Sternchemie beeinflusst Messungen der kosmischen Expansion

Supernovae vom Typ Ia besitzen offenbar andere Eigenschaften als bisher angenommen

Astronomen unter der Leitung von Maria Bergemann (Max-Planck-Institut für Astronomie) haben chemische Untersuchungen an Sternen vorgenommen, die Auswirkungen darauf haben, wie Kosmologen die Expansion unseres Kosmos bestimmen. Mithilfe verbesserter Modelle, die zeigen, wie sich die Anwesenheit chemischer Elemente auf das Spektrum eines Sterns auswirkt, fanden die Forscher heraus, dass sogenannte Supernovae vom Typ Ia andere Eigenschaften haben als bisher angenommen. Aufgrund von Annahmen über ihre Helligkeit nutzen Kosmologen diese Supernovae dazu, die Expansionsgeschichte des Universums zu rekonstruieren. Angesichts der neuen Ergebnisse ist nun wahrscheinlich, dass diese Annahmen revidiert werden müssen.

W?hrend Maria Bergemann, eine Lise Meitner-Forschungsgruppenleiterin am Max-Planck-Institut für Astronomie, über die letzten Dutzend Jahre immer bessere Methoden zur Messung der chemischen Eigenschaften von Sternen entwickelte, h?tte sie sich nicht tr?umen lassen, dass ihre Ergebnisse eines Tages die Art und Weise beeinflussen k?nnten, wie Astronomen die kosmische Expansion, die Hubble-Konstante und die Menge der Dunklen Energie in unserem Universum bestimmen. Aber auf einigen Umwegen scheint genau das jetzt der Fall zu sein. Mit Hilfe der von Bergemann entwickelten Analysewerkzeuge konnten die Astronomen die H?ufigkeit der chemischen Elemente Mangan und Eisen über die letzten 13 Milliarden Jahren der galaktischen Geschichte zurückverfolgen. Ihr (unerwartetes) Ergebnis erlaubt Rückschlüsse auf die Eigenschaften bestimmter Sternexplosionen, der so genannten Supernovae vom Typ Ia. In solchen Explosionen entstehen die genannten Elemente.  

Früher glaubte man, dass die meisten Supernovae vom Typ Ia von einem Wei?en Zwergstern verursacht werden, der einen gew?hnlichen Stern umkreist und dabei den Wasserstoff aus den ?u?eren Schichten jenes anderen Sterns absaugt. Die Manganh?ufigkeiten von Sternen in unserer Milchstra?e zeigen nun aber, dass im Gegenteil drei von vier solcher Explosionen auf andere Weise zustandekommen. Einige werden von je zwei Wei?en Zwergsternen verursacht werden, die sich gegenseitig umkreisen. Andere werden ausgel?st, wenn ein Wei?er Zwerg Materie von einem Begleiterstern abzieht, aber damit gleich mehrere Explosionen ausl?st. Der Unterschied zwischen dem Standard-Szenario und diesen Alternativen kann grundlegende Folgen für die Beziehung zwischen dem Helligkeitsmaximum haben sowie für den Verlauf der Helligkeits?nderung mit der Zeit sowie die Gesamt-Zeitskala solcher Explosionen. Das wiederum hat Konsequenzen für einige der grundlegendsten Beobachtungen der Kosmologie: Jene Beobachtungen verwenden n?mlich Supernovae vom Typ Ia als "Standardkerzen", also als Lichtquellen, deren intrinsische Helligkeit aus Beobachtungen bestimmt werden kann. Der Vergleich der intrinsischen Helligkeit einer Quelle mit der beobachteten Helligkeit erm?glicht es den Astronomen, die Entfernung der Quelle zu uns zu bestimmen. Die Entdeckung der so genannten Dunklen Energie, von der man annimmt, dass sie rund 70% der Gesamtenergiedichte unseres Universums ausmacht, geht auf Beobachtungen dieser Art zurück, ebenso wie die Messung der Hubble-Konstante, die die aktuelle Ausdehnungsrate unseres Universums angibt. Handelt es sich bei den für diese Messungen verwendeten Supernovae dagegen nicht um Standardkerzen desselben Typs, sondern um mindestens zwei verschiedene Arten von Explosionen mit unterschiedlichen Eigenschaften, müssen die kosmologischen Schlussfolgerungen erneut überprüft werden.

Sternspektren – so genau modelliert wie nie zuvor

Durch Untersuchungen der H?ufigkeit des Elements Mangan haben Astronomen jetzt deutlich andere Absch?tzungen dafür geliefert, welche Prozesse wie h?ufig für Supernovae vom Typ Ia verantwortlich sind.

