Lichtkurven

Diese, mit Röntgensatelliten wie dem EXOSAT oder ROSAT empfangene, spektral- und zeitaufgelöste Strahlung ist die einzige Information, die wir von solch einem System bekommen können. In Abb. 5 ist eine Lichtkurve der Röntgenquelle Her X-1 dargestellt.

**Abbildung 5:** Lichtkurve von Her-X1
$\begin{figure}\begin{center} \setlength{\unitlength}{0.240900pt}\begin{picture}(... ...06,671)(1411,627)(1415,586)(1420,551) \end{picture}\par\end{center} \end{figure}$

Zur Verifizierung eines physikalischen Modells dieses Systems müssen wir also die mit diesem Modell berechneten Lichtkurven mit den gemessenen vergleichen.

Daß die relativistische Lichtablenkung auf diese Lichtkurven einen großen Einfluß hat, wird aus Abb. 6 ersichtlich. Die Kurve mit Lichtablenkung verläuft viel flacher, was mit der größeren sichtbaren Sternoberfläche zu erklären ist (siehe auch Abb. A.1).

**Abbildung 6:** Lichtkurven zweier gegenüberliegender Hotspots
$\begin{figure}\begin{tabular}{\textwidth}{@{\extracolsep\fill}cc@{}} \setlength... ...ichtablenkung} & \scap{b: mit Lichtablenkung} \\ %% \end{tabular}\end{figure}$

**Abbildung 7:** Lichtkurve zweier gegenüberliegender Hotspots mit Streuung in der Akkretionssäule
$\begin{figure}\begin{center} \setlength{\unitlength}{0.240900pt}\begin{picture}(... ...17,137) (1421,144)(1426,148)(1431,149) \end{picture}\par\end{center}\end{figure}$

Berücksichtigt man noch die Streuung der vom Hotspot emittierten Strahlung in einer Akkretionssäule, so erhält man z.B. die Lichtkurve in Abb. 7. Diese Kurve basiert auf einem Modell von Ute Kraus ([KRA89]). Bei der Phasenlage $\phi=0$ , bei der die Akkretionssäule zum Betrachter hin zeigt, hat diese Kurve, im Gegensatz zur Kurve ohne Säule, ein Minimum. Dieses rührt von einer Resonanzstreuung in der Säule her. In der Höhe, in der die Zyklotronfrequenz der Elektronen im nach oben abnehmenden Magnetfeld des Neutronensterns genau so groß ist, wie die Energie der vom Hotspot emittierten Photonen, werden diese resonant gestreut.

Da für die Lichtkurven kein aufgelöstes Bild, sondern nur die Gesamtintensität gefragt ist, muß man nach der Bildberechnung noch über die Filmfläche integrieren (summieren). Die für verschiedene Winkelstellungen der Akkretionssäule zum Beobachter berechneten Intensitätswerte können nun zu einer zeitaufgelösten Lichtkurve zusammengesetzt werden.

Interessant ist, daß fast alle beobachteten Lichtkurven asymmetrisch sind. Dies ist mit den bisher untersuchten Modellen, die auf zylindersymmetrischen Säulen basieren, nicht zu erklären. Zur Zeit wird der Einfluß unsymmetrischer Säulen (halbkreis- oder sichelförmiger Querschnitt) auf die Form der Lichtkurven untersucht. Solche Querschnitte folgen aus Überlegungen über die Art, wie Materie vom inneren Akkretionsscheibenrand auf die zum Stern führenden Magnetfeldlinien gelangt. Es stellt sich aber leider heraus, daß man, um unsymmetrische Kurven zu erhalten, zusätzlich die himmelsmechanisch wahrscheinliche Annahme, die Rotationsachse des Sterns stehe senkrecht auf seiner Bahnebene bzw. der Akkretionsscheibe, aufgeben muß.