Die Vela-Supernova war eine nahegelegene Sternenexplosion, die sich vor einigen tausend Jahren etwa 290 Parsec entfernt im südlichen Sternbild Segel des Schiffs, , ereignet hat. Bei dieser Supernova ist aus dem Kern des Vorgängersterns ein intensiv strahlender Neutronenstern entstanden, der Vela-Pulsar. Die bei der Explosion abgestoßenen Gase bilden den seitdem expandierenden wolkenförmigen Vela-Supernovaüberrest, dessen Ausdehnung mittlerweile auf rund 40 Parsec angewachsen ist. Er überlappt sich scheinbar mit dem Supernovaüberrest Puppis A, welcher aber viermal 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 noch etwas näher.

Aufgrund ihrer Nähe zur Erde und ihres vergleichsweise geringen Alters und der sich daraus ergebenden Eigenschaften ist die Vela-Supernova seit ihrer Entdeckung um 1960 Gegenstand vieler wissenschaftlicher Untersuchungen und Erkenntnisse. So belegte der wenige Jahre später gefundene Vela-Pulsar erstmals direkt, dass Pulsare rotierende Neutronensterne sind – der Vela-Pulsar rotiert mit etwas mehr als 11 Umdrehungen pro Sekunde – und durch eine Supernova entstehen. Zusammen mit den Analysen am Krebsnebel konnte zudem gezeigt werden, dass die Pulsare ein starkes, gegen die Rotationsachse geneigtes mitrotierendes Magnetfeld aufweisen und dadurch hervorgerufene, ebenfalls mitrotierende Strahlungskegel – die mit jeder Umdrehung des Pulsars dann als sich wiederholender Strahlungspuls beobachtet werden. Die Energie der Strahlung stammt aus der Rotation, die sich dadurch langsam abbremst. Neben diesem gleichmäßigen Abbremsen zeigten Folgeuntersuchungen am Vela-Pulsar dann erstmals gelegentliche Sprünge in der Rotationsfrequenz von Pulsaren, sogenannte „Glitches“. Ihre genauere Untersuchung ergab Hinweise über den inneren Aufbau des Pulsars. Auch viele andere Untersuchungen konnten erstmalig oder nur an Vela-Pulsar oder -Nebel durchgeführt werden, da sie aufgrund ihrer Nähe zu den hellsten Himmelsobjekten im Radio-, Röntgen- und Gammastrahlungsbereich gehören und detailliert beobachtet werden können. Beispiele sind Bildsequenzen 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 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; als intensive Strahlungsquelle wird der Pulsar in der Science-Fiction zudem literarisch verwendet.

Entdeckung und Erforschung

Supernovaüberrest mini|links|Hochaufgelöste Aufnahme einiger Filamente mithilfe von Spektralfilter für SII (grün), OIII (blau), Hα und NII (rot) des Víctor M. Blanco Telescope zeigt in Falschfarben Verteilung und Stoßfronten der ionisierten Gase. 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 Anfang des 20. Jahrhunderts durchgeführten Himmelsdurchmusterung eine Vielzahl Nebelstreifen, die zusammen einen etwa ovalen, am Firmament scheinbar 7 Quadratgrad großen Nebel bildeten. 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 Stromlo 16, alternativ als Gum 16 bezeichnet.

Radioastronomisch entdeckte Henry Rishbeth im Jahr 1958 an dieser Stelle drei Quellen, deren Strahlung nicht von einer Wärmequelle herrühren konnte, und notierte sie als Vela-X, Vela-Y und Vela-Z. Diesen drei Quellen ordnete Iossif Samuilowitsch Schklowski 1960 dann einen gemeinsamen Ursprung aus einem Supernovaüberrest zu, und klassifizierte die Supernova als Typ II. Die Einordnung als Supernovaüberrest teilten kurz darauf Robert Woodrow Wilson und John Gatenby Bolton und stützten sie zusätzlich auf die Ähnlichkeit des Nebels mit dem Supernovaüberrest Simeis 147. Douglas K. Milne bestätigte im Jahr 1968 die Klassifikation durch weitere radioastronomische Untersuchungen und zusätzlich an zwei Filamenten durch optische Spektroskopie. 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.

