Es war am Morgen des 23. Januar 1999, als ein automatisches Teleskop im US-Bundesstaat New Mexico im Sternbild der Nördlichen Krone einen schwachen Lichtblitz auffing. Mit einem Feldstecher hätte man ihn gerade noch sehen können, doch in Wirklichkeit war es eine der stärksten Explosionen, welche die Menschheit jemals registriert hat. Denn der Ausbruch hatte seinen Ursprung in neun Milliarden Lichtjahren Entfernung, halb so weit, wie wir überhaupt in den Raum blicken können. In nur ein paar tausend Lichtjahren Entfernung wäre er uns so hell erschienen wie die Mittagssonne – und hätte die Erde mit so viel Strahlung bombardiert, dass er fast alles Leben ausgelöscht hätte.

Der Blitz war einer jener berühm-ten Gammastrahlungsausbrüche (oder Gamma Ray Bursts, kurz GRBs), die seit mehreren Jahrzehnten die Astronomen in Erstaunen versetzten. Den ersten GRB hatten sie am 2. Juli 1967 gesichtet, mit Hilfe von Militärsatelliten, die auf Nukleartests im Weltraum lauerten. Diese kosmischen Explosionen unterschieden sich jedoch stark von allen irdischen, welche die Satelliten eigentlich nachweisen sollten. In den nächsten 35 Jahren wuchs das Rätsel mit jedem neuen GRB. Immer wenn die Forscher eine Erklärung gefunden zu haben meinten, tauchte ein neuer Aspekt auf, und das Rätselraten begann von neuem.

Nicht lokal, sondern kosmisch

In den letzten paar Jahren gelangen den Astronomen jedoch einige fundamentale Entdeckungen, die sie einer Erklärung des Phänomens deutlich näher brachten. Vor 1997 basierte fast alles, was wir über GRBs wussten, auf Beobachtungen mit dem ­Instrument Batse (Burst and Transient Source Experiment) auf dem Nasa-Satelliten CGRO, dem Compton Gamma Ray Observatory. Das Ergebnis: Jeden Tag ereignen sich irgendwo im beobachtbaren Universum zwei bis drei GRBs. Für Sekunden überstrahlen sie dann am Gamma-Himmel alle anderen Quellen. Zwar ist jeder Burst ein Individuum, aber sie fallen grob in zwei Kategorien: "kurze" GRBs, die weniger als zwei Sekunden dauern, und "lange", die deutlich länger strahlen und die Mehrheit bilden. Beide Klassen unterscheiden sich auch spektroskopisch, denn kurze GRBs enthalten relativ mehr Gammastrahlen hoher Energie als lange. Der Burst vom Januar 1999 strahlte eineinhalb Minuten lang Gammastrahlung aus.

Das fraglos wichtigste Ergebnis der Batse-Messungen betraf die räumliche Verteilung der Bursts. Die Blitze treten "isotrop" auf, das heißt sie verteilen sich gleichmäßig über den ganzen Himmel. Das stellte die bis dahin vorherrschende Meinung in Frage, wonach die Gammablitze von lokalen Quellen innerhalb der Milchstraßenscheibe stammen sollten: Weil die Erde aber selbst in dieser Scheibe und außerhalb ihres Zentrums sitzt, hätten sich die Bursts in bestimmten Himmelsregionen häufen müssen. Ihre völlig gleichmäßige Verteilung sprach jedoch dafür, dass sich die Quellen über das gesamte Universum verstreut sind. Leider reichten die Gamma-Messungen von Batse alleine nicht aus, um diese Frage eindeutig zu klären. Was den Astronomen fehlte, waren Parallelbeobachtungen bei anderen Wellenlängen. Im sichtbaren Licht zum Beispiel würde man die Galaxien erkennen können, in denen die Blitze sich ereigneten. Auch ihre Entfernungen ließen sich dann ermitteln. Alle Versuche, Pendants der Gammablitze auch bei anderen Wellenlängen nachzuweisen, misslangen jedoch.

