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ASTRO/156: Supernovae und kosmische Gammablitze - Teil 2 (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 4/11 - April 2011
Zeitschrift für Astronomie

Supernovae und kosmische Gammablitze
Teil 2: Die allerhellsten Phänomene

Von Hans-Thomas Janka, Sylvio Klose und Friedrich Röpke


In seltenen Fällen kommt es bei besonders leuchtkräftigen Explosionen massereicher Sterne zur Erzeugung eines ultrahellen "Blitzes" hochenergetischer Gammastrahlung. Welche charakteristischen Eigenschaften zeichnen die Vorläufersterne solcher Gammastrahlenblitz-Supernovae aus? Wie hilft ihre extreme Helligkeit, die Anfänge der Sternentstehung im Kosmos zu enträtseln?


In Kürze
Die kosmischen Gammastrahlenblitze wurden 1967 von Militärsatelliten entdeckt, die nach geheimen atmosphärischen Atombombentests fahndeten.
Die Gammablitze sind auch mit den hellsten Supernovae vom Typ Ic assoziiert. Sie werden beim Kollaps der massereichsten Sterne von nahezu lichtschnellen, eng gebündelten Ausflüssen (Jets) in Richtung der Polachsen emittiert.
Das Abbremsen der Jets im umgebenden Medium erzeugt ein Nachleuchten, den so genannten Afterglow. Unabhängig davon entwickelt sich das typische Leuchten der Supernova-Hülle.

Der erste Teil unseres Artikels in SuW 3/2010, S. 30ff, beschäftigte sich mit der anwachsenden Vielfalt der Erscheinungsformen im Supernova-Zoo und ihrem theoretischen Verständnis. Hier wenden wir uns den Gammastrahlenblitz-Supernovae zu: Sie verkörpern in mancher Hinsicht besonders extreme Sternexplosionen und genießen daher trotz ihrer Seltenheit große Aufmerksamkeit, auch weil sie sich wegen ihrer extremen Helligkeit bis in die Randbereiche des sichtbaren Universums - und damit in die Zeit unmittelbar nach dem Urknall - beobachten lassen. Deshalb sind sie nicht nur als astrophysikalisches Phänomen interessant, sondern auch als astronomisches Hilfsmittel, um die Sternentstehung zu frühen, ja frühesten Zeiten des Kosmos zu untersuchen.


Lange und kurze Gammablitze

Die Erforschung der Gammastrahlenblitze (englisch: Gamma Ray Bursts, kurz: GRB) begann Ende der 1960er Jahre. Bereits im ersten Bericht über ihre Entdeckung vermuteten Astronomen, dass Sternexplosionen für die Ausbrüche verantwortlich sein könnten. Später zeigten Beobachtungen im Gammastrahlenband, dass sich die Ausbrüche als Ausstrahlung von nahezu mit Lichtgeschwindigkeit bewegter Materie verstehen lassen. Aber erst 1998 ließen neue Beobachtungen diesen Zusammenhang direkt erkennen (siehe Kasten auf S.46).

Seit 1997 wissen wir, dass die Gammablitze mit einem nachweisbaren Nachglühen der Materie in der Umgebung der Explosion, dem so genannten Afterglow, verbunden sind. Dieses Nachglühen lässt sich insbesondere im Röntgenband und im Optischen nachweisen. Bis heute ließ sich die Rotverschiebung von rund 250 GRBs bestimmen: Dies gelang entweder anhand eines Spektrums des Nachglühens (dem sich Absorptions- und Emissionslinien der Galaxie aufprägen, in welcher der Ausbruch stattfand) oder anhand einer späteren Spektroskopie der Muttergalaxie. Die Verteilung der Rotverschiebungen dieser 250 Bursts reicht von z = 0,0085 bis z = 8,2, ihre Entfernung beträgt von wenigen Millionen bis zu rund 13 Milliarden Lichtjahren.

Dabei dominieren in der Statistikdie so genannten langen Gammablitze, das heißt Jene, die länger als zwei Sekunden dauern. In nur etwa 20 Fällen wurden bisher die Rotverschiebungen von kurzen Bursts bestimmt, also Jenen mit einer Dauer von höchstens zwei Sekunden. Deren Verteilung reicht von z = 0,1218 bei GRB 080905A bis z = 2,609 bei GRB 090426. Lange Ausbrüche fanden sich noch nie in elliptischen Galaxien. Dagegen zeigen die gesammelten Daten mittlerweile, dass die kurzen Ausbrüche in allen Galaxientypen auftreten. Damit kann es heute als gesichert gelten, dass zumindest die langen Bursts mit Supernova-Explosionen massereicher Sterne verbunden sind. Dies sind die GRB-Supernovae, auf deren Beobachtungen wir nun detaillierter eingehen werden. Dagegen dürfte die Mehrzahl der kurzen Ausbrüche auf das Verschmelzen kompakter Sterne in einem Doppelsternsystem zurückgehen. Im Weiteren widmen wir uns zunächst den langen Bursts und kommen am Ende auf den Stand der Beobachtungen bei den kurzen Gammablitzen zu sprechen.

