Überblick

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Atomkerne kosmischer Materie entstehen inKernfusions-Reaktionen an besonderen Ortenim Universum. Dieser Prozess, die Nukleosyn-these, ist Teil der Entwicklung des Universums,insbesondere prägt die Produktion frischer Ele-mente die Entwicklung des interstellaren Mate-rie und der Galaxien. Ständig findet Kernfusionstatt – vergleichsweise stetig im Innern derSterne und spektakulär in Sternexplosionen,den Novae und Supernovae.

Arthur Eddington hatte bereits um 1920 erkannt,dass nukleare Energie die gravitative Anziehungin Sternen kompensieren muss, also Kernreak-

tionen den Energiehaushalt und den Aufbau der Sterneentscheidend prägen. In dieser Zeit war klar geworden,dass die chemischen Elemente nicht im Urknall oderzu frühen Zeiten des Universums gebildet wurden, son-dern Nukleosynthese als stetiger Prozess die Evolutionder Objekte im Universum mitgestaltet. Carl Friedrichvon Weizsäcker und Hans Bethe erklärten die Energie-bilanz der Sonne mit den Kernreaktionen der leichtenAtomkerne von Wasserstoff bis etwa zu Massenzahlenvon 18 (Kohlenstoff, Fluor).

Diese Einsicht sollte nicht darüber hinwegtäuschen,dass unsere Kenntnisse über die physikalischen Prozes-se, die für die Erzeugung der schwereren Elemente(A > 20) verantwortlich sind, vergleichweise grob undungenau sind. Das liegt hauptsächlich an der komple-xer werdenden Kernphysik und insbesondere auch da-ran, dass die Reaktionspfade mehr und mehr instabileIsotope einbeziehen (siehe Infokasten „Elementsyn-these“). Zudem läuft in der Regel die Nukleosynthesefür die schweren Elemente ähnlich schnell ab wie derEnergie- und der Materialtransport, wodurch nurschlecht verstandene hydrodynamische Prozesse wiedie Konvektion den Kernfusionspfad mitgestalten.

Die Isotopenhäufigkeiten der chemischen Elementeam Ende eines Nukleosynthese-Ereignisses hängensehr viel empfindlicher von den physikalischen Be-dingungen ab als die Elementhäufigkeiten selbst. Mes-sungen von Isotopenzusammensetzungen geben daherwichtige Aufschlüsse über die Umgebung, in der dieNukleosynthese stattfindet. Sie werden allerdings er-schwert durch die hohe Dichte in kosmischen Brenn-zonen, die dazu führt, dass die primäre Informationder Röntgen- und Gamma-Photonen durch Streupro-zesse zerstört wird. Messwerte aus strahlungsangereg-

ten Sternhüllen und Gas-wolken müssen daher mit-hilfe von Modellen inter-pretiert werden. Dabeisind ungenau bekannteund sich z. T. rasch ver-ändernde physikalischeRandbedingungen wieDichte, Anregungstempe-ratur, Ionisationsgrad zuberücksichtigen. Zudemsind die Isotopen-Effektein der charakteristischenLinienstrahlung oft un-messbar gering, sodassnur Messwerte fürunterschiedliche chemi-sche Elemente, in unbe-kanntem Isotopengemisch, vorliegen.

Hier bringen radioaktive Isotope entscheidende Vor-züge ins Feld: Haben sie hinreichend lange Zerfallszei-ten, so entsteht die charakteristische Gamma-Strahlungerst, wenn die Nukleosynthese-Asche durch Sternwin-de oder die Explosion des Sterns im dünnen interstel-laren Medium verteilt ist. Außerdem werden in kon-densierter Nukleosynthese-Asche durch radioaktivenZerfall ungewöhnliche charakteristische Isotopen-Zusammensetzungen konserviert. Diese beiden Effektehaben in Verbindung mit gereifter Technologie im letz-ten Jahrzehnt erstmals zu Messungen geführt, die fürdie Astrophysik brauchbar sind. Dazu gehören sowohlastronomische Messungen von charakteristischenGamma-Linien als auch massenspektrometrische Un-tersuchungen im Labor von mikroskopischen Meteori-teneinschlüssen interstellaren Staubs. In diesem Artikelstellen wir diese beiden auf den ersten Blick sehr un-terschiedlichen Disziplinen der „Astronomie neugebo-rener Atomkerne“ im Kontext kosmischer Elementent-stehung vor.

Die Entstehung neuer ElementeDie Historie und das KonzeptDie Grundlagen unserer heutigen Vorstellungen von

der Synthese der chemischen Elemente wurden in den40er-Jahren gelegt, vor allem angeregt von Fred Hoylessystematischen Studien mit dem Ziel, sowohl die astro-nomischen als auch die kernphysikalischen Aspektekonsistent zu erklären. Das Ehepaar Margaret und

Astrophysik

Astronomie mit RadioaktivitätZerfallende Isotope geben Einblicke in die Entstehung der Elemente

Roland Diehl und Wolfgang Hillebrandt

Priv.-Doz. Dr. Roland Diehl,Max-Planck-Institutfür extraterrestri-sche Physik, Gies-senbachstraße,85748 Garching; Prof. Dr. WolfgangHillebrandt, Max-Planck-Institut fürAstrophysik, Karl-Schwarzschildstr. 1,85741 Garching

Physik Journal1 (2002) Nr. 41617-9439/02/0404-47$17.50+50/0© WILEY-VCH Verlag GmbH,D-69451 Weinheim, 2002

Abb. 1: Der Start desWeltraum-Obser-vatoriums INTE-GRAL der ESA istfür Oktober 2002geplant. Ausge-stattet mit einemhochauflösendenGamma-Linien-Spektrometer wirdes spezifische Mes-sungen von radio-aktiven Zerfällenim Weltraum er-möglichen.

