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Lexikon der Astronomie: Korona

Der Begriff Corona kommt aus dem Lateinischen und bedeutet Kranz oder Krone. In der Medizin (Kardiologie) kennt man die Koronargefäße, die das Herz kranzförmig umgeben und es mit Nährstoffen versorgen. Koronen gibt es auch in der Astrophysik. Prominent ist die Korona der Sonne. Die solare Korona ist ein unter normalen Umständen unsichtbarer Lichtkranz, der nur bei Sonnenfinsternissen spektakulär in Erscheinung tritt. Die Sonnenkorona ist die Berandungszone der Sonne und mit zwei bis fünf Millionen Grad sehr heiß. Sie überschreitet die Temperatur der Sonnenoberfläche, der Photosphäre (6000 Grad), um drei Größenordnungen! Dies war lange Zeit ein großes Rätsel kann aber mittlerweile mit den Methoden der solaren Magnetohydrodynamik erklärt werden: MHD-Wellen und Plasmawellen kommen aus dem Inneren der Sonne. Sie heizen die Korona stark auf und füttern sie sowie die Sonnenumgebung mit Teilchen, dem so genannten Sonnenwind.

Ein heißes Teil

Allgemein gesprochen ist eine Korona in der Astronomie ein besonders heißes Gebiet. Anfangs haben Astronomen aus Gründen der Einfachheit ihre Form auf Punktquellen oder kugelartige, kranzförmige Gebilde beschränkt; inzwischen sind verschiedene Geometrien je nach kosmischer Quelle vorgeschlagen worden.
In der Physik der kompakten Objekte spricht man ebenfalls von Koronen. Dort begegnet man den Koronen in der Akkretionsphysik, z.B. beim Einfall von Materie auf ein Schwarzes Loch. Um diese Koronen soll es vor allem in diesem Lexikoneintrag gehen. Weil die Korona so heiß ist, strahlt sie thermisch im Bereich hoher Strahlungsenergien. Deshalb sind die Koronen in der Röntgenastronomie anzusiedeln. Die hochenergetische, elektromagnetische Strahlung der Korona sorgt für einige charakteristische Spektraleigenschaften, die Astronomen bei Röntgendoppelsternen und Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) beobachten.

Das Compton-Kontinuum

Die koronale Primärstrahlung selbst befindet sich als thermisches Spektrum im UVX-Bereich. Niederenergetische Strahlung aus der Umgebung wird in der Korona Comptonisiert (inverse Compton-Streuung, IC) und wird so in hochenergetische Strahlung transformiert. Die dazu erforderlichen 'kalten Saatphotonen' können von der Standardscheibe oder dem kosmischen Hintergrund kommen. Treffen die kalten Photonen (in der Abbildung unten rot dargestellt) auf das heiße Koronagas, werden sie invers Compton gestreut und gewinnen dabei deutlich an Energie (blau dargestellt). Im Röntgenspektrum zwischen etwa einem und einigen hundert keV ist dieses Compton-Kontinuum klar zu detektieren. Durch den Energieverlust bei der Compton-Streuung kühlt das koronale Gas. Außerdem kann die Koronastrahlung bei bestimmten Geometrien auf die kalte Standardscheibe gestrahlt werden. Weil diese ionisiert ist, wirkt sie wie ein Spiegel und reflektiert die Koronastrahlung. Im Spektrum macht sich dieser Reflexionsbuckel (engl. reflection bump) bei etwa 20 keV bemerkbar (typisches Röntgenspektrum eines AGN Typ-1). Auf diese Weise können Röntgenastronomen direkte Strahlung aus der Korona und zeitversetzt indirekte Koronastrahlung, die an der Scheibe reflektiert wurde, detektieren. In diesem Zeitversatz steckt die Information von Laufzeitunterschieden der Strahlung. Das kann man sich zunutze machen, um die Geometrie der Korona herauszufinden. Diese Technik, wo man Beleuchtungseffekte und Spiegelungseffekte ausnutzt, heißt Reverberation Mapping (engl. reverberation: 'zurückstrahlen', to map: 'kartieren').

