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Forschungsarbeit

Röntgenuntersuchung des Sternwinds
in der Umgebung des akkretierenden Schwarzen Lochs in Cygnus X-1

Von Manfred Hanke (30.11.2011)

Gravitation und Schwarze Löcher. Die Gravitation zeigt sich im menschlichen Alltag als relativ schwache Kraft. Da sich Massen jedoch stets gegenseitig anziehen, kann sie auf astronomischen Skalen stärker als jede andere Kraft werden: Bestimmte Sterne, die wesentlich schwerer als die Sonne sind, müssen zu Schwarzen Löchern kollabieren, wenn sie sich nicht mehr durch ihre eigene Kernfusion stabilisieren können. Innerhalb des sog. Ereignishorizonts eines Schwarzen Lochs ist die Anziehungskraft so stark, dass nicht einmal Licht (und damit erst recht keine Materie) entweichen kann.

Akkretion. Wenn weitere Materie in ein solches "Loch" fällt, kann eine große Menge an Gravitationsenergie freigesetzt werden, noch bevor die Materie den Ereignishorizont überquert. Obwohl sich das Schwarze Loch selbst nicht beobachten lässt, kann es durch Akkretion energiereiche Strahlung in der unmittelbaren Umgebung erzeugen. Schwarze Löcher in Doppelsternsystemen, in denen Materie überfließen kann, bilden starke Röntgenquellen in der Milchstraße. Ähnlich bilden supermassive Schwarze Löcher, die von interstellarem Gas oder sogar ganzen Sternen gespeist werden, aktive galaktische Kerne, die teilweise heller als ganze Galaxien leuchten.

Cyg X-1 ist ein ca. 6 000 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem, das aus einem blauen Überriesenstern und einem schwarzen Loch mit ca. 10 Sonnenmassen besteht. Es ist die erste (darum: 1) Röntgenquelle (darum: X), die 1964 im Sternbild Schwan (Cygnus) entdeckt wurde, und überhaupt das erste Objekt, bei dem die Existenz eines Schwarzen Lochs weitgehend anerkannt wurde. Die Strahlung entsteht durch Akkretion aus dem starken Sternwind, den der rund 30 000 Grad heiße Stern mit der ca. 250 000-fachen Leuchtkraft der Sonne von seiner Oberfläche "wegbläst". Das Gas, das von der Anziehungskraft des Schwarzen Lochs eingefangen wird, bildet eine bis nahe an den Ereignishorizont reichende Akkretionsscheibe, in der es sich durch Reibungsprozesse auf einige Millionen Grad aufheizt und thermisch weiche Röntgenstrahlung abgibt. Ein Teil davon wird durch Sekundär­prozesse in ein hartes Spektrum umgewandelt, das sich bis in den Bereich der noch energiereicheren γ-Strahlung erstreckt. Obwohl diese Quelle seit über 40 Jahren beobachtet wird und viele Theoretiker inspiriert hat, sind die detaillierten Akkretions­prozesse noch längst nicht vollständig verstanden.

Abb. 1: Linienprofile bei verschiedenen Bahnphasen[Bildunterschrift / Subline]: Abb. 1: Linienprofile bei verschiedenen Bahnphasen. Vergleich der Ly α Linenprofile von Si13+, Mg11+ und Ne9+ bei verschiedenen Bahnphasen: Die grünen Daten stammen von einer Beobachtung der dichtesten Windregion nahe des Sterns und zeigen starke Absorptionslinien bei geringen Geschwindigkeiten. Die violetten Daten stammen von einer Beobachtung äußerer Windregionen und zeigen wesentlich schwächere, blauverschobene Absorptionslinien und unverschobene Emissionslinien. Solche sog. P Cygni Profile sind ein eindeutiger Hinweis auf die Beschleunigung des Windes.

Meine Forschungsarbeit untersucht Röntgenbeobachtungen von Cyg X-1. Solche Daten können nur mit speziellen Satelliten gewonnen werden, da die Erdatmosphäre (zum Glück für uns Menschen) für diese Strahlung undurchlässig ist. Ebenso wird ein Teil der weichen Röntgenstrahlung bereits vom Gas innerhalb des Cyg X-1 Systems absorbiert. Diese Signaturen erlauben es, physikalische Eigenschaften des Sternwinds abzuleiten – z.B., dass das Gas auf der dem Schwarzen Loch zugewandten Seite durch die starke Röntgenstrahlung hoch ionisiert ist, und dass es dort trotzdem mit zunehmendem Abstand vom Stern zu höheren Geschwindigkeiten beschleunigt wird (siehe Abb. 1). Letzteres stellt eine wichtige Beobachtungsevidenz über die Struktur des Sternwinds dar, die es erlaubt, theoretische Modelle auszuschließen, denen zufolge sich in der Photoionisationszone gar kein Wind ausbilden sollte.

Abb. 2: Si-Linienprofile bei verschieden starken Absorptionsereignissen[Bildunterschrift / Subline]: Abb. 2: Si-Linienprofile bei verschieden starken Absorptionsereignissen. Vergleich der Si-Linienprofile während verschieden starker Absorptionsdips. Mit zunehmender Stärke des Absorptionsereignisses (von oben nach unten) verschiebt sich das Ionisationsgleichgewicht von Si kontinuierlich von hoch-ionisiertem Si13+ (= Si XIV in astronomischer Notation; links) und Si12+ zu weniger stark ionsierten Spezies (bei längeren Wellenlängen; rechts).

Mehr Windstruktur. In der dichtesten Windregion (nahe des Sterns) werden immer wieder Absorptionsereignisse beobachtet, die keiner strengen Regelmäßigkeit folgen und daher meist stochastischen Verklumpungen im Wind zugeschrieben werden. Hochauflösende Gitterspektroskopie ermöglicht, diese zum ersten Mal eindeutig auf kühleres Gas zurückzuführen, da während der Ereignisse Absorptionslinien von weniger stark ionisierten Atomen (z.B. Si7+ - Si11+) auftreten, als im homogenen Wind beobachtet wurden (fast ausschließlich Si12+ und Si13+; siehe Abb. 2). Dieses Ergebnis beweist, dass dichtere, kühlere Windstrukturen die Ursache der Absorptionsdips sind.

Zusammenfassung. Meine Arbeit zeigt, dass die vielfältige Struktur des Sternwinds in Cyg X-1 – dem Prototypen für Doppelsternsysteme mit Schwarzen Löchern – sowohl in Akkretions-Theorien als auch bei der Modellierung des weichen Röntgenspektrums in Betracht gezogen werden muss.

 


Manfred Hanke
* 1982

Stationen
  • Oktober 2007 - April 2011
  • Promotion bei Prof. Dr. Jörn Wilms, Dr. Karl Remeis-Sternwarte, Bamberg
  • April 2005 - April 2011
  • Elitestudiengang Physik mit integriertem Doktorandenkolleg
  • Oktober 2003 - September 2007
  • Diplomstudiengang Physik, Universität Regensburg, Universität Erlangen-Nürnberg, Dr. Karl Remeis-Sternwarte, Bamberg

Stipendien und Auszeichnungen
  • Oktober 2003 - September 2007
  • Stipendium der Bayerischen Begabtenförderung

Veröffentlichungen und Konferenzbeiträge