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Das sichtbare Licht umfasst nur eine Oktave des gesamten Spektrums der elektro

abgreifen, enthüllen sie fremde Landschaften und physikalische Prozesse, die opti

EXTRATERRESTRISCHE PHYSIK in Garching spielen auf der Tastatur des Gamma

FOKUS

Die Galaxis glüht

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GALAKTISCHE STREIFLICHTER

magnetischen Strahlung. Wenn Astronomen mit Antennen oder Satelliten die Klaviatur des Universums

schen Teleskopen verborgen bleiben. Forscher um ROLAND DIEHL vom MAX-PLANCK-INSTITUT FÜR

lichts. Dabei gewinnen sie tiefe Einblicke in die Milchstraße – und dazu nutzen sie sogar die Radioaktivität.

im Gammalicht

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Seit Urzeiten blicken die Men-schen auf zu einem diffus

leuchtenden Band, das sich in klarenNächten über den Himmel zieht.Jahrtausende blieb das rätselhafteGlimmen vor allem Gegenstand derMythologie. Immerhin meinte dergriechische Naturphilosoph Demokritim 5. Jahrhundert vor Christus, diese„Milchstraße“ bestehe aus unzähli-gen schwachen Sternen – eine da-mals revolutionäre Behauptung, dietatsächlich erst 2000 Jahre späterbestätigt wurde.

„Meine dritte Beobachtung betrifftdas Wesen der Milchstraße (...) Aufwelchen ihrer Abschnitte man dasFernrohr auch richten mag, sogleichzeigt sich dem Blick eine ungeheureMenge von Sternen, von denen meh-rere ziemlich groß und sehr auffal-lend sind; die Anzahl der kleinen je-doch ist schlechthin unerforschlich.“Im März 1610 schreibt das ein Mann,der mit einem selbstgebauten Fern-rohr in unbekannte Regionen vor-dringt und damit in die Geschichteeingehen wird: Galileo Galilei. Waser entdeckt, ist buchstäblich nichtvon dieser Welt, und so trägt dieSchrift den Titel SIDEREUS NUNCIUS

(„Sternenbote“). In ihr schildert der italienische Mathematiker undAstronom seine Beobachtungen derJupitertrabanten, des Erdmonds undeben auch der Milchstraße (Kasten,Seite 23).

Wer dieses Galaxis genannte Sys-tem mit bloßen Augen betrachtet,sieht das Licht unzähliger Sterne –Sonnen ähnlich der unseren, die ihreEnergie aus Kernfusionsprozessenspeisen. Die Oberflächen der Gasbäl-le sind heiß und leuchten wie eine

brennende Kerze. Nicht nur Sterneerzeugen im Universum eine solchethermische Strahlung. Die Astrono-men kennen die unterschiedlichstenQuellen von Wärmestrahlung: ex-plodierende Riesensonnen – so ge-nannte Supernovae –, Planeten odersogar interstellarer Staub, der mitTemperaturen nahe dem absolutenNullpunkt von minus 273,15 Grad

Im Jahr 1054 beobachtetenchinesische Astronomen dasAufblitzen einer Supernova im Sternbild Stier. Seitdem

leuchtet der Überrest der ex-plodierten Sonne am irdischen

Firmament. Stellare Leichenwie der Krabbennebel bieten

Gamma-Astronomen einfruchtbares Forschungsfeld.

Unsere Milchstraße durch verschiedene Fenster – also in unterschiedlichen Spektralbereichen – betrachtet: sichtbares Licht, Radiostrahlung des Kohlenmonoxids, Infrarotlicht, gesamter Radiobereich, Gammastrahlung sowie Gammastrahlung einer bestimmten Energie, die dem radioaktiven Zerfall entspringt (von oben).

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Zentralbereich der GalaxisZentralbereich der Galaxis

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Celsius leuchten. Während kalte Kör-per im langwelligen Infrarot glim-men, strahlen die heißen Supernovaeeinen beträchtlichen Teil ihrer Ener-gie als Röntgenlicht ab und reichendamit hinauf bis in das kurzwelligeEnde des Wärmespektrums. Thermi-sche Prozesse können allerdingskaum Licht noch höherer Energienerzeugen – und dennoch ist das Uni-versum erfüllt davon. Woher alsostammt diese sehr kurzwellige Gam-mastrahlung?

