Am 5. April 1991 brachte die amerikanische Raumfähre Atlantis das 16 Tonnen schwere Compton-Gammastrahlen-Observatorium in eine Erdumlaufbahn (Bild 1). Seither führt dieses komplexe Instrumentensystem die erste umfassende Durchmusterung des Himmels im Gammastrahlungsbereich durch – in dem energiereichsten Teil des elektromagnetischen Spektrums.

Bei diesen extrem kurzen Wellenlängen erscheint der Kosmos unerwartet dynamisch und rätselhaft. Der Satellit registriert einige der heftigsten Vorgänge im All: Supernova-Explosionen, in denen Sterne bersten, Quasare am Rande des sichtbaren Universums, die riesige Gasströme wegschleudern und stärker strahlen als ganze Galaxien, sowie kurze Ausbrüche von Gammastrahlung, deren Ursache bisher völlig unbekannt ist. Schon die vorläufigen Meßergebnisse haben die Astrophysiker in Erstaunen versetzt, stellen sie doch das bisherige Verständnis dieser Objekte entscheidend in Frage.

Der Grund für die dichte Folge von Überraschungen und Entdeckungen ist, daß Compton fast unberührtes wissenschaftliches Terrain erschließt. Die klassische Astronomie war einzig auf sichtbares Licht angewiesen, also auf einen winzigen Ausschnitt des elektromagnetischen Spektrums. Denn das Auge vermag Photonen nur bei Wellenlängen zwischen etwa 400 und 700 Nanometern – das entspricht Energien von 2 bis 3 Elektronenvolt – zu erkennen; und weil die Erdatmosphäre den immensen Anteil hochenergetischer Strahlung vom fernen Ultraviolett (mit Photonenenergien von etwa 10 Elektronenvolt) bis zum Gamma-Bereich (zwischen mehr als 10000 und einigen Billionen Elektronenvolt) absorbiert, wären Detektoren am Boden nutzlos gewesen.

Um Gammastrahlen registrieren zu können, hat man in den letzten zwei Jahrzehnten Meßinstrumente von Ballons oder Raketen über diese Abschirmung tragen lassen. Das Compton-Observatorium stellt den vorläufigen Höhepunkt dieses Bemühens dar. Im Gegensatz zu früheren Missionen kann der Satellit Photonen über einen breiten Spektralbereich von 30000 bis 30 Milliarden Elektronenvolt nachweisen, den ganzen Himmel nach Gammastrahlungsquellen durchmustern und sie außergewöhnlich vollständig erfassen – die Instrumente sind etwa zehnmal empfindlicher als alle früheren; auch ihre Winkel- und Zeitauflösung ist deutlich besser.

Comptons beachtliche Fähigkeiten zeugen von enormem Aufwand an technischer Entwicklung und Ingenieurarbeit (siehe Spektrum der Wissenschaft, Dezember 1988, Seite 34). Der Satellit trägt vier Meßinstrumente, die verschiedene, aber einander überlappende Spektralbereiche abdecken; jedes Instrument ist auf gewisse Untersuchungen spezialisiert: Das Burst and Transient Source Experiment (BATSE) untersucht kurzzeitige Phänomene wie Bursts (kosmische Gammastrahlungsausbrüche) und Flares (Strahlungsausbrüche auf der Sonne). Das Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE) eignet sich für die Messung des niederenergetischen Gammaspektrums verschiedener Himmelsobjekte. Das Imaging Compton Telescope (COMPTEL) liefert Bilder und Spektren von Objekten, die Gammastrahlung mittlerer Energie aussenden; und schließlich mißt das Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope (EGRET) die energiereichsten Photonen (Bild 2).

Gammastrahlen lassen sich nicht wie Licht reflektieren und fokussieren, deshalb wären herkömmliche Linsen und Spiegel nutzlos. Statt dessen beruhen die vier Meßinstrumente auf Techniken, die der Welt der hochenergetischen Teilchenphysik entstammen.

BATSE und OSSE enthalten Detektoren aus Natriumjodid. Wenn ein Gammaquant einen solchen Kristall trifft, regt es die Moleküle an, einen Blitz sichtbaren Lichts zu emittieren, der elektronisch registriert wird. COMPTEL spürt höherenergetische Gammaquanten mittels einer Schicht flüssigen Detektormaterials über einer Ebene aus Natriumjodid-Kristallen auf: Die Quanten werden im flüssigen Detektor zunächst gestreut, wobei sie Energie verlieren, so daß der Natriumjodid-Detektor sie dann absorbieren kann. Den Streuprozeß, bei dem hochenergetische Lichtquanten von Elektronen abprallen, hatte der amerikanische Physiker Arthur Holly Compton (1892 bis 1962, Nobelpreis 1927) im Jahre 1922 entdeckt, der deshalb als Namenspate gewählt wurde; er prägte auch den Begriff Photon für Lichtquant.

