November 2011: Der Supernovarest Cassiopeia A

1. November 2011 - g.grutzeck

Der Supernovarest (SNR) Cassiopeia A ist die stärkste Radioquelle im Sternbild Cassiopeia, daher das “A”. Die 2000er Koordinaten lauten: α = 23 h 23 min 28 s, δ = +58° 48′ 42”. Damit sitzt Cas A – so die Kurzform – tief in der Milchstraße, nur etwa 2° südlich des galaktischen Äquators. Optisch sind feine Knoten und Filamente zu erkennen, die sich auf einer nahezu kreisförmigen Fläche von 3,9′ Ausdehnung verteilen, die meisten und hellsten im nördlichen Bereich. Schon in den fünfziger Jahren, als die Arbeiten am Palomar Observatory Sky Survey (POSS) begannen, rückte Cas A in den Blickpunkt des Interesses. Die Astronomen Walter Baade und Rudolph Minkowski registrierten, dass der SNR aus zwei verschiedenen Komponenten zusammengesetzt ist. Einerseits fand man kleine Knoten, die sich offenbar schnell bewegen. Darüber hinaus gibt es stationäre (unbewegliche) Flocken. Der gesamte SNR hat sich allein in den letzten 60 Jahren merklich in seinem äußeren Erscheinungsbild verändert. Näheres ist spannend nachzulesen in der Standardarbeit über SNR, die der bekannte Astronom Sidney van den Bergh mit zwei weiteren Kollegen 1973 publiziert hat [1].
Van den Bergh und Dodd (1970) vermuten, dass Cas A bei einer Explosion um das Jahr 1667 plusminus 8 Jahre entstand [2]. Die Supernova war höchstwahrscheinlich vom Typ Ib oder II. Neuere Rückrechnungen von Thorstensen et al. (2001), die die gesamte veränderliche Dynamik des SNR berücksichtigen, führen auf 1671 plusminus 1 Jahr. Fünf Jahre später wurde von Fesen und Kollegen das Jahr 1681 plusminus 19 Jahre ermittelt [3]. Leider gibt es in diesem Zeitraum keinerlei Beobachtungen, die diese Supernova-Explosion bestätigen. Was aber dann vor zwei Jahren wie ein Paukenschlag kam: Man entdeckte ziemlich im Zentrum von Cas A einen Pulsar, die "Sternenleiche", die nach einer SN-Explosion übrig bleibt. Fündig wurde man übrigens durch die starke Röntgenstrahlung. Der Neutronenstern hat nach Modellrechnungen eine Atmosphäre aus Kohlenstoff. Bei etwa 2 Sonnenmassen kommt er auf einen Durchmesser von nur geschätzten 16 bis 36 km [4].
Was ist astrofotografisch von Interesse? Zunächst einmal leuchtet der SNR in verschiedenen Lichtwellenlängen. H-Alpha ist nur sehr schwach vertreten, schließlich handelt es sich um einen jungen SNR, und nicht um eine H II-Region oder einen Planetarischen Nebel. Die emittierten Spektrallinien erstrecken sich im Wesentlichen auf die schweren Elemente Sauerstoff, Schwefel und Stickstoff. Im visuellen Bereich sind es: [O III] bei 495,9/500,7 nm (blaugrün), [O I] bei 630,0/636,4 nm (hellrot), [N II] bei 654,8/658,3 nm (rot) und [S II] bei 671,6/673,1 nm (dunkelrot). Dazu kommen im infraroten Bereich noch [O II] bei 731,9/733,0 nm und [S III] bei 906,9/953,1 nm. Im Licht dieser beiden IR-Emissionslinienpaare können auch Amateure mitwirken. Aber zu diesem Schritt muss sich ein konservativer Astrofotograf erst einmal überwinden. LRGB ist ja soooo schön …
Nähern wir uns jetzt einmal Cas A. Abb. 1 zeigt zunächst ein 1,6° großes Feld aus dem POSS, aufgenommen im August 1954. Dazu wurde rotempfindliches Plattenmaterial vom Typ Kodak 103 a-E verwendet. In der Bildmitte sind einige verwaschene Sternchen sichtbar. In Abb. 2 ist schon mehr an Details zu sehen. Es handelt sich um einen Ausschnitt von 14,1′ Kantenlänge aus der Gesamtplatte von Abb. 1. Man erkennt einige Knoten im nördlichen Teil von Cas A. Zwei Sterne, die wir gleich noch benötigen, sind rot markiert. In Abb. 3 sehen wir den tief belichteten kompletten Ring des SNR in einem Ausschnitt aus einer Amateuraufnahme von Oliver Schneider. Das LRGB-Bild wurde mit einem 12"-Newton 200 min in Luminanz belichtet, RGB jeweils 45 min. Die Farbgebung belegt eindeutig, dass der blaue Farbton der [O III]-Emission vorherrscht. Abb. 4 ist eine vergrößerte Kontrastverstärkung des Blaukanals. Der Ring-Charakter des SNR wird gut sichtbar. Das ungefähre "Explosionszentrum" ist durch ein rotes Kreuzchen dargestellt. Die in Abb. 2 markierten zwei Sterne tragen jetzt die Buchstaben A und B.