EXOTISCH HEISST

JENSEITS VON HEISS

Sie entsteht in exotischen kosmi-schen Regionen durch so genanntenicht-thermische Prozesse. Nicht-thermisch deshalb, weil hier der Be-griff Temperatur seine Bedeutungverliert. Roland Diehl vom Max-Planck-Institut für extraterrestrischePhysik in Garching bezeichnet dieseBereiche daher als „jenseits vonheiß“. Die Forscher messen keineTemperaturen, sondern ausschließ-lich Strahlungsenergien, die bis zu1020 Elektronenvolt reichen – weitmehr, als man in irdischen Be-schleunigern erzeugen kann. „Hät-ten wir Gamma-Augen, sähen wirdie Milchstraße im Licht von Prozes-sen, wie wir sie aus der Hochener-giephysik der großen Teilchenbe-schleuniger-Labore kennen“, sagtDiehl. Statt der normalen Sterne be-stimmten Blitze von Pulsaren und

gleißend helles interstellares Gas dasGesamtbild des galaktischen Bandes,das sich besonders deutlich am Him-mel abzeichnen würde.

Die Astrophysiker unterscheidenim Wesentlichen vier Quellen kosmi-scher Gammaquanten:® Bremsstrahlung. Sie tritt auf,

wenn ein nahezu lichtschnellesgeladenes Teilchen, etwa ein Elek-tron, im elektrischen Feld einesAtomkerns umgelenkt und dabeiabgebremst wird.

® Inverser Compton-Effekt. Dabeiüberträgt ein energiereiches Elek-tron wie beim Billardspiel einenTeil seiner Energie auf ein Licht-teilchen.

® Annihilation von Materie undAntimaterie. Ein Elektron findetsein Antiteilchen (Positron), unddas Paar geht vollständig in Gam-malicht auf – in Form zweier Pho-tonen.

® Radioaktiver Zerfall. Hier ver-wandelt sich spontan ein Elemen-tarbaustein im Atomkern, und derso umgebaute Kern nimmt unterAussendung vonGammastrahlung ei-nen stabileren Zu-stand ein.

Um zwischen diesenQuellen zu unterschei-den, machen Forscherwie Roland Diehl das,was Joseph von Fraun-hofer vor 200 Jahren alsErster mit dem Sonnen-licht angestellt hat: Siezerlegen die ankom-mende Strahlung in einSpektrum und sortierensie nach der Wellenlän-ge. So spannt sich einkleiner Regenbogen auf, dessen un-terschiedliche Farben verschiedenenEnergien entsprechen. „Aus demFarbverlauf im Spektrum schließenwir auf die zugrunde liegenden Pro-zesse“, erläutert Diehl.

Diese Methode mag kompliziertklingen – und doch kennt jeder siezumindest in Grundzügen aus demChemieunterricht: Wird Natrium indie Flamme eines Bunsenbrenners

gestreut, verfärbt sie sich gelb, unddas Spektrum zeigt eine intensive Linie bei einer Wellenlänge von589,2 Nanometer (millionstel Milli-meter). Magnesium in den Wunder-kerzen wiederum erhellt das Weih-nachtszimmer mit fast weißem Licht.Solche charakteristischen Farbge-bungen identifizieren Astrophysikerals Fingerabdrücke der Elemente – jegenauer man hinschaut, desto klarertreten die Spektrallinien hervor.Übrigens erscheinen sie in den opti-schen Spektren der Sonne oder an-derer Sterne als dunkle Absorptions-linien, weil die Elemente in denkühleren stellaren Gasatmosphärendas Licht des darunter liegendenleuchtenden Sterninnern genau beijenen Wellenlängen abschwächen,bei denen sie selbst leuchten würden.

NACHRICHTEN AUS

DEM ATOMKERN

Bei aller Gemeinsamkeit besteht je-doch ein entscheidender Unterschiedzwischen dem optischen und demGammabereich: Die Linien im sicht-

FOKUS

Im Universum gibt es im Wesentlichen vier unterschiedliche Prozesse, die Gammastrahlung erzeugen (Beschreibung im Lauftext rechts).