Physik Journal1 (2002) Nr. 448

Überblick

Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle(„B2FH“, 1957) sowie Al Cameron (1957) formuliertenschließlich eine gesamtheitliche Theorie der Element-entstehung, in der sehr unterschiedliche Prozesse zurErklärung der Entstehungsgeschichte der komplexenMuster beobachteter Element- und Isotopenhäufigkei-ten zusammenwirken. Geleitet von den kernphysikali-schen Kenntnissen ihrer Zeit und den sehr großen Un-terschieden in den Häufigkeiten postulierten sie, dassin der so genannten „primordialen Nukleosynthese“nur die leichtesten Elemente Wasserstoff und Heliumim Urknall enstanden sein sollten, zusammen mitTeilen der Elemente Li, Be und B. Für die anderenElemente und ihre Isotope postulierten sie als Entste-hungsort das Innere von Sternen („stellare Nukleosyn-these“). Lediglich einige Isotope leichter Elemente soll-ten durch Spallationsreaktionen interstellaren Kohlen-und Sauerstoffs mit hochenergetischen Protonen derkosmischen Strahlung entstanden sein. Diese Theorieentsprang in vielen Aspekten eher der Intuition als derstrengen Herleitung und den experimentellen Fakten.Dennoch sind ihre Grundzüge bis heute im Wesentli-chen bestätigt und ein nützlicher Leitfaden zum Ver-ständnis der kosmischen Elementhäufigkeiten.

Nukleosynthese: Der Stand der TheorieMittlerweile sind diese Konzepte in detaillierte Nu-

kleosynthese-Modelle überführt worden. PrimordialeNukleosynthese erklärt im Rahmen des Standard-Ur-knall-Modells der Kosmologie die gemessenen Häufig-

keiten von normalem Wasserstoff, Deuterium, den bei-den stabilen Helium-Isotopen und von 7Li. Die Über-einstimmung von theoretischen Vorhersagen mit denbeobachteten Häufigkeiten wird sogar als eine wichtigeStütze des Urknall-Modells angesehen. Wichtigster Pa-rameter der Theorie ist die (heutige) Dichte der Baryo-nen im Universum, etwa 4 % der kritischen Dichte, abder das Universum schließlich wieder kollabieren wür-de. Die Häufigkeiten der Elemente Li (ohne 7Li), Beund B werden gut durch Modelle der kosmischenStrahlung und deren Spallationsreaktionen in der in-terstellaren Materie erklärt.

Häufigkeitsvorhersagen für diejenigen Elemente, diebei der stellaren Nukleosynthese entstehen, sind dage-gen mit größeren Unsicherheiten behaftet. MassereicheSterne produzieren während ihrer ruhigen (hydrostati-schen) Entwicklung die meisten Elemente mit geraderProtonenzahl bis etwa zum Eisen. Während des hydro-statischen Helium-Brennens und zu einem größerenTeil im Helium-Brennen pulsierender Sterne mittlererMasse liefern Neutronenanlagerungen und b-Zerfälledie s-Prozess-Kerne (siehe Infokasten „Elementsynthe-se“). Andere Elemente mit ungerader Protonenzahl so-wie seltenere Isotope bilden sich während der Super-nova-Explosionen massereicher Sterne, ebenso wie dieKerne, die dem r-Prozess zugeordnet werden. Eisen(56Fe) wird darüber hinaus in großen Mengen in ther-monuklearen Supernovae („Typ Ia“) produziert, etwas7Li, N und andere leichtere Elemente in Novae (sieheInfokasten „Sternklassen“). Sternentwicklungsmodellewerden meist daran gemessen, wie gut sie die „Stan-dard-Häufigkeiten“, das sind näherungsweise die Ele-ment- und Isotopenhäufigkeiten der Sonne, reprodu-zieren, was in der Regel auch recht gut gelingt.

Trotz dieser Erfolge der Theorie gibt es noch vieleoffene Fragen. Bereits in den noch relativ gut verstan-denen ruhigen Phasen der Sternentwicklung beeinflus-sen Turbulenz und Konvektion die stellare Nukleosyn-these und das Mischen der neu erzeugten Elemente.Beide Prozesse lassen sich derzeit nur über „freie“ Pa-rameter berücksichtigen, was physikalisch unbefriedi-gend ist und zudem die Vorhersagekraft der Modellestark reduziert. Hinzu kommen Unsicherheiten in eini-gen wichtigen Kernreaktionsraten. Diese möglichenQuellen systematischer Fehler wirken mehrfach in Mo-dellen: Sie bestimmen die Isotopenzusammensetzungam Ende der hydrostatischen Sternentwicklung undbeeinflussen die explosive Nukleosynthese, wenn diesevielfältige Kernreaktionskanäle eröffnet.

Problematisch ist ferner, dass massereiche Sterne„im Computer“ immer noch nicht explodieren. Daskann darauf hindeuten, dass ein wichtiger Teil der re-levanten Physik noch nicht verstanden ist. Auch hierwird deshalb das Unwissen parametrisiert: Man wählteine geeignete Massenzone für den Rand des entste-henden Neutronensterns und gibt der Sternhülle genugEnergie (oder Impuls) für eine den Erwartungen nahe-kommende Explosion. Auf diesem Hintergrund werdendann die Kernreaktionen berechnet. Doch selbst indiesen sehr vereinfachten Explosionsmodellen gibt esSchwierigkeiten. So gelang es bisher noch nicht, eineZone einer Supernova zu identifizieren, in der dierichtigen Bedingungen für den r-Prozess herrschen.

Selbst wenn wir die Nukleosynthese in heutigenSternen gut verstanden hätten, wüssten wir immernoch nicht, wie die Entwicklung der Element- und Iso-topenzusammensetzung unserer Milchstraße seit der

Die Elemente von Kohlenstoff bis zuden Actiniden werden unter charakte-ristischen und unterscheidbaren Nu-kleosynthese-Bedingungen syntheti-siert. Das Wasserstoff-Brennen findetin der „Hauptreihen-Phase“ der Stern-entwicklung statt, die bis zu Milliardenvon Jahren andauert. Hauptproduktesind 4He, 7Li, 13C, 14/15N und 15O.Helium-Brennen kennzeichnet dieRiesen-Phase der Sternentwicklung.Sie dauert nur bis zu einem Zehntel solange wie die Wasserstoffbrennphase.Endprodukte sind hauptsächlich 12C,16/18O und 21/22Ne, aber auch so ge-nannte s-Prozess-Elemente (s fürslow). Letztere sind das Resultat vonNeutronen-Einfangsreaktionen, ebensowie die meisten stabilen Isotopeschwerer Elemente jenseits der Eisen-gruppe bis hin zu Wismut und Blei, diedurch sukzessive Neutronenanlagerun-gen aus den in großer Menge vorhan-

denen Elementen der Eisengruppegebildet werden. Im r-Prozess (r wierapid) ist bei der Anlagerung von Neu-tronen die b-Zerfallszeit des Produkt-kerns lang im Vergleich zu den Neu-tronen-Einfangszeiten, sodass sehrneutronenreiche Isotope gebildet wer-den, die dann allmählich zum Stabi-litätstal hin b-zerfallen (vgl. Diagrammunten). Charakteristische Elemente mitA > 75 werden so erzeugt, wobei man-che Isotope eindeutig dem r- bzw. s-Prozess zugeordnet werden können(Beispiele markiert als „r-only“ bzw.„s-only“). Wahrscheinlich findet der r-Prozess in Supernova-Explosionenstatt.

