Gammablitze sind die energiereichsten Strahlungsausbrüche im Universum. Ihr sehr kurzes Aufleuchten wurde zum ersten Mal zufällig im Jahr 1967 durch US-amerikanische Satelliten beobachtet, die eigentlich den Einsatz von Kernwaffen überwachen sollten. Heute registriert allein der Gamma-ray Burst Monitor (GBM) an Bord des Weltraumobservatoriums Fermi jährlich etwa 250 Gammablitze. In den Daten des Teleskops hat eine Gruppe um Maria Ravasio von der Radboud-Universität Nijmegen in den Niederlanden eine bislang nie gesehene Strahlungsemission entdeckt, die möglicherweise verrät, wie der Blitz Teilchen bis fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigte. Das berichten die Forschenden in der Fachzeitschrift »Science«. Der Erfolg gelang ihnen nicht bei irgendeinem Gammablitz (englisch: gamma-ray burst, GRB), sondern bei GRB 221009A – dem hellsten aller Zeiten. Dieser war derart leuchtstark, dass er ehrfürchtig BOAT genannt wird, kurz für »brightest of all times« .

Eine ungewöhnliche Linie

Die Strahlung des BOAT erreichte die Erde am 9. Oktober 2022. Ihr Ursprung lag in einer 2,4 Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie, aber selbst aus dieser gewaltigen Distanz blendete sie den GBM von Fermi für etwa eine Minute. Ravasio und ihr Team haben zunächst unbrauchbare Daten herausgefiltert und fanden anschließend eine schmale, Gauß-förmige Emissionslinie im Energiespektrum von GRB 221009A: Sie trat rund 280 Sekunden nach Beginn des Gammablitzes bei Energien von etwa 10 Megaelektronvolt (MeV), also 10⁷ Elektronvolt, auf (siehe »Verräterische Linie«).

Spektrallinien wie diese sind in der Astronomie eigentlich nichts Ungewöhnliches – bei Gammastrahlenausbrüchen bislang allerdings schon. In einem Sternspektrum, oder auch im Lichtspektrum ionisierter Gaswolken, verraten diskrete Emissions- oder Absorptionslinien die chemische Zusammensetzung der Materie. Sie weisen zum Beispiel auch auf die Existenz von Exoplaneten oder Sternpulsationen hin. Ganz typisch ist, dass die Linien einem kontinuierlichen Spektrum überlagert sind.

Nichtthermische Strahlung

Im großen Unterschied zu Sternenlicht ist die Gammastrahlung eines GRB nicht nur viele Größenordnungen energiereicher, sie stammt auch von einem Objekt, dessen Materie nicht bei einer bestimmten Temperatur im thermischen Gleichgewicht ist. Die Gammastrahlung ist nichtthermisch, was bedeutet, dass ihre Energie von ganz anderen Prozessen herrührt, etwa der Beschleunigung in starken Magnetfeldern. Die Vorgänge, die zu GRBs führen, ähneln damit Teilchenbeschleunigern wie dem Large Hadron Collider (LHC), die Physiker auf der Erde nutzen, um subatomare Partikel auf hohe Energien zu bringen.

Nichtthermische Energiespektren sind im Vergleich zu thermischen Sternspektren ausgesprochen eintönig. Trägt man die Flussdichte eines GRB – im Wesentlichen die Helligkeit der Gammastrahlung – gegen die Energie auf, lässt sich der Verlauf mit nur drei Parametern vollständig beschreiben: GRB-Spektren zeigen eine Art Knickpunkt bei einer bestimmten Energie, bei dem die anfängliche Zunahme der Helligkeit in eine Abnahme übergeht. Die beiden Steigungswerte und die »Knickpunktsenergie« sind die einzigen Größen, die sich aus einem solchen Spektrum ermitteln lassen (siehe »Ein typischer Gammablitz«).

Kurze und lange GRBs

Gammablitze emittieren innerhalb von Sekunden Energiemengen, die entstehen würden, wenn man die Gesamtmasse der Sonne gemäß E = mc^² in pure Strahlungsenergie umwandeln könnte. Aus den nichtthermischen GRB-Spektren, der freigesetzten Energie und dem Beobachten des manchmal nach dem eigentlichen Gammablitz auftretenden Nachleuchtens lässt sich ein ziemlich stimmiges Bild der Gammastrahlenausbrüche zeichnen: Der einzige überzeugende Prozess, der die notwendigen Energien aufbringen kann, ist die Bildung eines Schwarzen Lochs mehrfacher Sonnenmasse. Es ist die Maschine hinter dem Gammablitz. Dieses Schwarze Loch kann entweder beim Kollaps eines schweren Riesensterns in einer Hypernova entstehen oder beim Verschmelzen zweier Neutronensterne. Die beiden Szenarien lassen sich leicht unterscheiden: Hypernovae produzieren langzeitige GRBs, die Sekunden bis Minuten aufflammen; Neutronensternverschmelzungen dagegen produzieren kurzzeitige, maximal zwei Sekunden dauernde Blitze. Beide Arten werden beobachtet, wobei die langen GRBs häufiger auftreten als die kurzen.

