Die X-Akten der Astronomie: Radioblitze vom anderen Ende des Universums

Zuletzt haben die Fast Radio Bursts viel Aufmerksamkeit bekommen: kurze Pulse aus extremen Entfernungen. Nun scheint eine Erklärung in greifbarer Nähe.

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(Bild: CISRO/heise online/CC BY 3.0)

Von
  • Alderamin
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Dank immer besserer Technik, innovativen Ansätzen und internationaler Kooperation erlebt die Astronomie eine Blüte. Doch während viele Beobachtungen dabei helfen, Theorien zu verfeinern oder auszusortieren, gibt es auch immer wieder Entdeckungen, die einfach nicht zu passen scheinen. Mysteriöse Signale, mutmaßliche Verstöße gegen Naturgesetze und – noch – nicht zu erklärende Phänomene. In der Öffentlichkeit wird dann gerne darüber diskutiert, ob es sich um Spuren außerirdischer Intelligenz handelt, Wissenschaftler wissen, dass es am Ende fast immer eine natürliche Erklärung gibt. Aber überall wird die Fantasie angeregt.

In einer Artikelserie auf heise online werden wir in den kommenden Wochen einige solcher astronomischen Anomalien aus einer jüngst vorgestellten Sammlung vorstellen und erklären, warum alle Erklärungsversuche bislang an ihnen scheitern.

Die X-Akten der Astronomie

FRBs – Fast Radio Bursts – sind rätselhafte, nur Millisekunden andauernde Pulse von Radiowellen, die uns aus Milliarden von Lichtjahren Entfernung erreichen und binnen tausendstel Sekunden mit hunderten Millionen Sonnenleuchtkräften anscheinend so viel Energie freisetzen können, wie unsere Sonne in Monaten. 2007 wurde der erste entdeckt und seitdem über 150 weitere, aber nie fand man eine identifizierbare Quelle. Bis vor kurzem tappten die Astronomen vollkommen im Dunkeln, welcher Effekt sich wohl hinter den FRBs verbergen mag. Nun scheint das Problem aber vor der Auflösung zu stehen.

Transiente Radioereignisse sind schwierig aufzuspüren, könnten aber Einblick in verschiedenste astrophysikalische Prozesse gewähren. Beispielsweise könnten nur wenige Millisekunden andauernde Radiopulse aus kosmologischen Entfernungen von verschmelzenden Neutronensternen oder verdampfenden Schwarzen Löchern im Mini-Format zeugen. Letztere sollen laut mancher Hypothesen beim Urknall entstanden sein (sogenannte primordiale Schwarze Löcher) und könnten für die Dunkle Materie verantwortlich zeichnen. Schwarze Löcher strahlen Hawking-Strahlung ab und verlieren dadurch allmählich Masse. Normalerweise dauert es aber die Ewigkeit von 1065 Jahren (1056 Mal so lange, wie es unser Universum schon gibt), bis ein Schwarzes Loch von mehreren Sonnenmassen komplett verdampft ist.

Der Verdampfungsprozess durch die Hawking-Strahlung beschleunigt sich jedoch mit abnehmender Masse und die letzten paar 100 Tonnen zerfallen explosionsartig, wobei die gesamte Masse in weniger als einer Sekunde in Strahlung umgesetzt wird. Im heutigen Universum entstehen nur bei Kernkollaps-Supernovae oder Neutronenstern-Verschmelzungen Schwarze Löcher, die wenigstens 3-5 Sonnenmassen aufbringen (die Sonnenmasse beträgt etwa 2·1030 kg), aber in der Urgewalt des Urknalls könnten Mini-Black-Holes beliebiger Masse entstanden sein. Solche mit rund einer Milliarde Tonnen anfänglicher Masse sollten der Theorie von Steven Hawking gemäß heute, 13,8 Milliarden Jahre nach dem Urknall, allmählich verdampfen – falls es sie gibt.

