Sternchemie beeinflusst Messungen der kosmischen Expansion
Supernovae vom Typ Ia besitzen offenbar andere Eigenschaften als bisher angenommen
Während 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, hätte sie sich nicht träumen lassen, dass ihre Ergebnisse eines Tages die Art und Weise beeinflussen könnten, 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 Häufigkeit 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 Weißen Zwergstern verursacht werden, der einen gewöhnlichen Stern umkreist und dabei den Wasserstoff aus den äußeren Schichten jenes anderen Sterns absaugt. Die Manganhäufigkeiten von Sternen in unserer Milchstraße zeigen nun aber, dass im Gegenteil drei von vier solcher Explosionen auf andere Weise zustandekommen. Einige werden von je zwei Weißen Zwergsternen verursacht werden, die sich gegenseitig umkreisen. Andere werden ausgelöst, wenn ein Weißer Zwerg Materie von einem Begleiterstern abzieht, aber damit gleich mehrere Explosionen auslöst. Der Unterschied zwischen dem Standard-Szenario und diesen Alternativen kann grundlegende Folgen für die Beziehung zwischen dem Helligkeitsmaximum haben sowie für den Verlauf der Helligkeitsänderung mit der Zeit sowie die Gesamt-Zeitskala solcher Explosionen. Das wiederum hat Konsequenzen für einige der grundlegendsten Beobachtungen der Kosmologie: Jene Beobachtungen verwenden nämlich 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 ermöglicht 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
Bergemanns Analysewerkzeuge sind der jüngste Schritt einer Entwicklung, die sich bis zu Robert Bunsen und Gustav Kirchhoff in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts zurückverfolgen lässt: 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 Atmosphäre von Sternen zu untersuchen – was die Messung der Temperaturen, Oberflächendrücke und chemischen Zusammensetzung von Sternen ermöglichte. Allerdings gingen diese Modelle vereinfacht davon aus, dass Sterne perfekte Kugeln wären (während Sterne in Wirklichkeit eine komplexere dreidimensionale Struktur besitzen) und dass ihr Druck und ihre Gravitationskraft im Gleichgewicht seien (sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht). Die Modelle gingen außerdem 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 gleichmäßig auf die verschiedenen Teile des Systems zu verteilen, so dass man jeder Region eine Temperatur zuordnen könnte.
Modelle von Sternatmosphären 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 Sternoberfläche, ähnlich 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 möglich. 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 nötigen gesicherten atomphysikalischen Daten ermöglichte. 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 Vorläufer. 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 Universität Heidelberg, erarbeitete eine zuverlässige Methode für die Anwendung von Nicht-LTE auf die Modellierung von Sternspektren. Er weitete diese Analyse auch auf Fälle 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 unerlässlich.
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, nämlich mit fast keinen anderen Elementen als Wasserstoff und Helium. Ein großer 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 später neu entstehen, enthalten dann jene schwereren Elemente. Entsprechend lassen sich diese Elemente in den Spektren der Atmosphären 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 gäbe es weder die Erde noch uns.)
Aufgrund dieser Art von kumulativer chemischer Geschichte ist die Häufigkeit von Elementen wie Eisen in der Atmosphäre eines Sterns ein direkter Indikator dafür, wie lange es her ist, dass der Stern geboren wurde. Mit Hilfe hochauflösender 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 Häufigkeiten 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 großen Überraschung zeigte die neue und verbesserte Analyse, dass das Verhältnis von Mangan zu Eisen über diesen langen Zeitraum ziemlich konstant war. Frühere, einfachere Abschätzungen hatten auf einen Trend hingedeutet, nämlich auf ein Ansteigen der Manganproduktion über die letzten 13 Milliarden Jahre der galaktischen Geschichte.
