Röntgendoppelstern

Künstlerische Darstellung eines Röntgendoppelsterns mit Akkretionsscheibe und Jet

Ein Röntgendoppelstern ist ein Doppelsternsystem, das Röntgenstrahlung abstrahlt aufgrund der Umwandlung von potentieller Energie in elektromagnetische Strahlung. Die Energie entsteht durch Akkretion, dem Fließen von Materie von einem der beiden Sterne zu seinem kompakteren Partner. Bei dem kompakten Stern kann es sich um einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch handeln.

Der Materiefluss

Der Materiefluss auf den kompakten Stern kann in zwei Varianten auftreten:

• Als Sternwind vom Begleiter, der in den Anziehungsbereich des kompakten Sterns gerät. Solche Sternwinde werden häufig bei Hauptreihensternen und Riesen hoher Masse gefunden.
• Bei Sternen, welche die Roche-Grenze überschreiten, fließt Materie über den Lagrange-Punkt zum kompakten Partner. Ein solcher Materiefluss kann mehrere hundert Millionen Jahre anhalten.

Aufgrund der Drehimpulserhaltung stürzt das Material nicht direkt auf den kompakten Partner, sondern bildet zunächst eine Akkretionsscheibe um den entarteten Stern. Liegt zusätzlich ein Magnetfeld vor, so kommt es auf seine Stärke an, wie sehr die Akkretionsscheibe verformt wird. Aufgrund der hohen Hitze in der Akkretionsscheibe ist die dortige Materie ionisiert und trägt je Teilen eine Ladung. Diese Ladung wirkt bei Bewegung innerhalb der Akkretionsscheibe einen Strom, welcher ein Magnetfeld ausbildet und daher mit dem Magnetfeld des akkretierenden Objektes koppelt. Ist das Magnetfeld des akkretierenden Objektes schwach, so ist die Akkretionsscheibe weitgehend flach. Je stärker das Magnetfeld wird, umso größer ist der vom akkretierenden Objekt aus gemessene Radius, ab welchem das Magnetfeld zum akkretierenden Objekt hin die umliegende Materie aufgrund der Kopplung aus der Akkretionsscheibe reißt und entlang der Magnetfeldlinien zu den Polen hin führt. Daher haben akkretierende Objekte mit starken Magnetfeldern keine Akkretionsscheibe. Angenommen, es läge nun eine Akkretionsscheibe vor, so führt die Keppler'sche Bewegung der Teilchen zu Reibung innerhalb der Scheibe und heizt diese auf, wodurch bei entsprechenden Temperaturen Röntgenstrahlung als Wärmestrahlung ausgesandt wird. Trifft die transferierte Materie auf die Oberfläche des Weißen Zwerges oder Neutronensterns so führt dies zu einer Erwärmung der Kruste, die ebenfalls Röntgenstrahlung aussendet^[1].

Einteilung nach dem kompakten Stern

Weißer Zwerg als Partner

Ist der Massenempfänger im Doppelsternsystem ein Weißen Zwerg, so wird weiche Röntgenstrahlung ausgesandt. Es handelt sich bei der Angabe der Härte um das Verhältnis zwischen niederenergetische zu höherenergetischer Röntgenstrahlung. Ursache der weichen Röntgenstrahlung ist der mit typischerweise 10.000 km deutlich größere Durchmesser des Weißen Zwerges im Vergleich zu dem eines Neutronensterns oder schwarzen Lochs, so dass beim Fall durch das geringere Gravitationsfeld weniger Energie frei wird. Man bezeichnet solche Systeme als kataklysmische Veränderliche. Verfügt der Weiße Zwerg über ein Magnetfeld so wird die Akkretionsscheibe teilweise oder vollständig unterdrückt und das Doppelsternsystem gehört in die Gruppe der Polare oder DQ-Herculis-Sterne. Sie zeigen einen starken Polarisationsgrad in ihrer optischen Strahlung. Verfügt der Weiße Zwerg über ein Magnetfeld, dass zu schwach ist den Materiefluss zu beeinflussen, so wird Röntgenstrahlung frei, wenn Materie von der Akkretionsscheibe auf den Weißen Zwerg transferiert wird. Dies geschieht bei Zwergnovae zyklisch^[2].