Zum Nachweis der energiereichsten Gammaquanten verwendet EGRET eine ganz andere Methode. Dieses Instrument enthält sogenannte Funkenkammern – zahlreiche Schichten von feinen Drahtgittern, die unter elektrischer Spannung stehen. Die einfallenden Photonen erzeugen Elektron-Positron-Paare (Positronen sind die Antiteilchen der Elektronen), die örtliche Kurzschlüsse zwischen den Drähten erzeugen. Diese winzigen Funken zeichnen den Weg des Gammaquants nach. Ein Natriumjodid-Detektor auf dem Boden des Geräts absorbiert schließlich die Elektronen und Positronen und mißt ihre Energie.

Drei Meßinstrumente haben ein weites Sichtfeld und erfassen große Abschnitte des Firmaments; sie werden durch Drehen des gesamten Satelliten ausgerichtet: BATSE besteht aus acht Einzeldetektoren – einer an jeder Ecke des Satelliten – und sieht somit praktisch die gesamte Himmelshälfte, die gerade nicht von der Erde bedeckt ist; COMPTEL erfaßt einen kreisförmigen Ausschnitt mit einem Öffnungswinkel von 64 Grad, und bei EGRET ist das Sichtfeld mit 45 Grad kaum kleiner.

Hingegen überblickt OSSE nur ein ziemlich schmales Rechteck von 4 mal 11 Grad. Dafür vermag dieser Detektor relativ schnell seine Blickrichtung zu ändern; er kann auf diese Weise eine spezielle Gammaquelle anvisieren und sich rasch wieder abwenden. Dadurch läßt sich das Hintergrundrauschen vom Signal subtrahieren.

Die Häufigkeit kosmischer Gammaquanten ist im Vergleich zum Fluß optischer Photonen sehr gering. Darum braucht Compton lange Beobachtungszeiten: Meist ist er zwei Wochen lang in einer Richtung positioniert. In dieser Zeit sammeln COMPTEL und EGRET Daten aus dieser Region, während BATSE fortwährend Gammastrahlen aus allen Richtungen aufzeichnet.

Der Satellit braucht für einen Umlauf in 400 Kilometern Höhe 92 Minuten; jedes Himmelsareal wird für etwa die Hälfte dieser Zeit von der Erde bedeckt. Da OSSE sich unabhängig von den anderen Meßinstrumenten ausrichten läßt, kann es auf ein zweites Objekt ausweichen, während das erste durch die Erde blockiert ist.


Gammastrahlungsausbrüche

Seit dem Start vor knapp drei Jahren hat Compton eine Fülle astronomischer Entdeckungen gemacht. Die interessantesten Beobachtungen betreffen kurzzeitige, aber extrem starke Blitze hochenergetischer Strahlung, die sogenannten Gamma-Ausbrüche (englisch bursts). Ihr Ursprung ist eines der großen Rätsel der heutigen Astronomie: Die Quellen (englisch gamma-ray bursters) gehören zu den auffälligsten Objekten in diesem Spektralbereich, und trotzdem weiß niemand, was sie sind, wo sie sind und wieso sie aufblitzen (siehe Spektrum der Wissenschaft, April 1985, Seite 96). Durch die neuen Daten von Compton sind sie nur noch geheimnisvoller geworden.

Kosmische Gamma-Ausbrüche waren erstmals in den späten sechziger Jahren von Ray W. Klebesadel und seinen Mitarbeitern vom Nationallaboratorium der USA in Los Alamos (New Mexico) entdeckt worden, und zwar mit speziellen Detektoren auf den Vela-Satelliten. Diese Instrumente hatte man eigentlich entwickelt, um Gamma-Blitze von Kernwaffenexplosionen zu registrieren und damit zu überwachen, ob die Sowjetunion den 1963 vereinbarten teilweisen Teststopp-Vertrag einhielte. Die Satelliten entdeckten tatsächlich kurze Stöße intensiver Strahlung; sie kamen aber nicht von der Erde, sondern anscheinend aus beliebigen Himmelsrichtungen und ereigneten sich etwa einmal pro Monat. Als die Geheimhaltung der Vela-Daten 1973 aufgehoben wurde, begannen die Astronomen sofort, die Natur dieses Phänomens zu erforschen.

Schwer verständlich daran ist, daß die Strahlungsausbrüche wie aus dem Nichts auftauchen und vergehen. Optische Teleskope finden am Ort des Ausbruchs weder einen ungewöhnlichen Stern noch ein anderes Himmelsobjekt. Obendrein sind die Bursts nicht alle gleich. Sie dauern von einer hundertstel bis zu 1000 Sekunden, und ihre Helligkeit variiert um den Faktor 100000. Die stärksten strahlen für kurze Zeit heller als alle anderen Gamma-Quellen am Himmel zusammen. Doch die absolute Intensität eines Ausbruchs könnte man erst ermitteln, wenn die Entfernung der Quelle bekannt wäre.

