Benutzer:Fabian RRRR/Vela-Nebel

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Supernova
Vela-Supernova
Aufnahme des durch die Vela-Supernova entstandenen Pulsars (punktförmig weiß, mittig) und des ihn umgebenden Nebels im Röntgenbereich mithilfe des Satellitenobservatoriums ROSAT. Die darin scheinbar überlagerte, jüngere Supernova Puppis A zeichnet sich rechts oben hellblau ab.
Aufnahme des durch die Vela-Supernova entstandenen Pulsars (punktförmig weiß, mittig) und des ihn umgebenden Nebels im Röntgenbereich mithilfe des Satellitenobservatoriums ROSAT.

Die darin scheinbar überlagerte, jüngere Supernova Puppis A zeichnet sich rechts oben hellblau ab.

Sternbild Segel des Schiffs
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension 08h 35m 20,66s[1]
Deklination −45° 10′ 35,2″[1]
Weitere Daten
Helligkeit (visuell)

12 mag
Pulsar: 23,6 mag

Winkelausdehnung

8,3°[2]

Entfernung

287 +19−17 Parsec
(936 +62−56 Lj)[3]

Masse des Vorgängersterns

8–10 o. 18–24 Sonnenmassen[4][5]

Alter

19.000 ± 11.000 Jahre[6]

Supernova-Typ

II

Periodizität des Pulsars

89 ms + 3,9 µs/Jahr

Geschichte
Datum der Entdeckung

1835: Filamentartiger Nebel
1926: Ausgedehntes Nebelgebiet
1958: Athermische Radioquelle
1960: Supernovaüberrest
1968: Pulsar

Katalogbezeichnungen
Remnant
Gum 16 • Vela XYZ • Vela SNR • SNR 263.9-3.3
Pulsar
PSR 0833-45 • PSR J0835-4510
AladinLite

Der Vela-Nebel im südlichen Sternbild Vela ist ein etwa 290 Parsec entfernter Supernovaüberrest mit einem zu pulsieren scheindenden Neutronenstern, dem Vela-Pulsar nahe dem Zentrum. Entstanden durch eine als Supernova bezeichnete Sternenexplosion vor einigen tausend Jahren, bei dem der Kern des Vorgängersterns zu dem Neutronenstern kollabiert ist, bilden die dabei abgestoßenen Gase, eine seitdem noch immer expandierenden wolkenförmige, nebelhaft erscheinende Struktur, deren Ausdehnung mittlerweile auf rund 40 Parsec angewachsen ist. Der Nebel überlappt sich scheinbar mit dem Supernovaüberrest Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist, und mit dem ebenfalls weiter entfernten, 1998 entdeckten RX J0852.0-4622 („Vela Jr.“). Tatsächlich gehört die Vela-Supernova zu den der Erde am nächsten gelegenen Supernovae – nur die vielfach ältere Supernova, aus der der Geminga-Pulsar entstanden ist, liegt wahrscheinlich etwas näher.

Aufgrund ihrer Nähe zur Erde und ihres vergleichsweise geringen Alters und den sich daraus ergebenden Eigenschaften ist die Vela-Nebe lseit seiner Klassifzierung als Supernovaüberrest um 1960 Gegenstand vieler wissenschaftlicher Untersuchungen und Erkenntnisse. So belegte der wenige Jahre darauf gefundene Vela-Pulsar erstmals direkt, dass Pulsare rotierende Neutronensterne sind – der Vela-Pulsar rotiert mit etwas mehr als 11 Umdrehungen pro Sekunde – und diese durch eine Supernova entstehen. Zusammen mit den Analysen am Krebsnebel konnte zudem gezeigt werden, dass die Pulsare ein enormes, gegen die Rotationsachse geneigtes mitrotierendes Magnetfeld aufweisen müssen, das die Pulse mit jeder Umdrehung des Pulsars entstehen lässt. Die Energie dafür stammt aus der Rotation, die sich dadurch langsam abbremst. Folgeuntersuchungen am Vela-Pulsar zeigten dann erstmals gelegentliche Sprünge in der Rotationsfrequenz von Pulsaren, sogenannte „Glitches“; ihre genauere Untersuchung ergab Hinweise über den inneren Aufbau des Pulsars. Da der Vela-Pulsar bzw. -Nebel auch aufgrund seiner Nähe eines der hellsten Himmelsobjekte im Radio-, Röntgen- und Gammastrahlungsbereich ist und zudem eine große Ausdehnung besitzt, konnte eine Vielzahl weiterer Untersuchungen erstmalig oder nur an diesem durchgeführt werden – und umgekehrt wurden eine Reihe der fortschrittlichsten Instrumente zur Untersuchung des Pulsars eingesetzt. Beispiele sind Aufnahmesequenzen eines den Pulsar umgebenden Pulsarwindnebels im Röntgenbereich mit einer zeitlichen Veränderung des Jets oder die Detektion hochenergetischer Photonen mit der rund 10-billionenfachen Energie derer des sichtbaren Lichts. Die so möglichen Analysen der Pulsformen in nahezu jedem zugänglichen Bereich der elektromagnetischen Strahlung bis zu diesen Energien sind richtungsweisend für das Verständnis der Pulsarumgebung.

