Zwergen-Massaker im Füchslein

Am 20. Juni 1670 entdeckte der Kartäuser-Mönch und Astronom Voituret Anthelme aus Dijon nahe dem Sternbild des Schwans einen neuen Stern 3. Größe. Ein Vermerk über seine Beobachtung wurde von der Königlichen Akademie der Wissenschaften 1671  in Paris veröffentlicht:

“Als diese Person am 20. Juni des vergangenen Jahres nachts den Himmel anschaute, getrieben von dem Wunsch, diesen wundersamen Stern zu entdecken, der seit Beginn dieses Jahrhunderts zweimal im Sternbild des Schwans erschienen ward und wieder verschwand (jener in der Brust des Schwans [Anmerkung: gemeint ist der Veränderliche P Cygni]); da nahm er einen Stern dritter Größe wahr, den er noch nie zuvor gesehen hatte. Er teilte dies umgehend der Versammlung mit, die sich in der Bibliothek des Königs trifft: Und verschiedene Mitglieder dieser Versammlung, die gegen Ende Juni und Anfang Juli den Himmel anschauten, bemerkten, dass in der Nähe des Schnabels des Schwans ein neuer Stern dritter Größe stand, der in keinem Katalog der Astronomen zu finden war, obwohl diese viele andere Nachbarsterne, die viel kleiner sind, exakt vermerkt hatten.”

(Frei übersetzt aus dem Englischen in [2].)

 

Die älteste Nova-Lichtkurve

Kaum einen Monat später, am 25. Juli 1670, wurde der heute als Nova 1670 Vupeculae bekannte Ausbruch des als Veränderlicher CK Vulpeculae katalogisierten Sterns (Sternbild Vulpecula = Fuchs oder wörtlich Füchschen; nach den modernen IAU-Sternbildgrenzen von 1922 liegt das Objekt knapp nicht mehr im Schwan) unabhängig von Johannes Hevelius in seinem Danziger Observatorium entdeckt und er war der erste, der die Entdeckung einer Nova sub capite Cygni öffentlich machte (“Neuer [Stern] unter dem Kopf des Schwans”). Auch Giovanni Cassini, der Entdecker mehrerer Saturnmonde und der nach ihm benannten Lücke im Saturnring, beobachtete sie. Die Helligkeit sank nach der Entdeckung bis zur Unsichtbarkeit, um im März 1671 wieder auf 2,6^m anzusteigen und dann wieder zu verschwinden. Im März 1672 entdeckte Hevelius den Stern nochmals an der Grenze zur Sichtbarkeit, bevor er Ende Mai desselben Jahres endgültig verschwand. Am 22. Mai 1672 wurde er zuletzt gesehen. Niemand weiß, wie lange er vor seiner Entdeckung durch Anthelme schon leuchtete. Die Lichtkurve wurde 1985 aufgrund der verfügbaren historischen Beobachtungen von Shara und anderen [2] rekonstruiert:

Erst 1982 fand man den Explosionsrest in rund 2300 LJ Entfernung, einen expandierenden Nebel mit einem zentralen Stern 21. Größe, der sich allerdings viel später als Hintergrundstern entpuppte. Das eigentliche Objekt war tatsächlich nur im Radiobereich zu orten.

Man ging zunächst mangels einer besseren Erklärung von einer klassischen Nova aus, der ältesten verlässlich aufgezeichneten überhaupt. Bei einer solchen umkreisen sich ein zum Roten Riesen angeschwollener Stern und ein Weißer Zwerg, also ein kompaktes Objekt von ungefähr Erdgröße aber einer halben bis knapp anderthalb Sonnenmassen. Wenn der Rote Riese über die sogenannte Roche-Grenze expandiert, wo die Schwerkraft des Weißen Zwergs gleich groß wie die des Riesen ist, dann fließt Gas vom Roten Riesen auf den Weißen Zwerg über, spiralt durch Reibung und Abstrahlung der Wärme allmählich hinunter und regnet auf den Weißen Zwerg hinab, der eine immense Schwerkraft an seiner Oberfläche entwickelt, ca. eine halbe Million g (1g = 9,81 m/s² = Erdschwerkraft). Unter dem hohen Druck ist die Materie entartet, was dazu führt, dass der Stern unter zusätzlichem Materiezufluss dichter und heißer wird. Wenn 20 Millionen Kelvin erreicht sind, zündet im entarteten Gas die Kernfusion, deren Strahlungsdruck die Entartung des darüber liegenden Gases schlagartig aufhebt, so dass es explosionsartig expandiert. Der Stern stößt eine Gaswolke aus. Dieser Prozess kann sich bei andauerndem Materiezufluss über historische Zeiträume wiederholen.