Vor dem Start von Compton hatten die Astronomen sich mehr oder weniger auf eine plausible Erklärung für solche Ereignisse geeinigt. Demnach rühren sie von Beben, Explosionen oder einfallenden Asteroiden auf der Oberfläche eines Neutronensterns her; solche Überbleibsel eines kollabierten Sterns haben ungefähr die Masse der Sonne, aber nur einen Durchmesser von 20 Kilometern, weil sich die Elektronen und Protonen normaler Atome vereinigt haben – sie sind praktisch dichte Ballungen von Kernmaterie. Alte, erkaltete Neutronensterne lassen sich mit optischen Teleskopen kaum direkt beobachten. Doch die Schwerkraft an ihrer Oberfläche ist so stark, daß selbst eine kleine Störung einen heftigen Gamma-Ausbruch auslösen könnte.

Es gibt eine einfache Methode, dieses Modell zu testen. Wie die meisten Sterne in unserer Galaxis halten sich auch die Neutronensterne vor allem in der flachen Scheibe auf, die den Hauptteil des Milchstraßensystems ausmacht. Die Gamma-Ausbrüche sollten sich deshalb in der Ebene der Milchstraße häufen. Frühere Beobachtungen legten zwar eine gleichförmigere Verteilung nahe, aber viele Astronomen erklärten diese Ergebnisse mit der geringen Empfindlichkeit der ersten Detektoren. Das weit überlegene BATSE-Instrument auf Compton sollte nun auch viel schwächere und weiter entfernte Ausbrüche nachweisen. Die Astronomen erwarteten, daß die schwächsten von BATSE beobachteten Ausbrüche – wie die schwachen Sterne, die das schimmernde Band der Milchstraße bilden – fast exakt die Scheibe der Galaxis nachzeichnen würden.

Die Befunde von BATSE haben diese Hypothese völlig zunichte gemacht. In den letzten zwei Jahren hat der Detektor durchschnittlich einen Ausbruch pro Tag registriert – aber die Ereignisse sind völlig gleichförmig über den Himmel verteilt. Sie zeigen nicht das geringste Anzeichen für eine Häufung entlang der galaktischen Scheibe oder in irgendeiner anderen Richtung (Bild 3 oben). Doch dafür fand BATSE ein deutliches Muster in der Helligkeit der Ausbrüche – und somit in ihren Entfernungen.

Wären die Quellen der Strahlung homogen im Universum verteilt, müßte die Anzahl schwach wahrgenommener Ausbrüche prinzipiell größer sein als die der intensiven. Dieser Zusammenhang folgt unmittelbar aus der Tatsache, daß die scheinbare Helligkeit eines Objekts mit dem Quadrat seiner Entfernung abnimmt, während das Volumen, in dem die Strahlungsquellen verteilt sind, mit der dritten Potenz des Abstands wächst. BATSE entdeckte aber, daß die Anzahl schwacher Ausbrüche viel schneller abnimmt, als man nach dieser Überlegung erwarten würde. Die verwirrende Folgerung ist, daß der Satellit offensichtlich bis an die Grenze der Quellen-Population schaut: Es gibt einfach deswegen zu wenige Bursts geringer Intensität, weil jenseits dieser Grenze praktisch keine mehr auftreten.

Die beiden Hauptergebnisse von BATSE besagen somit, daß die Erde im Mittelpunkt einer kugelsymmetrischen Anordnung von Gamma-Quellen liegt, die sich nur bis zu einem endlichen Abstand erstreckt. Die Astronomen zermartern nun ihr Hirn, welche Himmelsobjekte wohl derart verteilt sein mögen.

Theoretisch hat man viele exotische Erklärungen für die BATSE-Resultate ausgeheckt. Einige Forscher meinen, die Ausbrüche stammten von Kollisionen zwischen Kometen oder von anderen Vorgängen knapp außerhalb unseres Sonnensystems; doch wie dabei Gammastrahlung entstehen soll, ist schwer vorstellbar. Eine häufiger diskutierte Hypothese besagt, daß die Ausbrüche auf Neutronensternen stattfinden, die sich nicht in der Scheibe der Milchstraße aufhalten, sondern in einem riesigen Halo. Solche Modelle erfordern freilich ausgeklügelte Ad-hoc-Annahmen über Größe und Form des Halos; außerdem wirft diese Hypothese die Frage auf, warum die zahlreichen Neutronensterne in der galaktischen Scheibe nicht mehr Ausbrüche verursachen.