Zum Verständnis der Natur der Ausbruchsquellen tragen insbesondere Jene Explosionen bei, die in den geringsten kosmologischen Entfernungen stattfinden. Heute kennen wir insgesamt drei Gammastrahlenausbrüche bei Rotverschiebungen kleiner als etwa z = 0,05 oder bei Entfernungen kleiner als 600 Millionen Lichtjahre: GRB 980425 (z = 0,0085), GRB 060218 (z = 0,033) und GRB 100316D (z = 0,059). In allen drei Fällen wurde das optische Erscheinungsbild der Explosion von der verursachenden Supernova-Komponente dominiert.

Der Gammastrahlenblitz GRB 980425, vom italienisch-niederländischen Satelliten BeppoSAX entdeckt, dauerte 25 Sekunden an. Noch heute, zwölf Jahre später, ist er das nächste aller bekannten GRB-Ereignisse, und die mit ihm verbundene Supernova SN 1998bw vom Typ Ic ist nach wie vor der Prototyp der GRB-Supernovae. Sie trat in einer nur 120 Millionen Lichtjahre entfernten Zwergspirale auf (siehe Bild auf S. 48). Mit ihrer maximalen absoluten Helligkeit von MV = -19 mag war sie extrem leuchtkräftig. Spektroskopische Beobachtungen zeigten sehr breite Emissionsbanden, die auf eine bis dahin ungewöhnlich hohe Expansionsgeschwindigkeit von mehr als 30.000 Kilometern pro Sekunde hinwiesen. Solche Eigenschaften fanden sich auch bei den Supernovae SN 2006aj und SN 2010bh, beide vom Typ Ic, die den röntgenhellen Ausbrüchen GRB 060218 und GRB 100316D folgten (siehe Bild auf S.49 oben). In allen diesen Ereignissen wies der Ausbruch im Gammalicht nur eine im Vergleich zu allen anderen Gammablitzen mit bekannter Rotverschiebung - geringe Leuchtkraft von 1039 Ws/s auf.

Solche Supernovae vom Typ Ic, die im optischen Spektrum breite Emissionsbanden zeigen, werden broad-lined Ic-Supernovae genannt. Alle spektroskopisch gut untersuchten GRB-Supernovae gehören dazu. Das Umgekehrte gilt aber nicht: Seit Ende der 1990er Jahre wurden mehr als ein Dutzend broad-lined Ic-Supernovae beobachtet, die mit keinem GRB verbunden waren und wo auch Radiobeobachtungen keinen Hinweis auf einen relativistischen Ausfluss ergaben. Ein Beispiel dafür ist SN 2002ap in der uns nahe gelegenen Galaxie M 74.


Nahe GRB-Supernovae

Die kosmologisch nahen GRBs liegen bei Rotverschiebungen von 0,05 bis 0,2. Dazu gehören GRB 031203 und GRB 030329, sowie GRB 060505 und GRB 060614. Die ersten beiden bilden zusammen mit GRB 980425, GRB 060218 und GRB 100316D das Ensemble der fünf in nebenstehender Tabelle aufgeführten, spektroskopisch klar bestätigten und gut untersuchten GRB-Supernovae. Die beiden anderen bedürfen einer speziellen Erwähnung.

SN 2003dh ist, neben SN 1998bw, nach wie vor die am besten untersuchte GRB-Supernova. Der Ausbruch GRB 030329 wurde fünf Jahre nach GRB 980425 mit dem Satelliten HETE-2 nachgewiesen; ihm folgte zunächst ein spektakuläres optisches Nachglühen (siehe Bild auf S. 49 unten). Mit seiner Helligkeit im Roten von R = 12,6 mag ist es mit Abstand das hellste je gesehene Nachleuchten rund 1,5 Stunden nach dem eigentlichen Ausbruch. Es wurde am Very Large Telescope spektroskopiert, seine Rotverschiebung erwies sich mit z = 0,1685 als gering und ließ daher eine helle GRB-Supernova erwarten sie wurde auch spektroskopisch entdeckt. SN2003dh, wie sie dann genannt wurde, war dem Prototyp SN 1998bw sehr ähnlich. Die von diesem Ausbruch im Gammastrahlenband emittierte isotrope Äquivalentenergie (mehr als 1045 Ws) und auch seine mittlere Leuchtkraft lagen jedoch diesmal im Bereich dessen, was man vom Hauptteil der GRB-Population her kennt. Damit war zunächst eine Verbindung zwischen den Supernovae vom Typ Ic und der Population der langen GRBs hergestellt.


Spektroskopisch bestätigte Supernovae mit Gamma-Ausbruch
Gamma-
Ray-Burst
Burstdauer
in Sekunden
Rotver-
schiebung
Galaxientyp

Supernova

Energie im Gammastrahlenband
Ey in Wattsekunden*)
980425
030329
031203
060218
100316D
23
30
30
2100
>1300
0,0085
0,1685
0,1055
0,0331
0,059
Spirale
Irregulär
Irregulär
Irregulär
Spirale/Irregulär?
1998bw
2003db
2003lw
2006aj
2010bh
9 x 1040
2 x 1045
8 x 1042
6 x 1042
6 x 1042

*) Die angegebene Energie im Gammastrahlenband, Eγ, ist mit der Annahme isotroper Abstrahlung berechnet; sie heißt isotrope Äquivalentenergie.


