Durch die Entdeckung eines jungen bisher unbekannten Supernovaüberrestes könnte Licht auf das Problem geworfen werden, warum seit 1604, dem Jahr, in dem Kepler die letzte galaktische Supernova beobachtete, keine weiteren galaktischen Supernovae entdeckt wurden, obwohl man nach den gängigen Vorstellungen etwa 10 hätte beobachten müssen. Denn für eine mittlere Supernovaexplosionsrate von 2,5 Supernovae pro Jahrhundert und Galaxie beträgt die Wahrscheinlichkeit, daß in 300 Jahren keine Supernova in unserer Galaxis explodiert weniger als 6× 10^-4. Es ist deshalb zu vermuten, daß wahrscheinlich einige galaktische Supernovae während dieser Zeit explodiert sind, die man aber nicht beobachtet hat. Dies wird darauf zurückgeführt, daß viele der Supernovae, die aller Wahrscheinlichkeit während der letzten 1000 Jahre explodiert sind, für die visuelle Beobachtung zu schwach waren. Nun kann man aber aus der Tatsache, daß der veränderliche Stern Mira in der Antike offenbar nicht beobachtet wurde, eine Helligkeitsgrenze von m_v = 1,5 Größenklassen ableiten, die eine Supernova hätte erreichen müssen, um gesehen zu werden. Da im Optischen aber das Licht einer Supernova so abgeschwächt werden kann, daß ihre Helligkeit diese Größenklasse nicht erreicht, sind möglicherweise die meisten der in den letzten 1000 Jahren in unserer Galaxie explodierten Supernovae nicht beobachtet worden.

The discovery of a young hitherto unknown supernova remnant (SNR) could shed light on the problem why since 1604, the year in which Kepler observed the last galactic supernova, no further galactic supernovae were detected although according to current theories about 10 should have been observed. For a mean supernova explosion rate of 2.5 supernovae per century and galaxy the probability that within 300 years no supernova exploded in our galaxy is less than 6 10^-4. It can therefore be conjectured that probably some galactic supernovae exploded during this time which were not observed. This can be explained by the fact that many of the supernovae which exploded with a high probability during the last millennium were too weak for a visual observation. Now one can deduce from the fact that the variable star Mira was apparently not observed in antiquity a magnitude limit of m_v = 1.5 which a supernova would have to have reached in order to be visible. Since, however, in the optical the light of a supernova can be attenuated so much that its brightness does not reach this magnitude, it could well happen that most of the supernovae which exploded in our galaxy during the last 1000 years were not observed.

Das ist auch konsistent mit der Tatsache, daß keine der 12 Novae mit visuellen Helligkeiten m_v < 5, die in Europa zwischen 1600 und 1900 beobachtet wurden, in den chinesischen Chroniken erwähnt wird, obwohl die hellste dieser Novae die Größenklasse m_v = 2,0 erreichte. Die Situation wird noch dadurch erschwert, daß es Supernovae gibt, die nicht die Helligkeit einer Standard-Supernova erreichen und deshalb eine geringere Beobachtungswahrscheinlichkeit besitzen als diese.

This is also consistent with the fact that none of the 12 Novae with visual magnitudes m_v < 5 which were observed in Europe between 1600 and 1900 are mentioned in the Chinese chronicles, although the brightest of these Novae reached a magnitude of m_v = 2.0. The situation is even more aggravated by the fact that supernovae exist which do not reach the luminosity of a standard supernova and which therefore have lower observation probabilities than these.