Besonders faszinierende Theorien behaupten, die Bursts seien in entlegenen Regionen des Universums entstanden – vielleicht, als zwei Neutronensterne eines Binärsystems verschmolzen oder als ein Neutronenstern von einem Schwarzen Loch verschlungen wurde. Demnach würde die begrenzte Verteilung der Ausbrüche von der endlichen Größe des sichtbaren Universums herrühren. Falls die Gammastrahlungsblitze wirklich fernen Galaxien entstammen, müssen sie jedenfalls von den energiereichsten Ereignissen im Universum herrühren.

Kürzlich hat eine spontane Abstimmung auf einem Treffen von Astrophysikern ergeben, daß der galaktische Halo und die kosmologischen Erklärungen etwa gleich viele Anhänger haben; nur eine kleine Minderheit favorisiert Modelle, wonach die Ausbrüche knapp außerhalb des Sonnensystems entstünden. Es gibt derzeit weit mehr als 100 Publikationen in führenden astronomischen Fachzeitschriften mit möglichen Erklärungen für das Rätsel. Vielleicht werden weitere BATSE-Daten in den nächsten Jahren die wahre Natur dieses geheimnisvollen Phänomens enthüllen. Viele Wissenschaftler suchen auch angestrengt nach optischen Lichtblitzen, die zusammen mit einem Gamma-Ausbruch auftreten; selbst eine einzige derartige Beobachtung würde schon helfen, die Anzahl konkurrierender Modelle zu vermindern.


Aktive Galaxienkerne

Zwar hat Compton in dieser Hinsicht die Ratlosigkeit nur noch weiter vertieft, doch dafür sind viele andere Himmelsphänomene aufgeklärt worden – insbesondere das der sogenannten aktiven Galaxienkerne. Solche hellen und kompakten Energiequellen verbergen sich in den Zentren von mindestens ein Prozent aller Sternsysteme, bei 30 Prozent gibt es Indizien für einen derartigen Unruheherd. Im Falle der Quasare (der leuchtstärksten aktiven Galaxienkerne) überstrahlt ein Gebiet, das kaum größer ist als unser Sonnensystem, die gesamte umgebende Galaxie bei weitem (siehe Spektrum der Wissenschaft, Januar 1991, Seite 98).

Die meisten Astronomen glauben, daß jeweils ein supermassives Schwarzes Loch – ein kollabiertes Objekt mit der millionen- bis milliardenfachen Masse der Sonne – die Ursache für die gewaltige von aktiven Galaxienkernen abgestrahlte Energie sei. Die enorme Gravitation des Schwarzen Loches fängt nahe Sterne ein und zerreißt sie. Bevor die Materiefetzen im Schwarzen Loch verschwinden, formen sie eine Scheibe aus extrem heißem Gas, das riesige Mengen elektromagnetischer Strahlung freisetzt – von niederenergetischen Radiowellen bis zu hochenergetischer Gammastrahlung.

In manchen Fällen rasen Elementarteilchen (zum Beispiel Elektronen und Positronen) fast mit Lichtgeschwindigkeit als dünne, magnetisch gebündelte Strahlen – sogenannte Jets – aus der Akkretionsscheibe heraus. Die Teilchen senden Strahlung aus und machen dadurch die Jets für die Astronomen sichtbar (Bild 5 rechts). Wenn der Jet direkt zum Beobachter weist, nennt man das Objekt einen Blasar (englisch blazar, von blaze, blendender Glanz).

Es gibt zwei Arten von aktiven Galaxienkernen: Die einen sind starke Radiostrahler, die anderen nicht. Fast alle Blasare sind intensive Radioquellen. Im allgemeinen sitzen die radiostarken Quellen in elliptischen Galaxien, während die im Radiobereich ruhigen in sogenannten Seyfert-Galaxien auftreten – Spiralgalaxien mit sehr strahlungsstarken Kernen, wie sie der amerikanische Astrophysiker Carl Keenan Seyfert (1911 bis 1960) erstmals 1943 beobachtete.

Durch Compton weiß man nun, daß die zwei Arten von aktiven Galaxien sich auch in der Gamma-Emission sehr deutlich unterscheiden. Wie OSSE und COMPTEL entdeckt haben, gibt es bei Seyfert-Galaxien keine Gamma-Emission mit Energien oberhalb 100000 Elektronenvolt. EGRET fand hingegen, daß viele radiostarke Blasare bis zu den höchsten Gamma-Energien strahlen, die das Gerät überhaupt zu messen vermag; damit gab es den Forschern erstmals eine Vorstellung von den unglaublichen Energiemengen, die diese Objekte aussenden (Bild 3 unten).

