Seit mehr als 100 Jahren wissen wir, dass kosmische Strahlung − geladene Teilchen − in der Milchstraße, unserer Galaxie, auf extrem hohe Energien beschleunigt wird. Und doch haben wir ihre Quellen noch immer nicht vollständig erforscht. Während lange Zeit Überreste junger und starker Supernova-Explosionen als „Schuldige“ verdächtigt wurden, sind in letzter Zeit junge, massereiche Sternhaufen als potenzielle Hauptverursacher der galaktischen kosmischen Strahlung in den Blickpunkt gerückt. Diese Hypothese lässt sich testen, indem man nach hochenergetischer Gammastrahlung — die zwangsläufig von der kosmischen Strahlung erzeugt wird — von solchen Sternhaufen sucht.
Westerlund 1, von Bengt Westerlund 1961 entdeckt, ist der größte bekannte junge Sternhaufen in unserer Galaxie. Er enthält zahlreiche sehr massereiche Sterne, darunter einen erheblichen Teil aller bekannten Gelben Hyperriesen und Wolf-Rayet-Sterne. Seine Gesamtmasse beträgt etwa 105 Sonnenmassen, die Hälfte davon innerhalb eines Radius von ~1 Parsec, also etwa 3 Lichtjahren, konzentriert.
H.E.S.S. ist eine Anordnung von 5 Gammastrahlenteleskopen in Namibia, an deren Bau und Betrieb das Max-Planck-Institut für Kernphysik maßgeblich beteiligt ist. Im Jahr 2012 meldete die H.E.S.S.-Kollaboration die Entdeckung einer ausgedehnten, HESS J1646-458 genannten Gammastrahlenquelle, deren Position mit Westerlund 1 übereinstimmt [1]. Aufgrund der begrenzten Datenmenge, die damals zur Verfügung stand, ließ sich die Emission jedoch nicht eindeutig mit Westerlund 1 in Verbindung bringen. „Seitdem hat sich die mit den vier 12-Meter-Teleskopen des H.E.S.S.-Arrays zu dieser Quelle gesammelte Datenmenge fast verfünffacht − das ermöglicht uns jetzt eine viel detailliertere Analyse der Gammastrahlenemission“, sagt Lars Mohrmann, Postdoc in der Abteilung von Jim Hinton am MPIK und einer der korrespondierenden Autoren der neuen Veröffentlichung.
Die Gammastrahlenemission von HESS J1646-458 erstreckt sich über eine Region von fast 2 Grad Durchmesser, was etwa 140 Parsec (oder 450 Lichtjahre) entspricht − viel größer als der Sternhaufen selbst, wie die Karte in Abb. 1 zeigt. Die Struktur der Quelle ist recht komplex: Bemerkenswerterweise ist die Emission nicht an der Position von Westerlund 1 am stärksten, sondern scheint eher eine schalenartige Struktur mit mehreren hellen Bereichen zu haben. Eine detaillierte Untersuchung möglicher Quellen der Emission ergab, dass nur von Westerlund 1 beschleunigte kosmische Strahlung die beobachtete Gammastrahlenemission erklären kann.
Das gemessene Energiespektrum von HESS J1646-458 ist in Abb. 2 dargestellt (schwarze Datenpunkte). Es reicht bis zu einigen zehn Tera-Elektronenvolt, woraus folgt, dass Westerlund 1 als starker Beschleuniger kosmischer Strahlung wirkt. Das Spektrum lässt sich gut mit Modellen erklären, die die Gammastrahlenemission sowohl auf Protonen als auch Elektronen der kosmischen Strahlung zurückführen.
In der Veröffentlichung diskutieren die Autoren verschiedene Möglichkeiten, wo und wie genau der Sternhaufen die kosmische Strahlung beschleunigt. Obwohl sich keine endgültigen Schlussfolgerungen ergaben, könnten die große räumliche Ausdehnung der Emission und ihre schalenartige Struktur auf einen Zusammenhang mit dem kollektiven Wind des Haufens hindeuten, der sich als Überlagerung der Sternwinde aller massereichen Sterne innerhalb von Westerlund 1 bildet. Sollte sich dies bestätigen − möglicherweise durch hochauflösende Messungen mit dem kommenden Cherenkov Telescope Array − wäre es das erste Mal, dass der kollektive Wind eines massereichen Sternhaufens direkt mit hochenergetischer Gammastrahlenemission in Verbindung gebracht und somit als Ort der Beschleunigung kosmischer Strahlung identifiziert würde.
Originalpublikation:
A deep spectromorphological study of the γ-ray emission surrounding the young massive stellar cluster Westerlund 1, H.E.S.S. Collaboration, Astronomy & Astrophysics, accepted (2022), DOI: 10.1051/0004-6361/202244323,
arXiv:2207.10921
Referenz:
[1] A. Abramowski et al. (H.E.S.S. Collaboration), Astronomy & Astrophysics 537, A114 (2012).