Welche Möglichkeiten gibt es nun, diese Supernovae im nachhinein doch noch zu beobachten? Die durch die Supernovaexplosion ausgestoßene Materie wird zum einen bei Wechselwirkungen mit der interstellaren Materie aufgeheizt, wobei Röntgenstrahlung erzeugt wird, zum anderen wird bei Wechselwirkungen von energetischen geladenen Teilchen mit Magnetfeldern über den Synchrotronprozeß Radiostrahlung erzeugt. Man kann also die Überreste von Supernovaexplosionen sowohl mit Röntgenteleskopen als auch mit Radioteleskopen aufspüren und beobachten. Allerdings wird Radiostrahlung von diesen Objekten, wie seit langem bekannt ist, erst ab etwa 300 Jahren nach der Explosion einer Supernova emittiert, so daß mit Radioteleskopen Supernovaüberreste erst ab diesem Alter entdeckt werden können. Auch die Messungen mit ROSAT waren sehr erfolgreich im Aufspüren von bisher nicht bekannten Supernovaüberresten. Aber es wird vermutet, daß auf Grund der Absorption von niederenergetischer Röntgenstrahlung (E_x » 1 keV) an der interstellaren Materie in Regionen mit hoher Säulendichte nicht alle Supernovaüberreste in diesem Energiebereich entdeckt werden können.

Now which possibilities allow us the observation of these supernovae even after few centuries? The matter which is expelled by the supernova explosion is on the one hand heated up by interactions with interstellar matter with emission of X-rays and on the other hand radio waves are generated via interactions of energetic charged particles with magnetic fields via the synchrotron process. It is therefore possible to detect and to observe SNRs with X-ray telescopes and radio telescopes. Radio waves of these objects, however, are only emitted about 300 years after the supernova explosion, so that supernova remnants can be discovered with radio telescopes only after this age. Also the measurement with ROSAT were very successful in the discovery of hitherto unknown SNRs. But it is conjectured that due to the absorption of low-energy X-rays (E_x » 1 keV) by interstellar matter in regions with a high column density not all SNRs can be detected at these energies.

Doch auf Grund der bei einer Supernovaexplosion erzeugten radioaktiven Elemente steht uns ein neues Beobachtungsfenster zur Verfügung, denn diese radioaktiven Elemente emittieren Gamma -Strahlung mit Energien um 1 MeV. Da im Gegensatz zu anderen Wellenlängen die Galaxis für diese Strahlung nahezu transparent ist, kann man auch bei diesen Energien nach Supernovaüberresten suchen. Am besten für eine solche Suche ist ⁴⁴Ti geeignet. Es emittiert eine Gamma -Linie bei 1,157 MeV und ist auf Grund seiner Halbwertszeit von etwa 60 Jahren noch lange Zeit nach einer Supernovaexplosion zu beobachten. Man kann also im Lichte dieser Gamma -Strahlung gerade junge Supernovaüberreste aufspüren, die im Radiobereich noch nicht beobachtbar sind. Außerdem wird nach den gängigen Supernova-Theorien ⁴⁴Ti in allen bekannten Supernova-Typen produziert, wenn auch in verschiedenen Mengen.

However, because of the radioactive nuclei which are produced at a supernova explosion, a new window for observations is at our disposal, as these radioactive elements emit Gamma -radiation with energies around 1 MeV. Since in contrast to other wavelengths the galaxy is almost transparent to this radiation it is possible to look also at these energies for SNRs. Best suited for this purpose is ⁴⁴Ti. It emits a Gamma -ray line at 1.157 MeV and can, because of its half life of about 60 years, be observed for a long time after a supernova explosion. One can therefore discover especially young supernova remnants in the light of this Gamma -ray line which are not observable with radio telescopes during such an early stage. In addition according to the current supernova theories ⁴⁴Ti – though in different quantities – is produced in all known types of supernovae.

Der Nachweis von Gamma -Linien aus dem Zerfall von radioaktiven Nukleosyntheseprodukten ist eines der Hauptziele der Beobachtungen des COMPTEL-Instruments an Bord vom Compton-Observatorium CGRO. Vor allem junge (< 1000 Jahre) galaktische Supernovaüberreste, die möglicherweise auf Grund der starken Extinktion in der galaktischen Ebene unsichtbar sind, sind interessante Beobachtungsobjekte, die unter Umständen im Lichte der Gamma -Strahlenemission vom ⁴⁴Ti-Zerfall entdeckt werden können. Daß solche Entdeckungen möglich sind, hat COMPTEL mit dem Nachweis der ⁴⁴Ti-Gamma -Linie vom Supernovaüberrest Cas-A erbracht (siehe Jahresbericht 1996). Die Empfindlichkeit von COMPTEL erlaubt für eine mittlere ⁴⁴Ti-Produktion von 7× 10^-5 M¤ - eine Produktionsmenge, die typisch für die gängigsten Supernovatypen ist - das Aufspüren von Supernovaüberresten bis zu einer Entfernung von etwa 17 kpc, wenn sie jünger als etwa 330 Jahre sind, und bis zu Entfernungen der nächsten OB-Assoziationen von einigen 100 pc für solche, die nicht älter als 1000 Jahre sind.