Kosmische Teilchenbeschleuniger

Sowohl bei der Hypernova als auch bei den verschmelzenden Neutronensternen erzeugt das Zusammenspiel aus neu entstandenem, rotierendem Schwarzen Loch, einstürzendem Material und starken Magnetfeldern zwei gegenläufige, entlang der Rotationsachse verlaufende Materiestrahlen, die Jets (siehe »Gebündelter Strahl«). Es sind diese Jets, in denen die Gammastrahlung der GRBs entsteht. In ihnen werden vor allem leichte und mobile Elektronen fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt. Die Jets breiten sich aus und treffen mit hohen Geschwindigkeiten auf interstellare Materie in der Umgebung. Dort werden die Jets abrupt abgebremst (»geschockt«), so dass ein Teil ihrer kinetischen Energie in Strahlung und Wärme umgewandelt wird. Die initial frei werdende Strahlung ist der eigentliche Gammablitz; die nach und nach auslaufende Schockfront produziert auch elektromagnetische Wellen geringerer Energie: das häufig beobachtete Nachleuchten des GRB.

Die GRB-Maschine ist achsensymmetrisch. Nur wenn ein Jet direkt in Richtung Erde weist, sieht man den GRB – und je enger der Jet ist, desto heller ist der Blitz. Der BOAT erschien vor allem deshalb so hell, weil sein Jet nur knapp zwei Grad aufgefächert war und genau auf die Erde zeigte.

Anders als der LHC ist ein GRB-Beschleuniger eine sprichwörtliche »Black Box«: Was in seinem Inneren passiert – welche Teilchen beschleunigt werden, wie sie ihre Energie erhalten und wie genau sie die Gammastrahlung erzeugen –, kann man nur indirekt ableiten. »Die Bedeutung der von uns entdeckten Spektrallinie steht in direktem Zusammenhang mit der Physik des Jets und seiner Zusammensetzung«, meint Ravasio. Die beobachtete Linie bei 10 MeV liefert also sehr wahrscheinlich erstmals konkrete Hinweise darauf, was genau im Jet eigentlich geschieht.

Zerstrahlen von Elektronen und Positronen

»Eine Emissionslinie zeigt im Allgemeinen, dass ein Mechanismus im Spiel ist, der Photonen mit einer ganz bestimmten Energie – oder Frequenz – erzeugt«, so Ravasio weiter. Eine ganze Reihe solcher Mechanismen ist in der Physik bekannt. Einer von ihnen ist die Zerstrahlung oder Annihilation von Elektronen und ihren Antiteilchen, den Positronen. Treffen sich die beiden gleich schweren, aber unterschiedlich elektrisch geladenen Partikel, so zerstrahlen sie zu einem Paar von Gammaphotonen mit einer Energie von jeweils 511 Kiloelektronvolt (keV oder 1000 eV).

Folgt man Ravasio und ihren Kollegen, dann war die Elektron-Positron-Annihilation auch im Jet von GRB 221009A am Werk. Genauso wie Elektronen und Positronen zu Gammaphotonen zerstrahlen können, können zwei Gammaphotonen mit je 511 keV wieder ein Paar aus Elektron und Positron erzeugen. Somit könnte es im Jet einen großen Vorrat an Elektron-Positron-Paaren geben, die permanent Strahlung produzieren. Ein Teil der Strahlung entkommt schließlich dem Jet und wird sichtbar.

Um die beobachtete Emissionslinie zu erklären, deren Energie um rund den Faktor 20 höher ist als die der Annihilationsstrahlung, muss letztere einen relativistischen Dopplerboost erfahren. Dabei wird die Wellenlänge der Strahlung verkürzt, also ins Blaue verschoben, wenn sie sich mit hoher Geschwindigkeit auf einen Beobachter zubewegt. Das erhöht ihre Energie: Um den notwendigen Boost von 511 keV auf die beobachteten 10 MeV zu bewerkstelligen, müssen sich die Elektronen und Positronen im Jet mit 99,9 Prozent der Lichtgeschwindigkeit bewegen. In typischen GRBs erreichen die Teilchen sogar noch etwas höhere Geschwindigkeiten. Wenn allerdings schnellere Bereiche des Jets mit langsameren kollidieren, könnte dies zu einer Abbremsung führen, die genau die benötigte Geschwindigkeit zur Erklärung der 10-MeV-Linie ergibt – so zumindest argumentieren die Autoren in ihrer Arbeit. »Diese Interpretation ist jedoch noch vorläufig. Wir brauchen Zeit, um alle möglichen Szenarien zu untersuchen und detaillierte Berechnungen durchzuführen«, gibt Ravasio zu bedenken.