Besondere Erkenntnisse aus der Forschung wurden populärwissenschaftlich aufgegriffen, darunter die Überlegungen, ob die Vela-Supernova einen Einfluss auf die Erde hatte, wann sie gesehen wurde und ob es Überlieferungen dazu gibt. Detaillierte Aufnahmen des Nebels und Aufzeichnungen der Pulsformen des Pulsars inspirierten darüber hinaus Werke der Bildenden Kunst und Musik und wurden darin als Thema ausgestaltet.

Entdeckung und Erforschung

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Supernovaüberrest

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Im Sternbild Vela fand bereits im Jahr 1835 John Herschel bei seiner Durchmusterung des Südhimmels einen filamentartigen Nebel, den Bleistiftnebel. In dessen Umgebung entdeckten 1926 Philibert Jacques Melotte und Knut Lundmark auf den empfindlicheren Fotografien einer weiteren, Anfang des 20. Jahrhunderts durchgeführten Himmelsdurchmusterung[7] eine Vielzahl Nebelstreifen die zusammen einen etwa ovalen, am Firmament 7 Quadratgrad großen Nebel bildeten.[8] Bei der eingehenderen Untersuchung unter Verwendung von Hα-Filtern zum Hervorheben bestimmter Nebel fand Colin Stanley Gum im Jahr 1955 dann viele weitere Filamente in diesem Bereich und katalogisierte diese gemeinsam als „large … object of unusual type“ Stromlo 16, alternativ als Gum 16 bezeichnet.[9]

Radioastronomisch entdeckte Henry Rishbeth im Jahr 1958 an dieser Stelle drei Quellen, deren Strahlung nicht von einer Wärmequelle herrühren konnte, und notiert sie als Vela-X, Vela-Y und Vela-Z.[10] Diesen drei Quellen ordnete Iossif Samuilowitsch Schklowski 1960 dann einen gemeinsamen Ursprung aus einem Supernovaüberrest zu, und klassifizierte die Supernova als Typ II.[11] Die Einordnung als Supernovaüberrest teilten Robert Woodrow Wilson und John Gatenby Bolton und stützten sie zusätzlich auf die Ähnlichkeit des Nebels mit dem Supernovaüberrest Simeis 147.[12] Douglas K. Milne bestätigte im Jahr 1968 die Klassifikation durch weitere radioastronomische Untersuchungen[13] und zusätzlich an zwei Filamenten durch optische Spektroskopie.[14] Er konnte dabei auch das filamentartige Erscheinungsbild durch sich aufheizende, dadurch ionisierte und leuchtende Stoßfronten der Gase der Supernova erklären, da die Stoßfronten von der Seite gesehen im Profil dichter und heller erscheinen.[14]

In ersten röntgenastronomischen Beobachtungen, die nur außerhalb der Erdatmosphäre möglich sind, konnte Anfang der 1970er Jahre durch Höhenforschungsraketen mit einfachem Strahlungsdetektor aus Zählrohr und Kollimator eine großflächige Röntgenstrahlung aus dem Supernovaüberrest festgestellt werden.[15][16] Es handelt sich um eine der stärksten Quellen für weiche Röntgenstrahlung am Himmel.[17] Mit dem Anfang der 1990er Jahre gestarteten, abbildenden und wesentlich empfindlicheren Weltraum-Röntgenteleskop ROSAT gelang es dann, die Größe des Überrestes der Vela-Supernova erstmals ganz zu erfassen, die Kontur sichtbar zu machen und ihre Winkelausdehnung mit 8,3° zu bestimmen.[2] Unter Berücksichtigung der Entfernung entspricht die Winkelausdehnung einem Durchmesser von rund 40 Parsec[18] oder 130 Lichtjahren.

