Super Soft X-ray Source

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche

Super Soft X-Ray Source bzw. superweiche Röntgenquelle bezeichnet ein astronomisches Objekt, dessen elektromagnetische Strahlung überwiegend im Bereich der weichen Röntgenstrahlung (von 0,1 bis 2,5 keV) emittiert wird. Die meisten SSS sind in extragalaktischen Systemen nachgewiesen worden, da innerhalb der Milchstraße die niederenergetische Röntgenstrahlung von interstellarer Materie absorbiert wird. Obwohl nur einige Dutzend Quellen in der Milchstraße bekannt sind, wird ihre Gesamtzahl auf einige Tausend hochgerechnet[1].

Geschichte und Eigenschaften[Bearbeiten]

Erstmals beschrieben wurden die Super Soft X-Ray Sources im Jahre 1991 nach einer Analyse von ROSAT-Daten der Großen Magellanschen Wolke[2]. Die Röntgenleuchtkraft der SSS kann mit bis zu 1038 erg pro Sekunde die Eddington-Grenze erreichen, dabei sind ihre Röntgenspektren mit einer Energie von 20 bis 100 eV extrem weich. Dies entspricht einer Schwarzkörpertemperatur von 105 bis 106 Kelvin, und ist um zwei Größenordnungen geringer als bei anderen Röntgendoppelsternen.

Aus der Röntgenleuchtkraft, ihrer Entfernung und der Schwarzkörpertemperatur konnte der Radius der Super Soft X-Ray Sources als charakteristisch für Weiße Zwerge berechnet werden. Die Spektren der SSS werden so gedeutet, dass auf der Oberfläche der Weißen Zwerge ein stetiges oder zyklisches Wasserstoffbrennen in einer für Röntgenstrahlen optisch dicken Schicht stattfindet[3]. Dazu wird ein Materieeinstrom auf den Weißen Zwerg von circa 10-7 Sonnenmassen pro Jahr benötigt, der in den meisten Fällen von einem Begleiter auf den kompakten Stern transferiert wird.

Die Masse des Begleitsterns ist in den meisten Fällen gleich oder sogar größer als die des akkretierenden Weißen Zwergs. Diese Eigenschaft unterscheidet Super Soft X-Ray Sources von den eng verwandten Röntgendoppelsternen und Kataklysmischen Veränderlichen[4].

Veränderlichkeit[Bearbeiten]

Einige Super Soft X-Ray Sources verbleiben für einen langen Zeitraum in einem Zustand des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche des Weißen Zwerges. Um die Röntgenquelle CAL 87 hat sich ein Emissionsnebel aus ionisierter Materie gebildet, dessen Entstehung beim jetzigen Strahlungsniveau um die 10.000 Jahre gedauert hätte[5]. Daneben sind SSS häufig veränderlich, sowohl im optischen als auch im Röntgenbereich, wobei diese beiden Spektralbereiche antikorreliert sind. Wenn die Röntgenhelligkeit im Maximum ist zeigt das System eine niedrige visuelle Helligkeit, und der Wechsel ins niedrige Röntgenlicht dauert nur wenige Tage. Diese Wechsel erfolgen zyklisch in einer Größenordnung von 100 Tagen. Die Helligkeitswechsel werden mit einer Änderung der Massentransferrate vom Begleiter auf den Weißen Zwerg in Verbindung gebracht und gelten als ein Anzeichen für die Doppelsternnatur der SSS. Mit der Veränderlichkeit der Massentransferrate ändert sich auch der Radius der Photosphäre um den Weißen Zwerg, wodurch die Strahlung überwiegend im extremen Ultraviolett emittiert wird und durch interstellares Gas absorpiert wird[6]. Die Doppelsternsysteme sind als Röntgendoppelsterne, Kataklysmische Veränderliche und als symbiotische Sterne klassifiziert worden.

Super Soft X-Ray Sources in kataklysmischen Doppelsternen wurden unabhängig als V-Sagittae-Sterne klassifiziert anhand ihrer Eigenschaften im optischen Spektrum. Es handelt sich um halbgetrennte Systeme mit einem massereichen Weißen Zwerg von 0,7 bis 1,2 Sonnenmassen, der mit einem Hauptreihenstern oder Unterriesen um den gemeinsamen Schwerpunkt kreist. Die Akkretionsrate ist sehr hoch nahe der Eddington-Grenze mit 10-7 bis 10-5 Sonnenmassen pro Jahr. Durch das Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges entsteht ein Sternwind mit einer Abströmrate von bis zu 10-7 Sonnenmassen pro Jahr. Dieser Wind führt an der Oberfläche der Akkretionsscheibe zu einer Kelvin-Helmholtz-Instabilität mit dem Ergebnis, dass die Oberflächenschicht abgetragen wird. Nach einiger Zeit wird durch diesen Prozess die gesamte weiche Röntgenstrahlung absorbiert und der Sternwind gewinnt zusätzliche Energie. Der Sternwind trifft auf den Begleitstern und dies führt zu einer Erodierung seiner äußeren Atmosphäre. Die Ausdehnung des Begleitsterns sinkt unter die Roche-Grenze und dadurch endet der Materiestrom zum Weißen Zwerg. Die Super Soft X-Ray Source wird wieder transparent und der circa alle 100 Tage laufende Zyklus, das An und Aus der Röntgenstrahlung, beginnt von vorne[7].