Kernreaktionen bilden überwiegendinstabile Isotope, deren Zerfall zustabilen Isotopen oft über angeregteKernniveaus verläuft. Die Anregungs-energie wird als Gamma-Linien-Emis-sion sichtbar.

Elementsynthese

Überblick

Entstehung der ersten Sterne aus primordialer Materieverlaufen ist. So ergeben Messungen von sehr metall-armen Sternen Elementhäufigkeiten, die sich sehr vondenen in der Sonne unterscheiden (mit Ausnahme derr-Prozess-Kerne, deren relative Häufigkeiten danndoch wiederum mit denen in der Sonne identischsind). Für das Verständnis der Nukleosynthese-Bedin-gungen scheint es also wichtig, Beobachtungen zu re-produzieren, bei denen diese komplexe „chemischeEntwicklung“ möglicherweise eine untergeordnete Rol-le spielt. Dies trifft auf einzelne Objekte oder für kos-misch kurze bzw. klar abgegrenzte Entwicklungsperi-oden zu.

Radioaktive DiagnostikDas Spektrum des Lichts aus Atmosphären norma-

ler Sterne zeigt über charakteristische Linien die Zu-sammensetzung der Materie, aus der dieser Stern ur-sprünglich gebildet wurde. Alte Sterne weitab von dergalaktischen Gas-Ebene sollten in der Anfangsphasegalaktischer Nukleosynthese entstanden sein, alsokann man hier einzelne frühe stellare Nukleosynthese-Ereignisse und insbesondere den r-Prozess studieren.Vor kurzem wurden in einem solchen Halo-SternSpektrallinien von Thorium und Uran entdeckt; dieseElemente mit ausschließlich radioaktiven Isotopen er-lauben eine unabhängige nukleare Datierung des Zeit-punkts erster galaktischer Nukleosynthese auf etwa 13Milliarden Jahre. Ein weiteres Element mit ausschließ-lich radioaktiven Isotopen, Technetium, wurde bereits1952 in einem pulsierenden Stern nachgewiesen; dieseMessung gilt als erster direkter Nachweis von stellarerNukleosynthese „in flagranti“, sie zeigt einerseits, dassin diesen Sternen der s-Prozess stattfindet, anderer-seits, dass die Hülle dieser pulsierenden Sterne mitdem Sterninnern durch Mischprozesse in Austauschsteht.

Sterne, die vielfach massiver als unsere Sonne sind,stoßen aufgrund des hohen Strahlungsdrucks ihreäußere Hülle über einen Sternwind ab. Hier kommenwir den Nukleosynthese-Orten näher, denn die innerenRegionen mit konvektiv beigemischten Nukleosynthe-se-Produkten werden der Messung zugänglich. Mi-schungsprozesse in diesen teilweise instabilen Entwick-lungsphasen eines Sterns sind im Einzelnen aber sehrkomplex und selbst durch aufwändige magneto-hydro-dynamische Strahlungstransport-Modelle noch nichtverstanden. In den Elementzusammensetzungen derAtmosphäre lassen sich daher die Effekte von Nukleo-synthese und Mischvorgängen schwer trennen.

Dennoch bleiben Spektrallinien des Lichts unserHaupt-Informationsträger über Nukleosynthese: Rönt-gen-Spektroskopie ist ein vielversprechender Ansatz,um Elementhäufigkeiten in der Korona von Sternat-mosphären, vor allem aber in heißem interstellarenGas zu bestimmen, wie wir es in Supernova-Überrestenund Sternentstehungsgebieten vorfinden. ElektronischeÜbergänge bei hochionisierten Atomen liegen im keV-Bereich, der instrumentell in den letzten beiden Jahr-zehnten für die Astrophysik erschlossen und durch imvergangenen Jahr in Betrieb genommene Instrumenteder dritten Generation hinreichend präzisiert wurde(aktuelle Röntgenobservatorien im Weltraum sind„Chandra“ und „Newton“). Die Interpretation der mithoher räumlicher Auflösung durchgeführten spektros-kopischen Messungen von Supernova-Überresten undSternentstehungsgebieten setzt allerdings wiederum dieKenntnis des Anregungsmodells voraus, d. h. die ther-mische und Ionisations-Struktur der Region. StarkeKlumpung und Nicht-Gleichgewichts-Situationen er-schweren dies, kernphysikalische Interpretationen blei-ben indirekt und unscharf.

Linienanregung im diffusen interstellaren Mediumist komplexer, Gas und Staub weisen deutlich unter-schiedliche Temperaturen auf, die Molekültemperatu-ren der Gasphase in relativ dünnem kalten Gas sindschlecht definiert. Dennoch gelingt es im Radiobereich,molekulare Linienübergänge zwischen Rotations- undSchwingungszuständen wegen ihrer großen Isotopen-aufspaltung zu Isotopenhäufigkeits-Messungen zu nut-zen. Die Interpretation der so aus Molekül-Linien be-stimmten Isotopenhäufigkeiten im Hinblick auf dieNukleosynthese setzt allerdings eine realistische Mo-dellierung der komplexen Chemie auf den Sternober-flächen voraus.

Gamma-Astronomie radioaktiver SubstanzenDer radioaktive Zerfall eines Isotops ist überwie-

gend unbeeinflusst von seiner Umgebung. Deshalb wei-sen die Gamma-Linien unmittelbar auf die Existenz

Abb. 2: Erstmalig wurde radioaktives 44Ti anhand seiner Gamma-Liniebei 1157 keV im Supernova-Überrest Cas A entdeckt. Das Spek-trum wurde mit dem COMPTEL-Instrument auf dem Gamma-Observatorium COMPTON aufgenommen.