Die Welt der Atomkerne erschließt sich auch durch charakteristische Gammastrahlung – und das im Universumebenso wie im irdischen Teilchenbeschleuniger-Labor.

baren Spektrum künden vom Ge-schehen in den Atomhüllen, die Lini-en im Gammalicht aber von Vorgän-gen in den Atomkernen. Außerdemist Gammastrahlung sehr energie-reich und damit extrem kurzwellig,ihre Wellenlängen liegen zwischeneinem milliardstel und zehn billi-onstel Millimeter. Üblicherweise wer-den die Spektrallinien durch ihre Energie gekennzeichnet, gemessen in IL

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GALAKTISCHE STREIFLICHTER

Galileo Galilei entdeckte Anfang des 17. Jahrhunderts, dass dieMilchstraße aus einzelnen Sternen besteht. Danach vergingen na-hezu 150 Jahre, bis sich ein Wissenschaftler wieder Gedanken überdieses Gebilde machte: Thomas Wright of Durham glaubte, dieSterne seien in einer flachen, einem Schleifstein ähnlichen Regionangeordnet, die um den gesamten Himmel reicht. Die Milchstraßesei nichts anderes als die Projektion dieses Schleifsteins.

Der deutsche Philosoph Immanuel Kant griff die These auf – undkam der Wahrheit schon sehr nahe. In seiner 1755 erschienenenALLGEMEINEN NATURGESCHICHTE UND THEORIE DES HIMMELS erklärt er dieMilchstraße als ausgedehnte, sehr dünne Schicht von Sternen. Sonne, Erde und alle übri-gen Planeten befinden sichinnerhalb dieser Schicht,jedoch nicht in deren Mit-telpunkt. Abhängig von derBlickrichtung, in die Ebeneder Schicht hinein odersenkrecht aus ihr heraus,sehen wir unterschiedlichviele Sterne.

Wie aber sollten die Astro-nomen herausfinden, ob der scheinbare Anblick derMilchstraße am Himmelderen tatsächliche räumli-che Struktur widerspiegelt?Eine Lösung verhieß die vonFriedrich Wilhelm HerschelEnde des 18. Jahrhundertserfundene Stellarstatistik: die Erfassung aller im Fernrohr sicht-baren Sterne nach Koordinaten und Helligkeiten. Abgesehen von der Unsicherheit dieser Messungen – so konnten zwar die scheinba-ren Sternhelligkeiten bestimmt werden, nicht aber deren absoluteLeuchtkräfte und somit auch nicht deren Entfernungen – scheitertedas Unterfangen an einem grundsätzlichen Problem: Die Milchstra-ße steckt voller Gas- und Staubwolken, die das Sternlicht absorbie-ren. Das behindert die Sicht auf das Zentrum und verbirgt insgesamtden Blick auf die übergeordnete Struktur.

Daher kann die Stellarstatistik niemals das System als Ganzes er-fassen, sondern nur die Umgebung der Sonne bis zu einem Umkreisvon rund 10000 Lichtjahren. Der Durchbruch gelang erst, als dieAstronomen Mitte des 20. Jahrhunderts gelernt hatten, den Him-mel mit anderen Augen zu betrachten: mit Radioteleskopen.

Wasserstoff ist das häufigste Element im Weltall. Als Teil der inter-stellaren Materie erfüllt der neutrale Wasserstoff (HI) den Raumzwischen den Sternen und damit die Milchstraße. Das heißt: DieVerteilung der Wolken aus Wasserstoffgas zeichnet die Form desgesamten Systems nach, ähnlich wie Knochen den menschlichenKörper. Wie aber lassen sich diese kosmischen „Knochen“ sichtbarmachen? Die Antwort liefert die Welt des Allerkleinsten: Im Grund-zustand des Wasserstoffs sind die Rotationsachsen des Atomkernsund des ihn umkreisenden Elektrons antiparallel ausgerichtet.Stoßen zwei Wasserstoffatome zusammen, richten sich die Rotati-onsachsen von Kern und Elektron parallel zueinander aus – und fal-len nach einer gewissen Zeit wieder in den Grundzustand zurück.

