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Hochenergie-Astrophysik: Der Kosmos im Gammalicht

Eine trickreiche Beobachtungstechnik ermöglicht es, die hochenergetische Gammastrahlung von Himmelsobjekten vom Erdboden aus zu erfassen und in Bilder dieser Quellen umzuwandeln. Damit wird der Astronomie ein neuartiges Fenster für Beobachtungen geöffnet.


Langsam schiebt sich die gleißend helle Sonne hinter den markanten Gamsberg im Westen. Selbst wenige Minuten, bevor sie völlig unter den Horizont abtaucht, sind ihre Strahlen hier in Namibia für Mitteleuropäer ungewohnt stark. Die Luft über der in 1800 Meter Höhe liegenden Farm Göllschau ist heute wunderschön klar, und es ist wenige Tage vor Neumond. In einer Viertelstunde wird ein Sternenmeer vor dem tiefdunklen Himmelshintergrund erscheinen.

Die Astronomen, die hier arbeiten, haben jedoch keine Zeit, das atmosphärische Farbenspiel zu bestaunen. Vier Teleskope müssen sie betriebsbereit machen. Dazu wird jeder der großen sphärischen Spiegel, der jeweils in einer sechzig Tonnen schweren Stahlkonstruktion ruht, auf das zu beobachtende Himmelsobjekt ausgerichtet und Hochspannung an die Fotodetektoren gelegt. Kuppeln brauchen die Wissenschaftler indes nicht zu öffnen. Jede der über hundert Quadratmeter großen Spiegelflächen steht Tag und Nacht im Freien. Nur die Fotoröhren der Kameras sind durch einen Deckel vor dem Sonnenlicht geschützt. Diese Abdeckung dürfen die Beobachter nur in solch dunklen Nächten wie heute öffnen. Denn selbst der fahle Schein des Erdtrabanten würde die empfindlichen Sensoren zerstören.

Die hohe Empfindlichkeit ist notwendig, um die schwachen Lichtblitze in der Atmosphäre sehen zu können, nach denen die Astronomen suchen. Denn anders als ihre Kollegen, die mit herkömmlichen Teleskopen das sichtbare Licht von Sternen und anderen Himmelsobjekten einfangen, halten die Wissenschaftler hier in Namibia Ausschau nach anderen kosmischen Sendboten: nach Gammaquanten. Das sind hochenergetische Verwandte der sichtbaren Lichtquanten oder Photonen.

Allerdings können die Gammaquanten nicht direkt mit dem Teleskop registriert oder gar abgebildet werden, denn sie bleiben in der irdischen Lufthülle stecken. Wenn nämlich ein Gammaquant – oder ein materielles Teilchen hoher Energie wie etwa ein fast lichtschnelles Proton – auf die Moleküle in der Atmosphäre trifft, wird es zerstört und in einem kaskadenartigen Prozess in andere Partikel und Photonen umgewandelt. Doch dieser Luftschauer löst einen bläulichen Lichtblitz aus, der in rund acht Kilometer Höhe für wenige Nanosekunden aufleuchtet. Das ist das Signal der kosmischen Teilchen, das die Forscher vom Erdboden aus beobachten. Mit ihren Gammateleskopen gucken sie also im wahrsten Sinn des Wortes in die Luft.