Anhand von Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble gelang es, das Alter der Sternpopulation, aus der GRB 030329 hervorging, auf maximal acht Millionen Jahre abzuschätzen. Das muss auch die maximale Lebenserwartung des Vorläufersterns sein. Demnach hat dieser eine Mindestmasse von 25 Sonnenmassen - in guter Übereinstimmung mit dem aus Supernova-Modellen abgeleiteten Wert von 25 bis 40 Sonnenmassen. Auch die Supernova SN 2003lw, die dem vom Satelliten Integral entdeckten, rund 30 Sekunden dauernden Ausbruch GRB 031203 folgte, fällt in diese Kategorie (siehe die Lichtkurven auf S. 50 oben). Damit zeichnete sich ab, dass lange Gamma-Ausbrüche den Gravitationskollaps eines von seiner äußeren Heliumhülle befreiten Wolf-Rayet-Sterns signalisieren - eines Sterns, für dessen Kollaps offenbar ganz spezielle Bedingungen vorliegen, die letztlich zu diesem Phänomen führen (siehe Glossar). Sie bewirken vermutlich die Bildung einer kurzlebigen Akkretionsscheibe um das im Zentrum des Sterns entstandene kompakte Objekt, das die beiden nahezu lichtschnellen Jets antreibt. Aber muss es dabei stets zu einer Supernova kommen?

Formal das Gegenteil der oben beschriebenen, mit optisch hellen GRB-Supernovae verbundenen Ereignisse repräsentieren die langen Gammastrahlenausbrüche GRB 060505 (mit rund fünf Sekunden Dauer) und GRB 060614 (mit rund 100 Sekunden Dauer). Sie lagen kosmologisch nahe genug, um eine Supernova analog wie bei GRB 030329 zu erwarten. Überraschenderweise wurde aber keine Supernova-Komponente beobachtet.

Wenn es bei GRB 060614 eine solche Supernova gab, dann musste ihre Leuchtkraft rund 80- bis 100-mal und bei GRB 060505 rund 250-mal geringer gewesen sein als die des Prototyps SN 1998bw. Dies ließ vermuten, dass die bei diesen beiden Ereignissen ausgeworfene Supernova-Hülle rasch auf das sich gebildete kompakte Objekt zurückgestürzt ist und somit kein Supernova-Leuchten hervorbringen konnte. Aber möglicherweise ging keines der beiden Ereignisse auf den Kollaps eines massereichen Sterns zurück. Insbesondere führte hier das Fehlen einer Supernova-Komponente zu die Frage, ob die klassische Unterscheidung zwischen langen und kurzen Gamma-Ausbrüchen in der Tat ein eindeutiger Indikator für die dem Ereignis unterliegende Explosionsursache ist, das heißt für die Unterscheidung zwischen dem Gravitationskollaps eines Einzelsterns und der Verschmelzung eines Sternpaares (siehe Grafik).


Zur Entstehung der Gammastrahlenblitze

Neu gebildete Neutronensterne oder stellare Schwarze Löcher und die sie umgebenden Akkretionsscheiben sind vermutlich die Energiequellen der Gammastrahlenblitze. Zwei Entwicklungswege können zur Entstehung dieser "zentralen Maschinen" führen. Sie gehen entweder aus der Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem begleitenden Neutronenstern oder Schwarzen Loch hervor (oben) oder aus dem Kollaps eines schnell rotierenden, massereichen Sterns (unten) - bisweilen in Verbindung mit einer Hypernova-Explosion (siehe Teil 1 in SuW 3/2011, S. 30ff.). Die Energiefreisetzung durch den Akkretionstorus erzeugt zwei eng kollimierte Gasströme (oder Jets), die fast mit Lichtgeschwindigkeit entlang der Rotationsachse des Systems nach außen strömen. Durch Kollision unterschiedlich schneller Materie innerhalb der Jets entsteht Milliarden Kilometer entfernt (also weit jenseits der Oberfläche des explodierten Sterns) der Gammastrahlenblitz. In noch hundertfach größerer Entfernung erzeugt die Wechselwirkung der Jets mit der zirkum- und interstellaren Materie das bei Röntgen-, optischen und Radiowellenlängen beobachtete Nachglühen - den Afterglow.

(Grafik aus der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht)


GRB-Supernovae in kosmologischer Entfernung

Als Nächstes betrachten wir die Population der kosmologisch moderat entfernten GRBs mit Rotverschiebung zwischen 0,2 und 1. Die mit diesen Bursts assoziierten Supernovae sind letztlich zu schwach für spektroskopische Nachfolgebeobachtungen, aber sie lassen sich zumindest fotometrisch durch einen late-time bump nachweisen - das Aufhellen eines Nachleuchtens zu einem späteren Zeitpunkt. Dieser Bump lässt sich gut verstehen als das späte Auftauchen einer SN-1998bw-Komponente mit etwas anderer Leuchtkraft und Entwicklungsgeschwindigkeit, die nach geraumer Zeit das eigentliche Nachleuchten überstrahlt und sein Maximum 10 bis 100 Tage nach dem eigentlichen Burst erreicht.