Auf der Suche nach den Signalen solcher Ereignisse durchstöberten Duncan Lorimer und sein Student David Narkevic 2007 archivierte Messungen des 64 Meter durchmessenden Parkes Radioteleskops in Australien. Es handelte sich um Beobachtungen, mit denen Millisekunden-Pulsare in den Magellanschen Wolken, zwei Satellitengalaxien der Milchstraße in knapp 200.000 Lichtjahren Entfernung, aufgespürt werden sollten. Mit dem verwendeten Multibeam-Empfänger waren dank 13 benachbarter Empfangskeulen entsprechend viele Zielfelder angepeilt worden. Ihre Signale waren jede Millisekunde in je 96 Frequenzkanälen zu je 3 MHz Bandbreite mit einem Bit Auflösung (Signal oder kein Signal) aufgezeichnet worden. Das macht 3 MHz · 96 = 288 MHz, die im 1,4-Gighertz-Band lagen. Auf der Suche nach Pulsar-Signalen war auf die Periodizität der Pulse gesetzt worden, um mit Hilfe der Fouriertransformation und Computerunterstützung nach schwachen, periodischen Signalen zu suchen. Die Suche war deshalb blind für nichtperiodische Signale. Auf der Suche nach genau solchen nahmen Lorimer und Narkevic die Daten noch einmal unter die Lupe.

Das Parkes-Radioteleskop in Australien. Mit diesem Gerät wurden die ersten Fast Radio Bursts entdeckt.

(Bild: CSIRO, CC BY 3.0)

Und sie wurden fündig. Am 24. Juli 2001 um 21:50h MESZ hatte das Radioteleskop ein Signal von weniger als 5 ms (fünf Tausendstel Sekunden) aufgezeichnet, das aus einer Richtung 3° südlich des Zentrums der Kleinen Magellanschen Wolke kam. Allerdings stammte es augenscheinlich mitnichten aus der Magellanschen Wolke, sondern von weiter weg – viel weiter weg.

Der Lorimer-Burst FRB 010724, im Einschub oben rechts als Amplitudendiagramm und im Hintergrund als Radiospektrum über die Zeit aufgetragen („dynamisches Spektrum“). Auf der x-Achse die Zeit in Millisekunden ab 19:50:01,63 Weltzeit (2h zurück hinter MESZ), auf der y-Achse die Frequenz in Gigahertz. Jedem Pixel entspricht ein Frequenzkanal von 3 MHz Breite in y-Richtung (insgesamt 96 Kanäle) über eine Dauer von einer Millisekunde in x-Richtung. Schwarze Punkte sind Detektionen (meist Rauschen). Der Lorimer-Burst beginnt bei der höchsten Frequenz, dauert ca. 5 Pixel, und fällt dann parabelförmig zu geringeren Frequenzen hin ab (die Parabel ergibt sich, wenn man das Diagramm um 90° nach links dreht und dann an einer Senkrechten spiegelt, sodass die Frequenzachse von links nach rechts wächst). Aus der Form der Parabel kann man, wie im Text beschrieben, die Entfernung über das „Dispersionsmaß“ abschätzen. Die Höhe der schwarzen Linie gibt Auskunft über die Energie, die Breite über die Dauer, und die Kombination aus beiden ergibt die Leistung

(Bild: D.R. Lorimer et al., arXiv)

Das konnten Lorimer und Narkevic daran erkennen, wie sich das Signal, das später FRB 010724 genannt werden würde (für "Fast Radio Burst vom 24.07.01"), über die Zeit entwickelte. In einem Plasma, also einem Gas, in dem einige der Elektronen frei beweglich sind, laufen Radiowellen verschiedener Frequenzen unterschiedlich schnell. Der Effekt ist ganz analog zu dem von Licht, das Medien wie Glas oder Wasser frequenzabhängig verschieden schnell durchläuft; dies führt insbesondere dazu, dass Licht verschiedener Farben unterschiedlich stark gebrochen wird, wenn es schräg auf eine Grenzfläche wie etwa die Oberfläche eines Regentropfens trifft, was uns den Regenbogen beschert.

Der Fachbegriff für die unterschiedliche Ausbreitungsgeschwindigkeit von Wellen verschiedener Frequenzen in einem Medium ist "Dispersion". Das Vakuum des Weltalls ist nicht komplett leer, sondern angefüllt mit einem extrem dünnen Gemisch aus Wasserstoff- und Heliumgas. Dieses wird durch ultraviolette Strahlung der Sterne teilweise ionisiert: die UV-Photonen haben so viel Energie, dass sie einige Elektronen aus den Wasserstoff- und Heliumatomen herausschlagen, die wegen der geringen Teilchendichte im Gas nicht sofort wieder von einem anderen Kern eingefangen werden können, wie das etwa in der Erdatmosphäre unterhalb von 85 Kilometern Höhe der Fall ist (darüber beginnt die Ionosphäre – genau deswegen).