Bergemanns Analysewerkzeuge sind der jüngste Schritt einer Entwicklung, die sich bis zu Robert Bunsen und Gustav Kirchhoff in der zweiten H?lfte des 19. Jahrhunderts zurückverfolgen l?sst: die Nutzung der Spektroskopie als chemische Analysemethode. Kirchhoff und Bunsen stellten fest, dass bestimmte schmale helle oder dunkle Bereiche in einem Spektrum, sogenannte Spektrallinien, auf das Vorhandensein bestimmter chemischer Elemente zurückgeführt werden konnten. Anfang des 20. Jahrhunderts verwendeten die Astronomen vereinfachte Modelle für diese Spektrallinien, um die Atmosph?re von Sternen zu untersuchen – was die Messung der Temperaturen, Oberfl?chendrücke und chemischen Zusammensetzung von Sternen erm?glichte. Allerdings gingen diese Modelle vereinfacht davon aus, dass Sterne perfekte Kugeln w?ren (w?hrend Sterne in Wirklichkeit eine komplexere dreidimensionale Struktur besitzen) und dass ihr Druck und ihre Gravitationskraft im Gleichgewicht seien (sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht). Die Modelle gingen au?erdem zumindest lokal von einem "thermodynamischen Gleichgewicht" zwischen Gas und Strahlung aus – also davon, dass die verfügbare Energie in jeder kleinen Region des Sterns Zeit gehabt haben müsste, sich gleichm??ig auf die verschiedenen Teile des Systems zu verteilen, so dass man jeder Region eine Temperatur zuordnen k?nnte.  

Modelle von Sternatmosph?ren und der von Sternen ausgesandten Strahlung, die kein solches lokales thermodynamisches Gleichgewicht annehmen, sind dagegen eine relativ neue Entwicklung. Sie sind als Nicht-LTE-Modelle bekannt (da sie kein lokales thermodynamisches Gleichgewicht, kein ?local thermal equilibrium“ voraussetzen). Diese Modelle gehen Hand in Hand mit dreidimensionalen Simulationen der Konvektion unter der Sternoberfl?che, ?hnlich der Bewegung von kochendem Wasser in einem Topf, bei der sich die Materie in einigen Regionen nach oben und in anderen nach unten bewegt. Die Modelle berücksichtigen auch die Wechselwirkung des Plasmas mit der Strahlung des Sterns. Die Theorie hinter Nicht-LTE und Hydrodynamik wurde bereits Ende der 1970er Jahre formuliert. Die Anwendung dieser Modelle auf die Analyse der chemischen Zusammensetzung vieler Sterne in der Galaxie wurde jedoch erst vor etwa 20 Jahren m?glich. Damals wurden leistungsstarke moderne Supercomputer für die wissenschaftliche Forschung verfügbar; gleichzeitig gab es Fortschritte bei der Beschreibung der Atomstruktur und der Wechselwirkungen von Licht und Materie, welche die Bestimmung der für Nicht-LTE n?tigen gesicherten atomphysikalischen Daten erm?glichte. Seit 2005 arbeitet Bergemann an verschiedenen Aspekten solcher Modelle und ist damit eine der Pionierinnen auf diesem Gebiet.

Für einige Elemente, insbesondere Eisen, liefern die neuen, verfeinerten Methoden praktisch das gleiche Ergebnis wie ihre vereinfachten Vorl?ufer. Bei anderen dagegen gibt es bemerkenswerte Unterschiede. Bergemann und ihr Team, darunter Andrew Gallagher, Camilla Juul Hansen und Philipp Eitner, fanden ein Beispiel dafür, als sie die chemische Entwicklung des Elements Mangan nachverfolgten, eines Metalls das im Periodensystem der Elemente direkt neben dem Eisen steht. Gallagher gelang es, die Leistung des 3D-Nicht-LTE-Codes erheblich zu verbessern. Hansen lieferte hochwertige Beobachtungsdaten, welche die für die Beobachtungen wesentlichen Spektralbereiche im nahen Ultraviolett abdecken. Eitner, Bachelor-Student an der Universit?t Heidelberg, erarbeitete eine zuverl?ssige Methode für die Anwendung von Nicht-LTE auf die Modellierung von Sternspektren. Er weitete diese Analyse auch auf F?lle aus, in denen ein Spektrum nicht für einzelne Sterne, sondern nur für das kombinierte Licht von zahlreichen Sternen in einem Sternhaufen vorlag. Dies ist für die Analyse von extragalaktischen Sternhaufen unerl?sslich.