Erst 1996 kam der entscheidende Durchbruch mit dem Start von BeppoSax: Der italienisch-niederländische Röntgensatellit konnte zum ersten Mal die Positionen von Gamma Ray Bursts am Himmel exakt bestimmen und sogar ihr Nachglühen im Röntgenbereich entdecken. Dieses Nachleuchten setzt ein, wenn der eigentliche Burst verblasst. Es hält Tage bis Monate an, bevor es ganz verschwindet. Gleichzeitig sinkt auch die Energie der Strahlung, über das sichtbare Licht bis hin zu den Radiowellen. Zwar beobachtete BeppoSax ein solches Nachglühen nur bei langen GRBs – ein ähnlicher Nachweis bei kurzen GRBs gelang bis heute nicht. Doch wurde es damit möglich, die Natur der kosmischen Blitze ein Stück weit aufzuklären.

Dank der Positionsdaten von BeppoSax konnten die Astronomen mit optischen und Radioteleskopen die Galaxien identifizieren, in denen die GRBs ihren Ursprung hatten. Fast alle dieser Objekte sind Milliarden von Lichtjahren entfernt. Das bedeutet wiederum, dass die Bursts ungeheuer energiereich sein müssen (siehe auch Spektrum der Wissenschaft 9/1997, S. 30). Das spricht für extreme Ursachen, womit sich ein Zusammenhang mit den extremsten Objekten des Kosmos geradezu aufdrängte: den Schwarzen Löchern.

Flackernde Punktquellen

Zu den ersten Gammabursts, die BeppoSax am Himmel lokalisieren konnte, gehörte GRB970508, der so heißt, weil er am 8. Mai 1997 auftauchte. Radiobeobachtungen seines Nachglühens lieferten den entscheidenden Hinweis. In den ersten zwei Wochen schwankte die Radio­intensität erratisch um den Faktor zwei, dann stabilisierte sich die Strahlung und schwächte sich von nun an langsam ab. Die großen Schwankungen zu Beginn führen die Forscher weniger auf die Burstquelle selbst zurück als auf die Ausbreitung der Strahlung durch den Weltraum. Ebenso wie die Erdatmosphäre sichtbares Sternenlicht zum Funkeln bringt, lässt auch interstellares Plasma Radioquellen in ihrer Helligkeit flackern (im Fachjargon "szintillieren"). Das funktioniert aber nur, wenn die Quelle so klein ist, dass sie astronomisch praktisch als Punkt erscheint. Planeten etwa flackern für irdische Teleskope kaum, weil sie kleine Scheibchen bilden.

Wenn GRB970508 also im Radio­bereich zu Anfang szintillierte und später damit aufhörte, dann sollte die Quelle merklich von einem Punkt zu einer Scheibe angewachsen sein. "Merklich" bedeutet in diesem Zusammenhang einen Durchmesser von einigen Lichtwochen. Um diese Größe zu erreichen, muss die Quelle fast mit Lichtgeschwindigkeit expandiert sein.

Die Beobachtungen mit BeppoSax und später mit anderen Instrumenten haben das Bild der Astronomen von den Gamma Ray Bursts verändert. Ihre alte Vorstellung von einer plötzlichen Energiefreisetzung innerhalb weniger Sekunden gaben sie auf. Selbst den Begriff des Nachleuchtens halten sie heute für irreführend: Beim Nachleuchten wird ähnlich viel ­Energie abgestrahlt wie beim anfänglichen Blitz. Das Spektrum des Nachleuchtens ist charakteristisch für Elektronen, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit in einem Magnetfeld bewegen.

Mit dem Burst vom Januar 1999, GRB990123, erkannten die Forscher erstmals das Kraftwerk, das hinter solchen Ereignissen steckt. Wäre die Energie des Bursts gleichmäßig in alle Richtungen abgestrahlt wor­den, dann hätte seine Leuchtkraft mindestens 10⁴⁵ Watt erreichen müssen (die Zahl entspricht einer 1 mit 45 Nullen), 10¹⁹-mal heller als un­sere Sonne. Zwar setzt die andere bekannte Art kosmischer Explosionen, eine Supernova, fast ebenso viel Energie frei; doch entweicht ihre Energie hauptsächlich in Form von Neutrinos, und der Rest wird über einen deutlich längeren Zeitraum abgestrahlt als bei den Gammablitzen. Zu jedem gegebenen Zeitpunkt hat eine Supernova also nur einen kleinen Bruchteil der Leuchtkraft eines GRB. Selbst die Energie speienden Quasare schaffen nur eine Strahlungsleistung von etwa 10⁴⁰ Watt.

