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Pulsars (in short for Pulsating Stars) are magnetized, fast rotating neutron stars. The basic picture of a pulsar describes it as a neutron star which has a rotation axis that is not aligned with its magnetic field axis. The emission is assumed to be generated near the magnetic poles of the neutron star and emitted along the open magnetic field lines. Consequently, the corresponding beam of photons is emitted along the magnetic field line axis. The non-alignment of both, the rotation and the magnetic field axis, results in the effect that the emission of the pulsar is only seen if its beam points towards the observer.
The emission from a pulsar is therefore perceived as being pulsed although its generation is not. This rather simple geometrical model is commonly referred to as Lighthouse Model and has been widely accepted. However, it does not deliver an explanation of the precise mechanisms behind the emission from pulsars (see below for more details).
Nowadays more than 2000 pulsars are known. They are observed at various wavelengths. Multiwavelength studies have shown that some pulsars are visible only at certain wavelengths while the emission from others can be observed throughout large parts of the electromagnetic spectrum. An example of the latter case is the Crab pulsar which is also the main object of interest in this thesis. Originating from a supernova explosion observed in 1054 A.D. and discovered in 1968, the Crab pulsar has been the central subject of numerous studies. Its pulsed emission is visible throughout the whole electromagnetic spectrum which makes it a key figure in understanding the possible mechanisms of multiwavelength emission from pulsars.
The Crab pulsar is also well known for its radio emission strongly varying on long as well as on short time scales. While long time scale behaviour from a pulsar is usually examined through the use of its average profile (a profile resulting from averaging of a large number of individual pulses resulting from single rotations), short time scale behaviour is examined via its single pulses. The short time scale anomalous behaviour of its radio emission is commonly referred to as Giant Pulses and represents the central topic of this thesis.
While current theoretical approaches place the origin of the radio emission from a pulsar like the Crab near its magnetic poles (Polar Cap Model) as already indicated by the Lighthouse model, its emission at higher frequencies, especially its gamma-ray emission, is assumed to originate further away in the geometrical region surrounding a pulsar which is commonly referred to as a pulsar magnetosphere (Outer Gap Model). Consequently, the respective emission regions are usually assumed not to be connected. However, past observational results from the Crab pulsar represent a contradiction to this assumption.
Radio giant pulses from the Crab pulsar have been observed to emit large amounts of energy on very short time scales implying small emission regions on the surface of the pulsar. Such energetic events might also leave a trace in the gamma-ray emission of the Crab pulsar.
The aim of this thesis is to search for this connection in the form of a correlation study between radio giant pulses and gamma-photons from the Crab pulsar.
To make such a study possible, a multiwavelength observational campaign was organized for which radio observations were independently applied for, coordinated and carried out with the Effelsberg radio telescope and the Westerbork Synthesis Radio Telescope and gamma-ray observations with the Major Atmospheric Imaging Cherenkov telescopes. The corresponding radio and gamma-ray data sets were reduced and the correlation analysis thereafter consisted of three different approaches:
1) The search for a clustering in the differences of the times of arrival of radio giant pulses and gamma-photons;
2) The search for a linear correlation between radio giant pulses and gamma-photons using the Pearson correlation approach;
3) A search for an increase of the gamma-ray flux around occurring radio giant pulses.
In the last part of the correlation study an increase of the number of gamma-photons centered on a radio giant pulse by about 17% (in contrast with the number of gamma-photons when no radio giant pulse occurs in the same time window) was discovered. This finding suggests that a new theoretical approach for the emission of young pulsars like the Crab pulsar, is necessary.