Auf den Spuren der Geschichte des Mangans in unserer Galaxie und darüber hinaus

Durch die Analyse von 42 Sternen konnten die Astronomen die Geschichte der Manganproduktion in unserer Galaxie rekonstruieren. Aus chemischer Sicht begann das Universum kurz nach dem Urknall vor 13,8 Milliarden Jahren sehr einfach, n?mlich mit fast keinen anderen Elementen als Wasserstoff und Helium. Ein gro?er Teil der schwereren Elemente wurde zwischen damals und heute im Inneren von Sternen erzeugt. Weitere Elemente – darunter Mangan und Eisen – entstehen in den heftigen Supernova-Explosionen, die das Ende des Lebens bestimmter Sterne markieren. Supernovae zerstreuen die Materie des explodierenden Sterns und reichern die umgebenden Raumbereiche auf diese Weise mit schwereren Elementen an. Sterne, die in diesen Raumbereichen sp?ter neu entstehen, enthalten dann jene schwereren Elemente. Entsprechend lassen sich diese Elemente in den Spektren der Atmosph?ren jener Sterne nachweisen. (Nebenbei bemerkt verdanken wir diesen Elementen auch unsere eigene Existenz. Schwerere Elemente in der wirbelnden Gasscheibe um den neugeborenen Stern sind die chemische Grundlage für die Entstehung von Planeten und, im Fall unseres Sonnensystems, letztlich für die Entstehung von Leben auf einem dieser Planeten. Ohne diese Elemente g?be es weder die Erde noch uns.)

Aufgrund dieser Art von kumulativer chemischer Geschichte ist die H?ufigkeit von Elementen wie Eisen in der Atmosph?re eines Sterns ein direkter Indikator dafür, wie lange es her ist, dass der Stern geboren wurde. Mit Hilfe hochaufl?sender Sternspektren von Teleskopen mit Spiegeldurchmessern von 8 bis 10 Metern – sowohl des Very Large Telescope der ESO als auch des Keck-Observatoriums – konnten Bergemann und ihre Kollegen die H?ufigkeiten sowohl von Eisen als auch von Mangan für 42 Sterne bestimmen, von denen einige bis zu 13 Milliarden Jahre alt sind. Aus dem Eisengehalt konnten die Astronomen das Alters jedes der Sterne relativ zu den anderen Sternen bestimmen. So konnten sie die Geschichte der Manganproduktion in unserer Galaxie rekonstruieren. Zu ihrer gro?en überraschung zeigte die neue und verbesserte Analyse, dass das Verh?ltnis von Mangan zu Eisen über diesen langen Zeitraum ziemlich konstant war. Frühere, einfachere Absch?tzungen hatten auf einen Trend hingedeutet, n?mlich auf ein Ansteigen der Manganproduktion über die letzten 13 Milliarden Jahre der galaktischen Geschichte. 

Noch überraschender war, dass die Astronomen das gleiche konstante Verh?ltnis der Mangan- und der Eisenh?ufigkeit in ganz verschiedenen Regionen unserer eigenen Galaxie und sogar in nahen Galaxien der Lokalen Gruppe fanden. Zumindest in unserer kosmischen Nachbarschaft scheint das Verh?ltnis von Mangan zu Eisen eine universelle chemische Konstante zu sein.

Supernovae und eine grundlegende Massengrenze

An dieser Stelle kommen die Supernovae ins Spiel. Damit Mangan entsteht, ist die beeindruckend hohe Energie n?tig, die bei Supernova-Explosionen freigesetzt wird. Verschiedene Arten von Supernovae produzieren Eisen und Mangan in unterschiedlichen H?ufigkeitsverh?ltnissen. Einen Beitrag leisten sogenannte Gravitationskollaps-Supernovae, bei denen ein massereicher Stern am Ende seines Lebens in sich zusammenf?llt, wenn der Kernbrennstoff in seinem Inneren verbraucht ist. Andere Beitr?ge sind im Kontext dieser Pressemeldung interessanter: Wenn ein Wei?er Zwerg, ein überrest eines sonnen?hnlichen Sterns, einen Riesenstern umkreist, zieht seine Schwerkraft Wasserstoff aus dem Riesenstern auf seine eigene Oberfl?che. überschreitet der Wei?e Zwerg dabei eine Grenzmasse, die sogenannte Chandrasekhar-Masse, wird er instabil, was zu einer thermonuklearen Explosion führt, einer sogenannten Supernova vom Typ Ia. Die Grenzmasse ergibt sich aus den grundlegenden Prinzipien der Physik und wurde erstmals 1930 von Subrahmanian Chandrasekhar berechnet. Dank dieser fundamentalen "Chandrasekhar-Grenze" ist in diesem Szenario die Masse des explodierenden Sterns, und damit die Gesamthelligkeit der Explosion, immer ungef?hr gleich.