Der Leerraum zwischen den Sternen und Galaxien ist also von einem Plasma erfüllt. In einem Plasma hängt die Laufzeitverzögerung von Radiowellen aufgrund der Dispersion im Plasma quadratisch von ihrer Frequenz ab und linear von der durchlaufenen Menge freier Elektronen. Deren Dichte geben die Radioastronomen im sogenannten "Dispersionsmaß" DM an. DM wird gemessen als die Dichte der freien Elektronen pro Kubikzentimeter mal der Entfernung in Parsec (1 Parsec oder pc ist die Entfernung, aus welcher die Astronomische Einheit, der Abstand Erde-Sonne, unter einem Sehwinkel von einer Bogensekunde, 1/3600 Winkelgrad, erscheint; das sind etwa 3,26 Lichtjahre). Eine Strecke von einer Million Parsec mit im Mittel einem freien Elektron pro Kubikmeter (1 cbm hat eine Million cm³) hätte ein Dispersionsmaß von 1/cm³ pc. Eine übliche Schreibweise dieser Einheit unter Astronomen ist 1 pc/cc (parsec pro Kubikzentimeter).

Kennt man nun den Laufzeitunterschied von zwei Radiofrequenzen, so folgt daraus der DM-Wert, in dem die Entfernung drinsteckt, wenn man die Elektronendichte kennt. In der Kleinen Magellanschen Wolken haben die 5 bekannten Pulsare DM-Werte von 70, 76, 105, 125 und 205 pc/cc, wobei der letzte in einer HII-Region liegt, also einem Sternentstehungsgebiet, in dem junge Sterne das Wasserstoffgas ionisiert haben – da ist die Elektronendichte naturgemäß lokal sehr hoch.

Für "ihren" Radiopuls maßen Lorimer und Narkevic ein DM von 375 pc/cc. In der Kleinen Magellanschen Wolke befindet sich jedoch in der entsprechenden Richtung keine HII-Region, und dahinter liegt bloß noch sehr viel leerer Raum mit sehr wenig Gas, geschweige denn freien Elektronen. Die in der betreffenden Richtung nächstgelegene Galaxie LEDA 246336 (Rotverschiebung/Entfernung: unbekannt) liegt 5 Bogenminuten südlich des Orts der Quelle in einer der Detektions-Empfangskeule benachbarten Empfangskeule, in welcher jedoch kein Signal gemessen wurde. Sie kommt damit nicht als Quellgalaxie in Frage. Lorimer schätzt aufgrund der in anderen Arbeiten zitierten Teilchendichten und der Grundannahme, dass alle Atome ionisiert seien (was zur kleinstmöglichen Entfernungsschätzung führt) die Entfernung auf 1 Gigaparsec (Gpc) – ein Milliarde pc oder 3,26 Milliarden Lichtjahre!

Allerdings könnte in der betreffenden Galaxie wie auch in der Milchstraße ein höherer lokaler DM-Wert vorliegen, was die Entfernung dann wieder verkleinern würde. Bei einer Galaxie ähnlich der Milchstraße würde der lokale DM-Anteil die geschätzte Entfernung auf 500 Mpc (1,63 Milliarden Lichtjahre) verkleinern. Wie so oft ist der Astronom hier zufrieden, wenn er wenigstens die richtige Größenordnung angeben kann.

Wie groß wäre in diesem Falle die Leuchtkraft der Quelle? Der 1-Bit-Digitalisierer erlaubte nur eine grobe Schätzung, indem die Zahl derjenigen benachbarten Empfangskeulen, die ebenfalls ausschlugen, berücksichtigt wurde. Das Signal lag demnach bei 30±10 Jansky (1 Jy = 10-26 W pro Quadratmeter Empfangsfläche und Hertz Bandbreite). Bei einer ungefähren Dauer von 5 ms und einer Entfernung von 500 Mpc ergäbe sich eine Energie von 1033 Joules, freigesetzt in 5 ms, entsprechend einer Leistung von 2·1035 Watt – dies gilt unter der Annahme einer isotropen, das heißt in alle Richtungen mit gleicher Intensität erfolgten Freisetzung. Das wären dann über 500 Millionen Sonnenleuchtkräfte oder soviel Energie, wie die Sonne in 30 Tagen über alle Frequenzen abstrahlt!

Bei einer Dauer von 5 ms kann die Quelle nicht größer gewesen sein als die Strecke, die das Licht in dieser Zeit zurücklegt, sonst fände ein zeitliches Verschmieren des Pulses durch den Laufzeitunterschied zwischen dem nächsten und fernsten Punkt der Quelle statt. Und 5 ms entsprechen einem Lichtweg von gerade einmal 1500 km.