Neutronenstern als Partner

Ist der Partner ein Neutronenstern oder ein Magnetar, so wird die Materie beim Sturz durch das Gravitationsfeld stark beschleunigt und setzt die gewonnene Energie beim Aufprall auf der Oberfläche des Neutronensterns frei. Da das Material in der Akkretionsscheibe als Plasma vorliegt, unterliegt es den Kräften des Magnetfeldes des Neutronensterns, dessen Magnetfeldstärke bis zu 10¹¹ Tesla bzw. 10¹⁵ Gauß erreichen kann. Das ionisierte Material folgt den Magnetfeldlinien und stürzt deshalb an den magnetischen Polen auf die Sternoberfläche. Aufgrund des großen Gravitationspotentials erreicht das Material dabei Geschwindigkeiten von bis zu 100.000 km/s, was 30 % der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Der Aufprallbereich hat eine geringere Fläche von wenigen Kilometern Durchmesser und dort werden Temperaturen von 100 Millionen Kelvin erreicht. Der größte Teil der Energie wird als Röntgenstrahlung ausgesandt. Die zugehörige Leistung beträgt bis zu 10.000 Sonnenleuchtkräften. Eine Sonnenleuchtkraft entspricht der von der Sonne im gesamten Spektralbereich ausgestrahlten Energie. Bedingt durch die Rotation des Neutronensterns und der Abschattung durch den einfließenden Materiestrom wird die Röntgenstrahlung nur zeitweise in Richtung der Erde abgestrahlt. Deshalb werden die Röntgendoppelsterne mit Neutronensterne und starken Magnetfeldern auch Röntgen-Pulsare genannt.

Ein Beispiel für einen Röntgen-Pulsare ist Hercules X-1 in einem Abstand von 15.000 Lichtjahren. Er wurde 1971 von dem Satelliten Uhuru entdeckt. Inzwischen sind über 1000 solcher Systeme in der Milchstraße bekannt. Ein weiteres Beispiel ist Centaurus X-3, der erste entdeckte Röntgenpulsar.

Ein weiterer Effekt ist der Transfer von Drehmoment durch die einfließende Materie auf den Neutronenstern. Diese beschleunigt ihn auf Rotationsfrequenzen von bis zu einigen Tausend Hertz. Dies entspricht einer Rotation des Neutronensterns pro Millisekunde. Röntgendoppelsterne sind somit die Geburtsstätten für die wiedergeborenen Millisekundenpulsare^[3]. Dabei ist beobachtet worden, dass bei Ausbrüchen, also Phasen intensiver Massenakkretion, die Rotationsfrequenz schnell zunimmt.

Schwarzes Loch als Partner

Künstlerische Darstellung von Cygnus X-1

Wegen des Fehlens einer Oberfläche entsteht bei schwarzen Löchern die Röntgenstrahlung ausschließlich in der Akkretionsscheibe. Die Temperatur steigt zum inneren Rand der Scheibe hin an und erreicht dort Werte, die zur Emission intensiver Röntgenstrahlung führen. Da schwarze Löcher über kein Magnetfeld verfügen, fällt das Plasma aus der Akkretionscheibe durch eine Übergangsschicht in das schwarze Loch. Die Übergangsschicht liegt in der Ebene der Akkretionsscheibe. Dabei schwankt die Röntgenstrahlung mit nichtperiodische Variationen im Sekunden- und Millisekundenbereich, die als quasiperiodische Oszillationen bezeichnet werden. Diese Strahlungscharakteristik ist im Rahmen einer astronomischen Beobachtung ein wichtigstes Indiz für das Vorliegen eines Schwarzen Loches in einem Röntgendoppelstern.

Der beste Kandidat für einen Röntgendoppelstern mit einem schwarzem Loch als Primärstern ist die Röntgenquelle Cygnus X-1 in einem Abstand von 14.000 Lichtjahren^[4].

Einteilung nach dem Begleiter

HMXB (High mass X-ray binaries)

Läuft ein Stern mit einer Masse von mehr als 10 Sonnenmassen in einem Doppelsternsystem um den gemeinsamen Schwerpunkt mit einem kompakten Begleiter so handelt es sich um entweder um einen Be-Stern, einen O-Stern oder einen Blauen Überriesen. Das Gas wird zu dem kompakten Stern mittels Sternwind transferiert oder im Falle der Be-Sterne beim Durchgang durch eine zirkumstellare Gasscheibe akkretiert. Die Umlaufdauer beträgt einige Tage bis zu Tausenden von Tagen. Dabei sind die Bahnen häufig elliptisch. Im Optischen dominiert das Licht des massiven Sterns.^[5][6]

LMXB (Low mass X-ray binaries)

Liegt die Masse des Begleiters des kompakten Stern bei weniger als zwei Sonnenmassen so wird er als ein Röntgendoppelstern geringer Masse bezeichnet. Der Stern transferiert Masse über den Lagrange-Punkt zum kompakten Stern, wobei die Umlaufdauer des Doppelsternsystems von Bruchteilen von Tagen bis zu einigen Tagen reicht. Der Begleiter befindet sich entweder nahe der Hauptreihe, ist ein Weißer Zwerg oder ein entwickelter Stern. Die Begleiter sind schwierig zu beobachten, da im Optischen die Akkretionsscheibe dominiert.