  • Hochaufgelöste Aufnahme einiger Filamente mithilfe des VLT Survey Telescope
    Hochaufgelöste Aufnahme einiger Filamente mithilfe des VLT Survey Telescope
  • Eine radioastronomische Himmelsdurchmusterung zeigt prominent den Vela-­Supernovaüberrest.[19][20]
    Eine radioastronomische Himmelsdurchmusterung zeigt prominent den Vela-­Supernovaüberrest.[19][20]
  • Röntgenaufnahme des gesamten Himmels mittels des Satelliten­observatoriums eROSITA: Der Vela-Supernovaüberrest sticht halbrechts hervor.
    Röntgenaufnahme des gesamten Himmels mittels des Satelliten­observatoriums eROSITA: Der Vela-Supernovaüberrest sticht halbrechts hervor.

Pulsar

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Der Vela-Pulsar wurde 1968 von Astronomen der University of Sydney radioastronomisch mit dem Molonglo Cross Telescope entdeckt und als stellarer Rest der Vela-Supernova gedeutet. Diese Beobachtung trug mit einer festgestellten Pulsperiode des Pulsars von 89 Millisekunden ganz wesentlich zu dem sich damals gerade entwickelndem Verständnis von Pulsaren bei: Sie war der erste direkte Hinweis auf einen rotierenden Neutronenstern als Resultat einer Supernova, alternative Erklärungsversuche durch pulsierende Neutronensterne oder pulsierende weiße Zwerge wurden unwahrscheinlich.[21] Kurz darauf konnte man ähnlich wie beim Krebsnebel auch eine Zunahme der Rotationsperiode von 3,90 µs pro Jahr bestimmen und das Modell des Pulsars mit enormen Magnetfeldern bestätigen (für den Vela-Pulsar 2.5e12 Gauß oder 2.5e8 Tesla), die mit dem Neutronenstern mitrotieren und durch Abgabe von Energie an geladene Teilchen in der Umgebung die Rotation des Sterns abbremsen.[22][23] Diese Teilchen sind im Wesentlichen Elektronen und Positronen, die durch die Abbremsung der Rotation abgegebene Leistung auf sehr hohe Energien beschleunigt werden. Die abgegebene Leistung beträgt dabei insgesamt etwa 7e29 Watt oder knapp die 2.000-fache Leuchtkraft der Sonne.[24]

Das Pulsieren des Pulsars konnte Anfang der 1970er Jahre auch im Gamma-Bereich mithilfe des Small Astronomy Satellite 2 bei Quantenenergien von mehr als 35 MeV erfasst werden. Es zeigte sich dabei eine Doppelpulsstruktur, wobei beide Pulsspitzen gegenüber dem Radioimpuls phasenversetzt waren.[25][26] Optisch gelang die Beobachtung trotz der geringen scheinbaren Helligkeit erstmals Ende der 1970er mithilfe des 3,9 Meter durchmessenden Anglo-Australian Telescope.[27] Auch im Röntgenbereich wurden in dieser Zeit Indizien für das Pulsieren gesehen,[28] die sich aber so in Folge zunächst nicht bestätigten,[29] auch nicht unter Verwendung des vielfach empfindlicheren, bereits mit einem Wolter-Teleskop ausgestatteten Satelliten Einstein Observatory.[30] Erst mit dem nochmals leistungsfähigeren ROSAT konnte im Jahr 1992 das Pulsieren im Röntgenbereich festgestellt werden, etwa zeitgleich mit der Beobachtung im höherenergetischen Grenzbereich zwischen Röntgen- und Gammastrahlung mithilfe des Satelliten Compton Gamma Ray Observatory.[31] Nachfolgende Beobachtungen mit anderen Weltraumteleskopen zeigten die jeweiligen Pulsformen in weiteren Energiebänder, angewendet wurden der Rossi X-ray Timing Explorer, das Chandra X-ray Observatory, das XMM-Newton und, im nahen Ultraviolett, das Hubble-Weltraumteleskop.[32][33] Für Energien bis 300 GeV gelang die Aufzeichnung durch das im Jahr 2008 gestartete Fermi Gamma-ray Space Telescope, wobei man feststellte, dass der Pulsar in diesem Energiebereich eines der hellsten Objekte am Firmament ist.[34] Für nochmals höhere Energien im TeV-Bereich konnte man die Pulsform im Jahr 2022 mithilfe der abbildenden Tscherenkow-Teleskope H.E.S.S. aufzeichnen,[35][36] im Bereich der Millimeterwellen 2019 mithilfe des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – erstmals für einen Pulsar.[37] Ein Vergleich der unterschiedlichen Pulsformen in den verschiedenen Energiebereichen[38][39] gibt Aufschluss über die Abläufe in dem Pulsar.[33] Nur im nahen und mittleren Infrarot gelangen mit dem Very Large Telescope 2003[40] und dem Spitzer-Weltraumteleskop 2011[41] zwar Beobachtungen, jedoch noch ohne die Pulsform aufzuzeigen.