Als Quellen infrage kämen laut Lorimer folgende kompakte Quellen: zum einen die 2006 entdeckten Rotierenden Radio-Transienten (RRATs), bei denen es sich anscheinend um Pulsare mit stark schwankender Puls-Intensität handelt, so dass trotz einer Rotationsdauer von 0,1 bis 7 Sekunden nur alle 10 bis 10.000 Sekunden ein Puls beobachtet wird. Oder zum anderen extrem starke einzelne Riesenpulse eines Millisekunden-Pulsars oder eines sehr jungen Pulsars, bei denen eine größere Menge von einfallenden Teilchen in das Magnetfeld geraten ist und um die Magnetfeldlinien wirbelt – solche Pulse dauern manchmal nur Nanosekunden.

Aber selbst die hellsten Pulse dieser beiden Objektklassen sind nur ~6000 pc (~20.000 LJ) bzw. ~100.000 pc (~300.000 LJ) weit zu empfangen, also im günstigsten Fall ein wenig weiter als die Kleine Magellansche Wolke. Keine Chance, dass so ein Objekt 1,5 Milliarden Lichtjahre weit zu registrieren ist. Das Signal war mit der 100fachen Leistung der Detektierungsschwelle außerdem so stark, dass weitaus mehr Ereignisse mit geringerer Energie zu erwarten gewesen wären, denn es war bekannt, dass die Häufigkeit extremer Pulsar-Pulse mit deren Stärke exponentiell abnimmt. Aber es fand sich nur dieses eine Ereignis in den Daten.

Da Lorimer nur ein Ereignis in Daten über 20 Tage Aufzeichnungsdauer bei 1/4500 Teil an beobachteter Fläche des Himmels gefunden hatte, schätzte er die Rate solcher Ereignisse sehr grob auf etwa 4500/20=225 pro Tag. Umgerechnet auf die Entfernung (50 Ereignisse pro Tag und Kubik-Gigaparsec) sei das etwas höher als die damals angenommene Rate von Neutronensternverschmelzungen (3 pro Tag und Gpc³) oder Gammastrahlenausbrüchen (4 pro Tag und Gpc³); letztere werden mittlerweile auf ebenjene Neutronensternverschmelzungen (kurze Ausbrüche) sowie Hypernovae (lange Ausbrüche; massiver Stern kollabiert zum Schwarzen Loch und die Hülle explodiert als besonders starke Supernova) zurückgeführt. Gammastrahlenausbrüche würden allerdings von niederfrequenteren Radiosignalen begleitet und hätten eine geringere der Leuchtkraft entsprechende Temperatur.

Es handelte sich also anscheinend um ein völlig neues Phänomen.

Es dauerte Jahre, bevor der zweite FRB gefunden wurde. Eine Reihe von ähnlichen Ereignissen wurde im Jahr 2011 beim weiteren Durchforsten von Daten des Parkes-Radioteleskops bis zurück zum Jahr 1998 identifiziert, die gleichfalls eine Dispersion über alle Frequenzen zeigten, die aber in der Empfänger-Matrix nicht eindeutig einer bestimmten Herkunftsrichtung zugeordnet werden konnten. Man nannte diese Signalklasse "Perytons", nach einem 1957 von Jorge Luis Borges beschriebenen Fabelwesen, halb Hirsch, halb Vogel. Man schloss bald, dass es sich um ein irdisches Phänomen handeln müsse, etwa Interferenz von Flugzeugen, Meteoren, Blitzen, Gammablitzen in der Atmosphäre aufgrund kosmischer Strahlung oder dergleichen und einige Wissenschaftler führten auch den Lorimer-Burst und später entdeckte FRBs auf die Perytons zurück. Erst 2015 fand man die Ursache: ein Mikrowellenherd am Parkes-Observatorium verursachte die Perytons, wenn er noch im laufenden Betrieb geöffnet wurde und dann automatisch abschaltete.

Der zweite entdeckte echte FRB wurde 2011 von Evan Keane entdeckt, wieder in den Parkes-Daten. Er war am 21. Juni 2001 aufgezeichnet worden und erhielt folglich die Bezeichnung FRB 010621. Sein Dispersionsmaß wurde zu 745±10 pc/cc bestimmt. Eine Messung der Helligkeit der Wasserstofflinien in der betreffenden Richtung ergab, dass die Elektronendichte innerhalb unserer Milchstraße auf der Sichtlinie aufgrund von HII-Regionen stark erhöht war. Diese trugen einen Anteil von 523 pc/cc bei, womit die Quelle mit 90% Konfidenz noch in der Milchstraße liegen und in die Klasse der RRATs fallen könnte.