Seite 2: Verbandelte Sterne im Schwan

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Sternassoziationen sind eher kleine Sternhaufen mit einigen wenigen bis zu 100 Sternen, die nur locker gebunden und im Begriff sind, auseinander zu driften. Oft sind es junge, heiße Sterne der Spektralklassen O (Oberfläche heißer als ca. 35.000 K) und B (heißer als 10.000 K). Solche Sterne werden wegen ihres hohen Brennstoffverbrauchs nur ein paar Millionen alt und entfernen sich nicht weit von ihrem Geburtsort. Die wohl bekannteste OB-Assoziation, Orion OB1, besteht aus den Gürtelsternen des Orions, den Sternen von Orions Schwert (mit dem Orionnebel) und einigen weiteren Sternen in deren Umgebung.

Viel größer und massereicher ist die Assoziation Cygnus OB2 im Sternbild Schwan, die einige der leuchtkräftigsten Sterne enthält, die wir kennen, wie etwa Cyg OB2 #12 mit 110 Sonnenmassen und 1,67 Millionen Sonnenleuchtkräften. Leider sind die 5500 Lichtjahre entfernten Sterne hinter sehr viel Staub in der Milchstraßenebene verborgen, sonst erschienen sie uns heller als die Sterne des Oriongürtels. In Cygnus OB2 wurde 1966 die Röntgenquelle Cygnus X-3 entdeckt (das X steht für X-ray = Röntgenstrahlung). Seit 1983 weiß man, dass sie auch Gammastrahlung bis 10¹⁶ eV (10 PeV) aussendet. Cygnus X-3 ist ein Mikroquasar, der aus einem heißen blauen Stern und wahrscheinlich einem Schwarzen Loch (oder Neutronenstern) mit Akkretionsscheibe besteht, von der seine Gamma- und Röntgenstrahlung ausgeht.

Gammastrahlen aus dem Nichts

Ein ukrainisches Team um Yu. I. Neshpor, O. R. Kalekin und A. A. Stepanjan beobachteten im September und Oktober 1993 Cygnus X-3 mit ihrem Tscherenkow-Teleskop GT-48 in den Bergen der Krim-Halbinsel und fanden 0,7° nördlich von Cygnus X-3 eine bei Energien von mehr als 1 TeV im Vergleich zu Cygnus X-3 zehnmal hellere Gammaquelle. Sie gaben ihre Himmelskoordinaten mit 20h32m Rektaszension / +41°37’ Deklination an. Die Rektaszension ist der Längengrad des Himmelskoordinatensystems und wird zu 24h für den Vollkreis gezählt; die Deklination sind die Breitengrade von -90° am Himmelssüdpol bis +90° am Himmelsnordpol (nahe des Polarsterns), weiter unterteilt in Bogenminuten und –sekunden.

Die Gammaleuchtkraft der von Neshpor et al. entdeckten neuen Quelle lag etwa in der Größenordnung derjenigen des Krebsnebels, eines bekannten Supernova-Überrestes, der die stärkste Quelle kontinuierlicher Gammastrahlung am Himmel überhaupt ist. Die Position war nicht fürchterlich genau, da die GT-48-Kameras nur über 37 Pixel in Form von Restlichtverstärkerröhren verfügen; der Fehlerbereich hatte einen Radius 0,2° (12 Bogenminuten).

2002 wurde die Quelle von einer halb deutsch, halb internationalen Gruppe um Felix A. Aharonian mit dem HEGRA-Tscherenkow-Teleskop auf La Palma "wiederentdeckt". Sie verorteten die Quelle bei 20h32m / +41°30’, fanden aber nur eine Leuchtkraft von 3% des Krebsnebels. An der entsprechenden Position fanden sie keinerlei Objekt bei anderen Wellenlängen. Weder einer der hellen Sterne noch eine Röntgenquelle fanden sich im Fehlerbereich um die ermittelte Position. Dies war die erste Gammastrahlenquelle, für die sich keinerlei bei anderen Frequenzen sichtbares Gegenstück fand. Aharonian et al. stellten eine Ausdehnung der Quelle über 5,6±1,7 Bogenminuten fest. 5,6 Bogenminuten sind rund 1/5 des Vollmonddurchmessers – auf die 5500 Lichtjahre Distanz von OB2 entspricht dieser Winkel schon einer beachtlichen Strecke von 9 Lichtjahren.