Das Gammastrahlen-Observatorium, das hier im Khomas-Hochland von Namibia entsteht, öffnet den Astronomen gewissermaßen ein neues Fenster, durch das sie den Himmel in einem anderen Licht beobachten können. Die erste umfassende Beobachtung des Himmels im extrem energiereichen Teil des elektromagnetischen Spektrums begann Anfang der 1990er Jahre mit dem Compton-Gammastrahlen-Observatorium, das neun Jahre lang die Erde umrundete und so von außerhalb der störenden Atmosphäre messen konnte (siehe "Gamma-Astronomie mit dem Compton-Observatorium", Spektrum der Wissenschaft 2/1994, S. 64). Mit diesem Satelliten vermochten die Astronomen den Energiebereich von etwa 50 Kilo- bis 30 Gigaelektronenvolt zu erschließen. Gammaquanten solcher Energie haben Wellenlängen, die mit dem Durchmesser eines Protons vergleichbar oder sogar kleiner sind; folglich kann man sie eher als Teilchen denn als Lichtwelle auffassen. Für noch höhere Energien – etwa im Bereich von einem Teraelektronenvolt (1012 Elektronenvolt) können die Astronomen mittels eines Tricks dennoch wieder vom Erdboden messen: Die Sekundärteilchen in dem Luftschauer, den ein aus dem All einfallendes Gammaquant in der Atmosphäre auslöst, bewegen sich schneller, als es der Lichtgeschwindigkeit in Luft entspricht. Dabei entsteht ähnlich wie bei einem Überschallknall eine optische Stoßwelle, die sich in einem schmalen Kegel mit einem Öffnungswinkel von nur etwa einem Grad in Flugrichtung des einfallenden Gammaquants ausbreitet. Diese Stoßwelle ist es, die sich als blauer Lichtblitz bemerkbar macht. Nach dem russischen Physiker, der den Effekt 1934 entdeckte, wird diese sichtbare Stoßwelle Tscherenkow-Strahlung genannt.

Die Gamma-Astronomen nutzen also die Atmosphäre, die das irdische Leben vor der extrem energiereichen Strahlung aus dem Kosmos schützt, als riesigen Detektor für eben diese Strahlung. Der Abstand der vier Teleskope in Namibia ist gerade so gewählt, dass sie möglichst viel Atmosphäre gleichzeitig überwachen und dennoch die gleichen Schauer sehen können. Der schmale Kegel des Tscherenkow-Lichts ist am Erdboden etwa 250 Meter breit, und wenn die Flugbahn des einfallenden kosmischen Teilchens in das Areal zwischen den Teleskopen zielt, wird der Lichtkegel von bis zu vier Kameras erfasst. Jeder dieser elektronischen Detektoren besteht aus 960 Fotoröhren, in denen der Lichtblitz ein markantes Signal erzeugt. Aus den simultanen Schnappschüssen, welche die Kameras von jedem Schauer aufzeichnen, rekonstruiert ein Rechner dann ein räumliches Bild.

Dieses Bild informiert über das ursprünglich in die Atmosphäre eingedrungene Teilchen: Aus welcher Richtung kam es? Was war seine Energie? Was für ein Teilchen war es? Ein Gammaquant oder ein leichter Atomkern? Die Ankunftsrichtung des Primärteilchens lässt sich wegen der simultanen Beobachtung mit mehreren Teleskopen auf ein zehntel Grad genau angeben. Wenn der Mond eine Gammaquelle wäre, könnten die Astronomen problemlos unterscheiden, ob ein Teilchen vom linken oder vom rechten Mondrand stammt. Noch genauer geht es, wenn viele Teilchen von einer Punktquelle detektiert werden. Dann lässt sich deren Position sogar auf wenige Bogensekunden genau angeben.

Die Energie der Teilchen, die mit den Teleskopen über das Tscherenkow-Licht nachgewiesen werden können, beträgt zwischen 100 Giga- und 50 Teraelektronenvolt. Jedes trägt somit rund eine Billion Mal mehr Energie als ein Photon sichtbaren Lichts – dies entspricht etwa dem Verhältnis des gesamten Bundeshaushalts zum Preis eines Brötchens. Allerdings lässt sich diese Energie nur auf rund zehn Prozent genau bestimmen.

Auch die Teilchenart können die Wissenschaftler lediglich mit Einschränkungen ermitteln. Aber es gelingt, geladene Atomkerne von elektrisch neutralen Gammaquanten zu unterscheiden. Letztere sind für die Astronomen so interessant, weil sie sich wie gewöhnliches Licht im All geradlinig ausbreiten und deshalb ihre Ankunftsrichtung auf den Ort ihrer Entstehung zurückweist. Mit ihnen können die Astronomen also im Prinzip genauso sehen wie mit gewöhnlichem Licht.