IMXB (Intermediate mass X-ray binaries)

Röntgendoppelsterne mit Begleitern mittlerer Masse sind recht selten. Die Ursache liegt darin, dass Phasen mit starken Sternwind wie bei HMXB sehr kurz sind und ein Massentransfer wie bei LMXB über die Roche-Grenze zu stark ist. Zwar entsteht in letzterem Fall Röntgenstrahlung beim Aufprall auf den kompakten Stern und am inneren Rand der Akkretionsscheibe, aber die Röntgenstrahlung wird durch zirkumstellares Material wieder absorbiert^[7].

Klassifikation

Röntgendoppelsterne werden nach dem Spektrum, der Ursache und der Art der Veränderlichkeit ihrer Strahlung in teilweise überlagernde Klassen aufgeteilt^[8]:

• Soft X-ray transit (SXT, dt. temporäre weiche Röntgenquellen) bestehen aus einem kompakten Stern, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch, und einem roten Zwergstern. Die meiste Zeit ist die Röntgenstrahlung unterhalb der Nachweisgrenze und steigt mit einem Zyklus von Jahren bis Jahrzehnten um mehr als den Faktor 1000 im Optischen und Röntgenbereich an. Bei den Ausbrüchen fällt vermehrt Materie auf den kompakten Stern. Der Ausbruchsmechanismus ist wahrscheinlich eine Instabilität in der Akkretionsscheibe um den kompakten Stern wie bei den Zwergnovae. Die SXT werden auch als Röntgennova bezeichnet.
• Symbiotic X-ray binaries (dt. Symbiotische Röntgendoppelsterne) haben als Begleiter des kompakten Sterns einen Roten Riesen, der sich entweder auf dem Roten Riesenast oder dem Asymptotischen Riesenast befindet. Der Transfer von Materie zum kompaktern Stern erfolgt bei den entwickelten Begleitern meist über Sternwinde. Die Röntgenstrahlung entsteht durch den Einfall auf einen Neutronenstern oder als Folge von einem thermonuklearen Runaway bei Symbiotischen Novae.
• Super Soft (X-ray) Sources (SSS, dt. Superweiche Röntgenquellen) senden überwiegend Röntgenstrahlung mit Energien zwischen 0,09 und 2,5 keV aus. Es handelt sich dabei überwiegend um Weiße Zwerge mit kontinuierlichen Wasserstoffbrennen auf ihrer Oberfläche. Die meisten SSS treten in engen Doppelsternsystemen auf, wenn kontinuierlich genügend Materie vom Begleiter akkretiert wird. Dies kann bei Polaren, VY-Scl-Sternen und Symbiotischen Sternen der Fall sein. Daneben gibt es noch temporäre Superweiche Röntgenquellen wie Novae und Zwergnovae. Ebenfalls zu den SSS gehören, ohne zwingend in ein Doppelsternsystem eingelagert zu sein, einzelne Weiße Zwerge auf ihren Überkühlungsbahnen. Dieser freigelegte Kern eines entwickelten Sterns strahlt am Anfang weiche Röntgenstrahlung als Wärmestrahlung ab. Diese jungen Weiße Zwerge sind teilweise noch die Zentralsterne von Planetarischen Nebeln.
• Be/X-ray binaries (BeXRB, dt. Be-Röntgendoppelsterne) bestehen aus einem kompakten Stern und einem Be-Stern, der zeitweise aufgrund von schneller Rotation und Pulsationen Materie auswirft, die sich als ein äquatorialen Gasring um den frühen Stern legen. Läuft der kompakte Stern, meist ein Neutronenstern, durch diesen Ring, so wird über Akkretion ein Ausbruch im Bereich der Röntgenstrahlung erzeugt^[9].
• Supergiant X-ray binaries (SGXB, dt. Überriesen-Röntgendoppelsterne) haben einen Überriesen als Begleiter eines kompakten Sterns. Charakteristisch für die Überriesen ist ein starker Sternwind mit Massenverlustraten zwischen 10^-8 und 10^-6 Sonnenmassen pro Jahr bei Geschwindigkeiten des abströmenden Gases von bis zu 2.000 km/s. Der kompakte Stern in SGXBs ist ein Neutronenstern in einer engen Umlaufbahn und aufgrund des starken Masseneinfalls sind die SGXB helle Objekte am Röntgenhimmel.