Wirklich einzigartig?

Warum hat man diese Linie bislang nur bei GRB 221009A und nicht bei den mehr als 3000 Gammastrahlenausbrüchen bemerkt, die alleine mit dem Fermi-Observatorium bereits gesichtet wurden? Der Forscherin zufolge liegt das wohl an der besonderen Helligkeit von GRB 221009A: Die Linie liegt in einem hohen Energiebereich, für den die Gammadetektoren nur begrenzt empfindlich sind. In weniger hellen GRBs könnte die Linie daher schlicht zu schwach für den Nachweis gewesen sein.

Bei GRB 221009A jedenfalls ist sie über jeden statistischen Zweifel erhaben; die Wahrscheinlichkeit einer zufälligen Schwankung liegt nur bei zirka 1:500 Millionen. Für rund 1,5 Minuten hob sich die Linie klar aus dem Strahlungshintergrund hervor, danach verschwand sie wieder im Rauschen. Wie das Team feststellte, verringerte sich in diesem Zeitraum außerdem ihre Energie von anfänglich 12 auf nur noch 5 bis 6 MeV – die Linie wanderte also zu größeren Wellenlängen. Genau solch ein Verhalten erwarten die Wissenschaftler für blauverschobene Annihilationsstrahlung.

Ein sicherer Nachweis

Die Energieverschiebung liefert auch einen überzeugenden Hinweis darauf, dass die Linie echt und kein instrumentelles Artefakt ist. Ein solches Artefakt war von Experten befürchtet worden, schließlich war der Detektor an Bord von Fermi nie zuvor der Strahlung eines so hellen GRB ausgesetzt gewesen. »Das GBM-Team war zunächst skeptisch, vor allem auf Grund früherer Behauptungen [ähnlicher Linien], die sich als statistisch unbedeutend erwiesen oder methodische Mängel hatten«, meint etwa Colleen Wilson-Hodge, wissenschaftliche Leiterin des Fermi GBM vom Marshall Space Flight Center der NASA, die an der Arbeit von Ravasio und ihren Kollegen nicht beteiligt war.

Kurz nach der Bekanntmachung der Spektrallinie überprüfte Wilson-Hodge zusammen mit ihrem Team die Analyse ihrer Kollegen. Das eindeutige Ergebnis ihrer unabhängigen Untersuchung, die Ende September 2024 auf dem Preprintserver ArXiv veröffentlicht wurde, fasst Wilson-Hodge wie folgt zusammen: »Wir haben instrumentelle Effekte untersucht und festgestellt, dass solche Effekte weder Linien bei dieser Energie erzeugen können noch Linien, deren Energie variabel ist.« Eine weitere Analyse durch eine Gruppe um Yan-Qiu Zhang von der Chinesischen Akademie der Wissenschaften, die zum gleichen Ergebnis kommt, wurde inzwischen in einer Fachpublikation veröffentlicht.

Zusätzliche Beobachtungen

Alle Zweifel ausräumen würde eine unabhängige Bestätigung der Linie durch ein zweites Gammaobservatorium. Von sämtlichen Detektoren im All ist neben Fermi nur das russische Instrument Konus an Bord des NASA-Satelliten Wind in der Lage, GRBs bei Energien von 10 MeV zu registrieren. Auch Konus hatte GRB 221009A im Blick, wie Dmitry Frederiks vom Joffe-Institut in Sankt Petersburg berichtet: »Leider ist die Telemetrie des Wind-Satelliten begrenzt, so dass die Zeitspanne unserer Spektralmessungen etwa 20 Sekunden vor dem Zeitbereich endet, in dem Ravasio und ihre Gruppe die Spektrallinie entdeckt haben.«

Dennoch haben Frederiks und sein Team noch einmal genauer nachgeschaut und können einen Teilerfolg vermelden: Sie fanden tatsächlich eine Anomalie bei etwa 10 MeV – zu dem Zeitpunkt, als der Fermi-GBM-Sensor gesättigt war. Allerdings sticht die von ihnen beobachtete Linie nicht so deutlich aus dem Hintergrundrauschen hervor und reicht damit nicht für eine Bestätigung aus. Frederiks glaubt trotzdem, dass die Linie der Kollegen wahrscheinlich echt ist: »Ich denke, die präsentierten Ergebnisse sowie die durchgeführten Analysen sind recht solide.«

Man darf davon ausgehen, dass die Wissenschaftler nun noch genauer nach möglichen Spektrallinien Ausschau halten, sowohl bei zukünftigen als auch vergangenen Gammablitzen. Auf die Hilfe durch einen neuen BOAT sollten sie dabei nicht zu sehr hoffen: Eine statistische Analyse hatte gezeigt, dass ein solch extrem heller Blitz nur alle 10 000 Jahre zu erwarten ist – aber vielleicht meint es der Zufall ja gut mit uns?