14.04.2023 • AstronomieAstrophysik

Helium-Brennen auf einem weißem Zwergstern entdeckt

Leuchtkraft des Sterns ist zehnmal kleiner als bei der üblichen Akkretionsrate erwartet.

Ein weißer Zwergstern kann als Supernova explodieren, wenn seine Masse die Grenze von etwa 1,4 Sonnen­massen über­schreitet. Ein Team unter Leitung des MPI für extra­terres­trische Physik fand jetzt ein Doppel­stern­system, in dem Materie von dem Begleiter des weißen Zwerges auf diesen einströmt. Gefunden wurde das System aufgrund der Kernfusion, die das über­geströmte Gas nahe der Oberfläche des weißen Zwergs erleidet, wodurch helle superweiche Röntgen­strahlung ausgesandt wird. Das ungewöhn­liche an dieser Quelle ist, dass nicht Wasserstoff überströmt und verbrennt, sondern Helium. Die gemessene Leuchtkraft deutet darauf hin, dass die Masse des weißen Zwergs langsamer anwächst als bisher für möglich gehalten, wodurch sich die Anzahl der von explodierenden weißen Zwergen verursachten Supernovae besser verstehen lässt.

Abb.: Künst­lerische Dar­stel­lung einer Röntgen­quelle: In der...
Abb.: Künst­lerische Dar­stel­lung einer Röntgen­quelle: In der Akkre­tions­scheibe um einen weißen Zwerg­stern zeigt sich haupt­säch­lich Helium. (Bild: F. Boden­steiner, ESO)

Explodierende weiße Zwerge gelten nicht nur als die Hauptquelle von Eisen im Universum, sie sind auch ein wichtiges Instrument für die Kosmologie: Als Typ Ia-Supernovae werden alle in etwa gleich hell, so dass man die Entfernung ihrer Wirts-Galaxien sehr genau bestimmen kann. Allerdings bleibt auch nach vielen Jahren intensiver Forschung unklar, unter welchen Umständen die Masse eines weißen Zwergs bis zur Chandra­sekhar-Grenze anwachsen kann.

Als mit Rosat Anfang der 1990er Jahre superweiche Röntgen­quellen mit stabilem Wasserstoff-Brennen auf ihrer Oberfläche als neue Objekt-Klasse etabliert wurden, galten diese eine Zeitlang als potenzielle Kandidaten für die Vorläufer von SN Ia. Der Schönheits­fehler dieser Quellen ist aber ihr Wasserstoff-Reichtum: Supernovae vom Typ Ia zeigen keine Spur von Wasserstoff.

Doppelsternsysteme, in denen ein weißer Zwerg Helium akkretiert und stabil an seiner Oberfläche verbrennt, werden seit über dreißig Jahren vorhergesagt, wurden aber bisher nie beobachtet. Das Team hat jetzt eine Röntgenquelle gefunden, deren optisches Spektrum komplett von Helium dominiert ist.

„Die superweiche Röntgenquelle [HP99] 159 ist bereits seit den 1990er Jahren bekannt, als sie zuerst mit Rosat, später mit XMM-Newton und jetzt mit eRosita beobachtet wurde,” erläutert Jochen vom MPE. „Wir konnten sie nun als optische Quelle in der Großen Magel­lanschen Wolke identi­fi­zieren und fanden in ihrem Spektrum haupt­sächlich Emissions­linien von Helium, die aus der Akkretions­scheibe stammen.“

Damit ist das Problem der SN Ia-Vorläufer aber noch nicht gelöst: Theoretische Modelle sagen vorher, dass etwa zwei bis fünf Prozent der Materie des Helium-Begleit­sterns von der SN Ia-Explosion mitgerissen und in die Umgebung geschleudert werden. Diese Menge Helium wurde bei den meisten bisher beobachteten Supernovae Ia aber nicht gefunden. Es gibt allerdings eine Unterklasse mit kleinerer Leuchtkraft, die SN Iax, bei denen die Explosion schwächer ausfällt, und deshalb weniger Helium weg­ge­blasen wird.

Das jetzt entdeckte System [HP99] 159 könnte nach der­zeitigem Wissen in solch einer SN Iax enden, da die Messungen darauf hinweisen, dass kontinuier­liches Helium-Brennen in weißen Zwergen auch bei geringeren Überstrom-Raten möglich ist als theoretisch vorher­gesagt. Die gemessene Leuchtkraft ist bei [HP99] 159 ungefähr zehnmal kleiner als bei der gängigen Akkretions­rate erwartet, wobei gleichzeitig die gemessene Röntgen­temperatur exakt im erwarteten Bereich für stabiles Helium­brennen liegt. Da frühere Messungen darauf hindeuten, dass die Leuchtkraft seit etwa fünfzig Jahren gleich geblieben ist, dürfte eine große Spannbreite an Akkretions­raten für derartige Explosionen in Frage kommen.

„Sterne ohne Wasserstoff­hülle wie der in [HP99] 159 gefundene Begleitstern stellen eine wichtige Zwischenphase dar, die im Lebenszyklus von etwa dreißig Prozent aller Doppelsterne vorkommen sollte“, sagt Julia Boden­steiner von der ESO. „Es sollte viele derartige Sterne geben, allerdings konnten bisher nur wenige beobachtet werden.“ Das Team hofft nun, mit eRosita noch weitere, ähnliche Quellen in den beiden Magel­lanschen Wolken zu finden. Das sollte es erlauben, die Bedingungen für die Vorläufer von SN Ia noch besser ein­zu­grenzen.

MPE / RK

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