Im Jahr 1961 machte der schwedische Astronom Bengt Westerlund eine bemerkenswerte Entdeckung: Im südlichen Sternbild Altar (lateinisch: Ara) beobachtete er einen jungen und erstaunlich kompakten Sternhaufen, der einige der größten Sterne in unserer Galaxis beherbergt. In einem Volumen von nur wenigen Lichtjahren Durchmesser konzentriert der heute als Westerlund 1 bekannte Sternhaufen Hunderte Sterne zwischen 10 und 100 Sonnenmassen. Die Gesamtmasse des Haufens wird auf bis zu 100 000 Sonnenmassen geschätzt, womit Westerlund 1 zu den massereichsten Vertretern seiner Art gehört. Er befindet sich etwa 12 000 Lichtjahre von der Erde entfernt in einem weiter innen liegenden Bereich der Milchstraße und ist umgeben von dichten Staubwolken.

Das astronomisch gesehen »jugendliche« Alter von nur wenigen Millionen Jahren, die hohe Masse sowie Sterndichte machen Westerlund 1 zu einem typischen Vertreter der jungen massereichen Sternhaufen. Diese stellen für Astronominnen und Astronomen ein ideales Labor für die Entwicklung großer Sterne mit einem Vielfachen der Sonnenmasse dar, denn die Sternpopulationen in ihrem Inneren entstanden alle aus der gleichen Molekülwolke und weisen eine vergleichbare chemische Zusammensetzung auf.

Das junge Alter dieser Sternhaufen ist dabei entscheidend, weil es bedeutet, dass in ihrem Inneren überhaupt derartige Riesensterne existieren können. Deren Lebenszeiten sind deutlich geringer als die von sonnenähnlichen Sternen. Im Inneren von Westerlund 1 findet sich auch eine Vielfalt entwickelter Sterne, darunter etwa Gelbe und Rote Überriesen.

Kosmischer Teilchenbeschleuniger

Eine besondere Eigenschaft massereicher Sterne sind ihre ausgeprägten Sternwinde. Diese entstehen in der Folge energiereicher Emissionen im ultravioletten Spektralbereich. Das Gas in den äußersten Schichten der Sternatmosphäre wird durch den ausgeübten Strahlungsdruck so stark nach außen beschleunigt, dass es der gravitativen Anziehung des Sterns entkommen kann.

In kompakten Sternhaufen wie Westerlund 1 können sich solche Materialausströmungen der einzelnen Sterne vereinen und einen »kollektiven Wind« bilden. Dieser breitet sich um den Haufen herum aus und kann dabei Stoßwellen erzeugen, wenn er auf das angrenzende interstellare Medium trifft. Von derartigen Stoßfronten oder Schocks ist bekannt, dass sie geladene Teilchen auf sehr hohe Energien beschleunigen können; diese bilden gemeinsam mit anderen hochenergetischen Teilchen die kosmische Strahlung. Sie wurde erstmals Anfang des 20. Jahrhunderts in Ballonexperimenten in der Erdatmosphäre nachgewiesen und gilt heute als essenziell für das Verständnis der modernen Astrophysik.

Die Entstehung kosmischer Strahlung kann allerdings nicht direkt beobachtet werden, da die geladenen Teilchen auf ihrem Weg zur Erde in Magnetfeldern abgelenkt werden können. Hier erweisen sich Gammastrahlen-Teleskope als unersetzlich, denn die Teilchen der kosmischen Strahlung erzeugen auf ihrem Weg durch das interstellare und intergalaktische Medium infolge von Wechselwirkungen mit anderer Materie oder Strahlungsfeldern stets auch hochenergetische Gammastrahlung. Diese lässt sich vor allem im Energiebereich von Giga- (GeV) und Teraelektronenvolt (TeV) nachweisen.

Ein Ring aus Gammastrahlung

Bereits vor einigen Jahren gelang es so mithilfe des High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) in Namibia, Gammastrahlung im TeV-Energiebereich (1 TeV = 10¹² eV) im näheren Umfeld des Sternhaufens Westerlund 1 zu beobachten (siehe »Emissionsblase bei Westerlund 1«). Die Verteilung der gemessenen Strahlung zeigt die Form eines Rings, wobei der Sternhaufen nahe des Ringzentrums liegt. In den Daten des H.E.S.S.-Observatoriums fand sich zudem eine »Beule« am Ring, die sich vertikal zur galaktischen Ebene erstreckt. Die Frage nach ihrem Ursprung konnte bislang nicht geklärt werden.

Um diese Region besser zu verstehen, wurden nun in einer neuen Studie Daten des Large Area Teleskops (LAT) an Bord des Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskops, auch Fermi-LAT genannt, ausgewertet. Mit diesem wird seit dem Jahr 2008 der Himmel kontinuierlich im GeV-Energiebereich (1 GeV = 10⁹ eV) durchmustert. Dabei stellte sich heraus, dass kosmische Strahlung aus der Umgebung des Sternhaufens heraustransportiert wird.