Das detailreichste Bild ist Abb. 5. Es wurde mit Hilfe des HST im Jahre 2004 aufgenommen. Dabei wurden die Filter F625W und F775W (also rot und nahes IR) benutzt und die Bilder kombiniert [5]. Im Nordosten des SNR gibt es ein Gebiet, in dem eine Fülle von Knoten in Form von Jets aus dem Inneren herausgeblasen wird [3]. Eine brandneue Veröffentlichung befasst sich mit der HST-Entdeckung, dass zwischen 1999 und 2004, also innerhalb weniger Jahre, deutliche Veränderungen von Form und Helligkeit der Knoten beobachtet wurden [5]. Dies ist in Abb. 6 sehr schön zu sehen (evtl. vergrößere man sich das Bild!).
Wenn die Supernova vor rund 340 Jahren explodiert ist und sich seitdem auf ein Gebilde von fast 4′ scheinbarem Durchmesser ausgedehnt hat, dann sollte auch der Amateur-Astrofotograf die Expansionsbewegung nachweisen können. Diese Idee wurde auf der Homepage von Oliver Schneider umgesetzt. Dort kann man eine Animation finden, die in einem Vergleich einer eigenen Aufnahme mit einer POSS-Aufnahme und einer HST-Aufnahme die expansiven Veränderungen zeigt [6].
Sofort stellte sich für die Fachgruppenleitung die Frage, ob aus einer solchen Amateuraufnahme auch die Expansionsgeschwindigkeit des SNR ermittelt werden kann. Die Antwort in Obama-Manier: "Yes, we can!" Abb. 2 hat 14,1′ = 846" Kantenlänge auf 500 Pixel. Der Maßstab ist daher 1,692" pro Pixel. Vergrößert man sich das Bild auf seinem Monitor, dann kann man messen, dass die Sterne A und B einen Abstand von 21 Pixeln in Rektaszension und 37 Pixeln in Deklination haben, was nach Pythagoras einen diagonalen Abstand von 42,54 Pixeln ergibt. Das entspricht dann einem Winkelabstand von 42,54 x 1,692" = 71,98". Dies merken wir uns für die Ausmessung von Olivers Aufnahme.
In Abb. 3 haben die beiden Sterne A und B einen Abstand von 159,3 Pixeln. Damit kommt das Bild auf einen Maßstab von 71,98" pro 159,3 Pixel, das sind 0,452" pro Pixel. War bis hierher alles verständlich?
Über ALADIN/SIMBAD wurden nun drei POSS-Aufnahmen heruntergeladen, eine infrarote, eine rote und eine blaue. Sie stammen aus dem Jahre 1991. Diese drei Einzelbilder wurden zu einem Farbbild kombiniert (Abb. 7). Zusätzlich wurden Abbildungsmaßstab und Drehsinn so verändert, dass das neue Farbbild deckungsgleich mit der Amateur-Aufnahme ist. Daher bieten sich nun direkte Vergleichsmöglichkeiten mit Abb. 3 bzw. Abb. 4. Nehmen wir uns jetzt aus dem Westbereich beider Bilder den gleichen Bildausschnitt heraus (Abb. 8). Dort sind wieder (jetzt aber ohne Markierungen) die Sterne A und B zu sehen. Am Stern B erkennt man, dass sich ein gut erkennbares Filament in den 20 Jahren zwischen den beiden Aufnahmen eindeutig nach Westen verschoben hat, und zwar um 9 Pixel. Da in Abb. 3 der Abbildungsmaßstab 0,452" pro Pixel beträgt (das haben wir oben gefunden), macht diese Verschiebung rund 4" aus.
