abbildung 1 zeigt auch mindestens sechs ausgedehnte Röntgenobjekte, die mit A - F bezeichnet sind und die sich deutlich auß erhalb der SNR Berandung befinden. Die Region, die das Objekt D enthält, weist Anzeichen dafür auf, daß es sich in Wirklichkeit um zwei sich überlagernde Objekte mit bogenähnlichen Strukturen handelt. Das Objekt D zeigt einen hellen Kopf, der dem Objekt A ähnelt, während das weiter westwärts gelegene Objekt D' wie ein diffuser Bogen ausschaut. Fünf (B, C, D', F) der der Berandung vorauslaufenden Objekte weisen eine auffällige, bumerangähnliche Form auf, die sich zum SNR Zentrum hin öffnet. Die beiden anderen Objekte A & E erscheinen wie abgeschnittene Kegel, die sich ebenfalls zum SNR Zentrum hin öffnen. Der Kegelkopf befindet sich weitere 1.2° bzw. 2.4° von der SNR Berandung entfernt, oder bei einer Distanz von 500 pc für die SNR, um weitere ~10 pc bzw. ~22 pc. Die Symmetrieachsen dieser sechs Objekte schneiden sich alle in der Nähe des geometrischen Zentrums der SNR. Die Schnittpunkte der Symmetrieachsen mit dem bekannten Vektor der Eigengeschwindigkeit des Pulsars von (µ(alpha), µ(delta)) = (-0.040±0.004, 0.028±0.002) Bogensekunden pro Jahr definieren den gemeinsamen Ursprungspunkt der sechs Objekte, der (14.9±7.2) Bogenminuten entfernt von der gegenwärtigen Pulsarposition in südöstlicher Richtung entgegen der Eigenbewegung des Pulsars liegt. Die Tatsache, daß das geometrische Zentrum des SNRs und der Ursprung der sechs Vorläuferobjekte nahezu mit der Pulsarposition zusammenfallen, favorisiert ihren gemeinsamen Urprung, d.h. ein und dasselbe Ereignis hat den Pulsar, den SNR und die sechs Objekte hervorgebracht. Darüber hinaus kann der restliche Versatz, den der Ursprungspunkt der sechs Objekte gegen die gegenwärtige Pulsarposition aufweist, für eine neue und unabhängige Bestimmung des Alters von SNR und Pulsar benutzt werden. Unter der Annahme, daß der Ursprung der sechs Objekte den Explosionsort des Progenitorsterns markiert, ergibt die Division des Versatzes durch die Eigenwinkelgeschwindkeit des Pulsars von 0.049 Bogensekunden pro Jahr ein Alter von (18000±9000) Jahren. Innerhalb der Fehlergrenzen stimmt dieses Alter mit dem Bremsalter des Pulsars von t(s) = 11200 Jahren überein; t(s) = P/(2·P'), wobei P die Pulsarperiode und P' ihre zeitliche Ableitung ist.

Wir schlagen vor, daß die Röntgenstrahlung, die mit den sechs Vorläuferobjekten assoziiert ist, durch die Aufheizung des umgebenden Mediums mit Stoß wellen hervorgerufen wird, die von jedem der sechs, sich mit Überschallgeschwindigkeit bewegenden Objekte ausgehen. Diese Ansicht wird dadurch gestützt, daß kürzlich in einer Beobachtung mit dem Very Large Array in den USA nicht-thermische Radiostrahlung vom Kopf des Objekts A entdeckt wurde. Vier der Objekte ziehen einen eindrucksvollen Schweif von Röntgenstrahlung nach sich, der sich zum SNR hin verbreitert und bis mindestens zur SNR Berandung zurück zu verfolgen ist. Ihre kegelförmige Erscheinung legt es nahe, sie als Mach-Kegel zu interpretieren. Die Machzahl ist durch den Öffnungswinkel des jeweiligen Kegels gegeben, und es ergeben sich Machzahlen zwischen 2,4 und 4,0. Diese niedrigen Machzahlen implizieren, daß die Temperatur des umgebenden Mediums, durch das sich die Objekte bewegen, relativ hoch, in der Nähe von Röntgentemperaturen sein muß. Wir haben auß erhalb der allgemeinen SNR Berandung solche Exzeß emission in den Daten der ROSAT Himmelsdurchmusterung gefunden. Sie weist eine nahezu konstante Flächenhelligkeit auf, und ihr Zentrum liegt in dem Vela SNR Gebiet. Sie überdeckt eine nahezu kreisförmige Fläche mit einem Durchmesser von ~20°. Aus der Analyse der ROSAT PSPC Spektren finden wir für sie eine Temperatur von kT(amb) = 0.10±0,02 keV.

Aus der Machzahl und kT(amb) können wir die momentane Geschindigkeit v und die Temperatur kT(exp) für jedes der Objekte aus den Stoßwellen-Standardrelationen berechnen. Unabhängig davon können wir natürlich die Temperatur kT für jedes der Objekte aus seinem PSPC Impulshöhenspektrum bestimmen. Der Vergleich von kT(exp), das im wesentlichen aus der Geometrie der Objekte hergeleitet wird, mit kT, das durch die gemessenen Spektren bestimmt ist, zeigt eine sehr gute Übereinstimmung der jeweils beiden Werte, die besser als 20% für jedes der Objekte ist. Dies Ergebnis bestätigt in eindrucksvolle Weise unsere Ansicht, daß es sich bei den Objekten um durch Stoßwellen geheiztes Gas handelt, dessen Ausdehnung durch entsprechende Mach-Kegel begrenzt ist.

