Vela-Supernova

Im Sternbild Vela entdeckte und verzeichnete John Herschel bereits im Jahr 1835 einen filamentartige Nebel, den Bleistiftnebel. Mithilfe von moderneren Instrumenten, fotografisch mit einer Schmidtkamera und Hα-Filter, fand man in diesem Bereich im Jahr 1955 dann eine Vielzahl weitere Filamente und katalogisierte diese zusammen als den großflächigen Nebel Stromlo 16 oder Gum 16.[5] Im Jahr 1958 konnte Henry Rishbeth an dieser Stelle radioastronomisch drei athermische Quellen identifizieren, als Vela-X, Vela-Y und Vela-Z bezeichnet,[6] denen Robert Woodrow Wilson und John Gatenby Bolton 1960 eine gemeinsamen Ursprung aus einem Supernovaüberrest zuordneten.[7] Douglas K. Milne bestätigte im Jahr 1968 die Klassifikation durch weitere radioastronomische Untersuchungen[8] und zusätzlich an zwei Filamente durch optische Spektroskopien.[9]

In ersten röntgenastronomischen Beobachtungen, die nur außerhalb der Atmosphäre möglich sind, konnten Anfang der 1970er durch Höhenforschungsraketen mit einfachen Strahlungsdetektor aus Zählrohr und Kollimator eine großflächige Röntgenstrahlung aus dem Supernovaüberrest festgestellt werden[10][11] und, dass es eine der stärksten Quellen für weiche Röntgenstrahlung am Himmel ist.[12] Mit dem Anfang der 1990er Jahre gestarteten wesentlich empfindlicheren, abbildenden Weltraum-Röntgenteleskop ROSAT gelang es dann, die Größe der Vela-Supernova erstmals ganz zu erfassen, die Kontour sichtbar zu machen und den Durchmesser mit 8,3° zu bestimmen.[2]

Zum anderen bildet das von der Supernova in den Raum geschleuderte Gas einen Supernovaüberrest, den Vela-Nebel, der eine Ausdehnung von 35 Parsec oder rund 100 Lichtjahre hat. Der Supernovaüberrest überlappt sich scheinbar mit dem von Puppis A, welcher aber vierfach weiter entfernt ist. Tatsächlich ist die Vela-Supernova eine der Erde am nächsten gelegenen – nur die vielfach ältere Supernova, aus der der Geminga-Pulsar entstanden ist, liegt etwas näher und möglicherweise auch die 1998 entdeckte RX J0852.0-4622, die sich wie Puppis A mit dem Erscheinungsbild der Vela-Supernova überlappt.

Der Vela-Pulsar wurde von Astronomen der University of Sydney im Jahr 1968 als erster direkter Beweis eines Neutronensterns als Resultat einer Supernova beobachtet. Dabei wurde auch erkannt, dass es ich um eine Typ II-Supernova gehandelt haben musste.[13] Das Spektrum entspricht dem eines thermischen schwarzen Strahlers mit einer Temperatur von 600.000 bis 1.000.000 K. Er ist von einem Pulsarwind-Nebel umgeben und bildet einen Jet aus. Die Rotationsdauer des Pulsars beträgt 89 ms, ihre Zunahme 3,90 µs pro Jahr.

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 Jahre,[14] kurz darauf genauer von 11.400 Jahre bestimmt.[15] In den 1970er Jahren wurde verschiedentlich nach Modellen der Nebelexpansion von Schklowski und Sedow unter Verwendung der Flächenhelligkeit des Nebels ein Alter von anfangs 30.000 - 50.000 Jahren berechnet, später 13.000-18.000 Jahren – aber auch das aus dem Pulsar ermittelte Alter mit Korrekturfaktoren versehen, die sich aus dem bekannten Alter des Krebsnebels ergeben, und so ein Alter von 5.000-8.000 Jahre ermittelt.[16]

In der Folgezeit wurden die Methoden zur Altersbestimmung verfeinert und weitere entwickelt. Eine jüngere Übersicht stellt eine weitere Methode vor:[17]

• 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.
• Jüngere Modellrechnungen ergeben ein dynamic age von 9.500 ± 2.500 Jahre
• Ein kinematic age errechnet die Zeit aus dem Strecke zwischen dem Nebelzentrum, an dem die Supernova stattgefunden haben muss, und der jetzigen Position des Pulsars, sowie der Eigenbewegung des Pulsars, also der Geschwindigkeit mit der diese Strecke zurückgelegt wurde. Für die Vela-Supernova ergeben sich damit eine Altersspanne von 19.000 ± 11.000 Jahre.

Im Jahr 1962 nahm Daniel E. Harris verschiedene Entfernungsabschätzung vor und ermittelte dabei anhand des Erscheinungsbilds eine Entfernung von 700 parsec sowie 460 parsec und 1040 parsec nach zwei Methoden von Iossif Samuilowitsch Schklowski, die auf Radiointensitäten beruhen.[18] Milne folgte im Jahr 1968 den Überlegungen von Harris teilweise und ermittelte Entfernungen von 375, 500 und 540 Parsec.[8] Allerdings zeigte sich in der Folgezeit, dass diese Entfernungen zu unplausiblen Resultaten bei der Altersbestimmung, bei der Pulsarbewegung und bei der Gesamtenergie des Supernovaüberrest führten – Entfernungen von 250 oder 290 Parsec wären hier passender.[19] Mehrere Entfernungsmessungen um das Jahr 2000 ergaben dann, dass die zuvor angenommene Entfernung von etwa 500 Parsec[19][20] tatsächlich zu hoch war – genaue Messungen gelangen durch die Bezugnahme auf den Pulsar:

• Spektroskopische Untersuchungen ergaben im Jahr 1999 einen Wert von 250 ±30 Parsec.[19]
• Parallaxenmessung des Pulsars mit dem Hubble-Weltraumteleskop ergaben im Jahr 2001 einen Wert von 294 +76/−50 Parsec.[20]
• Radioastronomische Parallaxenmessung des Pulsars mit dem VLBI ergaben im Jahr 2003 einen Wert von 287 +19/−17 Parsec.[3]

Eine erste Abschätzung der Masse erfolgte durch Milne im Jahr 1968, er ermittelte als Massenobergrenze für zwei Filamente jeweils 1 Sonnenmasse, und daraus insgesamt eine Massenobergrenze von 30 Sonnenmassen.[9] Eine weitere Massenabschätzung fand 2013 statt und ergab 20 Sonnenmassen.[21] Eine Massenabschätzung aus dem Jahr 2022 ergab 8-10 Sonnenmassen.[4]

Für den Pulsar konnte aus glitches eine Massenobergrenze von 1,5 Sonnenmassen[22] und ein Erwartungswert von 1,3 Sonnenmassen[23] errechnet werden.

• 
  Hochaufgelöste Aufnahme der Filamente mithilfe des VLT Survey Telescope
• 
  Amateurastronomische Aufnahme eines größeren Bereichs der Filamente
• 
  Zeitlupe der 89 ms-Pulsperiode des Pulsars, erstellt mithilfe des Fermi Gamma-ray Space Telescope
• 
  Röntgen-Himmelsdurchmusterung (GLAST)