Geladene Teilchen hingegen werden in den galaktischen Magnetfeldern abgelenkt und verraten bei ihrer Ankunft auf der Erde nichts über ihren Ursprungsort. Leider überwiegt diese Teilchenart bei weitem: Selbst im Falle einer starken Quelle ist nur etwa jedes tausendste kosmische Teilchen, das die Teleskope registrieren, ein Gammaquant. Rund hundert Schauer rekonstruiert das Teleskopsystem in jeder Sekunde, doch nur alle zehn Sekunden fängt es das Signal eines Gammaquants auf. Deshalb ist es entscheidend, aus dem Bombardement der kosmischen Strahlung die Gammaquanten herausfiltern zu können.

Den Wissenschaftlern ist es in den letzten zwanzig Jahren gelungen, diesen höchstenergetischen Bereich des elektromagnetischen Spektrums für astronomische Beobachtungen zu erschließen. Die abbildende Tscherenkow-Technik, mit der sich durch Aufsummieren einzelner Gammaquanten ein fotografisches Bild erzeugen lässt, erweist sich dabei als die geeignete Messmethode. Sie liegt allen vier Gamma-Observatorien zu Grunde, die zurzeit in Namibia, auf der Kanareninsel La Palma, in Australien und in den USA entstehen.

Was im Himmel bringt Teilchen auf fast Lichtgeschwindigkeit?

An zwei dieser Observatorien sind deutsche Forschungsinstitute maßgeblich beteiligt: Unter Federführung des Max-Planck-Instituts für Physik in Garching entsteht auf dem Roque de los Muchachos auf La Palma das Magic-Teleskop (Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov Telescope). Das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg, an dem wir tätig sind, leitet den Bau des Hess-Experiments in Namibia, an dem sich 17 weitere Institute aus Europa, Armenien, Namibia und Südafrika beteiligen. Der Name steht für High Energy Stereoscopic System und ehrt zugleich den Entdecker der kosmischen Strahlung. Victor F. Hess (1883-1964), damals in Wien, interessierte sich ursprünglich für die Frage, ob und wie die natürliche Umgebungsradioaktivität mit der Höhe variiert. Dazu unternahm er um 1912 eine Reihe von Ballonflügen, von denen einer sogar bis in 5300 Meter Höhe führte. Zu seinem Erstaunen zeigten die Messgeräte oberhalb von 1500 Metern stets eine Zunahme der Radioaktivität, die nicht durch eine Strahlung irdischen Ursprungs zu erklären war.

Hess schloss deshalb auf eine "Strahlung von sehr hoher Durchdringungskraft, die von oben her in unsere Atmosphäre eindringt". Für seine Entdeckung dieser später so genannten kosmischen Strahlung erhielt er 1936 den Nobelpreis für Physik. Seitdem haben viele Forscher die kosmische Strahlung untersucht. Demnach unterliegt die Erde beständig einem Bombardement hochenergetischer Atomkerne, die ihre Elektronenhülle verloren haben. Elektronen machen nur etwa ein Prozent des Teilchenflusses aus.

Die hochenergetischen Teilchen treffen völlig gleichmäßig aus allen Himmelsrichtungen auf die Atmosphäre. Ihre Energiedichte ist enorm: Sie ist im gesamten Milchstraßensystem etwa so hoch wie die des gewöhnlichen Sternenlichts. Erstaunlicherweise sind die Quellen dieser geladenen Strahlung experimentell noch nicht identifiziert.

Kein Objekt im Universum wäre heiß genug, um allein auf Grund seiner Temperatur Teilchen auf derart hohe Energien zu beschleunigen. Auch die spektrale Energieverteilung spricht eindeutig gegen einen thermischen Ursprung. Es gibt im Wesentlichen zwei Arten von Prozessen, bei denen die beteiligten Energievorräte für eine Beschleunigung auf fast Lichtgeschwindigkeit ausreichen würden: Explosionen von Sternen (so genannte Supernovae) und der Einfall von Materie auf kompakte Objekte, beispielsweise auf massereiche Schwarze Löcher, wie sie anscheinend in den Zentren fast aller Galaxien vorhanden sind.