Bei diesem Prozess wird Energie frei und als elektromagnetischeWelle abgestrahlt. Deren Länge beträgt 21,049 Zentimeter (Fre-quenz: 1420,4 Megahertz) und liegt damit im Radiobereich deselektromagnetischen Spektrums. Trotz der extrem geringen Dichteder interstellaren Materie stoßen ständig Atome zusammen und

Einem Feuerrad gliche die Galaxis,könnte man sie von einem Standortweit außerhalb ihrer Ebene betrach-ten. Unsere Sonne ist nur einer von etwa 150 Milliarden Sternen.

Ein Spiegelei im Universumlassen die HI-Gebiete im Licht der 21-Zentimeter-Linie leuchten.Diese Strahlung durchdringt nahezu ungehindert die Staubvorhän-ge und kann von Radioteleskopen aufgefangen werden. Der Dopp-lereffekt der galaktischen Rotation ermöglicht es, aus der gemesse-nen Wellenlänge die Entfernung der Strahlungsquelle entlang derSichtlinie zu ermitteln. Dank dieses neuen Fensters zum All ent-deckten die Astronomen die Spiralstruktur der Milchstraße.

Doch in den 1970er-Jahren fanden die Forscher heraus, dass derWasserstoff allein als Indikator für die Form nicht ausreicht, weiler zum Beispiel in den Spiralarmen weniger stark konzentriert istals erwartet. Die Suche begann aufs Neue.

Als wichtigster Indikator entpuppten sich interstellare Molekülwol-ken; sie leuchten im Licht von Kohlenmonoxid (CO) bei einer Wel-lenlänge von 2,6 Millimetern. Jetzt gelang es allmählich, das Porträtder Milchstraße zu verfeinern. Demnach gleicht die Galaxis (vongriechisch gala: Milch) einem leicht verworfenen Rad von 100000Lichtjahren Durchmesser und 5000 Lichtjahren Dicke. Um die Nabemit einem Schwarzen Loch im Innern liegt eine leuchtende, sphäri-sche Ausbeulung (bulge), in die eine etwa 15000 bis 25000 Licht-jahre lange zigarrenförmige Struktur eingebettet ist.

Rund 15000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt umgibt den Zentral-bereich ein Ring, der überwiegend aus dichteren Staub- und Gas-wolken mit darin eingebetteten Sternen besteht. CharakteristischesMerkmal der Galaxis sind mehrere Arme. Sie tragen meist die Na-men jener Sternbilder, in denen wir sie am Firmament beobachten:etwa Sagittarius- und Perseusarm, Norma- und Scutum-Crux-Arm,aber auch Drei-Kiloparsec-Arm und Äußerer Arm. Das Planetensys-tem liegt inmitten des Orionarms, 26000 Lichtjahre vom Zentrumentfernt und 50 Lichtjahre nördlich der galaktischen Hauptebene.Umgeben ist die rund 150 Milliarden Sonnen zählende Milchstraßevom galaktischen Halo mit Tausenden Kugelsternhaufen sowie einem sphärischen Bereich aus sehr dünnem Wasserstoffplasma.

Die gesamte Galaxis rotiert, die zentrumsnahen Objekte schneller,die zentrumsfernen langsamer. Der Verlauf dieser differenziellenRotation lässt sich nicht durch die sichtbare Masse allein erklä-ren – und ist ein Hauptargument für die Existenz der unsichtbarenDunklen Materie.

Und noch ein Problem haben die Astronomen: Die Spiralarme wi-ckeln sich trotz der Rotation nicht auf, sondern bleiben über meh-rere Milliarden Jahre in Form. Eine Erklärung dafür sind Stoßwellen,welche die Materie in den Spiralarmen verdichten und sich durchdas gesamte System fortpflanzen wie ein Stau auf der Autobahn.Über die Ursache der Dichtewellen rätseln die Forscher noch.

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Aus dieser Perspektive ähnelt das Milchstraßensystem einem Spiegelei in der Pfanne – lediglich 5000 Lichtjahre dick im zentralen Bereich, aber nach außen flach verlaufend und 100000 Lichtjahre im Durchmesser.

Sonne

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der oben verwendeten Einheit Elek-tronenvolt.