Nach der Entdeckung und Erforschung von GRB 980425/SN 1998bw im April und Mai 1998 zeigte sich ein solcher Bump erstmals in dem bis dahin merkwürdig erscheinenden Nachleuchten des nur einen Monat zuvor registrierten Ausbruchs GRB 980326. Im Nachhinein fand er sich auch in dem allerersten beobachteten Nachleuchten - dem von GRB 970228 - und in vielen weiteren. Im Jahr 2004 wurde klar: Alle Lichtkurven des Nachleuchtens gut untersuchter langer Ausbrüche mit Rotverschiebungen von z 0,7 zeigten einen solchen Bump - sie waren also alle mit GRB-Supernovae assoziiert. Die langen Bursts GRB 060505 und GRB 060614 haben uns jedoch gelehrt, dass es bemerkenswerte Ausnahmen geben kann. Und auch einige so genannte X-Ray Flashes (XRFs) - das sind röntgenhelle Ausbrüche wie XRF 040701 (z = 0,21) - gehören zum Ensemble jener Ereignisse, die in ihrem Nachleuchten keine SN-1998bw-Komponente zeigten. Allerdings ließen sich nicht so tiefe Grenzen an deren Leuchtkräfte setzen wie bei GRB 060505 und GRB 060614.


Die ferne Hauptpopulation der langen Ausbrüche

Rund zwei Drittel aller Ausbrüche liegen jenseits von rund acht Milliarden Lichtjahren (z = 1). In so großen Distanzen lassen sich auch mit den Acht- bis Zehn-Meter-Teleskopen keine Supernova-Bumps mehr fotometrisch nachweisen. In vielen Fällen, wie bei GRB 030226, ist auch die GRB-Muttergalaxie so lichtschwach, dass sie bis heute nicht gefunden wurde. Hier lässt sich nur indirekt auf einen massereichen Stern als GRB-Vorläufer schließen, falls die Beobachtungsdaten Hinweise auf den ehemaligen Sternwind des GRB-Vorläufersterns enthalten, durch den sich der GRB-Feuerball hindurchbewegt.

Im Nachleuchten von GRB 021004 (z = 2,330) und später auch bei GRB 030226 (z = 1,986) sowie bei einigen anderen Ausbrüchen fanden sich Anzeichen für mehrere blauverschobene Absorptionslinienkomplexe mit Geschwindigkeitsdifferenzen von wenigen hundert bis tausend Kilometern pro Sekunde. Da solche Geschwindigkeitsfelder auch für die Winde der Wolf-Rayet-Sterne charakteristisch sind, vermuteten einige Autoren, dass hier der GRB-Feuerball verschieden schnell bewegte Schalen des ehemaligen Sternwinds des explodierten Sterns durchlaufen hat, die seinem Leuchten dann solche Linien aufprägten. Andere Autoren zweifeln dies an, weil die gemessenen Linieneigenschaften mit den im Strahlungsfeld des Nachleuchtens herrschenden extremen physikalischen Bedingungen anscheinend nicht kompatibel sind.

Eine noch bemerkenswertere Möglichkeit, auf einen Sternwind zu schließen, nutzt die Beschreibung der physikalischen Prozesse, die in einem Nachleuchten ablaufen. Der zeitliche Verlauf des Nachleuchtens hängt unter anderem von dem Dichteprofil des Mediums ab, in das hinein sich das Nachleuchten entwickelt. Eine Modellierung der beobachteten Lichtkurve erlaubt es, zwischen dem räumlich nahezu konstanten Dichteprofil des interstellaren Mediums und dem nach außen abfallenden Dichteprofil eines Sternwinds zu unterscheiden.

Auf diesem Wege ließen sich Windprofile tatsächlich nachweisen, zum Beispiel im Nachleuchten von GRB 080916C (z = 4,35). In der Mehrzahl der Fälle führt ein solches Verfahren allerdings auf das nahezu konstante Dichteprofil des interstellaren Mediums. Offenbar haben die Vorläufersterne der Gamma-Ausbrüche ihre Umgebung meist nicht besonders stark durch ihre Winde geprägt. Dies gilt zumindest entlang der Rotationsachsen dieser Sterne, denn an ihnen werden die annähernd lichtschnellen Jets emittiert, in denen die Gamma-Ausbrüche entstehen. Das bedeutet auch: Entlang dieser Richtungen lassen sich die Gammablitze beobachten.


Zwei Populationen von langen GRBs?