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. Es handelt sich um eine der stärksten Quellen für weiche Röntgenstrahlung am Himmel. 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. Unter Berücksichtigung der Entfernung entspricht die Winkelausdehnung einem Durchmesser von rund 40 Parsec oder 130 Lichtjahren.

Pulsar

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 entwickelnden 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. 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 oder ), die mit dem Neutronenstern mitrotieren und durch Abgabe von Energie an geladene Teilchen in der Umgebung die Rotation des Sterns abbremsen. Diese Teilchen sind im Wesentlichen Elektronen und Positronen, die durch die aus der Rotation übertragene Leistung auf sehr hohe Energien beschleunigt werden. Die abgegebene Leistung beträgt dabei insgesamt etwa oder knapp die 2.000-fache Leuchtkraft der Sonne.

mini|Zeitlupe der 89 ms-Puls­periode des Pulsars, erstellt mittels Fermi Gamma-ray Space Telescope, 2008 Das Pulsieren des Pulsars konnte Anfang der 1970er Jahre auch im Gamma-Bereich mithilfe einer ballongetragenen Funkenkammer bei Quantenenergien von 10–30 MeV und mithilfe des Small Astronomy Satellite 2 bei Energien von mehr als 35 MeV erfasst werden. Es zeigte sich bei letzterem eine Doppelpulsstruktur, wobei beide Pulsspitzen gegenüber dem Radioimpuls phasenversetzt waren. Optisch gelang die Beobachtung trotz der geringen scheinbaren Helligkeit erstmals Ende der 1970er Jahre mithilfe des 3,9 Meter durchmessenden Anglo-Australian Telescope. Auch im Röntgenbereich wurden in dieser Zeit Indizien für das Pulsieren gesehen, die sich aber so in der Folge zunächst nicht bestätigten, auch nicht unter Verwendung des vielfach empfindlicheren, bereits mit einem Wolter-Teleskop ausgestatteten Satelliten Einstein Observatory. 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. Nachfolgende Beobachtungen mit anderen Weltraumteleskopen zeigten die jeweiligen Pulsformen in weiteren Energiebändern, eingesetzt wurden der Rossi X-ray Timing Explorer, das Chandra X-ray Observatory, das XMM-Newton und, im nahen Ultraviolett, das Hubble-Weltraumteleskop. 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. Für nochmals höhere Energien im TeV-Bereich konnte man die Pulsform im Jahr 2022 mithilfe der abbildenden Tscherenkow-Teleskope H.E.S.S. aufzeichnen, im Bereich der Millimeterwellen 2019 mithilfe des Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – erstmals für einen Pulsar. Ein Vergleich der unterschiedlichen Pulsformen in den verschiedenen Energiebereichen gibt Aufschluss über die Abläufe in dem Pulsar. Nur im nahen und mittleren Infrarot gelangen mit dem Very Large Telescope 2003 und dem Spitzer-Weltraumteleskop 2011 zwar Beobachtungen, jedoch noch ohne die Pulsform aufzuzeigen.

mini|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. 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 bezeichnete Struktur auf, wie Untersuchungen der Röntgenstrahlung 1995 mit ROSAT und später dem Chandra-Weltraumteleskop zeigten. 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. 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 bezeichneten Bereich zugeordnet werden. Mit Nachfolgeuntersuchungen unter Verwendung des weiterentwickelten H.E.S.S. II und mit dem Satelliten-Röntgenobservatorium Suzaku konnte ermittelt werden, dass die Energien bis 100 TeV reichen. Man vermutete, dass hier extrem schnelle Elektronen Energie auf niederenergetische Photonen übertragen und dadurch hochenergetische Gammastrahlung erzeugen. Auf der Basis dieses auch als inverse Compton-Streuung bezeichneten Effekt, konnte die Untersuchung dann ableiten, dass eine Erklärung für den die Interaktion der rücklaufenden Stoßwelle des Supernovaüberrestes mit dem Pulsarwind-Nebel ist. Computersimulationen zeigen diese zeitliche Entwicklung von der Supernova bis zur Gegenwart und damit das Zustandekommen der jetzigen Gestalt.

Entfernung