Die von Supernovae beschleunigten geladenen Teilchen können sich im Milchstraßensystem ausbreiten und die Erde treffen. Im Falle der Massenakkretion auf ein riesiges Schwarzes Loch erfüllen die Teilchen zwar ihre Muttergalaxien, aber wohl nur die energiereichsten von ihnen können sich in anderen Sternsystemen wie etwa dem unsrigen bemerkbar machen. So vermuten die Astronomen, dass die Teilchen mit Energien oberhalb von etwa 1018 Elektronenvolt extragalaktischen Ursprungs sind. In beiden Arten von kosmischen Beschleunigern sollten durch Kollisionen der schnellen Atomkerne auch neutrale Pionen entstehen. Diese Partikel zerfallen in Gammaquanten, die uns dann auf geradem Weg erreichen. Die Gammastrahlung im Teraelektronenvolt-Bereich ist demnach ein Nebenprodukt in den Quellen der kosmischen Strahlung, und für beide Quellentypen haben Tscherenkow-Teleskope Beispiele am Himmel gefunden. Allerdings ist es nicht ohne weiteres zulässig, von beobachteter Gammastrahlung auf die Beschleunigung von Atomkernen zurückzuschließen.

Magnetfelder als Tennisschläger

Gammaquanten können auch in astrophysikalischen Prozessen entstehen, die nur Elektronen auf hohe Geschwindigkeiten bringen. Die Herkunftsart ist allein über die Form des Gammaspektrums zu ermitteln, steht aber experimentell noch aus. Als Elektronen-Beschleuniger scheinen zum Beispiel die Nebel um
Pulsare zu wirken. Das sind Überreste der bereits erwähnten Sternexplosionen: Wenn ein massereicher Stern am Ende seines Daseins instabil wird, stürzt sein Innenbereich zu einem kompakten Neutronenstern von nur etwa zwanzig Kilometer Durchmesser oder gar zu einem Schwarzen Loch zusammen. Die explosionsartig freigesetzte Gravitationsenergie treibt die äußeren Schichten des Sterns in den interstellaren Raum hinaus. Solche Supernova-Explosionen ereignen sich im Mittel alle dreißig bis hundert Jahre in unserem Milchstraßensystem und bilden in ihrer Summe die größte Energiequelle für energiereiche Teilchen.

Trotzdem ist es nicht unbedingt der Explosionsvorgang selbst, der den Teilchen ihre Energie erteilt. Denn in diesem Falle würde die Partikelenergie durch die Temperatur der Explosionswolke bestimmt. Doch weder die hohe Anzahl an Teilchen noch die Form ihrer Energieverteilung kann so erklärt werden. Es müssen also zusätzliche, nicht-thermische Prozesse beteiligt sein.

Dabei muss man sich vorstellen, dass einzelne geladene Teilchen mit weit schwereren Objekten, die sich ihrerseits bewegen, zusammenprallen und an ihnen reflektiert werden. Das Ganze ähnelt einer Art Tennisspiel – jedoch mit einem wesentlichen Unterschied: Wenn ein fünfzig Gramm schwerer, wuchtig geschlagener Ball ankommt, kann ihn ein Spieler mit dem Schläger, der zwar rund ein Kilogramm wiegt, sich aber nur mit etwa zwanzig Kilometern pro Stunde bewegt, nicht mehr annähernd so stark beschleunigen wie einen langsamer ankommenden Ball. Die Geschwindigkeiten von Tennisbällen überschreiten deshalb praktisch nie 200 Kilometer pro Stunde. Dann nämlich sind der Impuls des Balls und derjenige des Schlägers vergleichbar groß.

Im Kosmos hingegen übernehmen Magnetfelder die Rolle der Tennisschläger. Als Ganzes bewegte Teile kosmischer Gaswolken können so massereich und ausgedehnt sein, dass sie einen einzelnen Atomkern enormer Energie im Magnetfeld der Wolke zur Umkehr zwingen. Dabei bewegen sie sich für kosmische Verhältnisse oft nur langsam mit etwa 50 Kilometern pro Sekunde – also nur wenig schneller als die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne. In den Fluktuationen des Magnetfeldes erleidet das Teilchen einen sanften Stoß, durch den sein Impuls um etwa ein zehntel Promille erhöht wird. Aber im Gegensatz zum Tennisspiel kann sich dieser Vorgang fast beliebig oft wiederholen, solange nur der Krümmungsradius der Teilchenbahn in die Wolke passt.