Anhand der lokalen Leuchtdichte des Universums im blauen Licht (dominiert vom Leuchten massereicher Sterne) lässt sich aus der beobachteten Rate der Supernovae des Typs Ibc von etwa 0,16 pro Jahrhundert und pro 1010 Sonnenleuchtkräften eine lokale Häufigkeit von etwa 20.000 Supernovae des Typs Ibc pro Kubik-Gigaparsec und Jahr abschätzen. Dem steht die beobachtete mittlere Rate der GRB-Supernovae (das heißt der langen Ausbrüche) von etwa einem Ereignis pro Kubik-Gigaparsec und Jahr gegenüber. Berücksichtigt man bei den Ausbrüchen noch deren Konzentration innerhalb eines engen Jetkegels, so ergibt sich, dass rund ein Prozent aller Supernovae des Typs Ibc mit einem GRB verbunden sind. Dies bestätigen qualitativ auch unabhängige Radiodurchmusterungen, nach denen maximal drei bis zehn Prozent der Supernovae vom Typ Ibc besonders energiereich sind.

Nun kann man noch einen Schritt weitergehen und die lokale Rate der GRB-Supernovae mit derjenigen im ferneren Universum vergleichen. Das Volumen, das die lokalen GRB-Supernovae einschließt, ist rund eine Million Mal kleiner als jenes, in welchem der Hauptteil der GRB-Population steht. Von den bisher rund 250 Gammablitzen, bei denen sich eine Rotverschiebung bestimmen ließ, wiesen drei Ereignisse isotrop angenommene Gammastrahlenleuchtkräfte von weniger als 1041 Ws/s auf. Diese drei Ereignisse sind GRB 980425, GRB 060218 und GRB 100316D (siehe Tabelle). Daraus schließen verschiedene Autoren, dass es eine Gruppe lokaler, im Gammastrahlenband relativ leuchtschwacher GRBs gibt, die sich in größeren kosmologischen Distanzen der Beobachtung entziehen. Es könnte also sein, dass die kosmologisch weit entfernten Ausbrüche nur die Spitze des Eisbergs sind. Demnach könnte die Rate der leuchtschwachen GRBs 100 bis 1000 pro Kubik-Gigaparsec und Jahr betragen, zwei bis drei Größenordnungen mehr als die mittlere Rate der Standard-Ausbrüche in großer Entfernung mit rund einem Ereignis pro Gigaparsec und Jahr.


Welche Supernovae vom Typ Ic erzeugen einen Gammablitz?

GRB-Supernovae unterscheiden sich von gewöhnlichen Supernovae des Typs Ic offenbar dadurch, dass sie einen nahezu lichtschnellen Materieausfluss produzieren, weil in ihrem Innern beim Kollaps eine zusätzliche "zentrale Maschine" wirkt. Dabei muss die mit dem Ausbruch erfolgte Emission im Gammastrahlenband nicht energetisch dominieren. Schon im Fall von GRB 980425 war die aus Radiobeobachtungen abgeleitete kinetische Energie der Supernovahülle rund hundertmal höher als die (als isotrop angenommene) im Gammastrahlenband freigesetzte Energie. Die bedeutende Frage ist: Aus welchen physikalischen Gründen ist eine Minderheit von etwa einem Prozent aller Supernovae vom Typ Ic so besonders energiereich?

Im Rahmen des Kollapsszenarios wurden für GRB-Vorläufersterne drei notwendige Bedingungen vorgeschlagen: Sie müssen einen geringen Metallgehalt, eine hohe Rotationsgeschwindigkeit ihres kollabierenden stellaren Kerns und (auf der Hauptreihe) eine große Masse besitzen. Das Vorliegen dieser drei Bedingungen mittels Beobachtungen zu prüfen ist nicht einfach, weil die Objekte generell so weit entfernt sind, dass selbst die größten optischen Teleskope nicht ausreichen, um die Sternentstehungsgebiete oder gar die Muttergalaxien räumlich aufzulösen. Aber die Tatsache, dass Supernovae vom Typ Ic und GRB-Afterglows anscheinend nur in den leuchtkräftigsten Bereichen der Galaxien auftreten, also dort, wo offenbar die meisten und auch die massereichsten Sterne entstehen, legt zunächst nahe, dass sie in der Tat mit den massereichsten Sternen verbunden sind.

Über die Natur der GRB-Supernovae kann man viel lernen, indem man einerseits ihre Muttergalaxien und andererseits ihre galaktischen Umgebungen, das heißt das interstellare Medium, aus dem die Vorläufersterne hervorgegangen sind, untersucht. Dabei zeigt sich, dass die langen Gamma-Ausbrüche vornehmlich in Galaxien auftreten, welche blauer, leuchtschwächer und irregulärer geformt sind als jene der bis etwa z = 1 sichtbaren Feldpopulation. Der in GRB-Muttergalaxien gefundene Metallgehalt reicht von rund 1/100 des solaren Werts bis annähernd solar, wobei der Mittelwert zwischen 1/2 und 1/3 liegt, und die niedrigsten Werte GRB 090926A (z = 2,1062), GRB 050922C (z = 2,198) und GRB 050730 (z = 3,967) aufweisen. GRBs scheinen demnach in der Tat metallarme galaktische Umgebungen zu bevorzugen; ein zwingendes Erfordernis für die Bildung eines GRB-Vorläufersterns scheint ein geringer Metallgehalt aber nicht zu sein. So ergaben die Beobachtungen der Muttergalaxie von GRB 020819 (z = 0,41) für das Gebiet, aus dem der GRB hervorging (siehe nebenstehendes Bild), gar einen höheren Metallgehalt als den solaren. Ähnliches gilt für GRB 050826 (z = 0,296). Demnach könnte es einen zweiten Entwicklungsweg geben, der die Bedingungen für eine GRB-Supernova schaffen kann und der nicht so sehr vom Metallgehalt abhängt. Als Alternative kommt in Betracht, dass die Sterne Mitglieder von Doppelsternsystemen sind. Statistisch scheinen in der Tat die meisten, wenn nicht gar alle massereichen Sterne in engen Doppelsternsystemen gebunden zu sein.

