Abenteuer Astronomie

Das Spektrum sah aus wie bei einer ganz gewöhnlichen Supernova des bekannten Typs II-P (mit einem hunderttägigen Helligkeitsplateau nach der Sternexplosion) – aber der Helligkeitsverlauf von iPTF14hls mit immer neuen Maxima fällt völlig aus dem Rahmen: Hier hat ein sehr massereicher Stern offenbar kurz vor seiner endgültigen Explosion mit enormer Energie große Schalen abgeworfen, wie auch immer er das gemacht hat.

Bei einer normalen II-P-Supernova kollabiert der Kern eines Sterns mit der vielfachen Masse der Sonne, ein Neutronenstern bildet sich, und gleichzeitig wird die wasserstoffreiche Hülle des Sterns abgestoßen: Dabei wird das Gas abrupt ionisiert, also elektrisch aufgeladen. Während die Hülle expandiert, finden die Elektronen wieder zu den Atomkernen zurück, und diese Rekombination läuft gerade so ab, dass die Leuchtkraft der Supernova rund 100 Tage lang konstant bleibt, bevor der Ex-Stern endgültig verblasst (blaue Kurve im schematischen Diagramm oben). Als eine automatische Himmelsdurchmusterung – die „intermediate Palomar Transient Facility“ – im September 2014 auf die neue Quelle iPTF14hls in einer 500 Mio. Lichtjahre entfernten namenlosen Galaxie gestoßen war, deutete zunächst alles auf eine weitere II-P-Supernova hin, doch dann kam alles ganz anders. Zwar schien das wasserstoffreiche Spektrum bestens zu passen – aber die Helligkeit blieb rund 600 Tage lang hoch, mit mindestens 5 Maxima (schematische gelbe Kurve oben und Originalmessungen unten). Mehr noch: Im Jahr 1954 scheint derselbe Stern schon einmal Supernova-Helligkeit erreicht zu haben und war dann wieder unter die Nachweisgrenze irdischer Teleskope gerutscht – bis er der iPTF 60 Jahre später aufgefallen war.

Nun sagt zwar die Theorie durchaus voraus, dass Sterne mit 95- bis 135-facher Masse der Sonne kurz vor ihrer eigentlichen – und stets fatalen – Supernova-Explosion instabil werden können und dabei in Pulsen Teile ihrer Hülle in den Raum abstoßen. Aber die schiere Energie, mit der iPTF14hls – mit mindestens 50 Sonnenmassen – seine Eruptionen über Jahre und vermutlich Jahrzehnte vorgeführt hat, lässt sich nicht ohne weiteres erklären: In den 450 Beobachtungstagen hat er mit gut 2 x 10^50 erg mehrmals so viel Energie abgestrahlt wie jede bekannte II-p-Supernova! Auch hätte der Stern bereits bei seiner ersten (?) großen Eruption 1954 den Großteil seines Wasserstoffs verlieren müssen, was aber genau nicht passiert ist, und auch manch weiteres Details passt nicht ins Bild. Stattdessen sieht es so aus, als hätte der Stern ein paar Jahre, bevor ihn endgültig eine Supernova-Explosion dahin raffte, schlagartig mehrere Dutzend Sonnenmassen seiner Hülle in den Raum geblasen – mit einer kinetischen Energie von 10^52 erg freilich, die sonst nur eine Supernova selbst schafft. Und die mögliche Vor-Vor-Explosion 1954 ist damit auch noch nicht erklärt. Fazit: Unsere Modellvorstellungen vom Finale des Lebens massereicher Sterne müssen modifiziert oder gar ganz neu überdacht werden.

LINKS:

Originalarbeit: https://arxiv.org/abs/1711.02671
Keck Press Release: http://www.keckobservatory.org/recent/entry/LCO_supernova
UCSB Press Release: http://www.news.ucsb.edu/2017/018510/star-would-not-die