Blasen im Pulsarwind schlagen Funken

Der Krebsnebel (M1) - Komposit aus Aufnahmen bei verschiedenen Wellenlängen: Infrarot (rot, Spitzer) sichtbares Licht (grün, Hubble), Röntgen (hellblau, Chandra). Bildquelle: NASA

Der Krebsnebel (M1) ist der Überrest einer spektakulären Supernova, die im Jahre 1054 n. Chr. im Sternbild Stier aufleuchtete. Die Sternexplosion hinterließ im Zentrum den Krebspulsar, einen Neutronenstern von 1,4 bis 2 Sonnenmassen mit einem Durchmesser von nur 10 bis 30 km, der sich sehr schnell (gut 30 Mal pro Sekunde) um seine Achse dreht.

Er besitzt ein starkes Magnetfeld, dessen Achse gegenüber der Rotationsachse geneigt ist und so im Magnetfeld gefangene geladene Teilchen mitführt. Aus den zentralen Bereichen geht ein „Pulsarwind“ aus – ein Plasmastrom aus relativistischen Elektronen und ihren Antiteilchen (Positronen). Ihre Energie beziehen sie aus der Rotation des Neutronensterns mit seiner geneigten Magnetosphäre, die wie ein Quirl den Pulsarwind-Nebel durchrührt und hochfrequente elektromagnetische Wellen abstrahlt.

Wo der Pulsarwind in einigen Lichtmonaten Entfernung vom Zentrum auf die äußeren Bereiche des Krebsnebels trifft, bildet sich eine Schockfront. Die auf extrem hohe Energien beschleunigten Elektronen und Positronen produzieren schließlich die ausgedehnte nicht-thermische Strahlung des Krebsnebels. Diese sehr effizienten Prozesse machen ihn zu einer der hellsten Quellen hochenergetischer Gammastrahlung, wobei der Pulsar im hohen und der Nebel vorwiegend im sehr hohen Energiebereich leuchten.

Neben dem regulären Pulsieren der Gammastrahlung, die vom Krebsnebel ausgeht, hat u. a. der Fermi-Satellit in den „Dunkelphasen“ unregelmäßige Eruptionen („Flares“) im hohen Energiebereich – gleichsam ein Flackern des Gammalichts – beobachtet. Diese waren in mehrfacher Hinsicht für die Astrophysiker rätselhaft:

Ihre rasche Variation innerhalb von Stunden schränkt den Ursprung auf ein sehr kleines Gebiet ein, etwa von der Größe unseres Sonnensystems (Lichtstunden), da sich keine Störung schneller als mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten kann. Zudem wurde Gammalicht bei Energien beobachtet, die bis zu viermal über denen liegen, die nach bisherigem Verständnis im Elektron-Positron-Plasma des Pulsarwinds erreicht werden.

John Kirk und Gwenael Giacinti vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Kernphysik haben nun mit einem neuen theoretischen Modell einen Mechanismus gefunden, der das beobachtete Spektrum der Gamma-Flares und ihre typische Zeitdauer erklärt. Hierzu nahmen die Forscher an, dass der Pulsarwind in seinem Ursprung nicht kontinuierlich gespeist wird, sondern Fluktuationen aufweist.

Diese bilden „Blasen“ im Plasma mit erheblich geringerer Dichte – bis zu einem Faktor von 1 Million. Die Rechnungen zeigen nun, dass auf dem Weg zur Schockfront die wenigen Teilchen durch Induktion insgesamt die gleiche Energiemenge aufnehmen, aber dafür die Energie pro Teilchen entsprechend höher ist.

Die plötzliche Verringerung der Anzahl von Ladungsträgern wirkt so ähnlich, wie bei einem induktiven Stromkreis die Unterbrechung des Stroms eine Spannungsspitze erzeugt. Dieser Induktionseffekt ist für die bekannten Funken beim Öffnen des Schalters für einen Elektromagneten verantwortlich (Funkeninduktor) – ein Anwendungsbeispiel sind Zündkerzen für Ottomotoren.

Treffen nun diese hochenergetischen Elektronen und Positronen auf die Schockfront, so werden sie dort magnetisch abgelenkt und geben ihre Energie in Form von Synchrotronstrahlung ab, die dann als hochenergetisches Gammalicht beobachtet wird. Die Skizze illustriert diesen Vorgang: Die Plasmablasen starten in einem relativ kleinen Bereich nahe dem Pulsar und breiten sich in einem Sektor durch den Pulsarwind aus, wobei sie sich proportional zur Entfernung aufblähen.

Der von dem blasenhaltigen Sektor getroffene Bereich der Schockfront (rot hervorgehoben) leuchtet dann im Gammalicht auf. Da die Schockfront gekrümmt ist, liegt der exakt in Richtung Erde weisende Bereich etwas näher als dessen Umgebung. Der Unterschied liegt in der Größenordnung von Lichtstunden, was zur beobachteten Zeitstruktur der Gammastrahlung passt. Auch die Form des Spektrums wird durch die neuen Rechnungen gut wiedergegeben.

Das neue Modell sagt auch weitere Eigenschaften der Strahlung voraus, z. B. die Polarisation, also die Schwingungsrichtung des Gammalichts, welche in naher Zukunft gemessen werden könnten. Es legt zudem nahe, dass ähnliche Gamma-Flares auch in anderen Pulsarwind-Nebeln auftreten.

Originalveröffentlichung:
Inductive spikes in the Crab Nebula — a theory of gamma-ray flares
John G. Kirk and Gwenael Giacinti
Physical Review Letters 119, 211101 (2017)

Kontakt:
Apl. Prof. Dr. John Kirk
Tel.: +49 6221-516-482
E-Mail: john.kirk@mpi-hd.mpg.de

https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.119.211101 Originalveröffentlichung
https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/news/crab-flare.html Video zu den „Superflares“ (englisch, NASA)

Media Contact

Dr. Bernold Feuerstein Max-Planck-Institut für Kernphysik

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