In dieser Weise können auch die mit ungeheurer Wucht – mit rund 10000 Kilometer pro Sekunde – auseinander fliegenden Explosionsschwaden einer Supernova Energie auf einzelne Teilchen übertragen. Ein Beispiel für einen solchen kosmischen Teilchenbeschleuniger ist Cassiopeia A, der Überrest der jüngsten bekannten Supernova in unserer Galaxis aus der Zeit um 1680. Diese Explosionswolke hat mittlerweile einen Durchmesser von 16 Lichtjahren.

Im Jahr 1999 hat das Vorgängerexperiment zu Hess, die Detektoranlage Hegra auf La Palma, Cassiopeia A als Gammaquelle im Teraelektronenvolt-Bereich identifiziert. Dieser Nachweis erforderte mehr als 200 Stunden Beobachtungszeit. Um nach allgemeinem Standard der Wissenschaft als Entdeckung akzeptiert zu werden, muss die Gammaquelle allerdings noch von einer unabhängigen Gruppe bestätigt werden.

Wenngleich Cassiopeia A im Prinzip die Vorstellung von den Beschleunigungsmechanismen bestätigt, ist diese Quelle doch komplizierter als andere. Denn der Vorläuferstern hatte in komplexer Folge Masse abgestoßen. Wesentlich einfachere Objekte dieser Art sind SN 1006 im Sternbild Lupus (Wolf) am Südhimmel und die von dem dänischen Astronomen Tycho Brahe beschriebene Supernova von 1572, ebenfalls im Sternbild Cassiopeia. SN1006 wurde von japanischen und australischen Wissenschaftlern im Gammastrahlungsbereich beobachtet. Tychos Supernova-Überrest konnte trotz intensiver Suche bisher nicht im Gammastrahlungsbereich gefunden werden.

Aktive Galaxienkerne sind die größten Teilchenschleudern

Ein weiteres Beispiel für einen kosmischen Teilchenbeschleuniger ist der Krebs-Nebel im Sternbild Stier. Dieses Himmelsobjekt ist der Überrest einer Supernova-Explosion im Jahre 1054. Hier stellte sich heraus, dass die Wirklichkeit verwickelter sein kann als bisher beschrieben. Vom Krebs-Nebel erhalten wir zwar Gammastrahlung, insbesondere im Teraelektronenvolt-Bereich. Aber die Strahlung kommt aus der Zentralregion und hat mit der Explosionswolke nur indirekt zu tun. Im Zentrum der Explosion ist ein rotierender Neutronenstern übrig geblieben, der durch seine periodische Radioemission als Pulsar beobachtet werden kann. Er sendet einen Wind aus, der beim Aufprall auf das Innere der Explosionswolke eine Stoßwelle erzeugt, in der sehr effektiv Teilchen beschleunigt werden. Gleichwohl ist der Krebs-Nebel wegen seiner sehr starken nicht-thermischen Emission vom Radio- bis zum Gammastrahlungsbereich ein berühmtes Objekt. Die Gamma-Astronomen der Nordhalbkugel nutzen es sogar, um ihre Messgeräte zu kalibrieren.

Noch ist also nicht gewiss, ob tatsächlich Supernova-Explosionen allein die kosmische Strahlung erzeugen. In einem globalen Sinne würde sich diese Hypothese testen lassen, wenn die Astronomen so genannte Starburst-Galaxien näher untersuchten. Das sind Galaxien, in denen Sterne mit einer weit höheren Rate entstehen als in unserem Milchstraßensystem und in denen folglich auch mehr Supernovae explodieren. Man erwartet deshalb eine erhöhte Gammstrahlungs-Emission dieser Galaxien. Eine Bestätigung der Supernova-Hypothese würde zudem empirisch belegen, dass die kosmische Strahlung ein wahrhaft universelles Phänomen ist – was wir im Moment nur vermuten können.