The proof of the emission of Gamma -ray lines from the decay of radioactive nucleosynthesis products is one of the main goals of the observations of the COMPTEL instrument on board of the Compton Observatory CGRO. Especially young (< 1000 years) galactic SNRs which are possibly invisible because of the strong extinction in the galactic plane are interesting objects which could possibly be detected via the Gamma -ray emission from the ⁴⁴Ti decay. COMPTEL has proven with the detection of the ⁴⁴Ti Gamma -ray line from the SNR Cas-A (see annual report 1996) that such discoveries are possible. The sensitivity of COMPTEL corresponds to a mean production of ⁴⁴Ti of 7× 10^-5 M¤ - a quantity which is typical for the most common types of supernovae. This would allow the detection of SNRs which are younger than ~ 330 years up to distances of ~ 17 kpc and up to distances of about 100 pc - corresponding to the nearest OB associations - for those supernovae which are not older than 1000 years.

Mit den Daten, die COMPTEL vom Mai 1991 bis März 1997 gemessen hat, wurde eine erste vorläufige Himmelskarte im Lichte der 1,157 MeV Gamma -Linie aus dem Zerfall von ⁴⁴Ti erstellt. Dabei wurde neben Cas-A von einer zweiten Stelle des Himmels – und zwar am Südhimmel in der Nähe der Vela-Region - bei der galaktischen Länge l = 266,5^o und der galaktischen Breite b =
-1,5^o die Signatur der ⁴⁴Ti Gamma -Linienemission entdeckt. Da ⁴⁴Ti nur in Supernovaexplosionen erzeugt wird, müßte sich an dieser Stelle also ein junger Supernovaüberrest befinden. Ein Ausschnitt aus dieser Himmelskarte um diese Stelle ist in Abb. 3.10 gezeigt. Diese Entdeckung wird dadurch besonders interessant, daß ROSAT unabhängig von COMPTEL nur etwa 0.4^o von der COMPTEL-Position entfernt einen Supernovaüberrest entdeckte (siehe vorhergehenden Bericht von B. Aschenbach). Es ist daher naheliegend, daß es sich bei beiden Entdeckungen um das gleiche Objekt handelt. Führt man mit den gemessenen COMPTEL-Daten eine spektrale Analyse mit Gamma -Quanten durch, die von der Position dieses neuen Supernovaüberrests stammen, so erhält man das Spektrum der Abb. 3.11. Es zeigt zwei Gamma -Linien bei 1,157 MeV und bei 1,81 MeV. Bei der ersten handelt es sich um die Linie des ⁴⁴Ti-Zerfalls, während es sich bei der zweiten um eine Linie vom Zerfall des radioaktiven ²⁶Al handelt, einem Element, das ebenfalls im Inneren von Sternen erzeugt und bei explosiven Ereignissen (z. B. Nova- oder Supernovaexplosionen) an das interstellare Medium abgegeben wird. Dort tragen wegen der langen Halbwertszeit von ²⁶Al von ~ 700000 Jahren viele Quellobjekte zur Linienemission bei, so daß sie diffuser Natur zu sein scheint. Den Nachweis für einen punktförmigen Ursprung der ⁴⁴Ti-Linie und einen diffusen der ²⁶Al-Linie erbrachte eine spektrale Analyse, bei der der Akzeptanzkreis für Gamma -Quanten von der Position des Supernovaüberrestes sukzessive vergrößert wurde mit dem Ergebnis, daß die Signifikanz der ⁴⁴Ti-Linie ab-, während die der ²⁶Al-Linie zunahm.