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� Hauptreihen-Sterne: Sterne, derenEnergie aus zentralem Wasserstoff-brennen geliefert wird.� Riesensterne: Sterne, in denen derzentrale Wasserstoffvorrat aufge-braucht ist und die Energie aus schnel-ler ablaufenden Kernfusionsketten wiedem Helium-Brennen bezogen wird.Instabile Schichtungen führen zu pul-sierendem Verhalten.� Massereiche Sterne: Sterne mitmehr als 8- bis 10-facher Masse derSonne, in denen die Zentraltemperaturdamit hinreichend hoch werden kann,um mindestens Kohlenstoff-Fusions-reaktionen zu zünden.� Weiße Zwergsterne: Stern-Überres-te, die nicht massiv genug sind, um Fu-sionsreaktionen schwererer Elementezu zünden. Entartete Materie liefertden Druck, der den Gravitationskol-laps verhindert.� Neutronensterne: Stern-Überreste,in denen die Atome durch Schwerkraftsoweit komprimiert wurden, dass Ma-terie fast ausschließlich aus Neutronenbesteht. Sie entsprechen einem einzi-

gen Atomkern mit einem Durchmesservon ca. 20 km. � Novae: Systeme aus einem weißenZwergstern und einem normalen Stern.Der Sternwind des normalen Sternswurde auf dem Zwergstern akkumu-liert, sodass schließlich eine Wasser-stoff-Explosion auf der Hülle desZwergsterns zündet.� Supernovae: Sternexplosionen we-sentlich heller als Novae. Wir unter-scheiden den Gravitationskollaps amEnde der verschiedenen Kernbrenn-Phasen (Kernkollaps-Supernova, corecollapse, cc-SN), in dem das Fehleneiner weiteren energieliefernden Kern-fusionsreaktion zum Kollaps bis zumNeutronenstern oder Schwarzen Lochführt. Daneben gibt es thermonukleareSupernovae (Typ Ia), bei denen einweißer Zwergstern durch Materiezu-strom so massiv wird, dass zentralesKohlenstoffbrennen zündet und derZwergstern explodiert (d. h. kein ver-bleibender kompakter Stern wie beicc-SN).

Sternklassen

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Überblick

dieser radioaktiven Isotope hin. Gamma-Strahlungdurchdringt, anders als langwelligere Strahlung vonRöntgen bis hin zum Infrarot, auch die dichteren Gas-und Staub-Schichten entlang der Ebene der Milch-straße, liefert also Messungen frei von den sonst ofterheblichen Absorptions-Korrekturen. Je nach Halb-wertszeit ist damit ein direkter bis zeitlich verzögerterNachweis von Elemententstehungsprozessen über dieMessung charakteristischer Gamma-Linien möglich.Die im Jahr 1982 gelungene Beobachtung von diffuserGamma-Strahlung des 26Al-Isotops, das eine Zerfalls-zeit von 1 Million Jahre hat, wird als erster solch direk-ter Beweis für Nukleosynthese gesehen; allerdings blie-ben die dahinterstehenden Quellen Objekt von Speku-lationen. Eindeutig war das Signal zerfallender 56Ni-und 57Co-Isotope von der Supernova SN1987A in un-serer Nachbargalaxie LMC, der Großen MagellanschenWolke in einer Entfernung von ca. 160 000 Lichtjah-ren; von mehreren Instrumenten wurden die unter-schiedlichen Gamma-Linien registriert. Mit ihren kur-zen Zerfallszeiten (siehe Tabelle 1) können diese Iso-tope nur während des Gravitationskollapses oder derfolgenden Explosion erzeugt worden sein. Zur Kernfu-sion derartig großer Mengen radioaktiven Nickels sindnämlich hohe Dichten (ca. 1010–1013 kg m–3) und hoheTemperaturen (3–5×109 K) erforderlich, Bedingungen,die beim Kollaps des Sterninneren unter dem Druckder Gravitation entstehen. Hierbei wird nach unserenVorstellungen die zunächst überwiegend aus schwerenElementen von Silizium bis Eisen bestehende Materieso stark aufgeheizt, dass sie sich in freie Nukleonenund a-Kerne zersetzt. Bei der Expansion und Abküh-lung der Supernova-Materie finden diese sich dann zuneuen Atomkernen zusammen. Wegen des hohen An-teils von a-Kernen erwartet man unter diesen Bedin-gungen die Synthese von Isotopen, die aus Vielfach-a-Kernen bestehen; 56Ni ist dabei wegen seines Maxi-mums an Bindungsenergie für Nukleonen einbevorzugtes Endprodukt.

Aber auch radioaktives Titan (44Ti) wird unter die-sen Bedingungen synthetisiert. Dieses Isotop zerfälltinnerhalb von 90 Jahren über Scandium als Zwischen-produkt zu Calcium, begleitet von Gamma-Linien derEnergien 68, 78, und 1157 keV. Die Messung dieserGamma-Linien von der Supernova SN1987A ist eineder großen Herausforderungen an die nächste Genera-tion von Gamma-Teleskopen. Der kosmische Zerfallvon 44Ti wurde erstmalig im Jahr 1994 nachgewiesen,

und zwar in dem ca. 300 Jahre alten Supernova-Über-rest Cas A in unserer Milchstraße (Abb. 2). Das 44Ti-Nachleuchten ist wegen der vergangenen 300 Jahrebereits auf 1 % seines Anfangswertes abgeklungen, den-noch war das Signal stark genug, um aus dieser Entfer-nung noch erkannt zu werden. Allerdings überraschtes, dass wir keine anderen, vor allem jüngeren Super-nova-Überreste in 44Ti strahlen sehen: In der Milch-straße sollten im Mittel etwa zwei Supernovae durchGravitationskollaps („cc-SN“; siehe Infokasten „Stern-klassen“) pro Jahrhundert entstehen, sodass einige vonihnen bereits mit derzeitigen Instrumenten sichtbarsein sollten, vor allem aus dem zentralen Bereich derMilchstraße. Unsere bisherige Suche nach 44Ti-Quellenbestätigt das jedoch nicht, sodass wir heute annehmen,dass 44Ti-Ausstoß bei einer cc-Supernova von anderenGrößen wie etwa der Masse des Sterns, seinem Dreh-impuls oder dem noch unverstandenen Explosionsme-chanismus empfindlich abhängt. Es könnte sein, dassdieses weit innen in der Explosion erzeugte 44Ti über-wiegend nach der Explosion zurückfällt auf den kom-pakten Rest-Stern. Damit wäre dann keine Gamma-Emission zu messen, da ein verbleibendes schwarzesLoch ebenso wie eine Neutronenstern-Atmosphäre die-se neuen Atomkerne wieder zerstört.

