EIN NEUTRONENSTERN-CRASH IN UNSERER EIGENEN GALAXIS?

Wenn zwei Neutronensterne verschmelzen, schleudert die Kollision neutronenreiche Materie hinaus, die durch schnellen Neutroneneinfang — den r-Prozess — Elemente schwerer als Eisen aufbaut. Der darauffolgende Lichtblitz heißt Kilonova. In unserer Galaxis sind solche Verschmelzungen selten: Die Autoren nennen eine Rate von 10⁻⁵ bis 10⁻⁴ pro Jahr, es dürfte also nur eine Handvoll Kilonova-Überreste geben, gegenüber Hunderten von Supernova-Überresten. Bisher wurde keiner identifiziert.

Eine Waise am Gammahimmel

Die H.E.S.S.-Teleskope in Namibia fanden in ihrer Durchmusterung der galaktischen Ebene von 2004 bis 2013 78 Quellen sehr hochenergetischer Gammastrahlung; 30 sind bis heute unerklärt. Eine davon, HESS J1507−622, sticht hervor. Sie liegt etwa 3,5 Grad unterhalb der galaktischen Ebene, viel weiter als die meisten dieser Quellen. Sie ist kompakt (etwa 0,3 Grad groß), stetig und hell vom GeV-Bereich, den der Satellit Fermi beobachtet, bis zum TeV-Bereich, den H.E.S.S. erfasst.

Bei niedrigeren Energien jedoch ist fast nichts zu sehen: kein passendes Röntgenleuchten, keine Radiohülle, kein Pulsar. Die beiden üblichen Verdächtigen tun sich schwer. Ein Pulsarwindnebel braucht einen Pulsar, den niemand gefunden hat, und seine Energiebilanz wird jenseits von etwa 10 Kiloparsec unmöglich. Ein Supernova-Überrest müsste eine Hülle zeigen und bleibt meist nahe der Ebene, in der sein Stern geboren wurde.

Karte unidentifizierter Gammastrahlenquellen und Supernova-Überreste entlang der galaktischen Ebene.

Die 30 unidentifizierten H.E.S.S.-Quellen (schwarze Kreise) und 310 bekannte Supernova-Überreste (graue Punkte); HESS J1507−622 ist der rote Stern, weit unterhalb der Ebene. — Abbildung 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Elektronen, nicht Protonen

Prantik Sarmah, Xilu Wang und Kollegen vom Institut für Hochenergiephysik in Peking greifen gemeinsam mit der Gruppe von Rebecca Surman an der University of Notre Dame eine Idee auf, die das H.E.S.S.-Team 2011 ins Spiel gebracht und wieder fallen gelassen hatte. Der Einwand damals betraf die Energie: Die Gammastrahlen mit Protonen zu erzeugen, würde eine absurd starke Explosion erfordern.

Das neue Modell setzt stattdessen auf Elektronen. Von der Stoßwelle der sich ausdehnenden Trümmer beschleunigt, heben sie Photonen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds auf Gammaenergien an. Protonen nützen hier ohnehin nichts: Das Gas um die Quelle ist so dünn, etwa ein Teilchen pro tausend Kubikzentimeter, dass ein Proton rund 11 Gigaparsec zurücklegen würde, bevor es auf irgendetwas trifft.

Auch die Lage abseits der Ebene passt. Ein Neutronensternpaar erhält bei seiner Geburt einen Stoß; verlässt es den galaktischen Bulge mit 10–100 km/s, bräuchte es 0,1 bis 1 Milliarde Jahre, um an diese Stelle zu gelangen — im Einklang mit den typischen Verzögerungen, bevor solche Paare verschmelzen.

Jung, und nah genug, um gesehen worden zu sein

Angepasst an Größe und Helligkeit der Quelle, verortet das Modell sie in 3,8 bis 14,3 Kiloparsec Entfernung und gibt ihr ein Alter von 200 bis 3.000 Jahren, mit einer Präferenz für weniger als 1.000 Jahre. Ihr vorhergesagtes Radio- und Röntgenleuchten bleibt unter allen aktuellen Obergrenzen.

Vier Felder mit modellierten Spektren vom Radio- bis zum TeV-Bereich, mit Gammastrahlen-Datenpunkten.

Modellierte Emission für ein Alter von 0,2, 0,5, 1 und 3 Tausend Jahren: Elektronen, die Mikrowellenphotonen streuen (blau), passen zu den Daten von Fermi und H.E.S.S.; der orangefarbene Buckel ist das MeV-Signal zerfallender r-Prozess-Kerne. — Abbildung 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Hochgerechnet von der Verschmelzung GW170817, hätte eine solche Kilonova ihr Maximum bei einer scheinbaren Helligkeit zwischen −0,8 und −3,2 erreicht, vergleichbar mit den hellsten Planeten. Warum gibt es keine historische Aufzeichnung? Die Autoren nennen drei Gründe: Kilonovae verblassen um etwa 1,1 Magnituden pro Tag, das Schauspiel dauerte also weniger als neun Tage; die Quelle liegt bei einer Deklination von −62°, außer Reichweite der gut dokumentierten Himmelsbeobachter Chinas, Japans, Ägyptens und Europas; und Staub könnte sie abgeschwächt haben.

Drei Wege, sie zu erwischen

MeV-Gammastrahlen aus dem radioaktiven Zerfall frisch erzeugter schwerer Kerne: zu schwach für NuSTAR oder das kommende COSI, aber in Reichweite eines Instruments der nächsten Generation wie MeVGRO, falls der Überrest jünger als etwa 1.000 Jahre ist.
Ein Lichtecho: der ursprüngliche Blitz, von interstellarem Staub reflektiert, mit 27–33 Magnituden pro Quadratbogensekunde, in Reichweite großer Teleskope und des Rubin-Observatoriums. Es könnte sogar das Spektrum der Explosion selbst enthüllen.
Leuchten im mittleren Infrarot von warmem Staub und möglicherweise Neutrinos, falls eine dichte Wolke auf der Sichtlinie liegt.

Das Paper bleibt eine Hypothese auf Grundlage vorhandener Daten, und die Autoren betonen, dass Gammaspektren allein einen Kilonova-Überrest nicht von seinen Konkurrenten unterscheiden können. Taucht eine dieser Signaturen auf, böte die Galaxis einen Kilonova-Überrest zum Studium direkt vor unserer Haustür — eine Chance, die die Autoren als beispiellos bezeichnen.