 

… oder doch nicht?

Keine klassische Nova zeigte jedoch je ein Verhalten wie die Nova Vul 1670. Zwergnovae wiederholen sich manchmal nach Jahren, aber sie haben einen anderen Mechanismus. Aus der Größe der Explosionswolke und ihrem Alter kann man leicht schließen, dass sich das Gas nur mit 60 km/s ausgedehnt hat – selbst die langsamsten bekannten klassischen Novareste breiten sich mit 400-500 km/s aus. Der ganze Nebel ist außerdem 6,4 Größenklassen (Faktor 360) lichtschwächer als ein klassischer Novarest es sein sollte. Daher geriet die Nova-Hypothese bereits 1985 in Zweifel [2]. Als Alternative wurde in dieser Arbeit das Ausstoßereignis eines Planetarischen Nebels in Betracht gezogen, aber gleich wieder verworfen, weil das Objekt zu lichtschwach sei. Auch ein junger entstehender Stern (Herbig-Haro-Objekt) wurde erwogen, aber die entsprechend erwartete Infrarotleuchtkraft der um den Stern kollabierenden und ihn verhüllenden Staubwolke fehlte, so dass die Autoren zu dem Schluss kamen, es sei wohl doch eine extrem langsame Nova.

2007 fanden Hajduk und andere [3] eine Radioquelle im Zentrum des Nebels, die auf ionisiertes Gas hindeutete und damit auf eine heiße Quelle ultravioletten Lichts, sowie eine ausgedehnte, dünne bipolare (aus zwei symmetrischen Hälften bestehende) Hülle aus im Licht der Hα-Linie leuchtendem Wasserstoff, zehnmal so groß wie der vorher bekannte Nebel. Ein Stern, der hell genug wäre, die ganze Wasserstoffwolke mit seinem UV-Licht zum Leuchten anzuregen, müsste aber eigentlich so hell sein, dass man ihn sehen könnte, und wenn er für uns von Staub verborgen wäre, würde man die Wärmestrahlung des Staubs messen können. Ein Nova-Ausbruch könnte den Wasserstoff jedoch ionisiert haben und der zugehörige Weiße Zwerg die Radiostrahlung im Inneren erklären. 2013 fand Hajduk [4] im inneren Teil des Nebels zwei Sterne, deren Helligkeit sich auf Archivaufnahmen über 20 Jahre geändert hatte (einer war 1,5^m heller geworden, der andere 2^m dunkler), was er auf durchziehendes Gas oder Staub der Explosionswolke zurückführte. Außerdem fand er Absorptionslinien des Lithium im Licht der beiden Sterne. Da Lithium hauptsächlich beim Urknall entstand und bei den normalen Fusionsprozessen in Sternen abgebaut wird, nahm er an, dass es in der Explosionswolke enthalten sein musste und vielleicht beim Nova-Ausbruch entstanden sein könnte. Eine andere Möglichkeit wäre eine Kollision mit einem sehr jungen Stern oder einem Gasplaneten, die noch reich an Lithium aus dem Urknall waren.

 

Die Rote Nova und ihre Bänder

2015 meldeten dann Forscher um Thomasz Kamiński und Hajduk vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie Bonn in Nature, dass sie das Rätsel gelöst hätten [5]. Sie verwendeten (wer hätte es gedacht?) Radioteleskope, und zwar das in Effelsberg, das Submillimeter Array SMA auf Hawaii und das APEX (Atacama Pathfinder Experiment) in Chile, um bei verschiedenen Frequenzbändern nach der Strahlung von Molekülen in der Explosionswolke um CK Vulpeculae zu suchen. Sie fanden Jets mit Ausstoßgeschwindigkeiten von 210 km/s und ca. eine Sonnenmasse(!) an relativ kühlem, stickstoffreichem Gas – weit mehr als bei einer klassischen Nova ausgeworfen werden könnte. Der Nebel enthält einen im Vergleich zu Novae oder unserer Sonne ungewöhnlich hohen Anteil an schweren Isotopen von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O), was eindeutig belegt, dass im Gas andauernde CNO-Kernfusion stattgefunden haben muss, die inkompatibel mit der während einer Nova stattfindenden galoppierenden Wasserstofffusion auf einem Weißen Zwerg ist.