Ein anderer Supernova-Explosionstyp („Typ Ia“)geht nach unseren derzeitigen Vorstellungen von kom-pakten weißen Zwergsternen aus, die überwiegend ausKohlenstoff und Sauerstoff bestehen. Hier ist die voneinem Begleitstern über seinen Sternenwind übertra-gene Materie auf dem weißen Zwerg die Ursache füreine explosive Kettenreaktion, im Verlauf derer derweiße Zwerg durch eine thermonukleare Explosionvollkommen zerrissen wird. Da diese kompakten Ster-ne mit ihrer hohen Dichte und dem entarteten Elektro-nengas lokal hervorragende Bedingungen für Kern-fusionsreaktionen bieten, bedarf es nur einer Zünd-Explosion auf der Oberfläche oder des Überschreitenseiner kritischen Massengrenze und damit Zentraltem-peratur; dann beginnt Kohlenstoff-Fusion im Innerendes Zwergs, die sich innerhalb von Sekunden ausbrei-tet. Wegen der hohen Dichte von rund 1012 kg m–3 ent-stehen sehr hohe Temperaturen von einigen 109 K, unddas Kernbrennen erreicht einen Gleichgewichtszu-stand, in dem die Nukleonen ihren energetisch güns-tigsten Zustand einnehmen. Dabei wird 0,3–1 Sonnen-masse an radioaktivem 56Ni erzeugt, dem Isotop mitder höchsten Bindungsenergie pro Nukleon. Die ge-

waltige Energie, die beim Zerfallüber Kobalt zu Eisen entsteht (Zer-fallszeiten 8,8 bzw. 111 Tage), heiztdie gesamte Supernova-Hülle starkund nachhaltig auf und bewirkt sowochenlanges helles Leuchten.

Die dichte Hülle verhindert inden ersten Tagen allerdings auch,dass selbst die durchdringendeGamma-Strahlung des Zerfalls von56Ni zu 56Co ohne Streuprozessenach außen dringt, jedenfalls wenndie Kernfusion innen beginnt.Wenn alternativ die aufgesammelteBegleitstern-Materie an der Zwerg-Oberfläche die explosive Nukleo-synthese zündet, dann sollte einTeil des erzeugten Nickels weiter ander Oberfläche sichtbar sein; die

Tabelle 1: Radioaktive Zerfallsketten, die zum Studium der Element-Entstehungsgeschichte astronomischnutzbar sind. Bereits gemessene Gammalinien sind blau dargestellt. In der letzten Zeile wurde auch dasPositron aufgenommen, weil die Positronen-Annihilationstrahlung der bb-zerfallsaktiven kurzlebigen radio-aktiven Isotope in der Astronomie eine große Bedeutung hat.

Isotop Zerfallszeit Zerfallskette gg–Linienenergie (keV) Ursprung

7Be 77 d 7Be ˝ 7Li* 478 Novae

56Ni 111 d 56Ni ˝ 56Co* ˝56Fe*+e+ 158, 812, 847, 1238 Supernovae

57Ni 390 d 57Co˝ 57Fe* 122 Supernovae

22Na 3,8 y 22Na ˝ 22Ne* + e+ 1275 Novae; WR-Sterne

44Ti 89 y 44Ti˝44Sc*˝44Ca*+ e+ 1157, 78, 68 Supernovae

26Al 1,04}106y 26Al ˝ 26Mg* + e+ 1809 Supernovae, WR-Sterne

60Fe 2,0}106y 60Fe ˝ 60Co* 1173, 1332 Supernovae

e+ …. 105y e++ e– ˝ Ps ˝ gg.. 511, < 511 Alle Positronen-Zerfälle

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charakteristischen Gamma-Linien (bei 158 und812 keV) wären ein klarer Beweis für dieses Szenario.Eine weitere Diagnostik von der 56Ni-Zerfallskette istdas Zwischenprodukt 56Co. Es zerfällt nämlich mit ei-ner Zeitkonstante von 111 Tagen zum Endprodukt 56Feunter Aussendung charakteristischer Gamma-Linienbei 847 und 1238 keV. Da nach dieser Zeit die Super-nova in jedem Fall für Gamma-Strahlung durchsichtigist, kann man aus der Gamma-Strahlen-Intensität un-mittelbar die Gesamtmenge an erzeugtem 56Ni bestim-men. Verschiedene diskutierte Explosions-Verläufe un-terscheiden sich um mehr als eine Größenordnung inder Menge des erzeugten 56Ni, sodass hier eine für un-ser Supernova-Verständnis entscheidende Messgrößevorliegt. Bisher stützen Studien sich auf die Simulationder sekundären, aber optisch beobachtbaren Spektrenund Helligkeitsverläufe und variieren den Gesamtge-halt an 56Ni, bis die Simulation die Messung wieder-gibt. Da in solche Simulationen diverse Annahmenüber die Zusammensetzung der Materie und die Explo-sionsdynamik eingehen, sind die systematischen Unsi-cherheiten der so bestimmten Nickelmenge beträcht-lich. Nun treten in großen Spiralgalaxien diese thermo-nuklearen Supernovae vergleichweise selten auf, etwaim Verhältnis 1:4 seltener als cc-Supernovae. Mit derbegrenzten Empfindlichkeit der derzeitigen Gamma-Teleskope (ca. 10–5 Gamma-Photonen pro cm2 s) gab esbisher nur zwei Messgelegenheiten (SN1991T undSN1998bu). Daraus jeweils abgeleitete Nickelmengensind widersprüchlich und liegen einen Faktor von ca. 2abseits des Erwarteten – die Resultate könnten stati-stisch verfälscht sein. Die Hoffnungen liegen auf derNachfolgegeneration der Gamma-Teleskope; bei ent-sprechender spektraler Auflösung wird die Linienformder gemessenen Gamma-Strahlung die Kinematik derExplosion direkt abbilden und unser Verständnis desExplosionsprozesses entscheidend weiterbringen.

