Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

2.3. DIE MASSENHIERARCHIE 159
Der wichtigste Nachweis schwarzer Löcher beruht praktisch ausschließlich auf ihrer Masse. Zwei Bedingungen
müßen mindestens erfüllt sein, um als stellares schwarzes Loch zu qualifizieren
1. das Objekt muß kompakt sein (Röntgenstrahlung, ms-Variabilität)
2. die Masse M muß (einwandfrei) bestimmt werden (kein Tripelsystem)
Falls die Masse etwa drei Sonnenmassen, M > M⊙, überschreitet, kann man sicher sein, daß man es
mit einem kollabierten Objekt zu tun hat. Sternentwicklungsrechnungen zeigen, daß Sterne bis zu 60
M⊙ noch als Neutronensterne enden. Damit erhält man als Abschätzung ihrer möglichen Anzahl in der
Galaxis etwa 1% der Neutronensterne. Die Progenitor Sterne könnten damit anzahl- und massenmäßig
Wolf-Rayet Sterne sein. Der beobachtete mittlere Abstand zwischen schwarzen Löchern (d. h. den
bekannten Schwarz-Loch-Kandidaten) beträgt 4 kpc.
Die folgende Tabelle gibt eine Liste möglicher stellarer Schwarz-Loch-Kandidaten (Stand 1996) von
Röntgen- bzw. Gamma- Binärsystemen in unserer Galaxis und in der Grossen Maghellanschen Wolke.
Die ersten drei Objekte der Liste, Cyg X-1 (entdeckt als Röntgen Quelle im Jahr 1971), LMC X-3 und
A0620-00 sind schon länger Kandidaten
und haben alle Versuche, als Neutronensterne
identifiziert zu werden, bisher erfolgreich
überstanden.
Spalte eins gibt die Bezeichnung der Quelle.
Die meisten Namen stammen aus den
Entdecker - Katalogen. A steht für ARI-
EL (engl. Satellit, 1964), GS bedeutet
Ginga Source und GRS ist die Bezeichnung
für Gamma Ray Source (vom US
Satelliten COMPTEL).
Es bedeuten ferner T die Orbitalperiode
in Stunden, i der Inklinationswinkel (un-
ter dem das System gesehen wird), Mx
die Masse des Schwarz-Loch-Kandidaten in M⊙ und q = Mx
Mb
Massen schwarzer Löcher
Name T i Mx q Sp d
h deg M⊙ Typ kpc
Cyg X−1 134 35 10 0.57 O9.7Ia 1.9
LMC X−3 40.9 . . . 9 . . . (B3V)? 50
A0620−00 7.75 55 6.1 14 K5 1.2
GRS1124−68 10.4 60 6.0 7.5 K4 6.5
GROJ1655−40 62.7 . . . 4.5 . . . . . . 3.2
H1705−250 12.5 60 7.5 12 K3 8.6
GS2000+250 8.26 66 7.2 20 K5 2.7
GS2023+338 155 . . . 12 . . . . . . 3.0
Tab. 2.6: Schwarz-Loch-Kandidaten
das Massenverhältnis von Röntgenstern
zu optischem Begleiter. Sp ist der Spektraltyp des Begleiters und d die Entfernung des Systems.
Einige der hier aufgeführten Schwarz-Loch-Kandidaten sind auch als Röntgen- und optische Novae
bekannt:
A0620−00 als V616 Mon
GRS1124−68 als Nova Muscae 1991
GS2000+250 Röntgen-Nova 1988
GRO J0422+32 als Nova Persei
Planeten
Von der Bildung eines Planetensystems um einen Stern wie die Sonne ist bisher nur wenig bekannt.
Das liegt daran, daß die wichtigsten Stufen bei sehr niedrigen Temperaturen (2000 . . . 4000 K) ablaufen
und damit nur schwer zu beobachten sind, da sie ins mm- bzw. Infrarot- Gebiet der Strahlung fallen.
Diese sind:
1. Kollaps der Wolke und zünden des Protosterns. T ≈ 2000 K, Dauer 10 4 yr, Durchmesser 400
AE