Diese Zahl – also eine Supernova des Typs II alle 33 bis 100 Jahre; Ia-Supernovae sind noch viel seltener – wurde schon länger aus Beobachtungen vieler anderer Galaxien abgeschätzt, die der unsrigen ähneln, aber nun gibt es auch eine ziemlich direkte Methode, die denselben Wert liefert. Der Schlüssel liegt im radioaktiven Aluminium-Isotop 26, das eine Halbwertszeit von nur 740 000 Jahren hat: Trotzdem findet man es in erheblicher Menge in der heutigen Milchstraße, und nur Typ-II-Supernovae, also die Explosionen massereicher Sterne, sind eine plausible Quelle. Der Weg von der Beobachtung des 26Al über eine charakteristische Linie der Gammastrahlung bei 1,8 MeV, die bei seinem Zerfall entsteht, bis zu einer zuverlässigen Supernovarate war indes kompliziert. Die Gammastrahlung des Aluminiums aus der Milchstraße, die von fast nichts absorbiert wird, ist schon eine Weile bekannt, aber erst Spektren des ESA-Satelliten Integral konnten es konkret im Raum lokalisieren: Wie andere Bestandteile auch folgt es der Rotation der Milchstraße, und die Dopplerverschiebung der Frequenz erlaubt über ein Rotationsmodell eine gewisse Entfernungsbestimmung.
Das ganze vom Gammahimmel strahlende 26Al sitzt demnach in der Scheibe in der Nähe des Milchstraßenzentrums (und nicht etwa in isolierten Wolken in der Nähe der Sonne). Damit befindet es sich genau dort, wo es auch die meisten massereichen Sterne gibt und man entsprechend viele Hinterlassenschaftten von Supernovae finden sollte. Nun liess sich die Gesamtmenge des 26Al berechnen – ca. 2,8 Sonnenmassen – und über bekannte Sternphysik schliesslich die Supernovarate bestimmen. Jede Supernova produziert etwa 1/10 000 Sonnenmasse 26Al, weshalb in der vergangenen Jahrmillion rund 20 000 Supernovae explodiert sein müssen, um die 2,8 Sonnenmassen zu erzeugen: So ergibt sich die Rate von einer Typ-II-SN rund alle 50 Jahre. Da die letzte Supernova in unserer Milchstraße vor mindestens 325 Jahren beobachtet wurde, ist die nächste wirklich schon lange überfällig. Die Aluminium-Menge liefert auch ein direktes Mass für die Sternbildungsrate in der Milchstraße: 4 Sonnenmassen pro Jahr werden zu Sternen, und da die meisten kleiner als die Sonne sind, entstehen jedes Jahr im Mittel 7±3 neue Sterne.
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