Thermonukleare Explosionen auf weißen Zwergster-nen sind nach unserem Verständnis ebenfalls verant-wortlich für das Auftreten so genannter „klassischerNovae“; das von einem Begleitstern übertragene Mate-rial zündet in diesem Fall eine langsamer verlaufendeWasserstoff-Explosion, die oberen Schichten des wei-ßen Zwergsterns erfahren Kernbrennen und syntheti-sieren leichtere Elemente von Kohlenstoff bis vielleichtSchwefel. Der langsamere Verlauf der Nova erlaubt derZwergatmosphäre zu expandieren und damit die Ver-brennung letztlich auszulöschen. Bisherige Versuche,diese Art der Explosion physikalisch zu modellieren,sind teilweise erfolgreich und konsistent mit dieser Be-schreibung, sagen allerdings die Menge der durch dieNova abgestoßenen Hülle um einen Faktor 10 zu ge-ring voraus. Konvektive Mischung von akkretiertemMaterial mit Atmosphärenmaterial des weißen Zwerg-sterns beeinflusst ebenso wie Temperaturverlauf undDichte wesentlich die nukleare Brennzone; umgekehrtlegen die erzeugten Isotope Zeugnis ab von diesen phy-sikalischen Größen. Spektroskopische Messungen imOptischen, Infraroten und Ultravioletten erschließenuns zwar die chemischen Elemente in den Hüllen na-her Novae, aber weder Isotopentrennung noch quanti-tative Messungen sind zur Klärung der inneren Prozes-se möglich. Daher ruhen auch hier große Hoffnungenauf der Beobachtung von Gamma-Linien radioaktiverIsotope, insbesondere von Positronen-Annihilati-onstrahlung der b-zerfallsaktiven kurzlebigen radioak-tiven Isotope, vom 22Na-Isotop (Zerfallszeit 3,8 Jahre)

und 7Be-Isotop (Zerfallszeit 78 Tage). Für die nächsteGeneration von Instrumenten müsste die Nova näherals 5000 Lichtjahre sein; Novae treten in der Milch-straße mit einer Rate von ca. 40 pro Jahr auf.

Das relativ langlebige 26Al-Isotop hat durch dieMessungen des Gamma-Strahlen-ObservatoriumsCompton zu einer Übersichtskarte von Nukleosyn-these-Orten in der gesamten Milchstraße beigetragen(Abb. 3). Innerhalb der langen Zerfallszeit von 26Al(1 Million Jahre) tragen viele Supernova-Explosionen,die Winde vieler massereicher Sterne sowie Novae undandere Quellen zum Gesamtbild bei. Andererseits istdiese Zeitspanne kurz im Vergleich zu den Zeitskalengalaktischer Prozesse (ein Umlauf der Sonne um dasZentrum der Galaxie dauert hundertfach länger, Grup-pen massereicher Sterne bilden sich und lösen sich aufin mehr als zehnfacher Zeit). Damit liefert die Abbil-dung von Nukleosynthese im Licht der 26Al-Gamma-

Strahlung bei 1809 keV eine Momentaufnahme derGalaxis, integrierend über alle Nukleosynthesequellen.Die Interpretation der Himmelskarte im 26Al-Licht be-sagt, dass massereiche Sterne den dominanten Beitragliefern, Novae und massearme Sterne tragen nur wenigbei. Damit liefert die 26Al-Himmelskarte auch die Ver-teilung der massereichen Sterne innerhalb der gesam-ten Galaxis, frei von verdeckenden Effekten etwaigerDunkelwolken, die viele Sternkataloge beeinträchtigen.Aus dieser Verteilung wird klar, dass bestimmte Regio-nen in der Milchstraße in jüngster Vergangenheit einehöhere Sternbildungsrate hatten, etwa im Sternbild desSchwans (Cygnus). Aus dem Vergleich der 26Al-Leucht-kraft mit Sternzählungen hat man so Hinweise aufverdeckte Sternpopulationen erhalten. Derzeit unter-suchen wir mit Modellrechnungen, ob wir die Entwick-lung massereicher Sterne in Gruppen und ihre Auswir-kungen auf das sie umgebende Gas im Zusammenhangverstehen. Damit können wir die detaillierten Mes-sungen an Sternatmosphären mit den Messungen vonheißem und kaltem Gas in interstellaren Regionen undmit dem von Sternen zurückgeführten Gasanteil inVerbindung bringen, also unser Verständnis des gesam-ten Materiezyklus’ über die Sternentwicklung hinauseinem lokalisierten Test unterwerfen, unter Ausnut-zung von astronomischen Messungen vom Radio- bisin den Gamma-Strahlen-Bereich.

Labor-Astronomie mit RadioaktivitätVictor Goldschmidt hat bereits 1937 Pionierarbeiten

im Labor zu Elementhäufigkeiten in Materialprobendurchgeführt. Seine Analyse der chemischen Zusam-mensetzung verschiedener Erdmaterialien legte die

Abb. 3: Bild derzeitigerNukleosynthese-Aktivität in derMilchstraßengala-xie. Die Karte zeigtden Himmel in1,809 MeV-Emis-sion von radio-aktivem 26Al (ingalaktischen Koor-dinaten, die Inten-sität wächst vongrün über rot nachgelb).

Physik Journal1 (2002) Nr. 452

Überblick

Grundsteine zur Meteoritenforschung, er erarbeitetedie systematischen Effekte, die das Ausfällen eines Ele-mentes aus der Gasphase durch Bildung von Kristallenbestimmen. So bestimmt z. B. die unterschiedliche frei-werdende Energie beim Oxidieren, ob andere Elementegegenüber Eisen bei der Oxidation bevorzugt werdenund damit in steinartigen Meteoriten angereichert sind,oder ob Eisenoxid bevorzugt gebildet wird, und andereElemente dann mit dem zurückbleibenden metalli-schen Eisen eisenartige Meteoriten bilden. Wenn be-reits kondensierte Substanzen vorliegen, so hängt esvon der Substitutionsmöglichkeit ab, ob ein Element inder Gasphase verbleibt oder statt eines chemisch ähnli-chen Atoms in die Kristallstruktur der Substanz einge-baut wird.1) Aus Goldschmidts Überlegungen wurde ei-ne für die kosmische Staubbildung wichtige Grundregelerkannt: Das relative Verhältnis von C und O hat wei-testreichende Konsequenzen, denn bei C-Überschussist die Bildung kohlenstoffbasierter Moleküle wie CH2

der Anfang großer Molekülketten bis hin zu den PAH-Substanzen (Polyzyklische aromatische Kohlenwasser-stoffe) und der Bildung von kosmischem Staub, wäh-rend bei O-Überschuss Oxidation vorherrscht unddamit mineralische Substanzen wegen ihrer hohenKondensationstemperaturen dominieren. Das Ver-ständnis solcher systematischen Effekte bei der Bil-dung, beim Aufschmelzen, und letztlich bei der chemi-schen Analyse von Materialproben von Erdkruste und -mantel, Mondgestein und Meteoriten führte dazu,dass für die Bestimmung von kosmischen Elementhäu-figkeiten Meteoritenanalysen gleichwertig neben Stern-atmosphärenmessungen stehen, wie im Jahr 1956 vonHans Suess und Harold Urey in ihrer Arbeit „Element-häufigkeiten“ wegweisend gezeigt wurde.