Man kennt bisher nur wenige Quellen von Teraelektronenvolt-Gammastrahlung außerhalb unseres Milchstraßensystems. Vier von ihnen sind von mehr als einer wissenschaftlichen Forschungsgruppe beobachtet worden und gelten deshalb als gesichert: Markarian 421, Markarian 501, 1ES1959 und H1426 +428, so die wenig glanzvollen Namen der kosmischen Energieschleudern. Bei allen vieren handelt es sich um Blazare, also um aktive Kerne von Galaxien. Die Emission der Strahlung fluktuiert sehr stark. Längere Phasen relativer Ruhe wechseln sich chaotisch mit kürzeren Strahlungsausbrüchen ab, in denen der Galaxienkern bis zu zehnmal heller scheint als der Krebs-Nebel.

Die Gamma-Helligkeit kann sich sogar in weniger als einer Stunde verdoppeln oder halbieren. Das schränkt die Größe der emittierenden Region auf unter eine Lichtstunde ein – das ist weniger als der Durchmesser der Saturnbahn. Beliebtestes Modell für aktive Galaxienkerne ist ein massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Muttergalaxie, das in seiner Äquatorebene einströmende Materie in einer Akkretionsscheibe sammelt und längs seiner Drehachse einen Materiestrom herausschleudert (siehe Bild auf Seite 56). Je nachdem, unter welchem Winkel man auf die Akkretionsscheibe um den Ereignishorizont blickt, wird das Objekt verschieden klassifiziert. Wenn der senkrecht zur Scheibe ausströmende Jet auf das Sonnensystem gerichtet ist, sieht man das Objekt als Blazar. Dann ist es am leichtesten zu beobachten. In der einfachsten Vorstellung wirken auch im Jet Stoßwellen als Beschleuniger: Schnellere, von hinten kommende Teile des Jets können auf langsameres Material weiter außen auflaufen und es schockartig komprimieren.

Die relativistische, also fast lichtschnelle Bewegung des Materiejets auf die Erde zu führt infolge des Doppler-Effekts dazu, dass die elektromagnetische Strahlung aus dem Jet extrem zu kürzeren Wellenlängen hin verschoben wird. Zusätzlich wird die emittierte Strahlung wegen der relativistischen Geschwindigkeit des Jets stark nach vorne gebündelt, was ihre scheinbare Intensität um ein Vielfaches verstärkt. In diesem Bild kann man die starke Variabilität der Quelle sowohl durch geringe Schwankungen der Jetrichtung als auch durch einen veränderten Materiefluss im Jet erklären. Auch Beobachtungen in anderen Spektralbereichen weisen darauf hin, dass die Strahlung aus dem Jet stammt.

Im Röntgenbereich beispielsweise beobachtet man starke und energiereiche Synchrotonstrahlung, die im Rhythmus der Gammastrahlung fluktuiert. Dies ist ein verlässliches Indiz dafür, dass zumindest Elektronen auf ultrarelativistische Energien beschleunigt werden. Solche Elektronen können relativ niederenergetische Photonen auf Energien im Teraelektronenvolt-Bereich stoßen.

Erstaunlicherweise können Teraelektronenvolt-Photonen keineswegs selbstverständlich kosmische Distanzen überwinden. Die Wahrscheinlichkeit, dass sie unterwegs im extragalaktischen Raum absorbiert werden, ist recht hoch. Denn der Raum ist für Gammaquanten keineswegs durchsichtig. Vielmehr führt das diffuse Strahlungsfeld aus gewöhnlichen Photonen dazu, dass sie quasi durch dunklen Rauch fliegen. Vor allem Licht des nahen Infrarots – mit Wellenlängen im Mikrometerbereich – absorbiert die Teraelektronenvolt-Gammaquanten sehr effektiv. Diese werden dabei jeweils in ein Elektron und in dessen Antiteilchen, ein Positron, umgewandelt.