Als mögliche Quelle vermuten Aharonian et al. kollidierende Sternwinde der O- und B-Sterne, in denen schnelle, durch die Magnetfelder der Sterne beschleunigte Protonen (Wasserstoffkerne), Elektronen und Alpha-Teilchen (Heliumkerne) mit den Atomen der umgebenden, dichten Gaswolke kollidieren, aus der in OB2 neue Sterne entstehen. Dabei würden als Sekundärteilchen neutrale π⁰ Pionen entstehen, das sind ungeladene Mesonen aus entweder einem Up- /Anti-Up- oder einem Down-/Anti-Down-Quarkpaar, die sich nach der unvorstellbar kurzen Zeit von im Mittel 84 Attosekunden (8,4×10⁻¹⁷s) gegenseitig zu Gammaphotonen paarvernichten.

TeV-Energien können nur entstehen, wenn die Sternwindteilchen extrem hohe kinetische Energien mitbringen, denn der Pionenzerfall selbst erzeugt nur Gammaquanten von 70 MeV. Dafür eher infrage kommen könnte ein Jet, in dessen Magnetfeldern geladene Teilchen auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt werden. Jets gibt es um neu entstehende Sterne, auf die noch Staub und Gas einfällt (T-Tauri-Phase der Sternentwicklung) oder um einen Mikroquasar. Neben Cygnus X-3, der einen bipolaren Jet zu haben scheine, welcher in Richtung auf die neue Quelle ausgerichtet sei, sei auch die nahe gelegene Gammaquelle 3EG J2033+4118 möglicherweise ein Mikroquasar, schreiben Aharonian et al. in ihrer Arbeit.

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Die neue Quelle bekam nach der Energie ihrer Strahlung und ihren Koordinaten bald die Bezeichnung TeV J2032+4130. Etwas seltsam war der Befund, dass die Quelle laut Neshpor Anfang der 1990er Krebsnebel-Leuchtkraft gehabt haben soll, (etwa 3·10-¹¹ Gammaphotonen pro Sekunde und Quadratzentimeter oberhalb von 1 TeV; das entspricht etwa einem Photon pro Quadratkilometer alle 3 Sekunden), bei Aharonian jedoch nur 3 Prozent davon. Auch Neshpors Team selbst konnte bei späteren Beobachtungen mit GT-48 den ursprünglichen hohen Pegel nicht bestätigen.

Um die hohe Leuchtkraft Anfang der 1990er unabhängig zu verifizieren, suchten Mark J. Lang, David A. Carter-Lewis und andere in archivierten Daten des IACT-Tscherenkow-Teleskops am Fred-Lawrence-Whipple-Observatoriums südlich von Tucson, Arizona, von dem sie wussten, dass es von 1988 bis 1990 Cygnus X-3 beobachtet hatte, nach der Signatur von TeV J2032+4130. Das Teleskop hatte eine 109-Pixel-Restlichtverstärker-Matrix mit 3,5° Blickfeld, also müsste auch die neue Quelle, die 0,5° von Cygnus X-3 entfernt ist, im Blickfeld gewesen sein, als dieses auf Cyg X-3 gerichtet war. Die gesamten Beobachtungsdaten des Teleskops waren Anfang der 1990er auf DAT-Band (für die jüngeren Leser: Digital Audio Tape) kopiert worden. Im folgenden Jahrzehnt war ein neues Auswertungsverfahren namens "Supercuts" für Tscherenkow-Aufnahmen entwickelt worden, welches die Empfindlichkeit für nachgewiesene Strahlung wesentlich erhöhte und das heute noch das Standardverfahren in der Tscherenkow-Astronomie ist.

Mit diesem Verfahren analysierten Lang et al. die archivierten IACT-Daten und fanden einen Überschuss von 242 Ereignissen 0,6° nördlich von Cygnus X-3, und damit an der Position von TeV J2032+4130. Dies entsprach 12 Prozent der Gamma-Helligkeit des Krebsnebels. Die schlechte Auflösung des Sensors erlaubte keine Bestimmung der Ausdehnung der Quelle.