Sollte der Burst jedoch seine Strahlung, statt gleichmäßig in den Raum, nur in bestimmte Richtungen abgeben, dann wäre seine Gesamtenergie in Wirklichkeit viel geringer. Tatsächlich lieferte die Helligkeitsentwicklung des Nachleuchtens von GRB990123 Hinweise auf eine gebündelte Abstrahlung. Nach zwei Tagen fiel die Helligkeit des Bursts plötzlich rascher ab: So etwas geschieht durch einen relativistischen Effekt, wenn man einen nahezu lichtschnellen schmalen Gasstrahl fast genau von vorne beobachtet. Je lang­samer das Gas, desto mehr zeigt sich der Jet – bis der gesamte Jet ins Gesichtsfeld gerät und sich von nun an der tatsächliche, schnellere Helligkeitsabfall beobachten lässt (siehe Grafik links unten).

Die Jets von GRB990123 und weiterer Bursts hätten demnach einen Öffnungswinkel von wenigen Grad. Nur wenn der Jet praktisch genau auf uns zielt, sehen wir den Burst überhaupt. Dieser "Beaming"-Effekt reduziert die Gesamtenergie, die ein Burst ausstrahlt, ungefähr mit dem Quadrat des Öffnungswinkels: Ein Jetstrahl von zehn Grad Breite würde rund 1/500 des Himmels abdecken und der Energieausstoß um den gleichen Faktor sinken. Wegen der Strahlbündelung sehen wir aber nur jeden 500. Burst und verpassen 499 andere. Selbst wenn man das Beaming berücksichtigt, hätte der GRB990123 aber immer noch eine beeindruckende Leuchtkraft von 10⁴³ Watt.

Eine der interessantesten Entdeckungen der letzten Jahre war der mögliche ­Zusammenhang zwischen GRBs und Supernovae. Als 1998 Teleskope auf den Gammablitz GRB980425 einschwenkten, stießen sie nahe bei dessen Himmelsposition auf die Supernova SN1998bw, die ungefähr zur selben Zeit explodiert war. Die Wahrscheinlichkeit, dass das nur ein Zufall war, lag bei 1:10000.

Die Vermutung wird gestärkt durch die Beobachtung von Eisen in den Röntgenspektren mehrerer Bursts. Eisenatome entstehen in Supernova-Explosionen und werden dabei mit der expandierenden Wolke in den interstellaren Raum geblasen. Wenn diese Atome ihre Elektronen verlieren und sie sich später wiederholen, senden sie so genannte Emissionslinien ganz bestimmter Wellenlängen aus. Ersten vagen Hinweisen auf solche Linien durch BeppoSax und den japanischen Röntgensatelliten Asca im Jahr 1997 sind inzwischen aussagekräftigere Messungen gefolgt. Insbesondere konnte der Nasa-Satellit Chandra im Spektrum von GRB991216 solche Eisenlinien nachweisen. Damit bestimmten die Astronomen die Entfernung des GRB – sie passte exakt zur Entfernung der Galaxie, in welcher der Burst stattgefunden hatte.

Weitere Beobachtungen stützten den Zusammenhang zwischen GRBs und ­Supernovae. Auch im Röntgenspektrum von GRB990705 wurden Absorptionslinien von Eisenatomen entdeckt. Und in der Gashülle des Bursts GRB011211 entdeckte der europäische Röntgensatellit XMM-Newton Anzeichen von Emissionslinien der Elemente Silizium, Schwefel, Argon und anderer Elemente, wie sie gleichfalls von Supernovae ins All geblasen werden.

Haarscharf an der Erde vorbei

Obwohl Forscher die Details noch ­heftig diskutieren, setzt sich allmählich die Erkenntnis durch, dass unter bestimmten Bedingungen dasselbe Objekt sowohl einen Gammablitz als auch eine Supernova erzeugen kann. Nun sind GRBs viel seltener als Supernovae: Jeden Tag explodieren einige wenige GBRs irgendwo im Kosmos, während gleichzeitig hunderttausende Sterne als Supernovae enden. Nicht jede Supernova wird also mit einem Gamma­blitz assoziiert sein, manche aber schon. Nach einem Modell stoßen Supernovae manchmal Gasjets aus, die einen GRB erzeugen. In den meisten dieser Fälle würde man auf der Erde eine Supernova oder einen GRB sehen, aber nicht beides zusammen: Denn wenn der Jet zur Erde gerichtet wäre, dann würde der Burst die Supernova völlig überstrahlen. Zeigte er dagegen in eine andere Richtung, bliebe der GRB unsichtbar. Manchmal aber würde der Jet haarscharf an der Erde vorbeizeigen, und beide Phänomene wären nun simultan sichtbar: Genau das könnte beim GRB 980425 passiert sein.