Im Juni 1991 beobachtete EGRET die ersten beiden Blasare: 3C273 – etwa 1,8 Milliarden Lichtjahre entfernt – und 3C279, der am Himmel nahe bei der Radioquelle 3C273 erscheint, in Wirklichkeit aber 4,6 Milliarden Lichtjahre entfernt ist (3C steht für den dritten Cambridge-Katalog der Radioquellen). Erstaunlicherweise erschien 3C279 als der bei weitem hellere von beiden: Trotz seiner großen Entfernung ist dieses Himmelsobjekt eine der stärksten Quellen von hochenergetischer Gammastrahlung (Bild 5 links). Um so hell sein zu können, muß es allein im Gammabereich mehrtausendfach soviel Energie aussenden wie die Milchstraße im gesamten Spektrum.


Rätselhafte Blasare

Dieser Blasar hielt noch mehr Überraschungen bereit. Während einer zweiwöchigen Beobachtungsperiode im Juni 1991 registrierte EGRET, wie 3C279 langsam doppelt so hell wurde; dann sank die Intensität in nur zwei Tagen auf ein Viertel. Die raschen Schwankungen bedeuten, daß die Gammastrahlung in einem sehr kleinen Gebiet erzeugt wird: Offensichtlich konnte eine physikalische Veränderung in nur wenigen Tagen über das Emissionsgebiet wandern und die Gamma-Emission deutlich beeinflussen. Demnach darf die Quelle höchstens einige Lichttage groß sein – ein paarmal so groß wie der Bahndurchmesser des Planeten Pluto.

EGRET hat seitdem 26 gamma-aktive Galaxienkerne entdeckt; fast alle sind Blasare wie 3C279. Die Gamma-Blasare sind 400 Millionen bis 9 Milliarden Lichtjahre entfernt; die entlegensten scheinen somit praktisch am Rande des sichtbaren Universums zu liegen (der in diesem Artikel bei 13 Milliarden Lichtjahren angenommen wird).

Die derzeit beste Erklärung für die starke Gamma-Emission von Blasaren ist, daß diese Strahlung in Jets entsteht, die auf die Erde gerichtet sind. In den Jets stoßen demnach niederenergetische Photonen (zum Beispiel sichtbares Licht oder Ultraviolettstrahlung aus der Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch) mit schnellen Elektronen zusammen. Dadurch erhalten die Photonen so viel Energie, daß sie zu Gammaquanten werden, und richten sich entlang des Jets aus. Da die erzeugte Strahlung in einem schmalen Strahl konzentriert ist, erscheint der Blasar extrem hell, wenn der Strahl zufällig zur Erde weist. Seit Jahren vermutet man, daß Jets die Emission einiger aktiver Galaxienkerne stark beeinflussen könnten; die EGRET-Resultate scheinen diese Theorie nun zu bestätigen.

Ein weiteres spektakuläres Phänomen am Gamma-Himmel ist eine Supernova – das Aufscheinen einer gewaltigen Explosion, die das Ende eines massereichen Sterns bedeutet. Supernovae haben die chemische Entwicklung des Universums stark geprägt. Der Urknall-Theorie zufolge enthielt das Universum anfangs nur Wasserstoff und Helium. Alle schwereren Elemente – etwa der Kohlenstoff in unserem Körper oder Silicium und Eisen, aus denen unsere Erde großenteils besteht – sind durch Kernfusionsprozesse im Inneren von Sternen entstanden. Vor allem Supernova-Explosionen sorgen nun dafür, daß diese Elemente wieder in den interstellaren Raum hinausgelangen und zum Aufbau der nächsten Stern- und Planeten-Generation beitragen. Stabile Sterne erzeugen zudem keine Elemente, die schwerer als Eisen sind, etwa Gold; solche Atome können sich nur bei den extrem hohen Temperaturen und Dichten einer Supernova-Explosion bilden.

Am 23. Februar 1987 hatten die Astronomen die einzigartige Gelegenheit, mehr über solche Prozesse zu erfahren: In der Großen Magellanschen Wolke – einer Begleitgalaxie des Milchstraßensystems – leuchtete die Supernova 1987A auf (siehe "Die große Supernova von 1987" von Stan Woosley und Tom Weaver, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 1989, Seite 86). Es war die nächste und hellste Sternexplosion dieser Art seit der Erfindung des Fernrohrs vor fast vier Jahrhunderten. Die Wissenschaftler richteten sofort alle verfügbaren irdischen und erdumkreisenden Teleskope auf dieses außergewöhnliche Objekt.


Radioaktivität und Supernovae

Der Vorläufer dieser Supernova war ein blauer Stern von etwa 20 Sonnenmassen. Während der Explosion erzeugten schnelle Nuklearreaktionen viele seltene und kurzlebige radioaktive Kerne sowie stabilere schwere Elemente. Manche radioaktiven Kerne senden beim Zerfall Gammastrahlen ganz bestimmter Energie aus. Am leichtesten läßt sich die Strahlung des Zerfalls von Kobalt-56 zu Eisen-56 und von Kobalt-57 zu Eisen-57 nachweisen. Einen Großteil der Gammastrahlung absorbiert die expandierende Gaswolke, die von der Supernova erzeugt wird; nach mehrfachen Streuprozessen verläßt ein Teil der Strahlung die Wolke als sichtbares Licht.