Das Spektrum des Pulsars entspricht dem eines thermischen schwarzen Strahlers mit einer Temperatur von 850.000 bis 1.000.000 Kelvin; er ist von einem Pulsarwind-Nebel umgeben, bildet einen Jet aus und weist eine etwa 1° groß erscheinende, als „cocoon“ (deutsch: „Kokon“) bezeichnete Struktur auf, wie Untersuchungen der Röntgenstrahlung 1995 mit ROSAT und später dem Chandra-Weltraumteleskop zeigten.[42][43] Der Jet hat eine über die Zeit sich verändernde helixförmige Struktur, die möglicherweise durch eine Präzession des Pulsars in einem Zeitraum von etwa 100 Tagen hervorgerufen wird.[44] Um 2006 konnten mithilfe der Tscherenkow-Teleskope H.E.S.S. – erstmals bei einem kosmischen Objekt – von der Vela-Supernova Gammaquanten sehr hoher Photonenenergie von 20 TeV nachgewiesen werden und dort dem als „cocoon“ bezeichneten Bereich zugeordnet werden.[45][46] Mit Nachfolgeuntersuchungen unter Verwendung des weiterentwickelnden H.E.S.S. II und mit dem Satelliten-Röntgenobservatorium Suzaku konnte ermittelt werden, dass die Energien bis 100 TeV reichen.[24] Auf der Basis, dass die Photonen ihre Energie von den hochenergetischen Elektronen erhalten und der Übertragungsmechanismus die inverse Compton-Streuung ist, konnte diese Untersuchung dann ableiten, dass eine Erklärung für den „cocoon“ die Interaktion der rücklaufenden Stoßwelle des Supernovaüberrestes mit dem Pulsarwind-Nebel ist.[24] Computersimulationen zeigen diese zeitliche Entwicklung von der Supernova bis zur Gegenwart und damit das Zustandekommen der jetzigen Gestalt.[47]

  • Vela-Pulsar mit Pulsar­wind-Nebel und Jet: Die sich wieder­holende Sequenz von 8 Auf­nahmen durch das Chandra-Welt­raum­tele­skop aus dem Jahr 2010 zeigt die Dynamik der Helix­struktur des Jets.
    Vela-Pulsar mit Pulsar­wind-Nebel und Jet: Die sich wieder­holende Sequenz von 8 Auf­nahmen durch das Chandra-Welt­raum­tele­skop aus dem Jahr 2010 zeigt die Dynamik der Helix­struktur des Jets.
  • Zeitlupe der 89 ms-Puls­periode des Pulsars, erstellt mittels Fermi Gamma-ray Space Telescope, 2008
    Zeitlupe der 89 ms-Puls­periode des Pulsars, erstellt mittels Fermi Gamma-ray Space Telescope, 2008
  • Himmelsdurchmusterung mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope: Markant halbrechts der Vela-Pulsar
    Himmelsdurchmusterung mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope: Markant halbrechts der Vela-Pulsar