With the data which were obtained by COMPTEL from May 1991 until March 1997 a first preliminary skymap in the light of the 1.157 MeV Gamma -ray line from the ⁴⁴Ti decay was produced. In this map the ⁴⁴Ti Gamma -ray line emission was not only detected from Cas-A, but a signature of this emission was also measured from a second spot in the sky which is located in the southern part of the sky near the Vela region at a galactic longitude l = 265.5^o and at a galactic latitude b = -1.5^o. A cut-out of this skymap around this spot is shown in Fig. 3.10. This discovery is especially interesting because independent of COMPTEL a supernova remnant which is only 0.4^o away from the position of the COMPTEL Gamma -ray source was detected by ROSAT (see previous report of B. Aschenbach). It seems therefore to be obvious that the X-rays and Gamma -rays originate from the same object. A spectral analysis of the Gamma -rays measured with COMPTEL which originate at the position of the new supernova remnant yields the spectrum of Fig. 3.11. It shows two Gamma -ray lines at 1.157 MeV and at 1.81 MeV. The first one is the line from the ⁴⁴Ti decay, while the second line comes from the decay of radioactive ²⁶Al, an element which is produced likewise in the interior of stars and expelled into interstellar space during explosive events (as e. g. Nova- or supernova explosions). Many source objects contribute to this line emission because of the long half life of ~ 700000 years of ²⁶Al leading to the diffuse nature of the emission. The evidence for a point-source origin of the ⁴⁴Ti line and a diffuse-like origin of the ²⁶Al line was revealed by a spectral analysis. In this analysis the acceptance radius for Gamma -rays from the position of the supernova remnant was successively enlarged with the result that the significance of the ⁴⁴Ti line decreased whereas that of the ²⁶Al line increased as expected.

Kombiniert man nun den gemessenen Gamma -Strahlenfluß mit dem von ROSAT gemessenen Durchmesser des Supernovaüberrestes (und nur die Kombination dieser beiden Meßergebnisse erlaubt die folgenden Schlußfolgerungen), so kann man unter der Annahme einer typischen ⁴⁴Ti-Produktion in einer Supernovaexplosion und einer Expansionsgeschwindigkeit des Supernovaüberrestes von etwa 5000 km/s eine Entfernung von ~ 200 pc und ein Alter von ~ 680 Jahren ableiten. Für eine höhere ⁴⁴Ti-Produktion und eine größere Expansionsgeschwindigkeit nimmt die Entfernung zu, während das Alter abnimmt.

Combining now the measured Gamma -ray flux with the diameter of the SNR as measured by ROSAT (and only the combination of both measurements allows the following conclusions) one is able (under the assumption of a typical ⁴⁴Ti production during a supernova explosion and an expansion velocity of the SNR of ~ 5000 km/s) to derive a distance of ~ 200 pc and an age of ~ 680 years. For a higher ⁴⁴Ti production and a larger expansion velocity the distance increases while the age decreases.

Bleibt zum Schluß noch die Frage, warum die Supernova vor etwa 700 Jahren nicht beobachtet worden war. Das könnte zum einen daran gelegen haben, daß es sich bei der Explosion um eine Supernova gehandelt haben könnte, die im optischen relativ schwach geleuchtet hat, zum anderen daran, daß sie in einem Gebiet mit hoher optischer Absorption stattgefunden hat. Hinzu kommt noch, wie im vorhergehenden Beitrag gezeigt wurde, daß sowohl die Position am Himmel als auch die geschichtliche Periode für eine optische Beobachtung ungünstig gewesen sein könnte.

At the end the question remains why the supernova was not observed about 700 years ago. The reason could have been either that the supernova explosion was weak in the optical, or that the supernova explosion took place in a region with a high optical absorption. Furthermore as has been shown in the previous contribution both the position on the sky and the historical epoch could have been unfavourable for a visual observation.