Bereits vor der Supernova 1987A hatten mehrere Theoretiker, unter anderem Donald D. Clayton von der Universität Clemson (South Carolina), Stirling A. Colgate vom Los-Alamos-Nationallaboratorium und Stanford E. Woosley von der Universität von Kalifornien in Santa Cruz, über die Rolle von radioaktiven Isotopen in Supernovae nachgedacht. Einige Forscher bemerkten, daß radioaktive Zerfälle die Energie zu liefern vermögen, die nötig ist, damit die expandierende Supernova sichtbar bleibt; andere meinten, vielleicht könnten einige der dabei erzeugten Gammaquanten die Explosionswolke durchdringen und somit direkt nachweisbar sein.

Die Daten der Supernova 1987A bestätigten die Vorhersagen auf verblüffende Weise. Kobalt-56 hat eine Halbwertszeit von 77 Tagen; zwischen 1987 und 1990 nahm die Stärke des sichtbaren Lichts der Supernova genau nach diesem Zerfallsgesetz ab. Außerdem entdeckten der Solar-Maximum-Mission-Satellit und Ballonsonden der amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA Gammastrahlen der Supernova mit Energien von 847000 und 1238000 Elektronenvolt. Das sind exakt die Energien beim Zerfall von Kobalt-56.

Seit 1991 nimmt die optische Helligkeit der Supernova 1987A mit einer Halbwertszeit von 270 Tagen ab; das entspricht genau der Halbwertszeit von Kobalt-57. Anscheinend ist jetzt dieses radioaktive Isotop die Hauptenergiequelle der Supernova. OSSE hat an die früheren Beobachtungen angeknüpft, indem es die für den Zerfall von Kobalt-57 typischen Gammaquanten bei 122000 Elektronenvolt nachgewiesen hat. Die relativen Intensitäten der von den beiden Kobalt-Isotopen stammenden Gamma-Emissionen geben Auskunft über das Mengenverhältnis der Isotope Nickel-57 und Nickel-56, die in der Supernova erzeugt werden. Dieses Verhältnis erweist sich als fast identisch mit dem in der Sonne gemessenen – ein eindrucksvoller Beweis, daß Supernovae die meisten schwereren Elemente erzeugen, die man in der Sonne und im übrigen Universum findet.

Andere in Supernovae gebildete radioaktive Elemente haben wesentlich längere Zerfallszeiten als Kobalt-56 und Kobalt-57. Das recht häufige Isotop Aluminium-26 hat zum Beispiel eine Halbwertszeit von 716000 Jahren. Da im Milchstraßensystem rund alle 30 Jahre eine Supernova auftritt, sollte das Aluminium-26 von etwa 24000 Supernovae (716000 geteilt durch 30) in der Galaxis vorhanden sein.

Die Gamma-Astronomie bietet die einzigartige Möglichkeit, das Aluminium-26 zu lokalisieren und damit festzustellen, wo neue Elemente synthetisiert werden. Außer Supernovae erzeugen vielleicht auch die weniger energiereichen Novae und bestimmte stark aktive Sterne Aluminium-26. Wenn dieses Isotop zerfällt, entstehen unter anderem Gammaquanten mit Energien von 511000 und 1809000 Elektronenvolt. Compton kann Ort und Intensität ihrer Quellen entlang der Milchstraße kartographieren. Die Gammastrahlung ist so energiereich, daß sie die Gas- und Staubmassen zu durchdringen vermag, welche die optische Beobachtung der Galaxie behindern; somit kann Compton das Aluminium-26 in der gesamten Galaxis erfassen.

COMPTEL hat kürzlich die erste vollständige Durchmusterung der Milchstraße im Lichte der Aluminium-26-Linie erstellt. Wie erwartet, konzentriert sich das Isotop – wie auch die meisten Sterne und Supernovae – in der galaktischen Ebene. Aber wir waren überrascht, daß die Karte mit hellen Flecken gesprenkelt ist, zwischen denen Gegenden mit geringerer Gamma-Aktivität dieser Wellenlängen liegen (Bild 4). Die Ursache für die hellen Flecken ist vorläufig unbekannt. Vielleicht sind es Gebiete, in denen massereiche Sterne entstehen, einzelne Supernova-Überreste in der näheren Umgebung oder ein Phänomen, an das wir noch gar nicht gedacht haben.