Die Entwicklung eines Doppelsterns vermag möglicherweise GRB-Vorläufersterne über einen weit breiteren Metallgehaltsbereich hervorzubringen als es die Entwicklung von Einzelsternen könnte. Sie kann rasch rotierende massereiche Kerne erzeugen, ohne für den Abtransport von Drehimpuls auf ein Feintuning mit Hilfe der stellaren Winde angewiesen zu sein.

Zum Beispiel durchlaufen zwei Sterne auf der Hauptreihe mit jeweils mehr als acht Sonnenmassen eine Common-envelope-Phase (siehe Glossar), bestehend aus einem aus einer früheren Supernova hervorgegangenen Neutronenstern und einem Heliumstern (dem von seiner Wasserstoffhülle befreiten, masseärmeren Stern). Über Gezeitenwechselwirkung gleicht sich dabei die Rotationsdauer des Heliumsterns der gegenseitigen (mit der Zeit abnehmenden) Umlaufzeit des Systems an - der Heliumstern rotiert also immer schneller. Leider lässt sich aus der Beobachtung bisher nicht entscheiden, ob sich Wolf-Rayet-Sterne typischerweise als Folge eines intensiven Sternwinds entwickeln oder als Folge dieses Doppelsternszenarios. Auch alle Versuche, auf archivierten Hubble-Aufnahmen naher Galaxien Vorläufersterne von Supernovae des Typs Ic zu identifizieren und Aussagen über ihre physikalischen Parameter vor der Explosion abzuleiten, sind bisher fehlgeschlagen.

Fassen wir zusammen: Beobachtung und Theorie zeigen, dass die langen Gammablitze mit dem Gravitationskollaps massereicher Sterne verbunden sind. Es sind offenbar Sterne, die zum Zeitpunkt ihres Kollapses die physikalischen Voraussetzungen erfüllen, um in ihrem Zentrum zur Bildung eines kompakten Objekts mit einer kurzlebigen Akkretionsscheibe zu führen. Eine solche Struktur wirkt als zusätzliche zentrale Maschine, die für eine gewisse Zeit ausreichend Energie bereitstellt, um entlang der Rotationsachse des Sterns einen relativistischen Jet zu erzeugen, in dem ein Gammastrahlenblitz entsteht (siehe Bild oben). Aber wie sieht es mit den kurzen Gammablitzen aus?


Supernovae und die Quellen der kurzen Gammablitze

Das Hauptproblem der Identifikation der Quellen der kurzen Gammablitze ist die geringe Leuchtkraft des ihnen folgenden optischen und auch Röntgennachleuchtens, weshalb sich diese Ausbrüche oft der Identifikation entziehen. Daher sind nur wenige Messungen ihrer Rotverschiebung gelungen. Mit dem Satelliten Swift wurde seit 2005 das Nachleuchten von rund 40 Ausbrüchen im Röntgenlicht registriert, aber nur in einem Drittel der Fälle gelang der Nachweis des optischen Nachglühens. Obgleich die Fehlerboxen der Röntgenbilder nur wenige Bogensekunden betragen, sind sie doch oft noch zu groß, als dass sich damit bei fehlendem optischem Nachleuchten die zugehörige Muttergalaxie des Gamma-Ausbruchs eindeutig identifizieren ließe. Unter den beobachteten kurzen Gamma-Blitzen dominierten anfänglich elliptische Muttergalaxien in der Statistik, wobei GRB 050509B immer noch das Paradebeispiel einer elliptischen Riesengalaxie als wahrscheinliche GRB-Muttergalaxie blieb. Aber mittlerweile fanden sich die kurzen Ausbrüche in Galaxien aller Typen, also auch in solchen mit aktiver Sternbildung. Alles spricht dafür, dass die Quellen der kurzen Bursts überwiegend keine kollabierenden massereichen Sterne sind, sondern eher verschmelzende kompakte Sterne in Doppelsternsystemen. Gleichwohl könnte es auch hier im Optischen ein Supernova-Signal geben.

Ende der 1990er Jahre hatten Theoretiker darauf hingewiesen, dass beim Verschmelzen von Neutronensternen frei werdende nukleonenreiche Materie zur Bildung geringer Mengen von Nickel-56 führen kann, das über seinen radioaktiven Zerfall - analog zu den klassischen Supernovae - ein Leuchten der Explosionswolke bewirken könnte. So ähnlich wie die GRB-Supernovae bei den langen Bursts einen Bump in der Lichtkurve des optischen Nachleuchtens hervorrufen, könnte dies auch beim Nachleuchten der kurzen Ausbrüche der Fall sein. Jedoch wäre jener Bump weit weniger leuchtkräftig und würde womöglich bereits innerhalb eines Tages nach dem Ausbruch sein Strahlungsmaximum erreichen. Bisher ließen sich leider nur hohe obere Grenzen an seine mögliche Leuchtkraft setzen.