Trotz ihrer hohen Durchschlags-kraft – und zum Glück für das irdi-sche Leben – bleibt die kosmischeGammastrahlung in der Erdatmo-sphäre stecken. Daher sind die Hoch-energie-Astrophysiker auf Satellitenangewiesen – wie das europäischeObservatorium Integral (INTErnatio-nal Gamma-Ray Astrophysics Labo-ratory). Mit solchen Sternwarten, dieim Weltraum jenseits der irdischenLufthülle kreisen, entdeckten dieWissenschaftler im Gammaspektrumder Galaxis eine scharfe Spektrallinie

bei 511 Kiloelektronenvolt: exaktdort, wo man den Fingerabdruck derAnnihilation von Elektronen undPositronen erwartet („Die dunklenSeiten der Milchstraße“, Seite 40 ff.).

RADIOAKTIVITÄT

SIGNALISIERT PRODUKTIVITÄT

Die Gammastrahlung aus der Milch-straße verrät aber noch mehr. ImJahr 1978 fanden Forscher im Spekt-rum eine Linie bei 1808,65 Kiloelekt-ronenvolt. Tatsächlich entspricht sieder von der Kernphysik vorausge-sagten Energie des Aluminiumiso-tops 26Al mit einer Halbwertszeit von

ungefähr 700000 Jahren. In den1990er-Jahren haben Forscher umRoland Diehl diese relativ langlebigeRadioaktivität über weite Bereicheentlang der Milchstraßenebene auf-gespürt. Das galt als direktes Zeugnisdafür, dass Radioaktivität im Kosmosweit verbreitet ist und auch inner-halb der Galaxis, also mehr oder we-niger in der Gegenwart, neue Atom-kerne in großen Mengen produziertwerden.

Dieser Befund der Max-Planck-Wissenschaftler überraschte vor demHintergrund einer anderen Ent-deckung: In Meteoritenproben des

FOKUS

Das Universum gleicht einem chemischen Labor: Die Natur hat 83Elemente mit insgesamt 284 Atomkern-Konfigurationen (Isotopen)hergestellt. Die beiden häufigsten, Wasserstoff und Helium, ent-standen schon beim Urknall vor rund 14 Milliarden Jahren und ma-chen noch heute etwa 98 Prozent der normalen (baryonischen)Materie im Weltall aus; damals bildeten sich auch geringe Mengenan Lithium und Beryllium. Die Fusionsreaktoren im Innern der Ster-ne fungierten dann während der weiteren kosmischen Entwicklungals Retorten für die schwereren Elemente bis hin zum Eisen.

So können massereiche Sterne über Kernfusion die Energie erzeu-gen, die sie vor dem Zusammensturz durch die gewaltige Schwer-kraft bewahrt, bis schließlich das Sterninnere aus Eisen – dem sta-bilsten Element – besteht. Elemente, die schwerer sind als Eisen (etwa Silber, Gold, Blei oder Platin), werden dann durch Anlagerungvon Neutronen erzeugt. Dieser Prozess ist wohl im Innern vielerSternarten, vermutlich aber auch in Supernova-Explosionen oderauch im Verschmelzungsfeuerwerk zweier Neutronensterne aktiv.

Der Reaktor eines massearmen Sterns wie unserer Sonne verwan-delt über Jahrmilliarden Wasserstoff zu Helium. Geht das Brenn-material zur Neige, besteht das Sterninnere nur noch aus Helium,der „Asche“ des Wasserstoffs. In diesem Stadium bläht sich derGasball zum Roten Riesen auf. Bei Sternen, die mehr Masse besit-zen als die Sonne, entflammt dann das Helium und fusioniert zuKohlenstoff und Sauerstoff. Sterne in solchen späten Lebensstadienentwickeln starke Winde: Das Licht aus dem Innern wird so stark,dass es die äußere Hülle mitreißt. Schicht um Schicht der Gashülleweht ins Weltall – und von dem Riesenstern bleibt nur der kom-paktere Kern, ein Weißer Zwerg, übrig. Auf diesem Weg gelangenauch Teile der im Stern produzierten chemischen Elemente nachaußen und vermischen sich mit der interstellaren Materie, die denvergleichsweise leeren Raum zwischen den Sternen ausfüllt.

