Relativitätstheorie relativ anschaulich

Tempolimit Lichtgeschwindigkeit

Eine kosmische Röntgenröhre

Neutronensternmassen
Abb. 2: Für sechs Neutronensterne in bedeckenden Systemen ließen sich die Bahnparameter und Massen bestimmen. Wesentlich genauer bekannt sind die Massen von vier Neutronensternen in binären Radiopulsaren; diese liegen innerhalb des durch die gestrichelten Linien markierten schmalen Bereichs.

Die Doppler-Variationen der Spektrallinien beziehungsweise der Pulsperiode verraten aber noch weit mehr über das Doppelsternsystem. Sie zeigen nicht nur, dass die beiden Sterne umeinander kreisen, sondern auch, wie schnell sie sich bewegen. Daraus wiederum kann man auf ihre Massen und ihren Abstand schließen. Allerdings liefert die Doppler-Verschiebung zunächst nur die Radialgeschwindigkeit (die Komponente in Richtung der Sichtlinie). Um auf die reale Geschwindigkeit der Sterne zu schließen, müssten wir wissen, wie steil oder wie flach wir auf die Bahnebene blicken.

Es gibt einige wenige Systeme, bei denen dies recht genau bekannt ist: Hier blicken wir unter einem so flachen Winkel auf die Bahnebene, dass der Begleiter die Röntgenquelle zeitweise verdeckt. Bei Centaurus X-3 zum Beispiel setzen die Röntgenpulse alle zwei Tage für einen halben Tag aus, während der Neutronenstern von uns aus gesehen hinter seinem Begleiter vorbeiläuft. Hier beträgt die Inklination also fast 90 Grad (aus der beobachteten Dauer der Bedeckung kann man sie noch genauer bestimmen), und wenn dann noch die beiden Doppler-Variationen und die Bahnperiode bekannt sind, liegen alle nötigen Informationen vor, um die kompletten Bahnparameter zu bestimmen. Insbesondere erhält man die Masse des Neutronensterns und den Abstand der beiden Sterne. Die Massen der Neutronensterne in den heute bekannten bedeckenden Systemen liegen zwischen einer und 1.9 Sonnenmassen (Abb. 2).

Wesentlich genauer ließen sich die Massen der Neutronensterne in binären Radiopulsaren bestimmen (mehr dazu im Beitrag von Michael Kramer im selben Heft: "Sterne und Weltraum" Oktober 2006). Im Rahmen der Fehlergrenzen sind fünf der für Röntgenpulsare ermittelten Massen mit denen der Radiopulsare gut vereinbar. Die Masse des Neutronensterns von Vela X-1 scheint allerdings größer zu sein, möglicherweise aufgrund fortgesetzter Akkretion von Materie (siehe unten). Die Begleitsterne weisen zwischen zwei und 25 Sonnenmassen auf. Abb. 3 zeigt die Bahnen mehrerer Neutronensterne um ihre Begleiter im Vergleich. Mit einem Abstand in der Größenordnung von hundert Lichtsekunden ist jeder dieser Neutronensterne seinem Begleiter näher als Merkur der Sonne.


Her X-1 LMC X-4 Cen X-3 4U 1538-52 SMC X-1 Vela X-1 Sonne-Merkur
Bahnen Bahnen Bahnen Bahnen Bahnen Bahnen Bahnen Bahnen
Abb. 3: Dargestellt sind die Bahnen der Neutronensterne um ihre Begleiter in sechs bedeckenden Systemen. Zum Vergleich ist die Bahn des Planeten Merkur um die Sonne im gleichen Maßstab eingezeichnet. Der horizontale Balken markiert eine Strecke von 100 Lichtsekunden, was 0,2 Astronomischen Einheiten entspricht.

In einem derart engen Doppelsternsystem kommt es zu einem Materieüberstrom von der Hülle des Begleiters auf den Neutronenstern. Das überströmende Gas stammt entweder aus dem Wind des Begleitsterns, durch den sich der Neutronenstern hindurch bewegt, oder es kommt zum so genannten »Roche-Überstrom«: Wenn der Punkt zwischen Neutronenstern und Begleiter, an dem sich die Schwerkraft der beiden Sterne gerade die Waage hält, auf dem Rand des Begleitsterns liegt, dann kann Gas über diesen Sattelpunkt des Potentials in den Potentialtopf des Neutronensterns strömen. Um diesen bildet sich eine dünne Scheibe aus, in der sich das Gas dem Neutronenstern in engen Spiralen allmählich nähert, um schließlich auf seine Oberfläche hinabzustürzen (Abb. 1). Beim freien Fall auf einen Neutronenstern von 1.4 Sonnenmassen und einem Radius von 10 Kilometern erreicht ein Teilchen 65 Prozent der Lichtgeschwindigkeit.

Beim Auftreffen des Gases auf den Stern wird seine Bewegungsenergie wie in einer gigantischen Röntgenröhre in Strahlung umgewandelt. Diese kinetische Energie beträgt ungefähr ein Drittel der Ruheenergie des Gases - die Akkretion ist ein extrem effizienter Mechanismus zur Erzeugung einer hohen Strahlungsleistung. Die Röntgenleuchtkraft von Centaurus X-3 beträgt 1031 Watt, das entspricht der 20000-fachen Strahlungsleistung der Sonne im gesamten Wellenlängenbereich. Um diese Leuchtkraft zu erzeugen, ist die Akkretion von sieben Milliardsteln einer Sonnenmasse pro Jahr erforderlich - eine Rate, die der Begleitstern problemlos über lange Zeiträume liefern kann.

 
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AutorInnen: Ute Kraus, Datum: 25.9.2006
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