Perspektiven

Die ersten Sterne entstanden vermutlich bei Rotverschiebungen um z = 20 bis 30. Ob diese Population metallfreier Sterne wirklich GRB-Vorläufersterne bilden konnte, ist offen. Theoretische Modellierungen lassen erwarten, dass der gegenwärtig im Orbit operierende, für den Nachweis von Gamma-Ausbrüchen ausgelegte Satellit Swift die Ausbrüche bis etwa z = 14 nachweisen kann. Etwa ein halbes Prozent aller Ausbrüche könnten jenseits von z = 10 liegen. Dem entspräche etwa ein nachweisbares Ereignis alle zwei Jahre. Aber vermutlich ist der spektroskopische Nachweis einer so hohen Rotverschiebung technisch schwierig, denn er ist wegen der Absorption durch neutralen Wasserstoff in den Galaxien nur im nahen Infrarot möglich. Es ist jedoch durchaus denkbar, dass einige der in den letzten Jahren nachgewiesenen so genannten dark bursts, das heißt jener Ausbrüche, zu denen kein optisches Nachleuchten, wohl aber ein helles Nachglühen im Röntgenlicht gefunden wurde, tatsächlich unerkannt aus sehr hohen Rotverschiebungen kamen.

Mit dem Beginn der neuen großen optischen Durchmusterungen (zum Beispiel Pan-STARRS), sollte sich die Nachweisrate lokaler Supernovae des Typs Ic in den nächsten Jahren vervielfachen. Zusammen mit der um das Zehnfache erhöhten Empfindlichkeit des Very Large Array (Expanded VLA) wird sich die bis rund 200 Megaparsec Entfernung nachweisbare Anzahl radioheller und deshalb offenbar mit einem nahezu lichtschnellen Ausfluss verbundener Supernovae vom Typ Ic mit breiten Emissionslinien auf möglicherweise eine pro Jahr erhöhen. Jüngstes Beispiel dafür ist die sehr radiohelle, 40 Megaparsec entfernte Supernova 2009bb vom Typ Ibc. Hier wurde zwar kein Gamma-Ausbruch entdeckt, die Radioleuchtkraft der Supernova liegt aber nahe an jenen hohen Werten, die man für GRB-Supernovae gefunden hat. Eine Nachweisrate von einem solchen Ereignis pro Jahr wäre rund dreimal so hoch wie die gegenwärtige Nachweisrate sehr naher GRBs im Gammastrahlenband.

Vielleicht werden wir in den nächsten Jahren eine technische Revolution dahingehend erleben, dass zumindest extrem nahe GRB-Supernovae nicht mehr primär anhand ihres Ausbruchs im Gammastrahlenband nachgewiesen werden, sondern zuerst bei größeren Wellenlängen. Den nächsten großen Sprung werden in den kommenden 10 bis 20 Jahren die Neutrino- und die Gravitationswellenastronomie erbringen, wenn es gelingt, durch diese neuen Fenster tief in die Explosionszentren hineinzuschauen und dort Details zu studieren, von denen wir derzeit nur vage theoretische Vorstellungen haben.


Hans-Thomas Janka forscht mit seiner Arbeitsgruppe am Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching auf den Gebieten der Neutrinoastrophysik, der nuklearen Astrophysik und der Modellierung von Supernovae und Gammablitzen.

Sylvio Klose leitet die Gammaburst-Gruppe an der Thüringer Landessternwarte. Die Erforschung der Natur der den Gammabursts zu Grunde liegenden Phänomene ist seit mehr als zehn Jahren sein Hauptarbeitsgebiet.

Friedrich Röpke erforscht mit seiner Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe am MPI für Astrophysik in Garching die Supernovae vom Typ Ia und lehrt Astrophysik an der Universität Würzburg.


Glossar

Wolf-Rayet-Sterne sind seltene, durch ihre starken und breiten Emissionslinien charakterisierte, sehr massereiche Sterne am Ende ihrer Entwicklung. Obwohl die Masse stabiler Sterne theoretisch höchstens etwa 150 Sonnenmassen beträgt, wurden für WR-Sterne maximal 256 Sonnenmassen abgeleitet. Sie entstehen in engen Doppelsternsystemen, und ihre Effektivtemperaturen liegen zwischen 30.000 und 120.000 Kelvin. Durch ihre bis zu 4.000 Kilometer pro Sekunde schnellen Winde verlieren sie maximal eine Sonnenmasse in 10.000 Jahren. Sie wurden nach ihren Entdeckern Charles Wolf (1827-1918) und Georges Rayet (1839-1906) benannt.

Die Common-envelope-Phase ist eine mögliche Entwicklungsphase eines Doppelsternsystems, in dem eine der beiden Komponenten sich so weit aufbläht, dass sie über die Umlaufbahn des Begleiters hinausreicht. Damit ist ein Abbremsen des Begleiters verbunden, das schließlich möglicherweise zum völligen Verschmelzen beider Sterne führt.