Praktisch ist das insbesondere für Astronomen, die die Expansion unseres Kosmos vermessen wollen. Beobachten sie eine solche Explosion, dann wissen sie, wieviel Energie dort freigesetzt wird. Diese intrinsische Helligkeit k?nnen die Astronomen mit der beobachteten Helligkeit der Supernova vergleichen und aus diesem Vergleich auf die Entfernung der Supernova schlie?en. Messen sie dann noch die Rotverschiebung der Galaxie, in der die Explosion stattfindet (anders gesagt: wie schnell sich die Galaxie, in der sich die Explosion ereignete, von uns wegbewegt), k?nnen die Kosmologen eine Rotverschiebungs-Abstands-Beziehung aufschreiben, die zeigt, wie schnell unser Universum expandiert (sogenannte Hubble-Konstante) und auch, ob sich die Expansion mit der Zeit beschleunigt oder verlangsamt. Die Entdeckung Ende der 1990er Jahre, dass sich die Expansion unseres Universums beschleunigt führte 2011 zum Nobelpreis für Physik für Saul Perlmutter, Brian Schmidt und Adam Riess. Die Beschleunigung kann durch die Annahme erkl?rt werden, unser Universum sei mit einem ungew?hnlichen Inhaltsstoff angefüllt, den Astronomen als "Dunkle Energie" bezeichnen.

Supernovae Ia aus chemischer Sicht

Soweit zumindest der bisherige Stand. Bei den früheren, weniger genauen Mangan-Messungen waren die Astronomen zu dem Schluss gekommen, dass der überwiegende Teil der Supernovae vom Typ Ia in der oben beschriebenen Art und Weise geschieht, also mit einem Wei?en Zwerg, der Wasserstoff von einem riesigen Begleitstern abzieht. Die neuen Messungen dagegen, nach denen das Mangan-Eisen-Verh?ltnis w?hrend der gesamten galaktischen Geschichte konstant war, legen einen anderen Schluss nahe. Es gibt n?mlich noch andere M?glichkeiten, eine Supernova vom Typ Ia zu erzeugen. Allein den Beobachtungsdaten nach, insbesondere in Bezug auf die Art und Weise, wie sich die Helligkeit der Supernova mit der Zeit ?ndert, sind diese Alternativen nicht von dem herk?mmlichen Wei?-Zwerg-plus-Riesen-Szenario zu unterscheiden. 

In einem der m?glichen Alternativf?lle zieht der Wei?e Zwerg Materie von einem Begleiterstern ab, die zu einer Explosion in den oberen Schichten des Stern führt. Deren Druckwelle l?uft in Richtung der Kernregionen des Wei?en Zwergs und l?st dort eine weitere Explosion aus. Insgesamt entsteht die Supernova also aus einer Doppel-Detonation.

Im anderen Fall sind die Protagonisten zwei Wei?e Zwergsterne in enger Umlaufbahn umeinander. Sind sich die Sterne so nahe gekommen, dass ihre ?u?eren Gasschichten eine gemeinsame Hülle um das Paar bilden, dann führt die Aussendung von Gravitationswellen des schnell kreisenden Systems dazu, dass sich die Wei?en Zwerge immer n?her kommen. Verschmelzen sie, dann kommt es zu einer thermonuklearen Explosion. 

Zu guter Letzt gibt es noch eine Mischform, bei der sich in einem Doppersternsystem aus Wei?en Zwergen eine doppelte Detonation ereignet – eine ?dynamically driven double-degenerate double-detonation supernova“, also eine dynamisch herbeigeführte Doppeldetonation zweier Wei?er Zwerge.

Aber die Helligkeit dieser Art von Explosion wird nicht durch physikalische Konstanten festgelegt. Bei einer solch heftigen Verschmelzung kann das kombinierte explodierende Objekt weniger oder mehr Masse besitzen als die natürliche Chandrasekhar-Grenze. Sub-Chandrasekhar-Massenexplosionen werden zwangsl?ufig etwas weniger hell sein, w?hrend Super-Chandrasekhar-Explosionen heller sein dürften als Explosionen an der Chandrasekhar-Grenze. Das sind schlechte Nachrichten für diejenigen Kosmologen, die sich auf Supernovae Ia als Standardkerzen verlassen, sprich: die davon ausgehen, dass solche Explosionen eine direkt bestimmbare intrinsische Helligkeit haben. Aber es wird noch schlimmer: Um das beobachtete konstante Verh?ltnis von Mangan und Eisen erkl?ren zu k?nnen, mussten Bergemann und ihre Kollegen davon ausgehen, dass drei Viertel aller Supernova Ia-Explosionen in unserer Galaxie auf verschmelzende Wei?e-Zwerge-Doppelsterne zurückzuführen sind. Diese Sorte von Supernovae Ia ist die Regel, nicht die Ausnahme.

