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Forschung

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In etwa die Häfte aller sichtbarer Sterne am Nachthimmel sind in Wahrheit sogenannte Doppelsternsysteme. Das bedeutet dort kreisen zwei Sterne um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Es wurden auch schon Systeme mit mehr als zwei Sternen entdeckt. Während der Entwicklung des Systems kommt es vor, dass einer der Sterne den Brennstoffvorrat in seinem Inneren aufgebraucht hat. Ist der Stern schwer genug explodiert er daraufhin in einer Supernova. Was danach übrig bleibt (die "Sternleiche") kann, je nachdem wie schwer der Stern zuvor war, ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch sein. Im Allgemeinen spricht man wegen deren hohen Dichten von einem kompakten Objekt. Bei einem Weißen Zwerg jedoch geht keine Supernova voraus. Das Doppelsternsystem besteht nun nicht mehr aus zwei Sternen, sondern einem kompakten Objekt und einem gewöhnlichem Stern. Unter bestimmten Voraussetzungen kann nun Materie von diesem Stern auf das kompakte Objekt übertreten, man spricht von Massenakkretion. Die Materie wird dabei durch die Anziehungskraft des kompakten Objekts so stark beschleunigt, dass sie Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindikeit erreichen kann. Diese kinetische Energie wird beim Auftreffen auf dem kompakten Objekt (bzw. auf die Akkretionsscheibe bei einem schwarzen Loch) in Form von Röntgenstrahlung wieder frei. Man spricht nun von einem Röntgendoppelstern.
Röntgendoppelsterne, deren kompaktes Objekt ein Neutronenstern ist, sind mein Fachgebiet.

BeXRB example

Weiterhin werden Röntgendoppelsterne nach dem Typ des Begleitsterns klassifiziert: In Low Mass X-ray Binaries (LMXBs), falls die Masse des Begleiters gering ist, und High Mass X-ray Binaries (HMXBs) bei schweren Begleitern. Diese Klassen können wiederum in Unterklassen eingeteilt werden. So gibt es unter den HMXBs zum Beispiel den Fall, dass der Begleitstern vom Typ Be ist (BeXRBs). Hierbei zeigt sein optisches Spektrum typischerweise Fluoreszenzlinien von Wasserstoff, die von einer den Stern umgebenden Scheibe erzeugt wird (siehe Abbildung links). Das besondere an den BeXRBs mit kompakten Begleitern ist, dass das System die meiste Zeit über nicht im Röntgenbereich zu sehen ist. Der Grund darin liegt einerseits an der oft elliptischen Bahn des kompakten Objekts und andererseits an der Aktivität des Begleiters. Erst wenn sich beide Sterne nahe kommen (am sogenannten Periastron), kann Material von der Scheibe des Begleiters auf das kompakte Objekt überströmen und Röntgenstrahlung wird erzeugt. Ist der Begleiter jedoch inaktiv, sprich seine Scheibe ist sehr klein oder gar nicht vorhanden, kann auch kein Material akkretiert werden. Im Fall von stattfindender Massenakkretion wird das System innerhalb weniger Tage sichtbar, man spricht von einem Röntgenausbruch. Teilweise können sie sogar die hellsten Objekte am Röntgenhimmel werden. Genauso schnell, wie sie sichtbar wurden, werden die BeXRBs auch wieder unsichtbar, weswegen sie auch transiente Röntgendoppelsterne genannt werden. Es ist daher nicht einfach solche Systeme zu untersuchen, da sie typischerweise nur während eines Ausbruchs entdeckt werden können. Unglücklicherweise hängt die Zeitspanne zwischen zwei Ausbrüchen stark vom System ab und kann einige Wochen bis hin zu Jahrzehnten betragen. Das Interessante für meine Forschungen an BeXRBs ist, dass ihre Helligkeit während eines Ausbruchs einen großen Bereich durchwandert. Dies ist ideal um Theorien zu überprüfen bzw. bisher unbekannte Eigenschaften festzustellen, die von der Helligkeit abhängen. Gerade im Bezug auf die sogenannten Zyklotronlinien, die in den Spektren von einigen Neutronensternen beobachten werden können, sind sie wichtige Forschungsobjekte.

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