Noch überraschender war, dass die Astronomen das gleiche konstante Verhältnis der Mangan- und der Eisenhäufigkeit in ganz verschiedenen Regionen unserer eigenen Galaxie und sogar in nahen Galaxien der Lokalen Gruppe fanden. Zumindest in unserer kosmischen Nachbarschaft scheint das Verhältnis 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 nötig, die bei Supernova-Explosionen freigesetzt wird. Verschiedene Arten von Supernovae produzieren Eisen und Mangan in unterschiedlichen Häufigkeitsverhältnissen. Einen Beitrag leisten sogenannte Gravitationskollaps-Supernovae, bei denen ein massereicher Stern am Ende seines Lebens in sich zusammenfällt, wenn der Kernbrennstoff in seinem Inneren verbraucht ist. Andere Beiträge sind im Kontext dieser Pressemeldung interessanter: Wenn ein Weißer Zwerg, ein Überrest eines sonnenähnlichen Sterns, einen Riesenstern umkreist, zieht seine Schwerkraft Wasserstoff aus dem Riesenstern auf seine eigene Oberfläche. Überschreitet der Weiße 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 ungefähr 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 können die Astronomen mit der beobachteten Helligkeit der Supernova vergleichen und aus diesem Vergleich auf die Entfernung der Supernova schließen. 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), können 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 erklärt werden, unser Universum sei mit einem ungewöhnlichen 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 Weißen Zwerg, der Wasserstoff von einem riesigen Begleitstern abzieht. Die neuen Messungen dagegen, nach denen das Mangan-Eisen-Verhältnis während der gesamten galaktischen Geschichte konstant war, legen einen anderen Schluss nahe. Es gibt nämlich noch andere Möglichkeiten, 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 ändert, sind diese Alternativen nicht von dem herkömmlichen Weiß-Zwerg-plus-Riesen-Szenario zu unterscheiden.
In einem der möglichen Alternativfälle zieht der Weiße Zwerg Materie von einem Begleiterstern ab, die zu einer Explosion in den oberen Schichten des Stern führt. Deren Druckwelle läuft in Richtung der Kernregionen des Weißen Zwergs und löst dort eine weitere Explosion aus. Insgesamt entsteht die Supernova also aus einer Doppel-Detonation.
Im anderen Fall sind die Protagonisten zwei Weiße Zwergsterne in enger Umlaufbahn umeinander. Sind sich die Sterne so nahe gekommen, dass ihre äußeren Gasschichten eine gemeinsame Hülle um das Paar bilden, dann führt die Aussendung von Gravitationswellen des schnell kreisenden Systems dazu, dass sich die Weißen Zwerge immer näher 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 Weißen Zwergen eine doppelte Detonation ereignet – eine „dynamically driven double-degenerate double-detonation supernova“, also eine dynamisch herbeigeführte Doppeldetonation zweier Weißer 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 zwangsläufig etwas weniger hell sein, während 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 Verhältnis von Mangan und Eisen erklären zu können, mussten Bergemann und ihre Kollegen davon ausgehen, dass drei Viertel aller Supernova Ia-Explosionen in unserer Galaxie auf verschmelzende Weiße-Zwerge-Doppelsterne zurückzuführen sind. Diese Sorte von Supernovae Ia ist die Regel, nicht die Ausnahme.
Nächste 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 Bestätigung: Eine Gruppe von Astronomen um Evan Kirby und Mia de los Reyes am California Institute of Technology hat ähnliche Ergebnisse für eine Reihe von Zwerggalaxien gefunden.
Die nächste Datenveröffentlichung (DR3) des ESA-Satelliten Gaia, die für 2021 geplant ist, sollte zusätzliche Daten über die Häufigkeit von Doppelsternsystemen aus je zwei Weißen Zwergen liefern – wenn diese Daten zu den beobachteten Häufigkeiten von Supernovae Ia passen, wäre das ein weiteres Puzzlestück. Deutlich später wird der weltraumgestützte Gravitationswellendetektor LISA, dessen Start derzeit für 2034 geplant ist, die Gravitationswellenverschmelzung solcher Weiße-Zwerg-Doppelsterne bis in große Entfernungen nachweisen können. Das wird eine direkte Überprüfung der Vorhersagen von Bergemann und ihren Kollegen ermöglichen.
In der Zwischenzeit dürften die Kosmologen damit beschäftigt sein, zu prüfen, welche Konsequenzen der neue Supernova-Typ für ihre Schlussfolgerungen über das Universum als Ganzes hat. In einer Hinsicht könnten 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 heißen Frühphase unseres Kosmos („kosmische Hintergrundstrahlung“) bestimmen lässt. Die neuen Ergebnisse zu Supernovae Ia könnten helfen, diesen scheinbaren Widerspruch aufzulösen. 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 möglicherweise 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 Veröffentlichung in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics angenommen.
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 (Universität Aarhus), Søren Larsen (Universität Radboud), Jorrit Leenaarts (Universität Stockholm), Anja Mayriedl (Montessori-Schule Dachau), Bertrand Plez (Universität Montpellier), Ivo Seitenzahl (Universität New South Wales) und Svetlana Yakovleva (Universität Herzen).