Mit Hilfe der Verteilung von Aluminium-26 und anderen Isotopen werden die Hochenergie-Astrophysiker einen immer genaueren galaktischen Atlas zeichnen können. Das COMPTEL-Gerät hat vor kurzem einen anderen weißen Fleck erforscht, indem es Gammastrahlung von Cassiopeia A – dem Überrest einer Supernova-Explosion im Jahre 1668 – beobachtete. Anscheinend hat das Instrument eine für Titan-44 (mit einer Halbwertszeit von 54 Jahren) typische Gamma-Emission nachgewiesen. An der Strahlung vom Zerfall dieses Isotops wird COMPTEL vielleicht noch weitere Supernova-Spuren aus historischer Zeit entdecken, die sich bisher hinter Gas- und Staubwolken verborgen haben.

Die Gammastrahlung mit einer Energie von 511000 Elektronenvolt, die beim Zerfall von Kobalt-56 und Aluminium-26 auftritt, ist exotischen Ursprungs: Zunächst entstehen bei diesen Zerfällen Positronen, die mit Elektronen paarweise zu purer Energie in Form von Gammaquanten zerstrahlen. Diese Paarvernichtung ist der endgültige Beweis von Albert Einsteins berühmtem Gesetz E=mc2 für die Umwandlung von Masse in Energie.

OSSE hat auch einen starken Fluß von 511000-Elektronenvolt-Gammaquanten aus der Zentralregion unserer Galaxis nachgewiesen. Wir sind überzeugt, daß diese Strahlung von Elektron-Positron-Paarvernichtungen herrührt, können aber bisher noch nicht mit Sicherheit sagen, von welchen Objekten die Positronen erzeugt werden. Einige könnten von radioaktiven Elementen stammen, die in den zahlreichen über die Zentralregion der Galaxis verstreuten Supernova-Überresten entstehen. Verschiedene Wissenschaftler meinen, die Paarvernichtungsstrahlung komme aus einer oder mehreren diskreten Quellen – möglicherweise aus Schwarzen Löchern stellarer Masse. Durch hochauflösende Kartierung der fraglichen Strahlung in der galaktischen Ebene wird ihr Ursprung sich wohl aufklären lassen (siehe "Das Zentrum der Galaxis" von Charles H. Townes und Reinhard Genzel, Spektrum der Wissenschaft, Juni 1990, Seite 76).


Gamma-Pulsare

Compton hat noch einen weiteren Vorgang nach Supernova-Explosionen aufgeklärt: Während sich der größte Teil des Sterns als radioaktive Wolke ausdehnt, implodiert der aus Eisen bestehende Kern und bildet einen kompakten Neutronenstern oder – im Extremfall – ein Schwarzes Loch. Neutronensterne bestehen im wesentlichen aus dicht gepackter Kernmaterie; ein Teelöffel davon würde mehr als eine Milliarde Tonnen wiegen. Wenn der Kern einer Supernova kollabiert, erhöht sich seine Rotationsgeschwindigkeit wegen der Erhaltung des Drehimpulses (wie im bekannten Beispiel der Eislauftänzerin, die ihre Arme einzieht, um eine schnelle Pirouette zu drehen) bis auf Hunderte Umdrehungen pro Sekunde. Durch das drastische Schrumpfen erhöht sich außerdem die Stärke des Magnetfeldes bis zum Billionenfachen des Erdfeldes.

Der rasend schnell rotierende Neutronenstern wirkt als gigantischer Teilchenbeschleuniger. Subatomare Teilchen werden von seinem Magnetfeld eingefangen und herumgewirbelt, bis sie nahezu Lichtgeschwindigkeit erreichen. Diese energiereichen elektrisch geladenen Teilchen erzeugen nun Strahlungskegel, die – wie die Lichtstrahlen eines Leuchtturms – mit dem Stern mitrotieren. Wenn diese Kegel die Erde streifen, sehen die Astronomen den Neutronenstern blinken.

Dieses Phänomen hat man erstmals 1967 bemerkt; damals entdeckten Antony Hewish und Jocelyn Bell an der Universität Cambridge (England) Radioquellen, die schnell und äußerst regelmäßig pulsieren – sogenannte Radiopulsare. Unterdessen hat man auch bei viel höheren Energien Pulsare gefunden.

Von den 500 bekannten Radiopulsaren ließen sich vor dem Start von Compton nur zwei – der Krebs- und der Vela-Pulsar – auch im Gammabereich nachweisen. Compton hat vier weitere Gammapulsare gefunden: den Circinus-Pulsar, die Objekte PSR1706-44, PSR1055-52 und Geminga (die Zahlen geben die Himmelskoordinaten an). An ihnen hat das Weltraum-Observatorium ebenfalls überraschende Details entdeckt, die die gängigen Theorien erweitern und in Frage stellen.

