Die X-Akten der Astronomie: Der dunkle Beschleuniger

Dank immer besserer Technologie, innovativer Ansätze und internationaler Zusammenarbeit blüht die Astronomie auf. Während viele Beobachtungen helfen, Theorien zu verfeinern oder zu sortieren, gibt es immer Entdeckungen, die einfach nicht zu passen scheinen. Mysteriöse Signale, angebliche Verstöße gegen die Naturgesetze und – noch – nicht erklärbare Phänomene. Die Öffentlichkeit diskutiert gerne, ob es Spuren außerirdischer Intelligenz gibt. Wissenschaftler wissen, dass es am Ende fast immer eine natürliche Erklärung gibt. Aber die Fantasie wird überall angeregt.

In einer Reihe von Artikeln über heise online in den nächsten Wochen werden wir einige dieser astronomischen Anomalien aus einer kürzlich präsentierten Sammlung vorstellen und erklären, warum alle Versuche, sie zu erklären, bisher gescheitert sind.

Cygnus OB2 ist ein Sternhaufen, in dem Dinge auftauchen. Es besteht aus zahlreichen, dicht gepackten jungen Sternen der heißesten Spektralklassen O und B, enthält den Mikroquasar Cygnus X-3 und hat kürzlich den zweiten bekannten Fall eines Gammastrahlen-Doppelsternsystems mit einem Pulsar als Quelle gefunden. Vor fast 30 Jahren fanden Astronomen in derselben Region eine Quelle für Gammastrahlen ohne Gegenstück bei anderen Wellenlängen. Woher kommt die Strahlung im Teraelektron-Volt-Bereich?

Hammerharte Strahlung

Astronomische Objekte emittieren nicht nur elektromagnetische Strahlung in Form von Licht mit Wellenlängen zwischen 400 und 800 nm (Nanometer), aber über ein breites Spektrum von Kilometern Radiowellen bis hin zu Röntgenstrahlen (10 nm bis 0,005 nm) und der noch kürzeren Welle von Gammastrahlen. Die Energien der Photonen bei diesen Wellenlängen sind so hoch, dass sie Atomkerne zerbrechen können. Da sie sporadischer als als Dauerstrom ankommen, geben Sie nicht mehr ihre Wellenlänge an, sondern normalerweise ihre Energie in Elektronenvolt. Lichtphotonen haben einige eV, Röntgenphotonen zwischen 100 und 10.000. Gammastrahlenphotonen enthalten 100.000 eV (100 keV) und mehr. Manchmal eine Milliarde Mal mehr.

Gammastrahlen entstehen im Weltraum folgenden Prozessen::

• Kernreaktionen wie das Schmelzen oder Zerfallen von Atomkernen. Die Sonne bezieht den größten Teil ihrer Energie aus Gammastrahlen, die während der Kernfusion freigesetzt werden, die im Inneren stattfindet, aber nicht nach außen eindringt. Auf dem Weg zur Sonnenoberfläche, der etwa 100.000 Jahre dauert, wird er in Licht und Wärmestrahlung umgewandelt. Wenn sich jedoch in einer Nova eine thermonukleare Reaktion auf der Oberfläche eines weißen Zwergs entzündet, setzt sie beispielsweise ungeschützte Gammastrahlen frei. Gleiches gilt für den Zerfall radioaktiver Elemente in der Gaswolke, die von einer Supernova (Supernova-Rückstand) zurückgelassen werden. Die Energien der Photonen bei Kernreaktionen liegen in der Größenordnung von 1 bis 10 MeV (Millionen eV).

• Kombiniere Materie und Antimaterie-Zerstörung. Die bei Kernreaktionen entstehenden Positronen, die Antiteilchen der Elektronen, zerstören, wenn sie rückstandsfrei mit Elektronen in Kontakt kommen, und bilden zwei Gammaphotonen mit jeweils 511 keV, die Restmasse der Elektronen und Positronen. Diese Strahlung wird hauptsächlich vom Zentrum der Milchstraße gesammelt. Es ist möglich, dass Partikel der dunklen Materie auch paarweise Vernichtungsstrahlung erzeugen, was jedoch noch nicht mit Sicherheit nachgewiesen wurde.

