Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

1.3. GALAXIEN BEI ANDEREN FREQUENZEN 57
1.3.4 Röntgen-Astronomie
Die Röntgen-Astronomie untersucht das heiße Universum. Die Strahlung der beobachteten Quellen
kann ✗ thermisch ✔ (Bremsstrahlung) und nichtthermisch (Synchrotron) sein. Von den neuartigen Quellen,
die nur im Röntgenbereich entdeckt werden, sind die wichtigsten die Burster (ein neu-
Bereit sein
er Typ kataklysmischer Variabler) und das heiße intracluster Gas. Eine Besonderheit der
ist alles.
Hamlet Röntgenquellen ist die extreme Variabilität, die bis zu Millisekunden bei den Neutronen-
✖ ✕sternen
und zu bis zu 30 Sekunden bei ganzen Galaxien (AGNs) herunter reicht. Ein Film
aus der Anfangszeit der Röntgen-Astronomie zeigt den Himmel (im Zeitraffer), wie er im Hochenergiebereich
blitzt und funkt. Er wurde von Terrell und Priedhorsky aus den Militär Daten des Vela Satelliten
aus den Jahren 1969 bis 1979 zusammengestellt. Optisch ist davon allerdings nichts zu bemerken.
In der Röntgen-Astronomie ist es üblich, Frequenzen in Energien auszudrücken. Weiche Röntgen-
Strahlung reicht von etwa 100 eV bis einige keV. Eine nützliche Umrechnung für ɛ in keV, λ in
˚Angstrøm und ν in Hertz ist
ɛ = 12.4
λ = 4.13 · 10−18 ν (1.96)
• BEISPIEL (RÖNTGENEMISSION DER SONNE)
Die Solarkonstante, also der auf der Erde gemessene Strahlungs Fluß beträgt f⊙ = 1.36·10 6 erg cm −2 s −1 . Die Röntgenemission
der Korona der ruhigen Sonne beträgt dagegen nur fX = 0.1 erg cm −2 s −1 . Das ist mehr als 7 dex weniger als im optischen:
fopt/fX > 7 dex.
Aus der Leuchtkraft der Sonne L⊙ = 4πD 2 f⊙ = 3.85 · 10 33 erg s −1 wird somit LX = 3 · 10 26 erg s −1 . Das Maximum
liegt bei 400 eV, was 30 ˚A entspricht. Die Leuchtkraft der Sonne im harten Röntgenbereich beträgt nur 10 −5 davon.
In Flares (Dauer etwa 10 3 s) kann die Sonne bis zu 3 dex mehr emittieren, also LX = 3 · 10 29 erg s −1 . Sogar Gamma
Strahlung ensteht in solchen Flares. Die Gesamtenergie eines Flares beträgt etwa 10 32 erg.
• BEISPIEL (RÖNTGEN FLARES VON ALGOL)
Algol ist der Prototyp eines halbgetrennten, weiten Systems mit Eklipse (Typ EA). Typische Flares dauern auf der Sonne
etwa 15 Minuten, das Maximum liegt bei 400 eV. Bei Algol dagegen dauert ein Flare (des Begleiters) 8 Stunden, mit
dem Energiemaximum bei etwa 1 keV. Die Eisenlinie (bei 6.7 keV) ist extrem stark (und breit). Die maximale Röntgen
Leuchtkraft (in einem Flare von Algol B) beträgt LX = 3 · 10 32 erg s −1 , die Gesamtenergie des gesamten Flares beträgt
etwa EX = 1.5 · 10 37 erg.
• BEISPIEL (RÖNTGEN FLARES VON UX ARIETIS)
UX Ari = HD 21242 ist vom RS CV Typ, ein Binärsytem (G5V + K0IV) im Abstand von 50 Parsec mit einer Umlaufperiode
von 6.44 d. Die Dauerleuchtkraft beträgt etwa LX = 1 · 10 31 erg s −1 , in Flares 1.3 dex mehr. Besonderheit:
hartes Spektrum, bis 15 keV nachgewiesen. Die weiteren Daten für UX Ari sind: Dauer der Flares 13 h, Gesamtenergie
EX > 5 · 10 36 erg.
Zu den Punktquellen gehören zunächst zwei Klassen von Sternen, die auch vor dem Beginn der
Röntgen-Astronomie bekannt waren.
1. Leuchtkräftige, normale Sterne, die Röntgenstrahlung aus ihrer Korona mit Leuchtkräften von
etwa Lx = 10 28 erg s −1 bis Lx = 10 33 erg s −1 emittieren.
2. Weiße Zwerge in Binärsystemen, hauptsächlich kataklysmische Variable (also mit entwickeltem
Begleitstern).
Neu als Klasse sind:
1. Die Neutronensterne, die praktisch zweimal unabhängig von einander entdeckt wurden, einmal
als Radiopulsar zum andern als Röntgenpulsar.
2. Und schließlich die Schwarz-Loch-Kandidaten. Es mag sich bei ihnen tatsächlich um ein Schwarzes
Loch handeln oder, falls nicht, um etwas neues.