Sterne leben kürzer und intensiver, je mehr Masse sie haben. Wie oben beschrieben, bringen die Kernreaktionen in ihren Zen-tren immer schwerere Elemente hervor. Diese geordnete Nukleo-synthese erfolgt zunehmend schneller. So entstehen etwa Magne-sium oder Aluminium und schließlich Eisen. Weil der Atomkernvon Eisen eine sehr hohe Bindungsenergie besitzt, fordert die Pro-duktion noch schwererer Elemente ein gehöriges Maß an Energie.Daher bedarf es einer dynamischen Umgebung mit zeitweise hoherNeutronendichte – Bedingungen, wie sie in einer Supernova herr-schen. Der Theorie zufolge läuft dort der so genannte r-Prozess

Der Kreislauf der Elemente

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Werden und Vergehen im Kosmos: Die vereinfachte Darstellungzeigt den Kreislauf der Elemente. Sterne werden aus der inter-stellaren Materie geboren und geben nach sehr unterschiedlichlanger Entwicklungszeit ihre „Asche“ an das Medium zurück. Elemente wie 26Al treiben nur eine vergleichsweise kurze Zeit in den interstellaren Gaswolken, die über Zeiträume von 100 Millionen Jahren existieren.

im Zeitraum von Sekunden nach Beginn der Explosion ab und bildet durch sukzessive Neutronenanlagerung an EisenatomkernenElemente wie Germanium, Blei oder Platin. Eine weitere Elemen-tenküche sehen die Astrophysiker in der Stoßfront, die mit hoherGeschwindigkeit und großer kinetischer Energie durch den plat-zenden Stern rast und eine Art „explosive Kernfusionsflamme“hinter sich herzieht.

Ob mehr oder weniger sanfter Sternwind oder heftiger Knall: Stets vermischt sich die elementenreiche Sternschlacke mit der interstellaren Materie. Und so gelangt auch 26Al in den freienRaum. Die Gammastrahlung dieses Isotops lässt sich etwa über eineMillion Jahre messen; so viel Zeit vergeht zwischen der Freisetzungund dem Einweben in das interstellare Medium. Irgendwann frag-mentiert diese gut durchmischte Materie zu Wolken, aus denensich Kugeln zusammenballen, in denen neue Fusionsreaktoren an-springen – und sich der Kreislauf schließt. Die Sonne zählt zu einersolch späteren Sterngeneration. Auch unser Körper besteht ausAtomen, die einst in Sternen steckten: Wir sind Kinder des Kosmos.

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GALAKTISCHE STREIFLICHTER

frühen Sonnensystems hatte manbereits Ende der 1970er-Jahre dieZerfallsspuren desselben Aluminium-isotops 26Al nachgewiesen. Dessenradioaktive Energie hatte offenbardazu beigetragen, die Materie im„embryonalen“ Sonnensystem auf-zuschmelzen und damit die Bildungvon Gestein gefördert, aus dem sichvor etwa viereinhalb Milliarden Jah-ren die Planeten formten. So hatteman einerseits das Gammasignal von26Al aus der Galaxis, das die Entste-hung dieses Isotops in kosmologischgesehen jüngster Vergangenheitmarkiert; auf der anderen Seite fandman Hinweise auf erhebliche Men-gen 26Al, das die Kinderstube desSonnensystems mitgestaltete.

Das Isotop ist anscheinend allge-genwärtig. „Wir glauben, dass 26Alüberwiegend ein Nebenprodukt kos-mischer Nukleosynthese-Prozesseist“, sagt Roland Diehl. Mit anderenWorten: Die Astrophysiker messenüberall dort Radioaktivität, wo neueAtomkerne in großen Mengen pro-duziert werden. Auch das Alumini-um entsteht im Innern massereicherSterne, wird bei stellaren Explosio-nen freigesetzt und hinterlässt seineFingerabdrücke in der Gammastrah-lung so genannter Supernova-Über-reste, etwa in den Spektren der Ob-jekte SN 1987 A oder Cassiopeia A.

Auf diese Weise lässt sich die ga-laktische Radioaktivität gut er-klären: Die Nukleosynthese lief inmassereichen Sternen sicher schonvor Milliarden Jahren ab, sie sorgt

aber noch heute für Nachschub anRadioisotopen; Cassiopeia A etwa isterst vor 350 Jahren in der Milch-straße explodiert. Wenn Astrophysi-ker die Gammalinien von Isotopenwie 26Al, 56Co (Cobalt) oder 44Ti (Titan) studieren, lernen sie viel überden kosmischen Kreislauf der Ele-mente (Kasten links).

EINE SUPERNOVA

ALS GEBURTSHELFERIN?