• Wenn extrem schnelle Partikel kollidieren. Dadurch entstehen häufig neue, instabile Partikel, von denen einige beim Aussenden von Gammastrahlen zerfallen.

• Wenn geladene Teilchen (normalerweise die leichten, allgegenwärtigen Elektronen) stark beschleunigt, verlangsamt oder abgelenkt werden. Dies kann in Magnetfeldern geschehen (Synchrotronstrahlung) im elektrischen Feld eines Atomkerns (Bremsstrahlung) oder im elektromagnetischen Feld eines Photons (Compton-Streuung). Die Magnetfelder von Neutronensternen sind extrem stark (Millionen von Tesla) und können dazu führen, dass Elektronen, die sie umkreisen, Gammastrahlen emittieren.

• Hochenergetische Teilchen können schließlich entgegenkommende Photonen reflektieren und auf extrem hohe Energien bringen, analog zu einem Ball, der gegen einen entgegenkommenden Schnellzug getreten wird und mit einer stark erhöhten Geschwindigkeit abprallt (inverse Compton-Streuung). Dies kann überall dort geschehen, wo Teilchen in Magnetfeldern oder durch hohe Temperaturen auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden und Photonen im Überfluss vorhanden sind. Dies geschieht bei heißen Akkretionsscheiben oder Strahlen, insbesondere wenn Neutronensterne verschmelzen oder Hypernovae explodieren. Dieser Prozess ist hauptsächlich für Gammaphotonen mit den höchsten Energien verantwortlich.

Teleskope, die nicht in die Ferne schauen

Gammastrahlenastronomie von der Erde ist nicht einfach. Die Gammastrahlen erreichen die Erde nicht (zum Glück für uns!). Daher Weltraumteleskope mit Gammastrahlen wie Schnell, Integral und das Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop in den Weltraum geschossen. Sie spüren eine Strahlung im Bereich von 100 keV = 10⁵ eV und 10 GeV = 10¹⁰ eV.

Gammaquanten mit einer noch höheren Energie von 1 GeV bis 100 TeV (1 TeV = 10¹² eV) kann – indirekt – von der Erde aus wieder erfasst werden. Sie verursachen Partikelkaskaden in der Atmosphäre von mehr als 30 Kilometern, die Cherenkov-Lichtblitze müssen zurückgeführt werden, um die Quelle zu lokalisieren. Dies geschieht mit Cherenkov-Teleskopen wie MAGIC (La Palma, Kanarische Inseln), HESS (Region Khomas, Namibia) oder VERITAS (südlich von Tucson, Arizona). Diese sind sehr groß (12 bis 28 Meter Durchmesser) und bestehen aus Segmenten, die das blaue, ultra-schwache Cherenkov-Licht auf einer Matrix von Restlichtverstärkern bündeln (z. B. 100 × 100 Pixel mit einem Sichtfeld von etwa 1/10 ° pro Pixel).

Mehrere (2 bis 5) Teleskope betrachten denselben Punkt am Himmel, um ein dreidimensionales Bild des Cherenkov-Lichtkegels aufzunehmen und die ursprüngliche Richtung des Gamma-Quanten zu verfolgen. Über viele Wochen der Beobachtung wird ein „Gammabild“ (Signifikanzkarte) einer Quelle erstellt, auf dem der Ursprung der aufgezeichneten Cherenkov-Blitze mithilfe von Statistiken verfolgt werden kann. Das resultierende Bild ist pixelig, löst sich jedoch viel besser auf, als die Anzahl der verbleibenden Lichtverstärkerpixel vermuten lässt.