POLARLICHT WIE AUF JUPITER BEI EINEM KALTEN ZWERG IN DER NACHBARSCHAFT

Ultrakühle Zwerge liegen an der Grenze zwischen Sternen und Planeten. Zur Familie gehören Sterne sehr geringer Masse, Braune Zwerge und Objekte planetarer Masse, alle kälter als etwa 2.700 Kelvin – kalt genug, dass sich in ihren Atmosphären Kondensate zu wolkenartigen Strukturen sammeln. Seit die Radiostrahlung solcher Objekte 2001 zufällig entdeckt wurde, hat sie Magnetfelder von einigen tausend Gauß enthüllt. Etwa 15 bis 20 % von ihnen sind „radiolaut“.

Ihr Radiosignal besteht oft aus zwei Teilen: einem gleichmäßigen, „ruhigen“ Leuchten und hellen, mitrotierenden Pulsen mit starker zirkularer Polarisation. Die Pulse werden einem Prozess namens Elektronen-Zyklotron-Maser-Instabilität zugeschrieben – demselben, der die Radio-Polarlichter von Jupiter und Saturn antreibt.

Zwei Arten von Polarlicht auf Jupiter

Auf Jupiter stammen Radio-Polarlichter aus zwei Hauptquellen. Die eine ist das Hauptoval, ein Polarlichtring um jeden Magnetpol, gespeist von Strömen, die mit einer mit dem Planeten rotierenden Plasmascheibe verbunden sind. Die andere stammt von den Monden des Planeten, vor allem Io: Während der Mond sich durch Jupiters magnetisiertes Plasma bewegt, treibt er Ströme entlang der Magnetfeldlinien an, die ihn mit dem Planeten verbinden. Sie heißen aktive Feldlinien.

LSPM J0036+1821, ein Zwerg vom Spektraltyp L in 8,7 Parsec Entfernung (etwa 28 Lichtjahre), ist seit 2002 als Radioquelle bekannt. Eine Studie von 2008 hatte bereits festgestellt, dass sich seine Pulse ungefähr alle 3,08 Stunden wiederholen. Frühere Aufnahmen hatten zudem auf einen möglichen Begleiter hingedeutet, der nie bestätigt wurde.

Drei Jahre Lauschen

D. Martín-Carrero, J.C. Guirado und Kollegen von der Universität Valencia kombinierten gemeinsam mit Partnern vom Zentrum für Astrobiologie in Madrid, vom Trinity College Dublin, vom Lowell Observatory, vom American Museum of Natural History und von der University of Colorado Beobachtungen aus den Jahren 2019 bis 2023:

• eine 8,7-stündige Sitzung mit dem Very Large Array bei 8–12 GHz am 7. Dezember 2021;
• viele kürzere Sitzungen mit zwei Netzen weit voneinander entfernter, zu einem einzigen Instrument zusammengeschalteter Radioantennen, dem European VLBI Network und dem Very Long Baseline Array;
• Beobachtungen im sichtbaren Licht durch den Satelliten TESS.

Zu jedem Zeitpunkt erscheint die Quelle als einzelner Punkt. Die schärfsten Bilder begrenzen die emittierende Region auf weniger als etwa 0,025 Astronomische Einheiten.

Die Geometrie, die am besten zu den Radiopulsen passt: ein Haupt-Polarlichtoval um jeden Magnetpol (cyan) und eine aktive Feldlinie (violett), die jeweils Radiowellen in hohlen Kegeln abstrahlen. Nicht maßstabsgetreu. — Abbildung 7, Martín-Carrero et al. (2026), arXiv:2610.09854.

Eine Uhr, auf die Sekunde gemessen

Die Radiopulse ergeben eine Rotationsperiode von 3,07941 ± 0,00020 Stunden; das sichtbare Licht von TESS ergibt 3,07908 ± 0,00038 Stunden. Beide stimmen überein, mit einer Genauigkeit von etwa einer Sekunde. Den Autoren zufolge wurde bei wenigen ultrakühlen Zwergen die Rotation sowohl im Radio- als auch im sichtbaren Bereich so genau gemessen.

Die Pulse behalten über Jahre und Instrumente hinweg dieselbe Form. In der einen zirkularen Polarisation gibt es pro Umdrehung zwei Maxima, eines stärker als das andere; in der entgegengesetzten Polarisation ein einziges Maximum dazwischen. Die Emission zeigt bis 12 GHz keinen Abbruch, was ein Magnetfeld von mehr als 4,3 Kilogauß voraussetzt.

Ein Ring, eine aktive Linie

Weder ein Hauptoval allein noch eine aktive Feldlinie allein reproduziert die Pulse: Beide ergeben symmetrische Lichtkurven. Das Team passte deshalb ein von Jupiter inspiriertes Hybridmodell an:

• Das Hauptoval liefert einen stabilen Beitrag, einschließlich des Großteils des schwächeren Maximums;
• eine einzige aktive Feldlinie erzeugt das stärkere, veränderliche Maximum und den Puls entgegengesetzter Polarisation.

Die Anpassung bevorzugt eine Magnetachse, die nur etwa 3,6 Grad gegen die Rotationsachse geneigt ist und fast vom Äquator aus gesehen wird.

Während der 8,7-stündigen Sitzung schwächte sich ein Maximum von etwa 600 auf 300 Mikrojansky ab, während das andere von etwa 150 auf 350 anwuchs. Winzige Veränderungen erklären dieses Wippen: Entweder verschiebt sich der Öffnungswinkel des Emissionskegels um Bruchteile eines Grads, oder die aktive Linie wandert von einer Umdrehung zur nächsten um etwa 7 bis 8 Grad in der Länge. Dasselbe Wippen zeigt sich in den Daten von 2008, rund 15 Jahre früher.

Ein verborgener Begleiter?

Auf Jupiter ist eine wandernde aktive Linie die Signatur von Io, das den Planeten umkreist. Hier könnte ein naher Begleiter – innerhalb weniger Radien des Zwergs – dieselbe Rolle spielen. Die Autoren betonen jedoch, dass andere Szenarien ganz ohne Begleiter funktionieren, etwa Klumpen aus Gas und Staub, die in einem rotierenden Plasmatorus gefangen sind, oder ein komplexeres Magnetfeld. Der früher gemeldete Begleiterkandidat in etwa 0,78 Astronomischen Einheiten Abstand wurde im Radiobereich nicht nachgewiesen (unter 21 Mikrojansky) und wäre ohnehin zu weit entfernt für eine Io-artige Wechselwirkung. Längere und breitbandigere Radiokampagnen sollten die Szenarien unterscheiden können.