Offenbar war die Helligkeit der Quelle variabel, obwohl keine der bis dahin vorliegenden Messungen eine Veränderung innerhalb der jeweiligen oft mehrwöchigen Dauer der Messung festgestellt hatte. Zu den in Aharonian aufgezählten Hypothesen über die Natur der Quelle hatten sich inzwischen weitere in der Fachliteratur geäußerte gesellt:

• Ein Supernovarest, also die expandierende Explosionswolke einer Supernova, könnte besipielsweise in umgebendes Gas rammen und dabei die Strahlung erzeugen.

• Der Umstand, dass die Fehlerintervalle für TeV J2032+4130 und 3EG J2033+4118 sich überlappen, brachte R. Mukherjee et al. auf die Idee, dass beide ein und dieselbe Quelle sein könnten, wobei 3EG weder ausgedehnt noch variabel ist (dass TeV ausgedehnt erschien, sei halt ein Messfehler). In derselben Gegend wie die beiden Gammaquellen befindet sich nämlich auch noch eine Röntgenquelle, die vom Chandra-Weltraumteleskop entdeckt wurde, und die variabel und punktförmig ist, wie man es von Blazaren kennt. Bei Blazaren handelt es sich um Quasare, also um besonders aktive Galaxienkerne in jungen, noch wachsenden Galaxien. In ihrem Zentrum verschlingt dort ein supermassereiches Loch große Mengen an einfallendem Gas aus seiner Akkretionsscheibe, die heiß genug ist, Röntgenstrahlung auszustrahlen, und bei einem Blazar blicken wir zufällig genau von oben in den Jet hinein, der ähnlich wie eine Flamme lodert. Der Jet beschleunigt Protonen und Elektronen auf hohe Energien und dabei entstehen auch Gammaquanten, zum Beispiel durch inverse Compton-Streuung.
  Normalerweise sind Blazare auch Radioquellen, allerdings findet sich an entsprechender Stelle in OB2 keine Radioquelle. Dann sei der Blazar halt ein schon in den 80er Jahren vorhergesagter Typ von radio-leisen "Proton-Blazaren": Quasaren, die vor allem Protonen in ihrem Jet beinhalten. Elektronen sind 2000 Mal leichter und werden von Magnetfeldern entsprechend stärker beschleunigt; da Protonen denselben Betrag an Ladung tragen, wie ein Elektron, sich jedoch im gleichen Magnetfeld viel träger bewegen, senden sie wesentlich weniger Radiostrahlung aus.

In die Zange genommen

Keine der Hypothesen ließ sich abschließend bestätigen und so bekam TeV J2032+4130 in Ermangelung einer sichtbaren Quelle bald den Spitznamen "Dunkler Beschleuniger". Was muss man tun, wenn man aufgrund der vorliegenden Daten nicht entscheiden kann, womit man es zu tun hat? Richtig, noch mehr Daten sammeln, in möglichst vielen Bändern. Quellen harter Gammastrahlung sind oft auch im Radio- und Röntgenfrequenzbereich aktiv, und so nahmen Yousaf M. Butt, Jorge A Combi und sechs weitere Autoren 2006 den Dunklen Beschleuniger von beiden Enden des elektromagnetischen Spektrums in die Zange, wobei sie einerseits auf frühere Messungen des Westerbork Synthesis Radio Telescope WSRT, Niederlande, zurückgriffen, sowie eigene Aufnahmen mit dem Very Large Array VLA, New Mexico, USA, durchführten. Auf der anderen Seite des Spektrums analysierten sie Aufnahmen von Cygnus OB2 mit den Weltraumteleskopen Chandra (Röntgenstrahlung) und INTEGRAL (Gammastrahlung), sowie Infrarotdaten aus dem 2 Mikron All Sky Survey 2MASS. Infrarotlicht durchdringt bekanntlich den interstellaren Staub.

Wie im Bild oben links zu sehen, fanden Butt et al. bei 1,4 GHz im Fehlerbereich der IACT-Whipple-Quelle und nicht weit vom Bereich der HEGRA-Quelle eine bipolare Radioquelle, wie sie etwa ein in zwei Richtungen ausgestoßener Jet verursacht. Die Quelle ist nicht-thermisch, das heißt sie wird nicht von heißem Gas verursacht.