Interstellarer Hohlraum

Die großräumige Verteilung der Gammastrahlung wird üblicherweise mithilfe von Modellen beschrieben. In bisherigen Arbeiten erfolgte dies mit bis zu acht verschiedenen Emissionsquellen. Die neue Analyse nutzt dafür lediglich zwei Quellen: Die Emission in direkter Umgebung von Westerlund 1 wird mit einer Vorlage modelliert, die auf der mit dem H.E.S.S.-Observatorium gemessenen TeV-Gammastrahlung basiert. Zusätzlich wird eine neue Quellkomponente eingeführt, genannt J1654–467. Sie erscheint im GeV-Energiebereich heller als die unmittelbare Umgebung des Sternhaufens und befindet sich versetzt in Richtung der Beule. Dennoch besteht eine räumliche und energetische Verbindung zwischen beiden Komponenten. Die Bereiche der TeV- und GeV-Strahlung gehen nahtlos ineinander über, was einen gemeinsamen Ursprung nahelegt.

Um diese Interpretation zu untermauern, wurde daraufhin die Dichte des interstellaren Mediums entlang der Sichtlinie im ungefähren Entfernungsbereich der neu entdeckten Quelle untersucht. Hierbei wird ausgenutzt, dass atomarer Wasserstoff eine charakteristische Strahlung im Radiobereich bei einer Wellenlänge von 21 Zentimetern abstrahlt, die sogenannte 21-Zentimeter-Linie. Diese ist üblicherweise stark ausgeprägt. Mithilfe des Dopplereffekts und der resultierenden Verschiebung ihrer Wellenlänge lässt sich die Radialgeschwindigkeit des emittierenden Gases bestimmen, also jene Geschwindigkeitskomponente, mit der sich das Gas entlang der Sichtlinie auf uns zubewegt oder von uns weg. Das macht die 21-Zentimeter-Linie ideal für präzise Vermessungen des Wasserstoffgases. Mithilfe eines Modells, das die Rotation des Gases um das galaktische Zentrum beschreibt, kann die Radialgeschwindigkeit in einen ungefähren Abstand zur Erde umgerechnet werden.

Für den Bereich um Westerlund 1 stellt sich dies allerdings schwierig dar; das Gas in dessen Umgebung verhält sich nicht entsprechend standardmäßig angenommener Rotationsmodelle. Es werden daher zwei relativ große, nebeneinanderliegende Geschwindigkeitsintervalle betrachtet, um das Gas im Bereich des tatsächlichen Abstands zum Sternhaufen – rund 12 000 Lichtjahre – abzudecken. Auf diese Weise kann die Dichteverteilung im Bereich von J1654–467 mit jener entlang benachbarter Sichtlinien verglichen werden.

In beiden Entfernungsbereichen lässt sich jeweils eine Unterdichte nachweisen (siehe »Hohlraum im interstellaren Medium«). An der Position der GeV-Quelle ist die Teilchendichte um etwa 0,3 bis 0,7 Wasserstoffatome pro Kubikzentimeter niedriger als in der Umgebung.

Elektronen auf Umwegen

Doch wie passen nun die neu entdeckte GeV-Quelle und die damit offenbar zusammenfallende Unterdichte im interstellaren Gas zusammen? Die ringförmige Struktur der mit dem H.E.S.S.-Observatorium gemessenen TeV-Gammastrahlung lässt sich wie folgt erklären: Elektronen werden an der durch den kollektiven Wind erzeugten Stoßwelle auf relativistische Geschwindigkeiten beschleunigt und interagieren mit niederenergetischen Photonen über den sogenannten inversen Compton-Effekt. Dabei übertragen sie einen Teil ihrer Bewegungsenergie auf die Photonen. Durch den Energieschub werden die ursprünglich energiearmen Photonen in den Bereich hochenergetischer Gammastrahlung gestreut, während die Elektronen Energie verlieren und abkühlen. Das konnte in einer vorausgegangenen Arbeit aus dem Jahr 2023 bereits hinreichend gezeigt werden. In diesem Szenario zeichnet der näher am Sternhaufen liegende Bereich des Rings die Position der Stoßwelle nach. Seine Dicke wird hingegen dadurch bestimmt, wie schnell die Elektronen ihre Energie verlieren und sich von der Stoßwelle wegbewegen.

»Hochenergetische Elektronen verlieren ihre Energie schnell, solche mit weniger Energie bewegen sich weiter und werden entlang der Ausströmung transportiert«Lucia Härer

Maßgeblich dafür ist, dass diese ihre Energie umso schneller verlieren, je mehr sie davon haben. Gammastrahlen im TeV-Bereich werden von solchen mit höherer Energie erzeugt als jene im GeV-Bereich. Daraus folgt, dass sich hochenergetische Elektronen nicht sehr weit von ihrer Quelle fortbewegen können. Sie sind daher für die beobachtete TeV-Gammastrahlung in unmittelbarer Umgebung der Stoßwelle verantwortlich. Die weniger energetischen hingegen können deutlich größere Strecken zurücklegen und die räumlich versetzte GeV-Gammastrahlung im Bereich von J1654-467 erzeugen. Der zugrunde liegende Mechanismus der inversen Compton-Streuung bleibt dabei derselbe.