Entfernung

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Eine erste Entfernungsabschätzung von Gum mit 250 Parsec, gestützt auf die naheliegenden Sterne γ Velorum und ζ Puppis,[9] übernahm Rishbeth unter der Überlegung, dass die Nebelregionen zusammengehören müssen.[10] Nachfolgend verglich im Jahr 1962 Daniel E. Harris verschiedene andere Ansätze zur Entfernungsbestimmung und ermittelte dabei anhand des Erscheinungsbilds eine Entfernung von 700 Parsec sowie 460 Parsec und 1040 Parsec nach zwei Methoden von Schklowski, die auf Radiointensitäten beruhen.[48] Milne folgte im Jahr 1968 den Überlegungen von Harris teilweise und berechnete Entfernungen von 375, 500 und 540 Parsec.[13] Allerdings zeigte sich in der Folgezeit, dass diese Entfernungen zu unplausiblen Resultaten bei der Altersbestimmung, bei der Pulsarbewegung und bei der Gesamtenergie des Supernovaüberrestes führten: Entfernungen von 250 oder 290 Parsec wären hier passender.[49] Mehrere Entfernungsmessungen um das Jahr 2000 ergaben dann, dass die zuvor angenommene Entfernung von etwa 500 Parsec[49][50] tatsächlich zu hoch war, wobei die genaueste Messung durch die Bezugnahme auf den Pulsar gelang:

Alter

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Aus der Rotationsdauer des Pulsars und deren Zunahme wurde Ende der 1960er Jahre der Zeitpunkt der Supernova zurückgerechnet und so ein Alter von etwa 10.000 Jahren,[22] kurz darauf genauer und häufig zitiert[51] von 11.400 Jahren bestimmt.[52] In den 1970er Jahren wurde verschiedentlich nach Modellen der Nebelexpansion von Iossif Samuilowitsch Schklowski und von Leonid Iwanowitsch Sedow unter Verwendung der Flächenhelligkeit des Nebels ein Alter von anfangs 30.000 bis 50.000 Jahren berechnet, später 13.000 bis 18.000 Jahren. Auch das aus dem Pulsar ermittelte Alter wurde mit Korrekturfaktoren versehen, die sich aus dem bekannten Alter des Krebsnebels ergeben, und so ein Alter von 5.000 bis 8.000 Jahre ermittelt.[53]

Aus der mittels ROSAT erfassten Kontur des Supernovaüberrestes konnte deren Zentrum bestimmt werden, an dem die Supernova stattgefunden haben muss. Durch Teilen der Strecke (ca. 15 Bogenminuten) von dem Zentrum zur jetzigen Position des Pulsars durch seine Geschwindigkeit (als Eigenbewegung wurde 0,049 Bogensekunden pro Jahr zugrunde gelegt), ergibt sich der Zeitpunkt der Supernova vor 18.000 ± 9.000 Jahre. In der Analyse aus dem Jahr 1995 wird dies einer Altersabschätzung aus der der typischen Ausdehnungsgeschwindigkeit eines Supernovaüberrestes zu seiner Ausdehnung gegenübergestellt und abgeleitet, dass sie bei diesem Alter höchstens 400 ± 200 Parsec entfernt ist.[2] Die der Analyse zugrundeliegende Eigenbewegung des Neutronensterns wurde im Rahmen der Parallaxen-Entfernungsmessung einige Jahre später abweichend und präziser mit 0,058 Bogensekunden pro Jahr bestimmt.[3][54]

Anhand von beobachteten Glitches – nach dem ersten 1969 wurden alle etwa 3–4 Jahre ein weiterer aufgezeichnet – konnte im Jahr 2017 die Verlangsamung der Rotation des Pulsars besser berechnet und das Alter fundierter bestimmt werden. Die Rechnung ergab ein Alter von 30.000–35.000 Jahre, wobei weitere Annahme darin das Alter wieder reduzieren können. Insgesamt spricht die Analyse aber für ein höheres Alter als die 11.400 Jahre des einfachen Modells.[55]

Eine Übersicht aus dem Jahr 2021 vergleicht die verschiedenen Methoden und stellt aktuelle Werte vor, wobei sie davon nur das „kinematic age“ für zuverlässig („reliable“) hält, da die anderen Modelle größere und teils unbekannte Fehler enthalten und leicht um einem Faktor von 4 abweichen können:[6]

  • Anhand der Röntgenemission des Nebels kann ein „plasma age“ durch Spektroskopie bestimmt werden, sofern die Supernova nicht mehr als etwa 10.000 Jahre zurückliegt. Für die Vela-Supernova ergeben sich hier 3.470 ± 190 Jahre.
  • Modellrechnungen ergeben ein „dynamic age“ von 9.500 ± 2.500 Jahren für das Verhältnis von Ausdehnung und Ausdehnungsgeschwindigkeit des Supernovaüberrestes.
  • Das „kinematic age (neutron star)“, das Alter aus Position des Nebelzentrums, Position des Pulsars und Eigenbewegung des Pulsars berechnen sie nun mit 19.000 ± 11.000 Jahre.