Der Winkeldurchmesser von Cas A beträgt 3,9′ = 234". Die Entfernung des Objekts wird von Reed et al. (1995) zu 3,4 kpc (= 11.090 Lj) angegeben. Daher kommt Cas A auf einen echten Durchmesser von 11.090 Lj x tan 234", das sind 12,58 Lj. Die Verschiebung von 4" entspricht demnach 4/234 x 12,58Lj = 0,215 Lj. Ein Lj sind 9,467 Billionen km (9,467 x 1012 km). Das Filament hat sich dann um 0,215 x 9,467 x 1012 km = 2,035 x 1012 km verschoben. Und das in 20 Jahren (= 6,3115 x 108 Sekunden). Nun die letzte Rechnung: Die Expansionsgeschwindigkeit beträgt also 2,035 x 1012 km dividiert durch 6,3115 x 108 Sekunden, das sind etwa 3200 km/s. Ganz schön schnell, oder?
Liest man in der Literatur nach, so findet man sehr unterschiedliche Geschwindigkeiten für unterschiedliche Knoten. Die Werte reichen dabei bis zu einigen tausend Kilometern pro Sekunde [3]. Aber es gibt noch einen viel schöneren Beweis: Schauen wir uns die Abb. 9 an. Dort ist das Spektrum eines Knotens aus Cas A dargestellt [3]. H-Alpha ist nicht vorhanden – wie oben beschrieben, jedoch Sauerstoff, Stickstoff und Schwefel. Die doppelte Stickstofflinie [N II], deren Schwerpunkt eigentlich bei einer Ruhewellenlänge von 656 nm Wellenlänge liegen sollte (rot gepunktet markiert), hat sich um 6 nm auf 662 nm verschoben. In gleicher Weise ist die doppelte [S II]-Linie von 672 auf 679 nm verschoben. Freunde der Astrofotografie: Sowohl die H-Alpha-Linie als auch die beiden Stickstofflinien wären in einem H-Alpha-Filter mit FWHM = 6 nm gnadenlos verschwunden, jedenfalls für diesen Teil des SNR. Eure H-Alpha-Aufnahme hätte in diesem Nebelbereich nichts gezeigt! Gleiches gilt für die Schwefellinie. Bei Einsatz von Schmalbandfiltern also immer die Bewegung des Objekts bedenken! Aus der Rotverschiebung von 6 nm errechnet sich nun eine Radialgeschwindigkeit von 6/656 x 300.000 km/s, das wären 2740 km/s. Und das stimmt bestens mit der Größenordnung der tangentialen Expansionsbewegung überein!

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: POSS-Aufnahme im roten Licht. Die Feldgröße beträgt 1,6°. Abb. 2: POSS-Aufnahme im roten Licht mit 14,1′ Bildkante.
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: Cas A, aufgenommen von Oliver Schneider, Daten siehe Text. Abb. 4: Vergrößerte Kontrastverstärkung des Blaukanals aus Abb. 3.
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: Cas A aus Sicht des Weltraumteleskops Hubble [5]. Gefiltert wurde im roten Licht bei 625 nm bzw. im infraroten Licht bei 775 nm Wellenlänge. Die Jet-Region ist gekennzeichnet. Abb. 6: Veränderungen in der Jet-Region im Nordostbereich von Cas A (nach [5]).
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Farbkombination von Cas A aus POSS-Aufnahmen (siehe Text). Abb. 8: Ausschnitt aus dem Westbereich von Cas A. Der Vergleich zwischen POSS-Aufnahme (links) und Aufnahme von Oliver Schneider (rechts) zeigt die Veränderungen, die sich in 20 Jahren zugetragen haben. Das Filament hat sich um 9 Pixel verschoben.
Bild 9  
Abb. 9: Spektrum eines Knotens aus Cas A (nach [3], überarbeitet). H-Alpha wird vergeblich gesucht, die Emissionen im sichtbaren Wellenlängenbereich stammen von Sauerstoff, Stickstoff und Schwefel. Aufgrund der hohen Radialgeschwindigkeit haben sich die Emissionslinien deutlich zu längeren Wellenlängen hin verschoben.  

Quellen:
[1] S. van den Bergh, A.P. Marscher, Y. Terzian (1973). An Optical Atlas of Galactic Supernova Remnants; Astrophys. Journal Suppl. Ser. 26, 19-36
[2] S. van den Bergh, W.W. Dodd (1970). Astrophys. Journal 162, 485
[3] R.A. Fesen et al. (2006). Discovery of outlying high-velocity oxygen-rich ejecta in Cassiopeia A; Astrophys. Journal 636, 859-872
[4] W.C.G. Ho, C.O. Heinke (2009). A neutron star with a carbon atmosphere in the Cassiopeia A supernova remnant; Nature 462, 71-73
[5] R.A. Fesen et al. (2011). Ejecta knot flickering, mass ablation, and fragmentation in Cassiopeia A; Astrophys. Journal 736, 109
[6] http://www.balkonsternwarte.de/CCD_Bilder/Cassiopeia-A.html (Stand: Okt. 2011)