Die vorliegende Arbeit beschäftigt sich mit den Prozessen, die in einer Unterklasse der Aktiven Galaxienkerne, den Blazaren, das Emissionsspektrum dieser Objekte erzeugen. Dies beinhaltet insbesondere den Beschleunigungsprozess, der eine nichtthermische Teilchenverteilung erzeugt, sowie diverse Strahlungsprozesse. Das Spektrum dieser Quellen reicht dabei vom Radiobereich bis zu Energien im TeV-Bereich. Die Form des zeitlich gemittelten Spektrums kann durch Modelle bereits sehr gut beschrieben werden. Insbesondere die erste der beiden dominierenden Komponenten des Spektrums kann mit hoher Sicherheit mit Synchrotronemission einer Elektronenenergieverteilung in Form eines Potenzgesetzes identifiziert werden. Für den Ursprung der zweiten Komponente existieren jedoch verschiedene Erklärungsversuche. Dies sind im wesentlichen die inverse Compton-Streuung der internen oder externer Strahlung (leptonische Modelle) sowie die Emission und photohadronische Wechselwirkung einer hochenergetischen Verteilung von Protonen in der Quelle.
Eine räumliche Auflösung des Ursprungs der detektierten Strahlung ist mit den zur Verfügung stehenden Teleskopen nicht möglich. Einschränkungen für die Ausdehnung dieser Emissionszone ergeben sich lediglich aus der Variation des Emissionsspektrums. Eine Bestimmung der Morphologie ist jedoch im selbstabsorbierten Radiobereich des Spektrums durch die Ausnutzung von interferometrischen Beobachtungen möglich. Die resultierenden Längen, auf denen die im inneren der Quelle selbstabsorbierte Strahlung die Quelle schließlich verlässt, sind jedoch etwa zwei Größenordnungen oberhalb der aus den Variabilitätszeitskalen gefolgerten Limits.
Das im Rahmen dieser Arbeit entwickelte Modell soll dabei helfen, verschiedene Beobachtungen mit Hilfe eines quantitativen Modells zu beschreiben. Hier steht insbesondere die Korrelation zwischen den Verläufen der Hochenergie- und Radioemission im Vordergrund. Eine Aussage über die Existenz einer solchen Verbindung konnte aus den bisherigen Beobachtungen nicht getroffen werden.
Eine quantitative Modellierung könnte bei der Interpretation der bisher uneindeutigen Datenlage helfen. Eine weitere, durch Modelle bisher nicht beschreibbare, Beobachtungsevidenz sind extrem kurzzeitige Variationen des Flusszustands.
Die Lichtlaufzeit durch das für die Modellierung benötigte Raumgebiet ist zumeist größer als die beobachtete Zeitskala.
Zudem deuten die Beobachtungen darauf hin, dass manche dieser Flussausbrüche nicht zwischen den verschiedenen Bändern korreliert sind, wie es zumindest die leptonischen Modelle erwarten lassen würden.
Das hier beschriebene Modell verbindet eine räumliche Auflösung des Emissionsgebiets mit dem dominanten Beschleunigungsmechanismus. Hierdurch konnte zunächst gezeigt werden, dass die Beschreibung von Variabilität auch auf Skalen unterhalb der Lichtlaufzeit durch das modellierte Raumgebiet möglich ist. Zudem wurde ein Szenario quantifiziert, dass im leptonischen Fall unkorrelierte Ausbrüche vorhersagt.
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Durch eine Erweiterung des Emissionsgebiets gegenüber anderen Blazar-Modellen um zwei Größenordnung konnte zudem eine Verknüpfung zwischen dem Hochenergie- und dem Radiobereich erfolgen. Die gefundene Morphologie des Einschlussgebiets der nichtthermischen Teilchenpopulation beinhaltet eine physikalisch sinnvolle Randbedingung für das Emissionsgebiet der Hochenergiestrahlung, die zudem den für die betrachtete Quelle korrekten Spektralindex im Radiobereich erzeugt.
Darüber hinaus wurden in das Modell sowohl leptonische als auch hadronische Prozesse integriert, die eine flexible und unvoreingenommene Modellierung potentieller Hybridquellen erlauben.
Mit dem entwickelten Modell ist es möglich, aus detailliert vermessenen Lichtkurven im Hochenergiebereich die zu erwartende Radioemission vorherzusagen. Die in diese Vorhersage eingehenden Parameter lassen sich aus der Modellierung des Gleichgewichtsspektrums bestimmen.