Diese Altersangaben beziehen sich auf Beobachtungsdaten. Für das tatsächliche Alter ist noch die durch die Lichtgeschwindigkeit entfernungsbedingte Signallaufzeit von 936 Jahren[3] hinzuzuaddieren.[56]

Masse des Nebels, Vorgängersterns und Pulsars

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Eine erste Abschätzung der Masse erfolgte durch Milne im Jahr 1968. Er ermittelte als Massenobergrenze mit der damals angenommenen Entfernung von 500 Parsec für zwei Filamente jeweils 1 Sonnenmasse und daraus für den Vela-Nebel insgesamt eine Massenobergrenze von 30 Sonnenmassen.[14]

Eine Massenabschätzung des Vorgängersterns anhand der Größe einer Blase, die durch seinen Sternwind geschaffen wird und deren Größe von der Masse des Sterns abhängt, fand 2013 statt und ergab 21 ± 3 Sonnenmassen.[5] Mit einem weiteren Ansatz, anhand der umgebenden, wahrscheinlich gemeinsam entstandenen Sternpopulation, wurde 2022 das Alter und damit dann die Masse des Vorgängersterns auf 8–10 Sonnenmassen geschätzt.[4]

Der Vela-Pulsar weist im Vergleich zu den meisten anderen Pulsaren besonders ausgeprägte Glitches auf,[55] die einen genaueren Aufschluss über Masse, Aufbau und Masseverteilung innerhalb des Pulsars erlauben. Bei einem Glitch des Vela-Pulsars erfolgt eine sprunghafte Zunahme der Rotationsfrequenzen um etwas mehr als ein Millionstel und anschließend eine allmähliche Rückkehr zur ursprünglichen Frequenz,[55] vermutlich verursacht durch Kopplungen von Wirbeln des superfluiden Inneren der Neutronensterne.[57] Dieses Modell ergibt für den Vela-Pulsar eine Massenobergrenze von 1,5 Sonnenmassen[57] und einen Erwartungswert von 1,3 Sonnenmassen.[58] Mit anderen Analysen der Glitches ergaben sich für den Neutronenstern 1,51 ± 0,04 Sonnenmassen.[59] Nach neuerer Forschung zeigen sie zudem über die Betrachtung dabei vermuteter seismischer Wellen Hinweise für einen den Pulsar umgebenden Ozeane mit einer Tiefe von 30 Meter, eine darunter liegende feste Kruste mit einer Dicke von 860 Meter und einen supraleitenden Kern mit Durchmesser von 21,6 km. Die Dichte des flüssigen, aus Ionen und Elektronen bestehenden Ozeans beträgt an der Oberfläche 103 g/cm3, Dichte und Temperatur steigen darin mit zunehmender Tiefe, wobei die Temperatur ab einer Dichte von 106 g/cm3 bei etwa 100 Millionen Kelvin bleibt; die Kruste beginnt ab einer Dichte von 108 g/cm3 und die Dichte des Kerns liegt im Bereich von 1014−1015 g/cm3, wie es für Neutronensterne typisch ist.[60][61]

Beobachtbarkeit

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Die südliche Himmelsregion der Vela-Supernova ist von Deutschland aus nicht beobachtbar.[62] Ausgezeichnete amateurastronomische Aufnahmen des Supernovaüberrestes gelingen beispielsweise aus Australien oder Namibia mit einem Astrographen oder einem üblichen Teleobjektiv unter Verwendung eines CCD-Sensor als empfindlichen Bildaufnehmer, OIII- und Hα-Filter zur Hervorhebung des Leuchtens der ionisierten Gase und langen Belichtungszeiten von 12 bis 38 Stunden.[63][64][65][66] Der hellste Teil des Supernovaüberrestes, der Bleistiftnebel, kann auch durch ein Okular mit einem üblichen Teleskop gesehen werden, falls wenig Störlicht den Nachthimmel beeinträchtigt.[67]

Rezeption

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Kunst

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Die Röntgenaufnahme des Supernovaüberrestes wurde von dem Grafiker Benjamin Blase als Bildmotiv im Briefmarken-Jahrgang 1999 der Bundesrepublik Deutschland verwendet.[68] Musikalisch wandelte der Komponist Gérard Grisey die Emission des Pulsars in einen Klang um und schuf damit das Stück Le noir de l'étoile (1989–90) für Perkussionsinstrumente.[69][70][71]