Nach diesem Modell könnten die meisten oder alle GRBs mit Supernovae verknüpft sein. Nach einem etwas anderen Szenario träfe dies nur für eine Unter­gruppe der GRBs zu. Rund neunzig Prozent der Bursts, die Batse registrierte, bilden nämlich eine Klasse für sich: mit besonders ­geringer Leuchtkraft und extra langer Verzögerung zwischen hoch- und niederenergetischen Gammastrahlen. Letztere treffen bei diesem Blitztypus erst mit mehreren Sekunden Abstand ein. Wie das zustande kommt, ist völlig unklar, aber diese seltsamen GRBs treten etwa so häufig in Erscheinung wie ein besonderer Supernova-Typ (genannt Ib/c), bei dem das Zentrum eines massereichen Sterns explodiert.

Selbst wenn man die Frage der Energieerzeugung in GRBs einmal außer Acht lässt, stellt schon ihre schiere Leuchtkraft ein Paradox dar. Schnelle Schwankungen der Helligkeit zeigen, dass die Strahlen aus einem sehr kleinen Gebiet herrühren: Eine Leuchtkraft vom 10¹⁹fachen der Sonne entweicht aus einem Volumen so groß wie die Sonne. Bei so viel Strahlung aus einem so kleinen Raum müssten die Photonen einander blockieren, ähnlich wie wenn bei einer Panik zu viele Leute gleichzeitig aus demselben Ausgang flüchten wollen und am Ende gar keiner mehr herauskommt. Aber wenn die Gammastrahlen nicht he­rausgelangen können, wieso können wir dann überhaupt GRBs sehen?

Die Lösung des Rätsels, die sich in den letzten Jahren abgezeichnet hat: Die Gammastrahlung wird nicht sofort freigesetzt. Vielmehr wird die Explosionsenergie zuerst in einer Schale aus Teilchen, einer Art Feuerball, gespeichert. Diese Explosionsschale expandiert fast mit Lichtgeschwindigkeit. Bei den Teilchen handelt es sich um Photonen ebenso wie um Elektronen und ihre Antiteilchen, die Positronen. Der Feuerball schwillt in kurzer Zeit auf 10 bis 100 Milliarden Kilometer Durchmesser an (entsprechend dem zehnfachen Durchmesser der Plutobahn): Nun ist die Photonendichte weit genug abgesunken, dass die Gammastrahlen ungehindert entkommen können. Der Feuerball verwandelt jetzt einen Teil seiner Bewegungsenergie in Strahlung – und der Gammablitz entsteht.

Gebremster Feuerball

Die ursprüngliche Gammastrahlung bildet sich wahrscheinlich als Folge von Stoßwellen innerhalb des expandierenden Feuerballs. Solche "shocks" entstehen, wenn in der expandierenden Materie schnellere Teile langsamere überholen. Weil der Feuerball beinahe mit Lichtgeschwindigkeit anschwillt, wird nach der Relativitätstheorie die Zeitskala für einen Beobachter außerhalb dramatisch verkürzt: Selbst ein Burst, der sich über einen Tag hinweg entwickelt, scheint dann für uns in wenigen Sekunden abzulaufen. Der Feuerball dehnt sich weiter aus und beginnt allmählich das umgebende Gas aufzufegen. Dies löst erneut eine Stoßwelle aus, diesmal an der Grenze zwischen Feuerball und dem umgebenden Gas; sie bleibt erhalten, auch während der Ball abgebremst wird. Diese externe Stoßwelle erklärt bestens, warum Gammablitze nachleuchten und ihre Strahlungsenergie sich allmählich von Gamma- zur Röntgenstrahlung, zum sichtbaren Licht und zuletzt zur Radiostrahlung verschiebt.