Aus den Energiespektren kann grob die Masse für jedes der Objekte abgeschätzt werden. Dazu wird der Verlust an kinetischer Energie dem thermischen Energieinhalt, der total im Kopf und im Schweif des jeweiligen Objekts vorhanden ist, gleichgesetzt. Setzt man für die Geschwindigkeit den monentan beobachteten Wert ein, beläuft sich die Masse pro Objekt auf 0,01 - 0,5 Sonnenmassen.

Wir erwähnen zwei Möglichkeiten zur Erklärung der Herkunft der vorauseilenden Objekte: Sie könnten durch zunächst ruhende, interstellare Wolken verursacht sein, die in einem relativ frühen Stadium durch die allgemeine Explosions-Stoßwelle der Vela Supernova auf eine vergleichbare Geschwindigkeit beschleunigt worden sind. Aber es ist sehr zweifelhaft, daß Wolken der beobachteten Größe und Masse solch einen Zusammenstoß überstehen. Als Alternative, die wahrscheinlicher ist, bietet sich an, die Objekte mit Brocken von Materie in Beziehung zu setzen, die sich bei dem Kollaps des Progenitorsterns gebildet haben und die durch die nachfolgende Supernova-Explosion herausgeschleudert worden sind. Sie werden zunächst relativ unbehelligt durch das heiße und verdünnte Plasma, das hinter der Explosions-Stoßwelle zurückbleibt, nach außen fliegen. Zu einem sehr viel späteren Zeitpunkt, wenn die Stoßwelle durch die Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium abgebremst ist, durchdringen diese Brocken die Stoßwellenfront mit einer geringen Relativgeschwindigkeit und eilen ihr letztendlich voraus. Der Vorschlag für ein derartiges Szenario, daß die Explosion von gewissen Supernovae der einer Splitterbombe, die von intakten und langlebigen Explosionsfragmenten begleitet ist, mehr ähnelt als der einer Druckbombe, ist bereits früher gemacht worden. Aber erst kürzlich sind in zwei-dimensionalen hydrodynamischen Rechnungen von Supernova-Explosionen Anzeichen dafür gefunden worden, daß massereiche Sterne nicht sphärisch symmetrisch explodieren. Die Asymmetrien rühren von Instabilitäten her, die beim Durchlaufen der Explosions-Stoßwelle durch das Sterninnere angeregt werden. Rayleigh-Taylor Instabilitäten werden in den äußeren Schichten des Progenitorsterns in der Nähe der chemischen Übergangszonen, wie z.B. bei dem H/He oder dem He/C Übergang, hervorgerufen. Konvektive Instabilitäten bilden sich in der Nähe des Mantels des in der Entstehung begriffenen Neutronensterns. Beide Arten von Instabilitäten führen zu einer stark heterogenen Strukturierung der Materie, und es bilden sich Materie-Klumpen, die wegen ihrer Form als Pilze bezeichnet werden. Die beiden Instabilitäten unterscheiden sich jedoch dadurch, daß sie auf unterschiedlichen Winkelskalen anwachsen: während Hunderte von relativ kleinen Klumpen aus der Rayleigh-Taylor Instabilität hervorgehen, produziert die konvektive Instabilität nur etwa 40 - 60 Klumpen tief im Sterninneren.

Die Tatsache, daß wir die Vorläuferobjekte in einem SNR beobachtet haben, der mit einem Neutronenstern assoziiert ist, deutet verstärkt darauf hin, daß derartige Instabilitäten in der Tat in Typ Ib oder Typ II Supernova-Explosionen massereicher Sterne eine Rolle spielen. Ob wir mit unserer Beobachtung die Effekte, die sich in den äußeren oder in den tief innen gelegenen Schichten abgespielt haben, bleibt offen. Aber das spektral aufgelöste ROSAT Bild weist darauf hin, daß das Gebiet, das den Großteil der gesamten Vela SNR Röntgenstrahlung aussendet, in etwa 50 individuelle Bereiche aufbricht. Dies scheint die Vermutung zu bestätigen, daß die Klumpen, die im tiefen Sterninneren gebildet worden sind, bei ihrer Auswärtsbewegung den Stern unter Beibehaltung ihrer Anzahl zerreißen. Diese Hypothese soll in naher Zukunft durch hydrodynamische Rechnungen untersucht werden, die nicht im Augenblick der Explosion enden, sondern die das Anwachsen und das Schicksal der Instabilitäten im Stern und im äußeren Medium weiter verfolgen. Durch den Vergleich mit den ROSAT Beobachtungen werden die gegenwärtig noch relativ offenen Randbedingungen für den Explosionsvorgang eingeengt werden, so daß wir letztendlich dem Verständnis, warum und wie massereiche Sterne explodieren, einen wesentlichen Schritt näher kommen.

(Bernd Aschenbach, aus dem Jahresbericht 1994)

Aschenbach, B., R. Egger, and J. Trümper, Nature 373, 587-590 (1995)
Siehe auch Zusammenfassung vom ADS Service.

Hole gzippte Bilder:  hochaufgelöste Abb. 1 - Helligkeitsbild - Energiebild


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