Pulsare analysiert man oft anhand ihrer Strahlungskurven in verschiedenen Spektralbereichen; sie geben an, wie sich die Intensität im Laufe einer Rotation ändert. Ein Blick auf die Kurven der sechs bekannten Gammapulsare zeigt, daß jeder ein individuelles, unverwechselbares Signal sendet. Der Krebs-Pulsar zum Beispiel emittiert wie ein Leuchtturm zwei Pulse pro Rotation, und zwar synchron in verschiedenen Spektralbereichen. Der Vela-Pulsar zeigt je nach Spektralbereich unterschiedliche Kurven. Krebs- und Vela-Pulsar blinken im Optischen – das tut sonst kein Pulsar. Und schließlich gibt es den Außenseiter Geminga, der ein starker Gammastrahler ist, aber im Gegensatz zu allen anderen bekannten Pulsaren mit Radioteleskopen nicht zu entdecken ist (Bild 6).

Geminga ist vielleicht der erste Repräsentant einer neuen Klasse von Pulsaren, die im Radiobereich nicht strahlen (siehe Spektrum der Wissenschaft, August 1992, Seite 30). Viele Forscher suchen derzeit in den Compton-Daten nach Indizien für weitere reine Gammapulsare. Das Schweigen von Geminga im Radiobereich könnte den Grund haben, daß der Radiostrahl des rotierenden Sterns stärker fokussiert ist als der Gammastrahl, so daß die Radiopulse die Erde verfehlen. Manche Compton-Daten sprechen für diese Hypothese; zum Beispiel sind beim Krebs-Pulsar die Radiopulse anscheinend deutlich schmäler (das heißt von kürzerer Dauer) als die Pulse im Gammabereich.

Aus den neu entdeckten Gammapulsaren hat man eine bemerkenswerte Erkenntnis gewonnen: Alte, langsam rotierende Neutronensterne erzeugen Gammastrahlung auf viel effektivere Weise als junge. Die Wissenschaftler bestimmen das Alter eines Pulsars, indem sie messen, wie schnell seine Rotationsperiode im Laufe der Jahre zunimmt, weil die emittierte Strahlung mit der Zeit seinen Drehimpuls aufzehrt. Aus dem Zusammenhang zwischen Periode der Strahlungspulse und Änderungsrate der Rotation läßt sich in guter Näherung bestimmen, vor wie langer Zeit der Pulsar bei einer Supernova-Explosion entstanden ist.

Um die Effizienz eines Gammapulsars zu berechnen, dividieren die Astronomen die in Form von Gammastrahlung abgegebene Energie durch den gesamten Energieverlust, der sich aus der Änderung der Rotationsperiode ergibt. Erstaunlicherweise scheinen Geminga und PSR1055-52 fast ihre gesamte Energie in Form von Gammastrahlung zu emittieren. Wie das geschieht, ist noch unklar; vom Standpunkt der Gamma-Astronomie werden Pulsare jedenfalls mit den Jahren immer leistungsfähiger.

Die hier präsentierten Ergebnisse sind nur ein kleiner Ausschnitt aus der Datenflut, die das Compton-Observatorium bisher geliefert hat. Die meisten Phänomene am Gamma-Himmel sind vergänglich oder variabel, und darum wird Compton wohl künftig noch viel Überraschendes entdecken. Schon jetzt hat der Satellit das Bild vom All weit über die Grenzen des optisch Sichtbaren erweitert. Wir erwarten, daß das Observatorium noch fünf bis zehn Jahre in Betrieb bleiben wird. Der Gamma-Astronomie stehen also noch große Zeiten bevor.

Literaturhinweise

- Das Gammastrahlenobservatorium GRO. Von Volker Schönfelder, Gottfried Kanbach in: Sterne und Weltraum, Heft 2, Seiten 79-85, und Heft 3, Seiten 157-163, 1990.

– Spektakuläre Entdeckungen am Gammahimmel mit dem Compton-Observatorium. Von Volker Schönfelder in: Sterne und Weltraum, Heft 1, 1994.

– Oriented Scintillation Spectrometer Experiment Observations of 57CO. Von J.D. Kurfess und anderen in: Astrophysical Journal, Band 399, Heft 2, Seiten L137-L140, 10. November 1992.

– Spatial Distribution of 8-Ray Bursts Observed by BATSE. Von C.A. Meegan und anderen in: Nature, Band 355, Heft 6356, Seiten 143-145, 9. Januar 1992.

– Quasars, Blazars, and Gamma Rays. Von Charles D. Dermer, Reinhard Schlickeiser in: Science, Band 257, Seiten 1642-1647, 18. September 1992.

– Probing the Gamma-Ray Sky. Von K. Hurley in: Sky and Telescope, Band 84, Heft 6, Seiten 631-636, Dezember 1992.

– The Gamma-Ray Universe. Von D.A. Kniffen in: American Scientist, Band 81, Heft 4, Seiten 342-349, Juli/August 1993.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 2 / 1994, Seite 64
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