Literaturhinweise

Janka, H.-T., Klose, S., Röpke, F.: Supernovae und kosmische Gammablitze, Teil 1: Neue Vielfalt der Erscheinungen. In: Sterne und Weltraum 3/2011, S.30-41

Kann, D. A., Schulze, S., Klose, S.: Kosmische Gammastrahlenausbrüche. Neue Erkenntnisse und neue Rätsel in der Ära des Gammasatelliten Swift. In: Sterne und Weltraum 12/2007, S.42-50

Klose, S., Greiner, J., Hartmann, D.: Kosmische Gammastrahlenausbrüche. Beobachtungen und Modelle. In: Sterne und Weltraum 3/2001, S.230-235 (Teil 1) und 4-5/2001, S. 335-341 (Teil 2)

Klose, S., Riffeser, A.: Helle Supernova in M 74. In: Sterne und Weltraum 5/2002,

Weitere Literatur im Internet: www.astronomie-heute.de/artikel/1064761


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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 45:
Schematische Darstellung einer Supernova mit Gammastrahlenausbruch (GRB): Ein besonders massereicher Stern kollabiert, und es bildet sich in seinem Zentrum ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, umgeben von einer kurzlebigen Akkretionsscheibe. Diese Scheibe treibt entlang der Rotationsachse zwei nahezu lichtschnelle gebündelte Ausflüsse (Jets) aus dem kollabierenden Stern. In diesen Jets entsteht der nur entlang der Rotationsachse beobachtbare Gammastrahlenausbruch. Davon unabhängig entwickelt sich das Leuchten der abgestoßenen Supernova-Hülle.

Abb. S. 48:
Die Muttergalaxie von SN 1998bw, dem Prototyp der GRB-Supernovae, wurde mit dem Weltraumtelekop Hubble detailliert untersucht. Sie ist eine etwa 120 Millionen Lichtjahre von uns entfernte, rund 30.000 Lichtjahre große Zwerggalaxie. Der Pfeil weist auf die Supernova hin; die Aufnahme entstand rund zwei Jahre nach der Explosion.

Abb. S. 49 oben:
Im März 2010 folgte dem Gammastrahlenblitz 100316D eine helle Supernova (Pfeil). Die zugehörige Galaxie ist vermutlich eine Spirale, die gegenwärtig mit einer anderen Galaxie verschmilzt. Das hier gezeigte Bild nahm mit der Sieben-Kanal-Kamera GROND am 2,2-Meter-Teleskop auf La Silla zwölf Tage nach dem Gammastrahlenblitz auf. Der Ausschnitt erstreckt sich über eine Kantenlänge von etwa 0,8 Bogenminuten.

Abb. S. 49 unten:
Das optische Nachleuchten von GRB 030329 (Pfeil) ist nach wie vor das hellste Ereignis, das 1,5 Stunden nach dem eigentlichen Gammastrahlenausbruch beobachtet wurde. Die Weitfeldaufnahme links entstand am Tautenburger Zwei-Meter-Teleskop, die mit dem Weltraumteleskop Hubble gewonnene Detailaufnahme zeigt den Ort des Nachleuchtens in der Muttergalaxie. Die Supernova, die dem Ausbruch folgte, erbrachte den Beweis, dass zumindest die langen Gammastrahlen-Ereignisse mit Sternexplosionen verbunden sind.

Abb. S. 50 oben:
Die Grafik zeigt die Lichtkurven von vier der fünf gut untersuchten GRB-Supernovae (vergleiche die Tabelle auf S.46). Sie sind um eine bis zwei Größenordnungen heller als die zum Vergleich eingetragenen Lichtkurven anderer Supernovae vom Typ Ic, die aber keinen GRB zeigten.

Abb. S. 50 unten:
Die Muttergalaxie des Ausbruchs GRB 020819 ist eine Balkenspirale mit der Rotverschiebung z = 0,41. Das Gebiet, aus dem der Gammablitz hervorging, zeigt eine Metallhäufigkeit, die größer ist als diejenige der Sonne (Kreis). Die Kantenlänge des gezeigten Ausschnitts beträgt rund elf Bogensekunden. Das Bild wurde mit dem Instrument FORS 2 am VLT der ESO aufgenommen.

Abb. S. 51:
Wenn der Vorläuferstern einer GRB-Supernova kollabiert, bildet sich in seinem Zentrum ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch, umgeben von einer Akkretionsscheibe. Diese treibt entlang der Rotationsachse einen relativistischen Jet aus dem kollabierenden Stern, der den Gamma-Burst erzeugt. Das Abbremsen des Jets im äußeren Medium erzeugt den Afterglow. Unabhängig davon entwickelt sich das Leuchten der Supernova-Hülle.


© 2011 Hans-Thomas Janka, Sylvio Klose, Friedrich Röpke, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg


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Quelle:
Sterne und Weltraum 4/11 - April 2011, Seite 44 - 52
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
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veröffentlicht im Schattenblick zum 17. Juni 2011