• Supergiant Fast X-ray Transients (SFXT, dt. Überriesen-Röntgensterne mit schnellen Ausbrüchen) haben einen OB-Überriesen als Begleiter eines Neutronensterns. Diese Gruppe von Röntgendoppelsternen zeigt schnelle Anstiege der Röntgenhelligkeit während Ausbrüchen, wobei die Maximalhelligkeit innerhalb von Minuten erreicht wird. Die Ausbrüche dauern nur wenige Stunden an und dabei steigt die Röntgenhelligkeit temporär um das bis zu 10.000fache gegenüber der Ruhehelligkeit an. Diese Ausbrüche könnten die Folge von Klumpen im Sternwind des frühen Überriesen, einer Passage des Neutronensterns durch einen Materiering in der Äquatorebene des OB-Überriesen oder eines magnetischen Propellers des Pulsars sein^[10],^[11].
• X-ray Burster (dt. Röntgenburster) zeigen ein plötzliches Ansteigen der Röntgenstrahlung aufgrund einer explosive Zündung thermonuklearer Reaktionen auf der Oberfläche eines Neutronensterns in einem Röntgendoppelstern. Bei dem Burst findet eine Zündung des akkretierten Wasserstoffs, Heliums und eventuell des Kohlenstoffs in dem Zustand der Entartung statt. Daher führt die Erwärmung nicht zu einer kühlenden Expansion und die thermonuklearen Reaktionen erfassen innerhalb von Sekundenbruchteilen die gesamte Hülle um den Neutronenstern. Der Burst dauert zwischen einigen Sekunden und Stunden, wobei der Abstand zwischen den Burst in einem Doppelsternsystems im Bereich von Tagen liegt. Die X-ray Burstern entsprechen den klassischen Novae, bei denen es zu einem thermonuklearen Runaway auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs in einem engen Doppelsternsystem kommt^[12].
• X-ray pulsars (dt. Röntgenpulsare) zeigen eine periodische Veränderlichkeit der Röntgenstrahlung in der Größenordnung von Sekunden bis Minuten. Dies ist die Folge eines starken Magnetfeldes des Neutronensterns von bis 10¹² Gauß, wodurch die akkretierte Materie den Magnetfeldlinien folgend nur auf die magnetischen Pole des Neutronensterns fällt. Ist die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt so kommt es zu einer Modulation der Röntgenstrahlung, weil die auf mehrere Millionen Kelvin erwärmten magnetischen Pole nur zeitweise in Richtung Erde Strahlung abgeben.
• Microquasare sind Doppelsterne mit einem Neutronenstern oder Schwarzen Loch, welches einen oder zwei relativistischen Jets ausstößt. Dieser kann meist nur im Radiobereich nachgewiesen werden.
• Ultraluminous X-ray sources (dt. Überleuchtkräftige Röntgenquellen) sind Röntgenquellen mit einer Leuchtkraft, die unter Annahme einer isotropischen Emission die Eddington-Grenze überschreiten. Sie sind bisher nur außerhalb der Milchstraße gefunden worden. Aufgrund der schnellen Veränderlichkeit der ULX handelt es sich wahrscheinlich um akkretierende Schwarze Löcher in einem engen Doppelsternsystem. Die Röntgenquellen sind häufig in ausgedehnte Emissionsnebel eingebettet, die mit einer Geschwindigkeit in der Größenordnung von 100 km/s expandieren^[13].

Einfluss der Röntgenstrahlung auf den Begleiter

Die Röntgenstrahlung trifft auf die Atmosphäre des Begleiters und heizt die der Röntgenquelle zugewandte Seite in engen Doppelsternsystemen auf. Dieser Reflektionseffekt führt zu einer Änderung des Spektrums und der Helligkeit periodisch mit der Umlaufdauer des Doppelsternsystems. Daher wird der Reflektionseffekt zu optischen Identifikation der Röntgenquelle genutzt, da die Positionsgenauigkeit von Röntgenquellen meist nur in der Größenordnung von Bogenminuten liegt^[14].