Undurchsichtiges Universum

Wie stark die Teraelektronenvolt-Gammastrahlung absorbiert wird, hängt außer von der nur vage bekannten Intensität des Strahlungsfeldes selbstverständlich auch vom Abstand zwischen Quelle und Erde ab. Ganz ähnlich, wie man im Nebel nahe Objekte noch gut erkennen kann und erst fernere im Dunst verschwinden, so sollten die im Teraelektronenvolt-Bereich beobachteten Gammaquellen mit zunehmendem Abstand immer schwächer und seltener werden.

Der Effekt kommt vermutlich bereits bei Distanzen von einigen hundert Millionen Lichtjahren zum Tragen. Denn nach den heute üblichen Modellen des Strahlungsfeldes ist von der ursprünglichen Zahl an Teraelektronenvolt-Photonen nach etwa 500 Millionen Lichtjahren nur noch die Hälfte übrig. Kosmologisch gesehen kann man mit diesen hochenergetischen Gammaquanten nicht weit sehen: Das Universum wird undurchsichtig wie eine dichte Nebelwand. Dementsprechend ist es unklar, ob die beobachteten Gammaspektren relativ naher Quellen wie Markarian 421 oder Markarian 501, die um die 500 Millionen Lichtjahre entfernt sind, bereits durch Absorption merklich beeinflusst sind. Für die Quelle H1426+428, die etwa viermal so weit entfernt ist, erwarten die Gamma-Astronomen auf jeden Fall eine Verfälschung durch den diffusen extragalaktischen Strahlungshintergrund. Die tatsächliche Leuchtkraft von H1426+428 im Teraelektronenvolt-Bereich ist deshalb wohl rund hundertfach höher, als es die direkte Messung glauben lässt.

Da außerdem das Strahlungsfeld dem Energiespektrum der Gammastrahlung eine spezifische Signatur aufprägt, ergibt sich so umgekehrt eine Methode, das Strahlungsfeld mit Hilfe der Gamma-Astronomie zu bestimmen. Solche Untersuchungen werden künftig gemeinsam mit direkten Messungen des Hintergrundlichts wichtige Aussagen über die Geschichte der Sternentstehung im Universum erlauben.

Mit zunehmender Energie der Gammaquanten sollte die Absorption stärker werden. Eine Gammaquelle, die vor allem bei Energien oberhalb von zehn Teraelektronenvolt emittiert, wird man im direkten Licht dieser Gammaquanten also selbst auf kurze kosmische Distanzen nicht mehr sehen können. Andererseits geht die Energie der Gammaquanten weitestgehend in Bewegungsenergie der erzeugten Elektron-Positron-Paare über und ist deshalb nicht verloren. Die entstandenen hochenergetischen geladenen Teilchen befinden sich dabei in dem Magnetfeld des intergalaktischen Raums und werden von ihm in alle Richtungen abgelenkt. Darüber hinaus können auch sie mit Photonen des diffusen Strahlungsfeldes in Wechselwirkung treten und sie auf Energien im Gammastrahlungsbereich stoßen.

Die so entstandenen sekundären Gammaquanten können den gleichen Zyklus wiederholen. Daraus resultiert eine Kaskade von Gammaquanten immer niedrigerer Energie. Weil mit abnehmender Energie auch die Absorption nachlässt, wird das Universum für die Gammaquanten schließlich durchsichtig. Dann ist um die ursprüngliche Quelle ein kugelförmiger Halo aus niederenergetischem Gammalicht zu sehen. Deshalb sollten wir nicht nur die Strahlung der Blazare registrieren können, die direkt auf uns zukommt, sondern durch die Halos auch Quellen, deren Jet in beliebige Richtungen weist. Der Durchmesser des Halos ist durch den Ablauf der Paarbildung und die Intensität des diffusen intergalaktischen Strahlungsfeldes bei dieser Entfernung bestimmt. Wenn wir diese Intensität kennen und den Winkeldurchmesser des Halos messen, können wir den Abstand der Gammaquelle in absoluten Einheiten berechnen. Dieses Verfahren wäre eines der wenigen, mit denen die Astronomen Entfernungen über extragalaktische Distanzen hinweg bestimmen können.