Der Feuerball kann also die Explosionsenergie in beobachtbare Strahlung umwandeln – aber was verursacht die Explo­sion selbst? Das ist ein Problem für sich, zu dem es unter Astrophysikern noch keinen Konsens gibt. Im so genannten Hyper­nova-Szenario spielen Sterne mit der 20- bis 30fachen Sonnenmasse die zentrale Rolle. In Simulationsrechnungen entsteht bei ihrem finalen Kollaps ein rasch rotierendes Schwarzes Loch, das von einer Gasscheibe umkreist wird.

Bei anderen Modellen stehen am Anfang Sternsysteme aus zwei kompakten Objekten, etwa aus einem Paar Neutronensterne – ultradichten Sternresten – oder einem Neutronenstern gepaart mit einem Schwarzen Loch. Beide Objekte bewegen sich in Spiralbahnen aufeinander zu und verschmelzen zuletzt zu einem einzigen Objekt. Genau wie beim Hypernova-Modell ist das Ergebnis ein einzelnes Schwarzes Loch mit einer Scheibe.

Die Kombination Loch plus Scheibe spielt bei vielen Himmelsphänomenen eine zentrale Rolle. Der Unterschied hier ist, dass auch die Scheibe eine beträchtliche Masse besitzt (was gewaltige Energien freisetzt) und dass es keinen Partnerstern gibt, der die Scheibe mit Gas "nachfüttern" könnte: So wird exakt ein Burst erzeugt, danach hat das System seine Energie verbraucht. Das Schwarze Loch wie die Scheibe besitzen zwei große Energiespeicher: die Gravitationsenergie der Scheibe und die Rotationsenergie des Schwarzen Lochs. Wie diese beiden Reservoirs genau angezapft werden, ist noch unklar. Denkbar ist aber, dass sich zugleich mit der rotierenden Gasscheibe auch ein kräftiges Magnetfeld aufbaut, zuletzt 10¹⁵-mal stärker als das der Erde. Bei diesem Prozess heizt dieses Magnetfeld die Scheibe zu solch extremen Temperaturen auf, dass es einen Feuerball aus Plasma und Gammastrahlung ausschleudert, der entlang der Rotationsachse in zwei eng gebündelten Düsenstrahlen austritt.

Die Strahlung der Gammablitze wird von der Hypernova- und der Verschmelzungshypothese gleichermaßen gut erklärt. Also müssen zur Unterscheidung der Modelle andere Eigenschaften herangezogen werden. Die Verknüpfung von GRBs mit den Supernovae zum Beispiel spricht für Hypernovae, bei denen es sich letztlich um besonders starke Supernovae handelt. Auch werden GRBs typischerweise an Himmelsorten entdeckt, wo man auch Hypernovae erwartet: in Zonen, in denen zahlreiche Sterne entstehen. Ein massereicher Stern explodiert bald, schon nach einigen Jahrmillionen, und damit noch in der Nähe seiner Geburtsstätte. Bis zur Verschmelzung kompakter Objekte dauert es dagegen Jahrmilliarden. In der Zwischenzeit sind sie zumeist von ihrem Ursprungsort weggewandert. In den Geburtsstätten der Sterne würde man sie dann also gerade nicht erwarten.

Staubige Geburtsstätten

Obwohl Hypernovae wahrscheinlich die meisten GRBs erklären, könnten im Gesamtbild Verschmelzungen kompakter Objekte dennoch eine Rolle spielen. Dieser Mechanismus könnte die weiterhin rätselhaften Gammablitze besonders kurzer Dauer erklären. Die Astronomen haben beim Verständnis der GRBs große Fortschritte gemacht, doch was sie letztlich verursacht, ist weiterhin so unklar wie ihre Vielfalt und die Unterklassen des Phänomens.

Alle bisherigen Entdeckungen haben aber gezeigt, dass dieses Forschungsfeld einige der fundamentalsten Fragen der Astronomie beantworten könnte: Wie beenden Sterne ihr Leben? Wie und wo entstehen Schwarze Löcher? Und was ist die Natur der Jets kollabierter Objekte?

Eine der offenen Punkte bezieht sich auf die "dunklen" oder "Geister-"GRBs. Von diesen etwa dreißig GRBs, die bisher lokalisiert und in Wellenlängen außerhalb des Gammabereichs untersucht wurden, konnten rund neunzig Prozent auch im Röntgenbereich beobachtet werden – aber nur etwa die Hälfte im sichtbaren Licht. Warum leuchten manche Bursts im Sichtbaren nicht?