Röntgendoppelsterne in Kugelsternhaufen

Verglichen mit dem galaktischen Feld treten in Kugelsternhaufen Röntgendoppelsterne ungewöhnlich häufig auf. Es handelt sich dabei um kataklysmische Veränderliche, LMXB (Röntgendoppelsterne geringer Masse) sowie ihre Nachfolger, die Millisekundenpulsare. Die Ursache der Überhäufigkeit wird in der großen Sterndichte in diesen Sternhaufen vermutet, welche bis zu 1000 Sterne pro Kubikparsec im Vergleich zu weniger als 1 Stern pro Kubikparsec im galaktischen Feld betragen. Entsprechend häufig kommt es in Kugelsternhaufen zu engen Begegnungen zwischen Sternen mit der Möglichkeit der Bildung eines engen Doppelsternsystems durch Gezeiteneinfang^[15].

Quasiperiodische Oszillationen

Bei einer Fourier-Analyse der Röntgenstrahlung zeigen sich bei fast allen Röntgendoppelsternen bestimmte Frequenzbereiche mit einer höheren Intensität. Dieses Phänomenen wird als Quasiperiodische Oszillationen (QPO) bezeichnet. Die QPO liegen individuell für jedes Doppelsternsystem im Bereich von einigen Hertz bis zu Kilohertz und ändern sich mit dem Ausbruchsstatus, dem Verhältnis von harter zu weicher Röntgenstrahlung sowie der Intensität der Röntgenstrahlung. Quasiperiodische Oszillationen werden sowohl bei Neutronensternen, Kandidaten für Schwarze Löcher als auch bei Weißen Zwergen als akkretierender Stern beobachtet und scheinen mit der Akkretionsscheibe in Verbindung zu stehen. Die meisten Hypothesen vermuten die QPO als eine bevorzugte Umlaufbahn in der Akkretionsscheibe, aber es könnte sich auch um Schwingungen in der Akkretionsscheibe handeln^[16]. QPOs werden unter der Annahme einer Beziehung zur kleinsten möglichen Umlaufbahn um den kompakten Stern benutzt um die Masse von Schwarzen Löchern sowie die Zustandsgleichung von relativistisch-entarteter Materie im Inneren von Neutronensternen zu begrenzen.

Einzelnachweis

1. ↑ Walter H. G. Lewin, Jan van Paradijs, Edward P. J. van den Heuvel: X-ray Binaries. Cambridge University Press, 1997, ISBN 978-0521599344.
2. ↑ Brian Warner: Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press, 1995, ISBN 978-0521542098.
3. ↑ Pablo Reig: Be/X-ray binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.5036.
4. ↑ S.N.Shore, M. Livio, E.P.J van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer-Verlag, Berlin 1992, ISBN 3-540-57014-4.
5. ↑ Arash Bodaghee, John A. Tomsick, Jerome Rodriguez: Revealing the nature of high-mass X-ray binaries through multi-wavelength and statistical analyses. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.3666.
6. ↑ Sylvain Chaty: Nature, formation and evolution of High Mass X-ray Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.0231.
7. ↑ Philipp Podsiadlowski, Saul Rappaport, Eric Pfahl: Evolutionary Binary Sequences for Low- and Intermediate-Mass X-ray Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2001, arXiv:0107261.
8. ↑ Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
9. ↑ J. Mikolajewska: Symbiotic variable stars. In: Variable Star Research: An international perspective. Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X.
10. ↑ P. Romano, L. Sidoli: Supergiant Fast X-ray Transients: a Review. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1001.2439.
11. ↑ Sebastian Drave et al.: Temporal Studies of Supergiant Fast X-ray Transients. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.0609v1.
12. ↑ Jean in 't Zand: X-ray bursts and superbursts - recent developments. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1102.3345.
13. ↑ Lian Tao, Hua Feng, Fabien Grise, Philip Kaaret: COMPACT OPTICAL COUNTERPARTS OF ULTRALUMINOUS X-RAY SOURCES. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1106.0315v1.
14. ↑ Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J.A.Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
15. ↑ C.O. Heinke: X-rax Sources in Galactic Globular Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.5356.
16. ↑ M. van der Klis: A review of rapid X-ray variability in X-ray binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2004, arXiv:0410.551v1.

Siehe auch

• Gravitationsenergie als Energiequelle für die beobachteten Prozesse.