Seit einem Jahrzehnt ist nun die präsolare Nukleo-synthese direkt zugänglich geworden: In Meteoritenkonnten interstellare Staubkörner (Abb. 4) identifiziertwerden als kleinste Einschlüsse mit Isotopenverhältnis-sen, die um Größenordnungen von denjenigen in derSonne abweichen. Sie passen allerdings zu kosmischenNukleosynthese-Ereignissen.

Der Weg kosmischer Materie in Meteoriten ist lang:Interstellarer Staub wird nach seiner Kondensationvon Eisschichten unterschiedlicher Zusammensetzungüberzogen. Da im interstellaren Gas Wasserstoff, Koh-lenstoff, Sauerstoff und Silizium häufig vorkommen,sind die Vereisungsschichten meist aus Wassereis oderVerbindungen dieser Elemente aufgebaut. Sie bildendie Hauptmasse interstellarer Staubkörner, um das ori-ginäre Kondensat herum. Im Lauf seines Wegs durchdas interstellare Medium werden Staubkörner durch

Kollisionen, durch Eintreten in heiße Gasschichten(z. B. in der Nähe heißer Sterne oder Supernovae) oderdurch kosmische Strahlung häufig teilweise wieder zer-stört; meist erodiert die Zerstörung allerdings nur denkondensierten Mantel. Die ursprünglichen Kondensateaus der Nähe der Nukleosynthese-Orte werden weni-ger stark verändert, sodass wir sie sogar in Materie aufder Erde finden, vergleichbar einer Nadel im Heuhau-fen, als mikroskopische Beimischungen von Meteori-

ten. Planetenbildung, Kollisionen, Blitzentladungenund die Erzeugung energiereicher Plasma-Jets in derfrühen Phase des Sonnennebels haben die kondensier-te Materie in ihrer chemischen Zusammensetzung zumTeil erheblich modifiziert. Im Labor analysiert man beider Suche nach präsolaren Anteilen die Einschlüsse inerkennbar wenig prozessiertem früh entstandenenMeteoritenmaterial, den „kohligen Chondriten“.2)

Die hohe erreichte Präzision der Isotopenanalyseselbst kleinster Einschlüsse hat eine „Labor-Astrophy-sik mit Radioaktiviät“ möglich gemacht: Heute könnenrund 100 Nanometer kleine Bereiche getrennt isoto-pen-analysiert werden, sodass man in den Größen-bereich interstellaren Staubs vordringt und die Isoto-penzusammensetzung der einzelnen Staubkörner be-stimmt. Die dabei verwendeten Verfahren beruhenüberwiegend auf der Auslösung und Analyse von Se-kundär-Ionen durch Atomstrahl-Bombardement derMaterieproben, wobei verschiedene Fokussierungs-und Analyseverfahren bezüglich Isotopen- und räumli-cher Auflösung unterschiedliche Instrumente ergeben.Bisher werden präsolare Körner in Meteoritenmaterialangereichert durch sukzessives Wegätzen der einbet-tenden Meteoritenmaterie; dem liegt die Annahme zu-grunde, dass präsolare Staubkörner vorwiegend in den„resistentesten“ Bestandteilen der Meteoriten auftre-ten. So wurden als unterschiedliche Staubkornartenmit präsolarem Ursprung Diamantkörner, aber auchGraphite, Siliziumcarbid, Siliziumnitrid, spezielle Oxi-de und andere bei hohen Temperaturen kondensieren-de Carbide gefunden. Korngrößen von einigen mm sindtypisch für die analysierten Körner.

Erkannt werden interstellare Staubkörner an Auffäl-ligkeiten in spezifischen Isotopenverhältnissen. So istz. B. im Sonnensystem das 12C/13C-Isotopenverhältnisziemlich genau 89 ± 10, während man in Meteoriten-einschlüssen Werte im Bereich zwischen 1 und 10 000messen kann (Abb. 5). Derartige Abweichungen lassensich nun unmittelbar mit den bekannten Nukleosyn-theseprozessen vergleichen: Wasserstoff-Fusion nachdem CNO-Zyklus erzeugt vergleichsweise hohe Anteiledes 13C-Isotops; im Gegensatz dazu wird bei Helium-Fusion und den späteren Brennprozessen (z. B. C-

Abb. 5: Isotopensignaturenin präsolarenStaubkörnern: Die Kohlen- undStickstoff-Isoto-penverhältnisseerlauben es, dieerwartetenUrsprungs-Orteeinzelner Körnerzu charakterisie-ren. Die Typeintei-lungen beruhenauf anderen Isoto-penverhältnissen.

1) So erklärt sich wegenfehlender Substitutions-kanäle die Anreicherungvon Europium in Calci-um-Kristallstrukturen,andererseits auch dieThorium- und Uran-Überhäufigkeit in derErdkruste.

2) Das Material des Son-nensystems hat sich etwa4,6 Milliarden Jahre vorder heutigen Zeit als „so-lares Gas“ von den Mi-schungsprozessen iminterstellaren Mediumabgekoppelt. DieNukleosynthese-Prozesseim Sterninnern und inNova- und Supernova-Explosionen fanden lan-ge vorher statt.

