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Die Forscher interessiert sehr, wie die Materie auf ein solches
Schwarzes Loch zuströmt (Schwarze Löcher mit der Masse von Sternen
oder supermassereiche Löcher in der Zentren von Galaxien). Aufgrund seines
Drehimpulses spiralt das einfallende Gas nach innen. Nahe dem kompakten
Objekt geschieht dies entweder in Form einer dünnen
"Akkretionsscheibe" oder als eine sehr heisse Strömung. Weiter
draussen ist immer das erste der Fall (Abb. 1).
Hier geht es insbesondere um gut beobachtete Röntgen-Doppelsterne
in denen ein gewöhnlicher Stern Masse auf ein Schwarzes
Loch (oder einen Neutronenstern) überträgt und die freiwerdende
Energie als Röntgenlicht ausgesandt wird. Das Spektrum dieser
Strahlung ist sehr verschieden in beiden Fällen: (1) harte Photonen
(bis zu 100keV) von den energiereichen Teilchen der harten Strömung
oder weiche Photonen (wenige keV) abgestrahlt von der viel weniger
heissen dünnen Akkretionsscheibe. Im Spektrum dominiert dabei immer
die Strahlung vom innersten Bereich um das Schwarze
Loch.
Eine besondere Eigenschaft der beobachteten Spektren ist der Wechsel
zwischen den beiden Typen. Während einer langanhaltenden Ruhephase
geringer Akkretion auf das zentrale Objekt ist das Spektrum hart. Das
bedeutet, dass die Strömung die Form einer dünnen Scheibe dann schon weit
draussen bei einem bestimmten Abstand vom Schwarzen Loch in die
heisse "koronale" Form übergeht (das Wort "koronal" stammt von
der Sonnenkorona, deren heisses Gas während einer Sonnenfinsternis
als Strahlenkranz um die Sonne sichtbar ist). Aus der Wechselwirkung
zwischen Akkretionsscheibe und darüberliegender Korona im übergang
der Strömungsformen lässt sich ableiten, wieviel Gas aus der
dünnen kühlen Scheibe in die heisse koronale Strömung verdampft
und ab welchem Abstand vom Schwarzen Loch alle Materie in Form der
heissen strömung nach innen fliesst.
Dieser Abstand hängt von der Stärke der Akkretionsströmung in
der Scheibe ab. Je geringer sie ist umso weiter draussen hört die
Scheibe auf und die heisse koronale Strömung beginnt. Die koronale
Verdampfung erreicht ein Maximum bei einem bestimmten Abstand vom
Schwarzen Loch. Wenn der Massenfluss in der Scheibe grösser als
dieses Maximum ist, kann die Scheibe nicht mehr vollständig
verdampfen und setzt sich statt dessen bis nach inner fort. Nun kommt
die Strahlung von der kühlen Oberfläche der inneren Scheibe und
das Spektrum wird weich. Daher ändert sich das Spektrum bei einem
Anstieg und Wiederabfall des Massenflusses, wie es bei einem
Röntgennova-Ausbruch geschieht.Es ändert sich der Modus der
Akkretion und damit zugleich das Spektrum von hart zu weich und wieder
zurück nach hart
(Abb. 2).
Verfolgt man nun während eines Ausbruchs die Lichtkurve dann stellt
sich heraus, dass der Wechsel von hart nach weich und wieder zurück
von weich nach hart nicht, wie man erwartet hätte, bei der gleichen
Leuchtkraft bzw. Massenakkretionsrate erfolgen. Statt dessen erfolgt
der übergang zurück in der harten Zustand erst bei einer etwa
drei- bis fünfmal kleineren Leuchtkraft. Woher kommt dieses seltsame
"Hysterese" Verhalten?
Jetzt ist die Lösung gefunden: Die Verdampfungsrate wird von der
Zustrahlung aus dem inneren Bereich beeinflusst und zwar verschieden
je nachdem ob die Zustrahlung hart oder weich ist. Sie ist hart beim
übergang von koronaler Akkretionsströmung zu Scheibenakkretion und
weich bei der entgegengesetzten änderung des Akkretionsmodus. Das ist
in Abbildung 3 dargestellt.
F. Meyer, E. Meyer-Hofmeister, B.F. Liu
Weitere Informationen:
E. Meyer-Hofmeister, F. Meyer, B.F. Liu, Astronomy & Astrophysics, March 2005, volume 432, Issue 1, pp.181-187
( astro-ph/0411145)
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