Das Magnetfeld der Sonne ist kein einfaches statisches Dipolfeld, sondern weist
wesentlich kompliziertere Strukturen auf. Wenn Rekonnexion die Topologie eines
Feldlinienbündels verändert, wird viel Energie frei, die zuvor im Magnetfeld
gespeichert war. Das abgetrennte Bündel wird mit dem damit verbundenen Plasma
mit großer Geschwindigkeit durch die Korona
von der Sonne weg bewegen. Dieser Vorgang wird als koronaler Massenauswurf
bezeichnet. Da diese Bewegung mit Geschwindigkeiten deutlich über der
Alfv\'en-Geschwindigkeit, der kritischen Geschwindigkeit im Sonnenwind,
erfolgen kann, bildet sich eine Schockfront, die durch den Sonnenwind
propagiert.
Satelliten, die die Bedingungen im Sonnenwind beobachten, detektieren beim
Auftreten solcher Schockfronten einen erhöhten Fluss von hochenergetischen
Teilchen. Mit Radioinstrumenten empfängt man zeitgleich elektromagnetische
Phänomene, die als Radiobursts bezeichnet werden, und ebenfalls für die
Anwesenheit energiereicher Teilchen sprechen. Daher, und aufgrund von
theoretischen Überlegungen liegt es nahe, anzunehmen, daß Teilchen an der
Schockfront beschleunigt werden können.
Die Untersuchung der Teilchenbeschleunigung an kollisionsfreien Schockfronten
ist aber noch aus einem zweiten Grund interessant. Die Erde wird kontinuierlich
von hochenergetischen Teilchen, die aus historischen Gründen als kosmische
Strahlung bezeichnet werden, erreicht. Die gängige Theorie für deren Herkunft
besagt, daß zumindest der galaktische Anteil durch die Beschleunigung an
Schockfronten, die durch Supernovae ausgelöst wurden, bis zu den beobachteten
hohen Energien gelangt sind. Das Problem bei der Untersuchung der Herkunft der
kosmischen Strahlung ist jedoch, daß die Schockfronten um Supernovaüberreste
aufgrund der großen Entfernung nicht direkt beobachtbar sind.
Es liegt dementsprechend nahe, die Schockbeschleunigung an den wesentlich
näheren und besser zu beobachtenden Schocks im Sonnensystem zu studieren, um so
Modelle und Simulationen entwickeln und testen zu können.
Die vorliegende Arbeit beschäftigt sich daher mit Simulationen von
Schockfronten mit Parametern, die etwa denen von CME getriebenen Schocks
entsprechen. Um die Entwicklung der Energieverteilung der Teilchen zu studieren,
ist ein kinetischer Ansatz nötig. Dementsprechend wurden die Simulationen mit
einem Particle-in-Cell Code durchgeführt. Die Herausforderung ist dabei die
große Spanne zwischen den mikrophysikalischen Zeit- und Längenskalen, die aus
Gründen der Genauigkeit und numerischen Stabilität aufgelöst werden müssen und
den wesentlich größeren Skalen, die die Schockfront umfasst und auf der
Teilchenbeschleunigung stattfindet.
Um die Stabilität und physikalische Aussagekraft der Simulationen
sicherzustellen, werden die numerischen Bausteine mittels Testfällen, deren
Verhalten bekannt ist, gründlich auf ihre Tauglichkeit und korrekte
Implementierung geprüft.
Bei den resultierenden Simulationen wird das Zutreffen von analytischen
Vorhersagen (etwa die Einhaltung der Sprungbedingungen) überprüft. Auch die
Vorhersagen einfacherer Plasmamodelle, etwa für das elektrostatischen
Potential an der Schockfront, das man auch aus einer Zwei-Fluid-Beschreibung
erhalten kann, folgen automatisch aus der selbstkonsistenten, kinetischen
Beschreibung. Zusätzlich erhält man Aussagen über das Spektrum und die Bahnen
der beschleunigten Teilchen.