Doch was hat die Geburt unseresSonnensystems mit einer Supernovazu tun? Manche Wissenschaftlervermuten, dass eine solche kosmi-sche Katastrophe buchstäblich denAnstoß für die Zusammenballunginterstellarer Materie zum solarenUrnebel gegeben hat – „eine fastschon anthropozentrische Sicht“, wieDiehl meint, „dann hätte uns eineganz in der Nähe befindliche Nuk-leosynthese-Quelle einen Extrabo-nus verschafft“. Daran knüpft derMax-Planck-Forscher die Frage,welche 26Al-Beiträge aus solch be-sonderen Regionen unseren Blick aufdie Milchstraße als Ganzes verzerren.Und: Wie viel Radioaktivität enthältdie Galaxis eigentlich insgesamt?

Die Antworten darauf erhoffensich Diehl und seine Kollegen voneinem Spektrometer mit der Be-

zeichnung SPI an Bord des Satelli-ten Integral. Das Instrument kon-struierten Wissenschaftler um VolkerSchönfelder vom Garchinger Max-Planck-Institut für extraterrestrischePhysik gemeinsam mit französi-schen Kollegen des Centre d’EtudeSpatiale des Rayonnements in Tou-louse sowie einigen anderen eu-ropäischen Forschergruppen. SPI bestimmt die Energie der Gamma-strahlung mit bisher unerreichterGenauigkeit. Die Germaniumdetek-toren des Instruments werden auf 90 Grad Kelvin (minus 183 GradCelsius) gekühlt, und eine raffinierteperiodische Heizung kuriert derenempfindliche Kristallstrukturen vonSchäden, die durch das heftige Bombardement der kosmischenStrahlung verursacht werden. Sohalten die Sensoren ihre Messpräzi-sion über Jahre hinweg aufrecht –was angesichts der langwierigenProzedur dringend notwendig ist:Gammaphotonen von 26Al-Zerfällentreffen das Instrument relativ selten,typischerweise in Zeitabständen vonMinuten. Und bis die Astrophysikereinige tausend dieser Gammapho-tonen gesammelt haben, um einbrauchbares Spektrum zu erzeugen,vergehen viele Monate.

In der Zeitschrift NATURE präsen-tierte das Team um Roland Diehlkürzlich neueste Ergebnisse. DieWissenschaftler hatten mit SPI ent-lang der Milchstraßenebene nach

Supernovae als Retorten: Wenn masse-reiche Sterne am Endeihres Lebens explodie-ren, erzeugen sie großeMengen solcher Ele-mente, die schwerersind als Wasserstoff und Helium. Dabei laufen im Innern die-ser berstenden Sonnenkomplizierte Prozesseab. Am Ende entstehenaus solchen Supernovaekompakte Neutronen-sterne oder exotischeSchwarze Löcher.

Das Gammaspektrometer SPI auf dem Satelliten Integral (oben links). Anders als Licht lassen sich Gammastrahlen nicht bündeln, eine Abbildungwird durch den Schattenwurf einer Lochmaske aus Wolfram (oben rechts)

erreicht. Eine Art Kamera aus 19 Halbleiterdetektoren (unten rechts) weist die Gammateilchen dann als Spannungsimpulse nach.

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Proto-Neutronenstern:Neutrinoheizung inder Schockfront-Region von innen

Schalenstruktur einesmassiven Sterns

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Variationen in der Gammastrahlunggefahndet, um deren Ursprungsortezu lokalisieren. Dabei nutzten dieForscher ein natürliches Phänomenund seine physikalische Folge: diedifferenzielle Rotation der Milch-straße und den Dopplereffekt.