Populärwissenschaftliche Berichte – Hypothesen über Effekte und Artefakte

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In sumerischen Schriften gibt es Stellen, die mit einer Beobachtung der Vela-Supernova in Zusammenhang gebracht wurden, wie die Tageszeitung New York Times im Jahr 1978 berichtete.[72] Diesem Zusammenhang widerspricht die Frankfurter Allgemeine Zeitung gestützt auf Analysen von Duane Hamacher, nach denen die Supernova nicht vor 6.000 Jahren, sondern vor mehr als 10.000 Jahren zu sehen gewesen wäre (Die jüngere Supernova Puppis A vor 3.700 Jahren in der gleichen Himmelsregion sei eher denkbar, wenngleich sie nur die Helligkeit des Sterns Sirius erreicht haben dürfte); der ebenfalls vermutete Bezug der Vela-Supernova zu Petroglyphen in Bolivien hält gleichermaßen seiner Nachprüfung nicht stand.[73][74] Auch das Nachrichtenmagazin Der Spiegel datiert in einem Bericht über ROSAT die Vela-Supernova zu Zeiten der Cro-Magnon-Menschen.[75]

Hamacher tritt an anderer Stelle einer Spekulation entgegen, nach der die Erde vor 11.500 Jahren von Materie der Vela-Supernova getroffen wurde,[76] da diese Materie die Erde erst in vielen tausend Jahren erreichen könne;[56] nach einer anderen Analyse wäre jedoch eine kurze Abkühlung des Erdklimas aufgrund der Röntgen- und Gammastrahlung denkbar.[77]

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Commons: Vela Supernova Remnant – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
  • Einträge der Datenbanken SIMBAD
- Vela XYZ – Radio Source mit Eckdaten und einem Verzeichnis von über 1200 Forschungsberichten (Stand 2023) mit Bezug auf den Vela-Supernovaüberrest
- Vela Pulsar – Pulsar mit Eckdaten und einem Verzeichnis von über 2200 Forschungsberichten (Stand 2023) mit Bezug auf den Vela-Pulsar