Abb. 4: InterstellaresStaubkorn aus SiC

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Brennen, bis hin zu explosivem NSE-Brennen in Su-pernovae) der geradzahlige Anteil 12C stark bevorzugt,als ganzzahliges Vielfache der dann häufigen a-Kerne.Damit alleine ist also eine mögliche Zuordnung derHerkunft unterschiedlicher Staubkörner machbar. Ge-nauer werden solche Bestimmungen, wenn andere Iso-topenverhältnisse (vgl. 14N/15N in Abb. 5) hinzugenom-men werden.

Sind die Ursprungsorte erst einmal grob identifi-ziert, so liefern dann andere, weniger klar vorhersag-bare Isotopenhäufigkeiten besonders interessante Diag-nostiken der Nukleosynthesebedingungen an diesenOrten. Hier kommt radioaktiven Isotopen besondereBedeutung zu, da sich deren Signatur über den Zerfallzu Tochterisotopen klar aufbaut und von den anderen,ebenfalls von Probe zu Probe variierenden Isotopen-mustern deutlich abhebt. So wurde in ca. 20 % derlocker gebauten Graphitkörner des Murchison-Meteo-riten mit vorher unklarem Ursprungsort, den „X-Grains“, ein Exzess an 44Ca diagnostiziert, der auf 44Ti-Ursprung zurückgeführt wird und daher einen Super-nova-Ursprung dieser Körner klar beweist; die übrigenbestimmten Isotopenverhältnisse dieser Körner wurdendann diagnostiziert und erweisen sich als sehr ähnlichdenen, die wir bei solchen Kernkollaps-Supernovaeerwarten würden. Insbesondere wurden für diese X-Grains sehr hohe 26Al/27Al-Verhältnisse bestimmt, dieauf Beimischungen aus weiter außen liegenden Super-novazonen zum Staubkondensat hinweisen.

Lektionen und AusblickMit den Instrumenten, die im Bereich der Gamma-

Astronomie und der Labor-Massenspektroskopie imvergangenen Jahrzehnt entwickelt und betrieben wur-den, ist eine „Astronomie mit radioaktiven Substan-zen“ begründet worden. Die Instrumente an Bord desCompton Observatory haben von 1991 bis 2000 dazubahnbrechende Messungen gemacht, die die Möglich-keiten einer solchen Astronomie erkennen lassen: Su-pernovae und Supernova-Überreste wurden als radio-aktive Quellen erkannt und über Radioaktivität wurdedie aktuelle Nukleosynthese-Aktivität in der Galaxisabgebildet. Diese Gamma-Linien-Astronomie ist(neben den in Vorbereitung befindlichen Gravitations-wellen- und Neutrinomessungen) die einzige Methode,den Explosionsmechanismus von Supernovae direkt zustudieren. Prozesse in der unmittelbaren Umgebungschwarzer Löcher, aber auch in der Entstehungsphasedes Sonnensystems, hinterlassen charakteristische Spu-ren in radioaktivem Material, deren Erforschung jen-seits der Empfindlichkeitsgrenzen derzeitiger Instru-mente liegt. Die ESA-Mission INTEGRAL soll imHerbst 2002 als Nachfolge-Experiment gestartet wer-den (Abb. 1), um spektral hochauflösende Details undtiefere Nachbeobachtungen von Gamma-Linien durch-zuführen, mit denen präzisere, quantitative Erkennt-nisse zu kosmischer Nukleosynthese in Aussicht ste-hen.

In der Labor-Massenspektroskopie sind mit denderzeitigen Instrumenten bereits eine Vielzahl ver-schiedenartiger Staubkornarten präsolaren Ursprungserkannt worden. Noch vor kurzem hätten wir eine der-artige Langzeit-Konservierung von Materialproben vonim Kosmos neu entstandenen Atomkernen bis zumTransport auf unsere irdischen Labortische für phan-tastisches Wunschdenken gehalten. Die erstmaligeIdentifikation von präsolaren Silikaten mit den neuen

Instrumenten der 2. Generation („nanoSIMS“, Secon-dary-Ion-Mass-Spectroscopy) deutet das experimentel-le Neuland an; nun wird die quantitative Auswertungvon Isotopenverhältnissen verschiedener Elemente amgleichen präsolaren Korn durch diese Instrumentemöglich!

Mit diesen beiden direkten Zugangsarten und ihrerKombination mit den indirekteren, aber räumlichhochauflösenden Elementkartographierungen im Rönt-gen- und Radio-Bereich ist zu erwarten, dass sowohlüber die Bedingungen kosmischer Nukleosynthese alsauch über die Eigenschaften instabiler Isotope weitabvom „Tal der stabilen Elemente“ Neuland erforschbarwird. Damit wird die über 40 Jahre alte wegweisendeKategorisierung kosmischer Nukleosynthese (B2FH)mit astrophysikalisch und kernphysikalisch präzisiertenInhalten gefüllt, damit wir letzlich die Herkunft deruns umgebenden Elementevielfalt verstehen lernen.

Weiterführende Literatur� D. Arnett, Supernovae and Nucleosynthesis, Prince-

ton University Press (1996)� T. J. Bernatowicz, R. M. Walker, Physics Today 12, 26

(1997)� E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler,

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(1998)� W. Hillebrandt und J. Niemeyer, Ann. Rev. A&A 38,

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Roland Diehl studierte Kernphysik inMainz und arbeitete zwei Jahre in derIndustrie, bevor er seine Begeisterungfür die Astrophysik entdeckte. Am MPIfür extraterrestrische Physik wirkt er seit1979 u. a. als Co-Experimentator derGammateleskope COMPTEL sowieSPI/INTEGRAL. Dabei verknüpft er diekosmische Gamma-Spektroskopie mitder Kernphysik. Seit seiner Habilitation1998 lehrt er als Privatdozent an der TU München. In sei-ner Freizeit bewegt er sich gerne in der Natur, vorzugweiseflott mit dem Mountainbike.

Wolfgang Hillebrandt arbeitet seit über30 Jahren auf dem Gebiet der nuklearenAstrophysik. Nach seiner Habilitation1977 in Darmstadt wechselte er 1978zum Max-Planck-Institut für Astrophysik(vormals MPI für Physik und Astrophy-sik), wurde Honorar-Professor der TUMünchen, wissenschaftliches Mitglieddes Max-Planck-Instituts und ist seit1996 auch Direktor am Institut. Wenn

ihm seine Arbeit über alles, was im Universum explodiert,noch etwas Zeit lässt, segelt er auf dem Starnberger Seeoder besucht die bayerischen Alpen.

Die Autoren