Die Galaxis rotiert um ihren Zent-ralbereich, allerdings nicht starr wieein Rad, sondern in unterschiedli-chen Entfernungen von der Nabeverschieden schnell, sodass sich die„Nachbarschaften“ entlang des Ra-dius verändern. Am Ort der Sonneetwa liegt die Geschwindigkeit beirund 220 Kilometer pro Sekunde.Blicken wir nun von unserem Beob-

achtungsplatz in Richtung des ga-laktischen Zentrums, sehen wir Ster-ne oder Gaswolken, die sich entwe-der auf uns zu oder von uns weg be-wegen. Hier kommt der Doppleref-fekt ins Spiel, den jeder erlebt, derim Fernsehen ein Formel 1-Rennenverfolgt: Rast der Bolide am Außen-mikrofon vorbei, klingt das Moto-rengeräusch zunächst höher unddann tiefer. In der optischen Ent-sprechung werden die Lichtwelleneiner Quelle bei Annäherung an ei-nen ruhenden Beobachter gestaucht(höhere Frequenz), bei Entfernungvom Beobachter gedehnt (niedrigereFrequenz). Weil die Farbe von Fre-quenz und Wellenlänge abhängt, er-scheint das Licht im ersten Fall zumBlauen, im zweiten Fall zum Rotenverschoben.

Tatsächlich fanden die Forschereine solche Verschiebung in der Far-be (Energie) der Gammalinie von26Al. Das passt sehr gut zu der An-nahme, dass die radioaktiven Quel-len tatsächlich den inneren Berei-chen der Galaxis angehören undnicht etwa den davor liegenden Re-gionen; außerdem rotieren sie gera-de mit jenen Geschwindigkeiten, dieman aus anderen Beobachtungenfür die Zentralbereiche der Milch-straße ermittelt hat. Roland Diehlgeht noch einen Schritt weiter:„Weil wir die geometrische Struktur

der Galaxis einigermaßen gut ken-nen, können wir die gemessene In-tensität den jeweiligen Abständenzu den Quellen zuordnen und so dieGesamtmenge an radioaktivem Alu-minium-26 abschätzen.“

Das Ergebnis überrascht: Die Gar-chinger Astrophysiker fanden in derMilchstraße drei Sonnenmassen anAluminium-26. „Dabei ist das Isotopim Universum extrem selten. In derjungen Sonne etwa betrug sein An-fangsanteil im Vergleich zu jenemdes stabilen Isotops Aluminium-27lediglich fünf Hunderttausendstel“,erläutert Diehl.

EINE LANDSCHAFT

HINTER GASWOLKEN

In der Tat sollten in der Milchstraßesehr effektive 26Al-Fabriken existie-ren. Theoretiker verdächtigen schonlänger Supernovae als Hauptliefe-ranten dieses Isotops. Diehl und sei-ne Kollegen schließen aus ihrenMessungen, dass innerhalb derMilchstraße pro Jahrhundert zweimassereiche Sterne als Supernovaeexplodieren müssen, um den 26Al-Nachschub zu gewährleisten. Damitsehen die Wissenschaftler nicht nurdie Theorie bestätigt, sondern auchBefunde an anderen, unserer Milch-straße vergleichbaren Galaxien: Dortnämlich beobachten die Astrophysi-ker exakt eine solche Rate an Stern-explosionen.

Die Gammastrahlung eröffnet denBlick auf eine Landschaft, die im op-tischen Fenster hinter dichten inter-stellaren Gaswolken verborgen liegt.In den nächsten Jahren wollen dieForscher ihre Messungen mit Integralfortsetzen und weiter präzisieren.War es früher das Licht unzähligerSterne, das die Menschen faszinierte,so begeistert die Forscher heute dasdiffuse Leuchten der Radioaktivität.„Jedes Isotop steuert seine eigeneGeschichte bei“, sagt Roland Diehl.Die von Aluminium-26 ist besonderserhellend, nicht nur für das Ver-ständnis des Innenlebens unsererGalaxis, sondern auch der Frühge-schichte unseres Sonnensystems.

HELMUT HORNUNG

FOKUS

Mit dem Gammaspektrometer SPI haben Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik

die Gammalinie des radioaktiven Aluminium-26 erstmals so präzise vermessen, dass sie aus Änderungen ihrer

Form auf astrophysikalische Prozesse schließen können.

Verschiebungen der Linie des Aluminium-26 liefern – über den Dopplereffekt – Einblick in die Dynamik der inneren Bereiche der Galaxis. Die Grafik zeigt die Energie der Gammalinie und damit die Bewegungsrichtung der zentralen Milchstraße in Abhängigkeit von der galaktischen Länge: Regionen links des Kernbereichs (0 Grad) entfernen sich, Regionen rechts davon laufen auf den Beobachter zu; im ersten Fall messen die Forscher eine geringere, im zweiten eine höhere Energie der Aluminiumlinie.

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