Einige Forscher führen dies schlicht auf die Lage der Explosion in den staub­reichen Zonen stellarer Geburtsstätten zurück. Staub verschluckt sichtbares Licht, aber kaum Röntgenstrahlung. Eine alternative These besagt, diese Geisterblitze seien GRBs in so großer Entfernung, dass nur ihr sichtbares Licht von intergalaktischem Gas verschluckt wird. Um diese Hypothese zu testen, wären Entfernungsmessungen über die Röntgenspektren vonnöten. Bisher sprechen die meisten Beobachtungen für die Staub-Erklärung: Im Optischen und Radiobereich sind bereits die wahrscheinlichen Schauplätze zweier dunkler GRBs aufgespürt worden, und beide sind Galaxien in moderater Entfernung.

Ein anderes Mysterium sind "röntgenreiche" GRBs, auch Röntgenblitze genannt, wie sie ebenfalls von BeppoSax entdeckt und auch in den Batse-Daten nachgewiesen wurden: Zu ihnen zählen zwanzig bis dreißig Prozent aller GRBs. Sie geben mehr Röntgen- als Gammastrahlung ab, und in extremen Fällen fehlt ihnen sogar die Gammastrahlung ganz.

Eine Erklärung dafür könnte so aus­sehen: Der Feuerball ist in diesen Fällen mit einer großen Menge Materie "verschmutzt", vor allem durch Protonen. Diese Teilchen verzögern die Expansion der Explosionswolke, sie wächst dann langsamer an und kann weniger Photonen im Gammabereich erzeugen.

Nur bessere Messungen können solche Thesen abklären. Im nächsten Schritt der GRB-Forschung geht es daher um die Gewinnung noch besserer Daten über

- Bursts allgemein: ihr Nachglühen und die Galaxien, in denen sich die Bursts ereignen;

- Sondertypen: lange, kurze, helle und dunkle sowie solche, die überwiegend Gammastrahlen, und solche, die vorwiegend Röntgenlicht hervorbringen;

- Bursts mit und Bursts ohne Nach­glühen.

Derzeit liefern der Satellit Hete-2 (High Energy Transient Explorer, gestartet im Oktober 2000) und das Interplanetary Network aus Gammasensoren auf Planetensonden die genauen Himmelspositionen von Bursts. Vom Satelliten Swift, der Ende 2003 starten soll, versprechen sich die Forscher Beobachtungen Hunderter von GRBs simultan in vielen Wellenlängen. Im sichtbaren Licht und im Röntgenbereich werden künftig die GRBs die Be­obachtungen automatisch selbst auslösen: Schnell ließe sich dann feststellen, ob es ein Nachleuchten im Röntgen- oder sichtbaren Bereich gibt.

Ein weiteres Ziel sind Untersuchungen bei Energien im extremen Gammabereich. Der GRB940217 strahlte zum Beispiel noch über eine Stunde nach dem Beginn des Blitzes Gammastrahlung hoher Energie ab. Das zeigten Messungen mit dem Compton-Satelliten. Die Physik dahinter ist Forschern noch schleierhaft. Der italienische Agile-Satellit soll ab 2004 GRBs bei solch hohen Energien beobachten. Der besonders empfindliche Nasa-Satellit Glast, geplant für 2006, wird dann ebenfalls eine Schlüsselrolle bei Untersuchungen dieses Phänomens spielen.

Andere Missionen, die nicht primär für die Entdeckung von GRBs ausgelegt sind, sollen gleichwohl Beiträge dazu leisten. Der Esa-Satellit Integral, gestartet am 17. Oktober 2002, hat bereits seinen ersten GRB entdeckt und könnte pro Jahr zehn bis zwanzig dieser Hochenergieblitze registrieren. Und das für 2012 geplante "Energetic X-Ray Imaging Survey Telescope" sollte mit einem besonders empfindlichen Detektor Tausende von GRBs ausmachen können.