Daher schlugen sie vor, dass es sich um eine Rote Nova gehandelt haben soll, der Verschmelzung zweier gewöhnlicher Sterne, die mit klassischen Novae nur den Nachnamen gemeinsam hat. Eine solche Verschmelzung könnte große Mengen an Gas in den Nebel geschleudert haben und dabei das Innerste der Sterne nach außen befördert, was die frisch gebackenen CNO-Isotope erklären würde. Im kurzen 2015-Paper geben die Autoren keinerlei Details über die möglichen Vorgängersterne an, aber in einem Folgepapier aus 2017 deuten sie an, dass es sich um zwei Hauptreihen- oder Riesensterne gehandelt haben könnte.

 

Nebulöse Sternkollision

Der Roten-Nova-Theorie widersprechen nun Stewart Eyres und andere [1]. Sie nutzten das Atacama Large Millimeter Array (ALMA), um hochauflösende Radiobilder des CK-Vulpeculae-Nebels bei 224-242 GHz zu machen.

Das Radiobild zeigt die Emission einer bipolaren Staubwolke im Inneren der ebenfalls bipolaren 2007 von Hajduk entdeckten Hα-Wasserstoffwolke, allerdings sind die beiden um 24° gegeneinander verkippt. Im Zentrum findet man eine flachgedrückte, scheibenförmige, heiße Struktur, die mit der Position der von Hajduk 2007 gefundenen Ionisationsquelle zusammen fällt. Die Ausrichtung der Scheibe passt zu derjenigen der bipolaren Staubwolke, die mithin zu einer anderen Zeit entstand, als die Wasserstoffwolke und sich in der Zwischenzeit gegenüber letzterer verdreht haben muss (Präzession). Eine solche Präzession würde dazu passen, dass die beiden 2013 beschriebenen Hintergrundsterne ihre Helligkeiten gegenläufig änderten – die Richtung des Ausstoßes von Staub verlagert sich mit der Präzession der Scheibe von einem Stern zum anderen.

Eyres Messungen widersprechen der von Kamiński angegebenen Masse des Nebels von einer Sonnenmasse – er kommt nur auf 0,01 bis höchstens 0,1 Sonnenmassen, sowohl geschätzt aus der ermittelten Menge des Staubs als auch derjenigen an Kohlenmonoxid (CO), welches sie im Radiospektrum fanden. Ebenso fanden sie große Mengen an komplexen, teils organischen Molekülen wie Formaldehyd (H₂CO) und Formamid (NH₂CHO), die temperaturempfindlich sind und daher sehr ungewöhnlich als Reste von Sternen wären.

Eyres et al. gehen davon aus, dass der bipolare Wasserstoffnebel beim Ausbruch 1670 entstanden ist und die innere, von ihm gefundene Staubstruktur erst danach. Der Ausstoß von Staub dauert heute noch an. Die bipolare Struktur des Nebels deutet darauf hin, dass es sich bei dem Objekt im Zentrum um ein Paar von Sternen gehandelt hat. Allerdings schließen  sie aufgrund der geringen Helligkeiten heute (ca. 1 Sonnenleuchtkraft) sowie beim Ausbruch aus, dass es sich um Hauptreihen- oder Riesensterne gehandelt haben könnte; eine Kollision solcher Sterne hätte eine 1000 Jahre andauernde Abkühlung des Gases zur Folge, wozu die heute gemessene Temperatur des Gases im Vergleich schon zu niedrig wäre. Auch das Verschlucken eines Planeten durch einen Roten Riesen schließen sie aus.

 

Das Kettensägen-Zwergen-Massaker

Statt dessen schlagen sie ein anderes Szenario vor. Die bipolare Form des Gasnebels ist konsistent mit den planetarischen Nebeln in Doppelsternsystemen mit einem Roten Riesen, der Materie ausstößt und sich zum Weißen Zwerg entwickelt. Jets entstehen, wenn sich um den zentralen, massiveren Stern eine Akkretionsscheibe aus Materie des Begleiters formt.