N?chste Schritte

Das ist der Stand der Dinge. Zweifellos werden andere Gruppen die Ergebnisse von Bergemann und ihren Kollegen auf die Probe stellen. Aber bereits jetzt gibt es eine Best?tigung: Eine Gruppe von Astronomen um Evan Kirby und Mia de los Reyes am California Institute of Technology hat ?hnliche Ergebnisse für eine Reihe von Zwerggalaxien gefunden. 

Die n?chste Datenver?ffentlichung (DR3) des ESA-Satelliten Gaia, die für 2021 geplant ist, sollte zus?tzliche Daten über die H?ufigkeit von Doppelsternsystemen aus je zwei Wei?en Zwergen liefern – wenn diese Daten zu den beobachteten H?ufigkeiten von Supernovae Ia passen, w?re das ein weiteres Puzzlestück. Deutlich sp?ter wird der weltraumgestützte Gravitationswellendetektor LISA, dessen Start derzeit für 2034 geplant ist, die Gravitationswellenverschmelzung solcher Wei?e-Zwerg-Doppelsterne bis in gro?e Entfernungen nachweisen k?nnen. Das wird eine direkte überprüfung der Vorhersagen von Bergemann und ihren Kollegen erm?glichen. 

In der Zwischenzeit dürften die Kosmologen damit besch?ftigt sein, zu prüfen, welche Konsequenzen der neue Supernova-Typ für ihre Schlussfolgerungen über das Universum als Ganzes hat. In einer Hinsicht k?nnten die erwarteten Korrekturen sogar willkommen sein: Derzeit gibt es eine Diskrepanz zwischen dem Wert der Hubble-Konstante, wie er mit Hilfe von Supernovae vom Typ Ia gemessen wird, und dem Wert der Hubble-Konstante, der sich aus Eigenschaften der Reststrahlung aus der hei?en Frühphase unseres Kosmos (?kosmische Hintergrundstrahlung“) bestimmen l?sst. Die neuen Ergebnisse zu Supernovae Ia k?nnten helfen, diesen scheinbaren Widerspruch aufzul?sen. Alles in allem sind die neuen Ergebnisse eine eindrucksvolle Demonstration der Vernetzung der astronomischen Forschung. Eine neue Methode zur Analyse der Chemie der Sterne kann m?glicherweise beeinflussen, wie wir das Universum als Ganzes sehen.

Hintergrundinformationen

Die hier beschriebenen Ergebnisse sind als P. Eitner et al., "Observational constraints on the origin of the elements: III. Evidence for the dominant role of sub-Chandrasekhar SN Ia in the chemical evolution of Mn and Fe in the Galaxy", zur Ver?ffentlichung in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics angenommen.

>> Link zum Originalartikel

Die dreidimensionalen Non-LTE-Analysemethoden für Mn warden beschrieben in Bergemann et al. 2019 "Observational constraints on the origin of the elements. I. 3D NLTE formation of Mn lines in late-type stars", Astronomy & Astrophysics, Volume 631, id.A80, sowie in Gallagher et al. 2019 "Observational constraints on the origin of the elements. II. 3D non-LTE formation of Ba II lines in the solar atmosphere", Astronomy & Astrophysics, Volume 634, id.A55.


Die beteiligten Forscher des MPIA sind Maria Bergemann, Philipp Eitner, Andy Gallagher und Camilla Juul Hansen in Zusammenarbeit mit Manuel Bautista (Western Michigan University), Andrey Belyaev (Herzen University), Mats Carlsson (University of Oslo), Gabriele Cescutti (INAF und IFPU, Triest), Remo Collet (Universit?t Aarhus), S?ren Larsen (Universit?t Radboud), Jorrit Leenaarts (Universit?t Stockholm), Anja Mayriedl (Montessori-Schule Dachau), Bertrand Plez (Universit?t Montpellier), Ivo Seitenzahl (Universit?t New South Wales) und Svetlana Yakovleva (Universit?t Herzen).

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