Dem Zentrum der bipolaren Quelle am nächsten fanden Butt et al. ein infrarot leuchtendes 2MASS-Objekt, etwas weiter entfernt zwei Chandra-Quellen A und B. Kein Objekt fand sich im exakten Zentrum. Über die 2MASS-Quelle war nichts Genaues bekannt, nicht einmal die Entfernung, da es kein Spektrum von ihr gab – sie könnte ein Hintergrund-Objekt sein, ein aktiver Galaxienkern, der für die Radiojets verantwortlich ist. Es könnte aber auch ein Mikroquasar oder ein Neutronenstern sein, aber Butt et al. neigten eher zu einer Radiogalaxie, die mit der Gammastrahlung nichts zu tun hat.

Bei 350 MHz zeigte sich in den WSRT-Daten noch eine schwache, ausgedehnte Quelle 5 Bogenminuten südwestlich der bipolaren Quelle. Auch diese Quelle ist nichtthermal und sie liegt in der Verlängerung des mutmaßlichen Jets der bipolaren Quelle aus dem Bild vorher. Sie enthält zwei stärkere Röntgenquellen X1 und X2, allerdings gibt es zahlreiche Chandra-Quellen im Bild (rote ×e), so dass dies auch ein Zufall sein könnte. Die diffuse Quelle passt besser zu den HEGRA-Koordinaten und sie ist ausgedehnt, wie die HEGRA-Quelle es gewesen sein soll, wenn auch nur halb so groß wie die bei HEGRA angegeben 6 Bogenminuten. Die Natur der Quelle ist unklar.

Mit dem empfindlicheren VLA fanden Butt et al. noch eine bei 4,8 GHz leuchtende, unterbrochene, annähernd ringförmige Struktur, deren Rand in etwa mit dem HEGRA-Fehlerbereich zusammenfällt. Es könnte sich dabei um einen expandierenden Supernovarest in OB2 handeln, der bei einem Durchmesser von etwa 10 Lichtjahren etwa 500 Jahre alt sein dürfte. Die nur schwach zusammenhängende, eher angedeutete Struktur könnte auch auf kollidierende Schockwellen der Sternwinde der kraftvollen O- und B-Sterne in OB2 zurück zu führen sein. Beide Phänomene könnten Gammastrahlung hervorbringen. Der vermeintliche Ring könnte aber auch nur ein Artefakt der Messung sein. Das Blickfeld des VLA ist sehr klein und das Bild wurde aus mehreren Einzelaufnahmen kombiniert. Es könnte sein, dass ganz OB2 ähnliche Strukturen aufweist.

Möglicherweise, so mutmaßen Butt et al. weiter, könnten die Quellen von IACT-Whipple und HEGRA auch verschieden gewesen sein: die bipolare Quelle für IACT einerseits und die diffuse 350-MHz-Quelle für HEGRA andererseits. Obwohl Butt et al. ihren Aufsatz 2006 mit "TeV J2032+4130: Ein doch nicht so dunkler Beschleuniger?" betitelt hatten, kamen sie der Natur der Quelle nicht näher. Sie verwiesen auf die Notwendigkeit weiterer Beobachtungen mit der jüngsten Generation von Tscherenkow-Teleskopen, die eine genauere Lokalisierung der Quelle ermöglichen sollten: VERITAS (als Nachfolger von IACT) am Fred-Whipple-Observatorium und MAGIC (als Nachfolger von HEGRA) auf der Kanarenisel La Palma.

MAGIC besteht aus zwei Tscherenkow-Teleskopen mit 17 Metern Durchmesser mit je 396 Restlichtverstärker-Pixeln. Das erste Teleskop wurde 2004, das zweite 2009 in Betrieb genommen. Das erste MAGIC-Ergebnis zum Dunklen Beschleuniger kam schon 2008: MAGIC bestätigte die HEGRA-Messungen bezüglich Leuchtkraft und Ausdehnung der Quelle. Die Position der Quelle verortete MAGIC bei 20h32m20s und damit 0,1° weiter östlich als HEGRA (in den Bildern oben: weiter links), also etwas weiter weg von der bipolaren Quelle, aber auch von der diffusen Quelle von Butt et al.