Daher schlagen Eyres et al. vor, dass das zentrale Objekt ein Weißer Zwerg (ca. erdgroß) ist, der mit einem Braunen Zwerg (ca. jupitergroß und damit von 2000-fachem Volumen des Weißen Zwergs), der ihn zuvor umkreist hatte, kollidiert sei. Die Umlaufzeit habe 270 Tage betragen, das ist der zeitliche Abstand der von Hevelius gefundenen Helligkeitsmaxima. Die Kollision kann man sich ungefähr so vorstellen, als wenn der Weiße Zwerg sich wie eine rotierende Mixer-Schneide durch den Braunen Zwerg frisst, wobei große Mengen des Braunen Zwerges aus seinem Inneren heraus katapultiert werden, was die gefundenen langkettigen und organischen Moleküle erklärt, die somit nie nennenswert erhitzt wurden. Auf der Oberfläche des Weißen Zwergs kommt es hingegen zu thermonuklearen Prozessen, die den erhöhten Anteil von schweren CNO-Isotopen, den hohen Lithium-Anteil und den Helligkeitsanstieg erklären. Es kam zu mehreren Durchstößen, die mehrere Helligkeitsmaxima erzeugten. Der Braune Zwerg wurde schließlich völlig zerstört und sammelte sich in einer Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg, die heute noch für den Jet und den Materieausstoß sorgt und langsam präzediert (wohl weil sie in einer anderen Ebene liegt als die Achse des Weißen Zwergs). Dies erklärt das Fortschreiten des Jets vor den Hintergundsternen. Der Weiße Zwerg ist nach dem Ausbruch noch auf 40-100 Tausend K aufgeheizt, so dass er intensiv UV-Licht abstrahlt, welches das Gas der Scheibe ionisiert, wie gemessen wurde.  Und das ausgeworfene Material ist in der Größenordnung eines Bruchteils der Masse des Braunen Zwergs, die zwischen 1/10 und 1/100 Sonnenmasse liegt.

So würde alles zusammenpassen. Bisher wurde noch nie die Verschmelzung eines Weißen Zwergs mit einem Braunen Zwerg beschrieben. Es könnte sich also um einen völlig neuen Typ von Nova handeln. Es werden sicherlich in den kommenden Jahren noch weitere Arbeiten zu CK Vulpeculae folgen, die das Modell stützen oder in Frage stellen werden. Wir dürfen gespannt sein.

 

Referenzen und weitere Literatur

[1] Stewart Eyres, Aneurin Evans, Albert Zijlstra, Adam Avison et al., “ALMA reveals the aftermath of a white dwarf–brown dwarf merger in CK Vulpeculae“, eingereicht bei Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 18.09.2018; arXiv:1809.05849.

[2] Shara, M. M., Moffat, A. F. J., & Webbink, R. F., “Unraveling the oldest and faintest recovered nova – CK Vulpeculae (1670)“, Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), Vol. 294, July 1, 1985, p. 271-285.

[3] M. Hajduk, Albert A. Zijlstra, P. A. M. van Hoof et al., “The enigma of the oldest ‘nova’: the central star and nebula of CK Vul“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Vol. 378 (4), p. 1298, Oktober 2007; arXiv:0709.3746.

[4] M. Hajduk, P.A.M. van Hoof, A.A. Zijlstra, “CK Vul: evolving nebula and three curious background stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 432(1), pp. 167-175, Juni 2013; arXiv:1312.5846.

[5] Tomasz Kamiński, Karl M. Menten, Marcin Hajduk et al., “Nuclear ashes and outflow in the eruptive star Nova Vul 1670“, Nature, Vol. 520, pp. 322-24, 16.04.2015; arXiv:1503.06570.

[6] Wikipedia, “CK Vulpeculae“, en.wikipedia.org.

[7] NJ/HOR, “Rätsel um die Nova Vul 1670 gelöst“, Max-Planck-Gesellschaft, 23. März 2015.

[8] “When Is a Nova Not a ‘Nova’? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide“, National Radio Astronomy Observatory, 8. Oktober 2018.

[9] “When Is a Nova Not a ‘Nova’? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide“, ALMA Press Release, 8. Oktober 2018.

[10] “Researchers discover new type of stellar collision“, University of Minnesota, 09. Oktober 2018.

[11] “Rätselhafter ‘neuer Stern’ erweist sich als einzigartige kosmische Kollision“, Der Standard, 10. Oktober 2018.