Aufregende Jahre liegen nun hinter uns, in denen sich die Gamma Ray Bursts als die stärksten Explosionen des Weltalls entpuppt haben, die über alle Weiten des Kosmos verteilt sind. Sie verschaffen uns die Möglichkeit, neue Bereiche der Physik zu untersuchen. Durch sie lässt sich das ganz junge Universum kennen lernen, als zum ersten Mal Sterne in großer Zahl entstanden. Beobachtungen im Weltraum und von der Erde aus werden uns diese außergewöhnlichen Objekte und Ereignisse noch näher bringen. Absolute Mysterien sind die Gammastrahlenausbrüche heute nicht mehr – aber das heißt noch nicht, dass das Rätsel schon völlig gelöst ist.l

Literaturhinweise


Flash! The Hunt for the Biggest Explosions in the Universe. Von Govert Schilling. Cambridge University Press, 2002.

The Biggest Bangs: The Mystery of Gamma-Ray Bursts, the Most Violent Explosions in the Uni­verse. Von Jonathan I. Katz. Oxford University Press, 2002.

Blinded by the Light. Von Stan Woosley in: ­Nature, Bd. 414, S. 853, 2001.

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In Kürze


- Drei Jahrzehnte blieben die so genannten Gamma Ray Bursts (GRBs) ein Rät-sel – nicht einmal ein grobes Bild der Vorgänge hinter diesen kosmischen Feuerwerken konnten die Astronomen zeichnen.

- In den vergangenen sechs Jahren stärkten jedoch Beobachtungen den Verdacht, dass die Hochenergieblitze durch Geburtswehen Schwarzer Löcher ausgelöst werden. Die meisten dieser Schwarzen Löcher entstehen, wenn ein massereicher Stern kollabiert. Dadurch wird ein intensiver Strahlungsimpuls freigesetzt, der noch Milliarden von Lichtjahren weit zu sehen ist.

- Die Astronomen schicken jetzt neue Satelliten für bessere Daten in den Himmel: Damit wollen sie die Theorie verfeinern und insbesondere die erstaunliche Vielfalt der GRBs besser verstehen.

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Das Schicksal massereicher Sterne


Den Großteil ihres Lebens verbringen Sterne in der relativ beschaulichen Evolutionsphase auf der so genannten Hauptreihe, wo sie gemächlich per Kernfusion Wasserstoff in Helium umwandeln – so wie zurzeit unsere Sonne. Sterne mit mehr Masse als unsere Sonne strahlen heller und verbrauchen ihren nuklearen Brennstoff schneller: Ein Stern mit der 20fachen Sonnenmasse etwa hat daher nur ein Tausendstel der Lebenserwartung der Sonne.

Sobald der Wasserstoff im Kern verbraucht ist, schrumpft er und heizt sich auf. Jetzt setzt die Fusion schwererer Elemente wie Helium, Sauerstoff und Kohlenstoff ein. Der Stern quillt dabei zu einem Riesenstern auf, bei besonders schweren Sternen sogar zu einem so genannten Überriesen. Bei Himmelskörpern mit mehr als acht Sonnenmassen erzeugt die Kernfusion schwerere Elemente bis hin zum Eisen. Bei der Fusion von Eisenkernen wird aber keine Energie mehr frei, sondern im Gegenteil verbraucht: Der Stern steht plötzlich ohne Brennstoff da, der innere Gasdruck des Sterns kann seinem eigenen Gewicht nicht mehr standhalten.

Das Ergebnis ist ein plötzlicher und katastrophaler Kollaps. Das Sternzentrum verwandelt sich in einen Neutronenstern mit mindestens 1,4 Sonnenmassen, komprimiert in eine Kugel von nur zwanzig Kilometer Durchmesser. Die Hülle des Sterns wird zugleich in den Raum geschleudert: Eine Supernova explodiert.

Neutronensterne können höchstens eine Masse von zwei bis drei Sonnenmassen besitzen: Wird diese Grenze überschritten, so ist ein Kollaps zu einem Schwarzen Loch unausweichlich. Ein Neutronenstern kann entweder durch zusätzliche Materie, die auf ihn einstürzt, über diese Grenze geschoben werden, oder ein Schwarzes Loch entsteht direkt beim Kollaps eines Sterns, der selbst schon mehr als zwanzig Sonnenmassen hat. Die Entstehung solcher Schwarzen Löcher halten die Astrophysiker für die Ursache der Gammastrahlenblitze.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 3 / 2003, Seite 48
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