Neben Roten Zwergen oder späten Unterriesen können auch frühe Sterne wie die Be-Sterne Materie auf den Weißen Zwerg transferieren. Dies geschieht nicht durch ein Überschreiten der Roche-Grenze in dem Doppelsternsystem, sondern durch eine Akkretion von Materie aus dem Sternwind des frühen Sterns. Die Akkretionsrate ist allerdings sehr gering und deshalb wird die wasserstoffreiche Materie zunächst über Jahre bis Jahrzehnte auf der Oberfläche des Weißen Zwergs angesammelt. Danach überschreitet die Dichte einen kritischen Grenzwert und das Wasserstoffbrennen zündet für einen kurzen Zeitraum von einigen Wochen bis Monaten. Danach fällt das Doppelsternsystem wieder in seinen Ruhezustand zurück[8].

Novaausbrüche[Bearbeiten]

20 % aller Ausbrüche von klassischen und wiederholenden Novae durchlaufen eine Phase, in der sie als Super Soft X-Ray Sources nachgewiesen werden können, und die bis zu 10 Jahre andauern kann. Novae sind die Folge eines explosiven Zündens von Wasserstoff auf der Oberfläche eines Weißen Zwerges und des Ausstoßens von Materie aufgrund der Energiefreisetzung. Der dabei entstehende Sternwind führt zu einer Pseudophotosphäre, die die Strahlung reabsorbiert und zunächst im Optischen wieder abstrahlt. Erst wenn sich die abgeworfene Atmosphäre weit genug ausgedehnt und damit ihre Dichte abgenommen hat, kann die Röntgenstrahlung des Wasserstoffbrennens austreten. Das Ende der Super-Soft-Phase wird als die Beendigung des Wasserstoffbrennens auf dem Weißen Zwerg interpretiert[9][10].

SSS als Vorläufer von Supernovae vom Typ Ia[Bearbeiten]

Supernovae vom Typ Ia entstehen unter anderem, wenn die Masse eines Weißen Zwerges die Chandrasekhar-Grenze von circa 1,2 bis 1,4 Sonnenmassen überschreitet[11]. Die Vorläufer können keine Novae sein, da sie bei einem Ausbruch mehr Materie verlieren als sie vorher akkretiert haben. Bei Super Soft X-Ray Sources dagegen kommt es zu einem konstanten Wasserstoffbrennen an der Oberfläche des Weißen Zwerges, dessen Masse bei diesem Vorgang zunimmt und die Grenzmasse überschreiten kann. Voraussetzung hierfür ist eine hohe Massentransferrate über einen langen Zeitraum. Dies kann bei einigen kataklysmischen Veränderlichen wie den Zwergnova im permanenten Ausbruch auftreten[12]. Bei symbiotischen Sternen kann eine thermische Instabilität in dem Roten Riesen zu einer großen Massentransferrate auf den Weißen Zwerg führen[13]. Um sich in eine Supernova vom Typ Ia zu entwickeln darf die Massentransferrate weder zu hoch noch zu niedrig sein. Wenn die Massentransferrate einen Schwellwert überschreitet wird der Massenfluss instabil und das gesamte Doppelsternsystem durchläuft eine gemeinsame-Hüllen-Phase, bei der am Ende die Hülle abgestossen wird. Zurück bleibt meist ein getrenntes Doppelsternsystem ohne weiteren Massenfluss. Ist die Massentransferrate zu niedrig kommt es zu explosiven Wasserstoffbrennen in Form von Novae. Es ist nicht klar wie ein Doppelsternsystem lange genug in diesem schmalen Parameterband bleiben kann um eine signifikante Masse zu akkretieren um die chandrasekharsche Grenzmasse zu überschreiten[14].

Auf jeden Fall müsste wenigstens eine Million Jahre vor der finalen Eruption als Supernova vom Typ Ia das Doppelsternsystem ein kontinuierliches Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwergs zeigen und damit auch weiche Röntgenstrahlung nachweisbar sein. Allerdings ist die Anzahl der beobachteten Super Soft X-ray Sources um zwei Größenordnungen zu gering, um einen signifikanten Beitrag zur Entstehung von Typ-Ia-Supernovae zu bilden. Dies kann aber die Folge einer Absorption der weichen Röntgenstrahlung in einer wasserstoffreichen Hülle um das Doppelsternsystem sein. Bereits ein Sternwind mit einer Rate von 10-11 Sonnenmassen pro Jahr kann so viel Röntgenstrahlung absorbieren, dass ein Nachweis nicht mehr möglich wäre. Dieser Sternwind kann direkt eine Folge des Wasserstoffbrennens sein oder aber Materie, die nicht vom Weißen Zwerg akkretiert wird, da sie nicht über den Lagrange-Punkt L1 abfließt[15].