Doch weshalb bewegen sich die Elektronen in genau diese Richtung und nicht symmetrisch vom Sternhaufen weg? Hier liefert wiederum die beobachtete Unterdichte im interstellaren Gas den entscheidenden Hinweis: Offenbar treibt der kollektive Sternenwind von Westerlund 1 eine Ausströmung an, die in Richtung von J1654–467 fließt und dabei Material des interstellaren Mediums verdrängt. So entsteht ein asymmetrischer Hohlraum, eine sogenannte Superblase um Westerlund 1, die sich bis zu einer Höhe von rund 650 Lichtjahren aus der galaktischen Ebene heraus erstreckt (siehe »Schematische Darstellung der Ausströmung«).

Superblasen sind gewaltige Hohlräume im interstellaren Medium, die nur eine geringe Gasdichte, dabei jedoch hohe Temperaturen aufweisen. Kollisionen hochenergetischer Sternenwinde oder auch aufeinanderfolgende Supernova-Explosionen können das Material auf Zehntausende Grad aufheizen. In Superblasen herrscht deswegen ein Überdruck, verglichen mit dem interstellaren Medium. In der Folge dehnen sie sich immer weiter aus, solange die zugrunde liegenden Prozesse wie Sternwinde aktiv sind. Um massereiche Sternhaufen wie Westerlund 1 ist die Superblase besonders groß; ihre Ausdehnung kann vergleichbar mit der Höhe der Galaktischen Ebene werden. Solche Strukturen werden auch als »Schornsteine« bezeichnet.

Die Dichte des umgebenden interstellaren Mediums nimmt mit zunehmendem Abstand von der galaktischen Ebene exponentiell ab. Westerlund 1 liegt bereits ein wenig unterhalb von dieser – die Ausströmung nimmt daher den Weg des geringsten Widerstands und folgt dem abnehmenden Dichtegradienten aus der Scheibe hinaus (siehe »Transportkanal für kosmische Strahlung«). Daraus ergibt sich die skizzierte asymmetrische Form der Superblase.

Galaktisches Ökosystem

Die beschleunigten Elektronen, welche die GeV-Gammastrahlung erzeugen, scheinen, so deuten es die Beobachtungen an, der Ausströmung zu folgen. Wahrscheinlich werden an der Stoßwelle aber nicht nur Elektronen beschleunigt, sondern auch Protonen und schwerere Atomkerne. Sie machen den weitaus größeren Teil der kosmischen Strahlung in unserer Galaxis aus. Im dünnen Gas innerhalb der Superblase verlieren diese Teilchen nur langsam ihre Energie durch Stöße und können so vermutlich in großer Anzahl aus der galaktischen Ebene heraustransportiert werden. Das macht die Entdeckung der Ausströmung besonders interessant, denn obwohl der Transport kosmischer Strahlung aus der Scheibe hinaus in den umgebenden Halo der Milchstraße durch theoretische Studien vorhergesagt wurde, gab es bislang kaum empirische Nachweise für diesen Prozess. Die Entdeckung bei Westerlund 1 deutet darauf hin, dass mit kosmischer Strahlung beladene Ausflüsse häufiges Merkmal von jungen, massereichen Sternhaufen sein könnten.

Wie sich Protonen und schwere Atomkerne der kosmischen Strahlung innerhalb der Milchstraße und in den Halo ausbreiten, ist für das Verständnis der Entwicklung unserer Galaxis äußerst wichtig, da sie diese direkt beeinflussen können. Das liegt zum einen daran, dass solche Teilchen mit ihrer hohen Energie interstellares Gas ionisieren können, was wiederum Einfluss auf dessen Zusammensetzung hat. Zum anderen verändert kosmische Strahlung die Dynamik des interstellaren Mediums, indem sie Druck auf dieses ausübt. Die beiden Effekte sind unter anderem im Kontext von Sternentstehung und der Bildung galaktischer Winde wichtig und bestimmen den Materiezyklus innerhalb des Milchstraßensystems entscheidend mit.

Doch die Beschleunigung der kosmischen Strahlung, ihre Fortbewegung sowie die Erzeugung der Gammastrahlung im Detail korrekt zu modellieren, bleibt momentan noch eine große Herausforderung. Die Geometrie der Superblase um Westerlund 1 ist sehr komplex; Prozesse wie der Transport kosmischer Strahlung in interstellaren Magnetfeldern hängen stark von der Energie der Elektronen und Protonen ab. Dadurch ergeben sich komplizierte, nichtlineare Abhängigkeiten. So stellt der oben beschriebene Zusammenhang, dass Elektronen geringerer Energie sich weiter von ihrem Produktionsort entfernen können, eine Vereinfachung dar. Das Modell von zwei Emissionsregionen im Umfeld von Westerlund 1 kann demnach nur als ein erster Ansatz verstanden werden. Mit verfeinerten Modellen können die komplexen Abhängigkeiten zukünftig hoffentlich im Detail verstanden werden. Das wird weitere Aufschlüsse darüber geben, wie kosmische Strahlung in der Umgebung junger massereicher Sternhaufen erzeugt wird, sich ausbreitet und wie sie unser galaktisches Ökosystem beeinflusst.