Einzelnachweise

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  1. ↑ Vela Pulsar. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 19. Oktober 2019.
  2. ↑ a b c B. Aschenbach, R. Egger, J. Trümper: Discovery of explosion fragments outside the Vela supernova remnant shock-wave boundary. In: Nature. Band 373, Nr. 6515, 1995, S. 587–590, doi:10.1038/373587a0.
    B. Aschenbach: Röntgenstrahlung von Supernova-Überresten. In: Physikalische Blätter. Band 51, Nr. 5, 1995, S. 415–418, doi:10.1002/phbl.19950510513.
  3. ↑ a b c d R. Dodson, D. Legge, J. E. Reynolds, P. M. McCulloch: The Vela Pulsar's Proper Motion and Parallax Derived from VLBI Observations. In: Astrophysical Journal. Band 596, Nr. 2, 2003, S. 1137–1141, bibcode:2003ApJ...596.1137D.
  4. ↑ a b C. S. Kochanek: The progenitor of the Vela pulsar. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 511, Nr. 3, 2022, S. 3428–3439, bibcode:2022MNRAS.511.3428K.
  5. ↑ a b Yang Chen, Ping Zhou, You-Hua Chu: Linear Relation for Wind-blown Bubble Sizes of Main-sequence OB Stars in a Molecular Environment and Implication for Supernova Progenitors. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 769, Nr. 1, 2013, S. L16, 5 pp, bibcode:2013ApJ...769L..16C.
  6. ↑ a b Hiromasa Suzuki, Aya Bamba, Shinpei Shibata: Quantitative Age Estimation of Supernova Remnants and Associated Pulsars. In: The Astrophysical Journal. Band 914, 2021, S. 10, bibcode:2021ApJ...914..103S.
  7. ↑ The Franklin Adams Chart. Third Edition. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 97, 1936, S. 89, bibcode:1936MNRAS..97...89..
  8. ↑ P. J. Melotte: New nebulæ shown on Franklin-Adams chart plates. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 86, 1926, S. 636–638, bibcode:1926MNRAS..86..636M.
  9. ↑ a b Colin S. Gum: A Survey of Southern HII Regions. In: Memoirs of the Royal Astronomical Society. Band 67, 1955, S. 155, bibcode:1955MmRAS..67..155G.
  10. ↑ a b H. Rishbeth: Radio Emission from the Vela-Puppis Region. In: Australian Journal of Physics. Band 11, 1958, S. 550, bibcode:1958AuJPh..11..550R.
  11. ↑ I. S. Shklovskii: The Nature of Supernovae. In: Soviet Astronomy. Band 4, 1960, S. 355, bibcode:1960SvA.....4..355S.
  12. ↑ R. W. Wilson, J. G. Bolton: A Survey of Galactic Radiation at 960 Mc/s. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 72, Nr. 428, 1960, S. 331, bibcode:1960PASP...72..331W.
  13. ↑ a b D. K. Milne: Radio emission from the supernova remnant Vela-X. In: Australian Journal of Physics. Band 21, 1968, S. 201, bibcode:1968AuJPh..21..201M.
  14. ↑ a b c D. K. Milne: The optical spectrum of Vela X. In: Australian Journal of Physics. Band 21, 1968, S. 501, bibcode:1968AuJPh..21..501M.
  15. ↑ T. M. Palmieri, G. Burginyon, R. J. Grader, R. W. Hill, F. D. Seward, J. P. Stoering: Soft X-Rays from Two Supernova Remnants. In: Astrophysical Journal. Band 164, 1971, S. 61, bibcode:1971ApJ...164...61P.
  16. ↑ F. D. Seward, G. A. Burginyon, R. J. Grader, R. W. Hill, T. M. Palmieri, J. P. Stoering: X-Rays from Puppis A and the Vicinity of Vela X. In: The Astrophysical Journal. Band 169, 1971, S. 515–524, bibcode:1971ApJ...169..515S.
  17. ↑ W. E. Moore, G. P. Garmire: Vela-Supernova. In: The Astrophysical Journal. Band 199, 1975, S. 680–690, bibcode:1975ApJ...199..680M.
  18. ↑ S. E. S. Ferreira, O. C. de Jager: Supernova remnant evolution in uniform and non-uniform media. In: Astronomy and Astrophysics. Band 478, Nr. 1, 2008, S. 17–29, bibcode:2008A&A...478...17F.
  19. ↑ C. G. T. Haslam, U. Klein, C. J. Salter, H. Stoffel, W. E. Wilson, M. N. Cleary, D. J. Cooke, P. Thomasson: A 408 MHz all-sky continuum survey. I. Observations at southern declinations and for the North Polar region. In: Astronomy and Astrophysics. Band 100, 1981, S. 209–219, bibcode:1981A&A...100..209H.
    C. G. T. Haslam, C. J. Salter, H. Stoffel, W. E. Wilson: A 408-MHZ All-Sky Continuum Survey. II. The Atlas of Contour Maps. In: Astronomy and Astrophysics Supplement. Band 47, 1982, S. 1, bibcode:1982A&AS...47....1H.
  20. ↑ Clive Dickinson: Large-Scale Features of the Radio Sky and a Model for Loop I. In: Galaxies. Band 6, Nr. 2, 2018, S. id.56, bibcode:2018Galax...6...56D.
  21. ↑ M. I. Large, A. E. Vaughan, B. Y. Mills: A Pulsar Supernova Association? In: Nature. Vol. 220, Nr. 5165, 1968, S. 340, doi:10.1038/220340a0, bibcode:1968Natur.220..340L (englisch).
  22. ↑ a b V. Radhakrishnan, D. J. Cooke, M. M. Komesaroff, D. Morris: Evidence in Support of a Rotational Model for the Pulsar PSR 0833-45. In: Nature. Band 221, Nr. 5179, 1969, S. 443–446, bibcode:1969Natur.221..443R.
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  54. ↑ Anmerkungen:
    Rechnerisch ergibt sich mit 0,058 Bogensekunden/Jahr ein Alter von 15.500 ± 7.500 Jahren.
    Mit einer Entfernung von 287 Parsec folgt aus Ausdehnungsgeschwindigkeit und Durchmesser ein Alter von 13.000 Jahren.
  55. ↑ a b c C. M. Espinoza, A. G. Lyne, B. W. Stappers: New long-term braking index measurements for glitching pulsars using a glitch-template method. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 466, Nr. 1, 2017, S. 147–162, bibcode:2017MNRAS.466..147E.
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