Falls es gelänge, nicht nur den Durchmesser des Halos, sondern auch seine radiale und spektrale Intensitätsverteilung im Gammastrahlungsbereich zu messen, ließe sich gewissermaßen ein genaues Schnittbild der Quelle anfertigen. Daraus ergäben sich dann Hinweise auf die zeitliche Entwicklung des Strahlungsfeldes als Folge der Evolution der Galaxien im Universum. Wir werden sehen, inwieweit die Hess-Teleskope oder ihre Weiterentwicklungen diese theoretischen Versprechungen durch empirische Befunde einlösen können.

Ein weiteres Studienobjekt für die Gamma-Astronomie sind die größten gravitativ gebundenen Objekte des Universums, die Galaxienhaufen. In ihnen kreisen bis zu tausend Sternsysteme um ein gemeinsames Gravitationszentrum. Sie enthalten aber auch außerordentlich viel Gas sehr hoher Temperatur – bis zu hundert Millionen Grad heiß –, das vornehmlich im Röntgenlicht beobachtet wird. Bei der Entstehung von Galaxienhaufen, die bis heute andauert, müssen enorm energiereiche Prozesse abgelaufen sein. Dabei ist gleichzeitig mit dem heißen Gas eine nicht-thermische Gaskomponente erzeugt worden, analog zu dem, was wir in der Umgebung der Erde als kosmische Strahlung registrieren. Der Nachweis dieser nicht-thermischen Komponente mit Energien im Teraelektronenvolt-Bereich steht zwar noch aus. Wir erwarten aber, dass ihre Dichte außerordentlich hoch ist. Sie sollte mehr Energie enthalten als die thermische Energie aller Sterne in allen Galaxien des Haufens zusammengenommen. Für das Hess-Teleskopsystem sind deshalb eine Reihe von Galaxienhaufen im Beobachtungsprogramm vorgesehen.

Heute jedoch ist dazu keine Zeit mehr, dann bald geht der Mond auf. Für die Beobachter heißt das: Kameradeckel zu und Hochspannung aus. Die 960 Fotoröhren sind der Augapfel des Teleskops, der wohl gehütet sein will. Schließlich soll das Hess-Experiment noch viele Entdeckungen im Gammalicht machen. Die Tscherenkow-Astronomie ist noch jung.

Literaturhinweise


Das Compton-Gammastrahlen-Observatorium. Bilanz nach neunjähriger Mission. Von Volker Schönfelder in: Sterne und Weltraum, Bd. 41, Heft 7, S. 34 (Juli 2002).

Schwerpunkt Astroteilchenphysik in: Physikalische Blätter Bd. 56, Heft 3, (März 2000).

Gamma-Astronomie mit abbildenden Cherenkov-Teleskopen, Teil 1 und 2. Von Heinz Völk in: Sterne und Weltraum, Bd. 38, Heft 11, S. 948 und Heft 12, S. 1064 (1999).


In Kürze


- Anstelle von Licht, das leuchtende Himmelskörper aufgrund ihrer Temperatur aussenden, analysieren Gamma-Astronomen hochenergetische Strahlung, die von nicht-thermischen Vorgängen im Universum stammt. Stoßwellen oder fluktuierende Magnetfelder können geladene Teilchen beschleunigen – bis auf 1020 Elektronenvolt, was der Bewegungsenergie eines Fußballs beim Elfmeter entspricht. Die Teilchen wiederum erzeugen hochenergetische Gammaquanten.

- Gammaquanten breiten sich wie gewöhnliches Licht geradlinig durchs All aus, enthalten also ebenfalls Informationen über Ort und Art ihrer Quelle. Ein Trick ermöglicht sogar eine abbildende Beobachtung: Die Gammaquanten erzeugen beim Auftreffen auf die Erdatmosphäre Schauer aus schnellen Teilchen, die eine optische Stoßwelle aus bläulichem Licht aussenden. Durch stereoskopische Beobachtung und Aufsummieren solcher Lichtblitze können die Astronomen ein Bild der Quelle errechnen.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 2002, Seite 48
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
8 / 2002

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 8 / 2002

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