In Kugelsternhaufen ist die Sterndichte so hoch, dass es durch dynamische Wechselwirkung zur häufigeren Bildung von engen Doppelsternsystemen kommt. Dazu zählen neben kataklysmischen Veränderlichen auch die Röntgendoppelsterne, die mit einer ungefähr 200 mal höheren Häufigkeit in Kugelsternhaufen als im allgemeinen galaktischen Feld beobachtet werden. Daher sollten auch Supernovae vom Typ Ia, wenn sie sich mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit aus Super Soft X-Ray Sources entwickeln, eine erhöhte Häufigkeit in Richtung von Kugelsternhaufen zeigen. Mehrere Untersuchungen konnten bei nahen Galaxien keine Übereinstimmung der Position von Supernova Ia mit einem Kugelsternhaufen nachweisen[16].

Weitere Quellen extrem weicher Röntgenstrahlung[Bearbeiten]

Neben den Weißen Zwergen, an deren Oberfläche es zu einem permanenten Wasserstoffbrennen kommt in Form von symbiotischen Sternen, Novae, kataklysmische Veränderlichen und Röntgendoppelsternen, existieren eine Reihe weiterer astronomischer Quellen von superweicher Röntgenstrahlung:[17]

Bei den beiden Arten von Weißen Zwergen, die nicht in einem Doppelsternsystem vorkommen (Post-AGB-Objekte und PG1159-Sterne), handelt es sich bei der Röntgenstrahlung um thermische Strahlung des vor kurzer Zeit freigelegten Sternkerns. Bei den AM-Herculis-Sternen und DQ-Herculis-Sternen entsteht die Röntgenstrahlung durch die Erwärmung der Oberfläche des Weißen Zwergs um die magnetischen Pole, an denen die akkretierte Materie abrupt abgebremst wird.

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
  2.  J. Trümper et al: X-ray survey of the Large Magellanic Cloud by ROSAT. In: Nature. 349, 1991, S. 579-583, doi:10.1038/349579a0.
  3.  Walter H. G. Lewin, Jan van Paradijs, Edward P. J. van den Heuvel: X-ray Binaries. Cambridge University Press, 1997, ISBN 978-0521599344.
  4.  A. F. Rajoelimanana et al.: Optical and X-ray Properties of CAL 83: I. Quasi-periodic Optical and Supersoft Variability. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1304.4109v1.
  5.  Remillard, R. A.; Rappaport, S.; Macri, L. M.: Ionization nebulae surrounding CAL 83 and other supersoft X-ray sources. In: The Astrophysical Journal. 439, Nr. 2, 1995, S. 646.
  6.  C. Alcock et al.: The X-ray off-state of the supersoft source CAL 83 and its interpretation. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 286, 1997, S. 483-486.
  7.  S. Kafka et al.: QU Carinae: Supernova Ia in the making?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.6798.
  8.  K.L. Li et al.: A LUMINOUS BE+WHITE DWARF SUPERSOFT SOURCE IN THE WING OF THE SMC: MAXI J0158-744. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.5023v1.
  9. Michael F.Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0
  10.  D.R. van Rossum,J.-U. Ness: Expanding atmosphere models for SSS spectra of novae. In: Astronomische Nachrichten. 331, 2010, S. 175-178, doi:10.1002/asna.200911321.
  11.  David Branch, Mario Livio, L R Yungelson, Francesca R Boffi, E Baron: In Search of the Progenitors of Type IA Supernovae. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107, 1995, S. 1019, doi:10.1086/133657.
  12.  Joseph Patterson, John R. Thorstensen, Robert Fried, David R. Skillman, Lewis M. Cook and Lasse Jensen: Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113, 2001, S. 72-81, doi:10.1086/317973.
  13.  Rappaport, S.; Di Stefano, R.; Smith, J. D.: Formation and evolution of luminous supersoft X-ray sources. In: The Astrophysical Journal. 426, 1994, S. 692-703, doi:10.1086/174106.
  14.  Bo Wanga, Zhanwen Hana: Progenitors of type Ia supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1204.1155v1.
  15.  Mikkel Nielsen, Carsten Dominik, Gijs Nelemans, Rasmus Voss: Obscuration of Supersoft X-ray Sources by Circumbinary Material - A Way to Hide Type Ia Supernova Progenitors?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.6310v1.
  16.  Pearce C. Washabaugh and Joel N. Bregman: The Production Rate of SN Ia Events in Globular Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.0588v1.
  17.  J. Greiner: Catalog of supersoft X-ray sources. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2000, arXiv:astro-ph/0005238v1, doi:10.1016/S1384-1076(00)00018-X.