Gestalt der Korona

Die Koronageometrie und -morphologie ist Gegenstand der Forschung und von großem Interesse in der Akkretionsphysik. Es ist anzunehmen, dass unterschiedliche, akkretierende Objekte im Allgemeinen verschiedene Koronageometrien aufweisen. Kennt man sie, so können Astronomen einige Aussagen über die Akkretionsphysik des Objekts treffen, z.B. die Akkretionsrate oder Relevanz von Strahlungskühlung abschätzen. Eine typische Eigenschaft dieser Röntgenquellen ist jedoch auch die Variabilität, also zeitliche Variationen im Röntgenfluss, die in immer wieder aufgenommenen Spektren dokumentiert werden. Astronomen interpretieren das so, dass auch die Geometrie des Akkretionsflusses – also auch der Akkretionsscheibe und der Korona – variieren. Das kann dann geschehen, wenn beispielsweise die Korona torusförmig ist und vom großskaligen Akkretionsfluss von außen aufgefüttert wird. Unterbleibt die Fütterung, beispielsweise aufgrund magnetischer oder turbulenter Effekte oder durch Instabilitäten im Akkretionsfluss, so baut sich die Korona langsam ab. Sie schrumpft und kann weniger strahlen. Solche Szenarien könnten die Beobachtungen erklären. Reverberation mapping ist dabei eine wertvolle Methode. Auch Simulationen von Akkretionsflüssen im Rahmen der theoretischen Astrophysik belegen die Variabilität der Strukturen. Weil die Akkretionsstrukturen variabel sind, sind es auch die Spektrallinien, die aus dieser Region kommen.
Die Geometrie der Korona hängt davon ab, welche Akkretionsphysik in der Nähe des Lochs (oder anderer Akkretoren) abläuft. Bisher wurden die Szenarien eingeteilt in

  • abgeflachte Geometrien (engl. slab corona model),
  • platte Sandwichkonfigurationen (engl. sandwich corona model),
  • sphärische oder sphäroidale Geometrien (engl. sphere+disk model),
  • toroidale Geometrien (engl. torus+disk model),
  • löchrige Koronen (engl. patchy corona model, pill box model)
  • 'Laternenpfahl-Modell' mit koronaler Punktquelle über dem Akkretionsfluss (engl. lamp-post corona model)

Eine schematische Übersicht dieser Modelle zeigt die Abbildung unten. Die Astronomen diskutieren außerdem die Möglichkeit, dass der in unmittelbarer Nähe zum Akkretor gestartete Jet die Funktion einer Korona übernimmt. Das ausströmende Plasma ist ebenfalls recht heiß und könnte als Primärquelle dienen.

Geometrien der Korona in der Akkretionsphysik

reflektierte Koronastrahlung als Spektrallinie

Die spektrale Reflexionskomponente hat noch einen wesentlichen Zusatz: Fluoreszenzlinien. Sie treten auf, wenn das nicht vollständig ionisierte Material in der Standardscheibe die koronale Röntgenstrahlung absorbiert. Dies geschieht etwa ab einer Schwelle der Strahlungsenergie von 7.1 keV. Dann werden die Elektronen von inneren auf äußere Atomschalen (K-Schale nach L-Schale) angeregt, fallen aber nach kurzer Zeit unter Aussendung charakteristischer Fluoreszenzphotonen wieder zurück. Die fluoreszierenden Atome bzw. Ionen dürfen nicht vollständig ionisiert sein, denn ohne Elektronen kein Übergang. Fluoreszenzlinien entstehen auch nur bei einer hohen räumlichen Nähe von kaltem (Standardscheibe) und heißem (Korona) Material. Räumliche Nähe, signifikante Größe und Effizienz der Korona, Vorhandensein einer kalten Standardscheibe sind nicht immer gegeben. Deshalb beobachtet man auch nicht bei allen Akkretoren Fluoreszenzlinien! Eine alternative Erklärung dafür, dass Röntgenfluoreszenzlinien fehlen, ist, dass die Akkretionsscheibe innen abgeschnitten ist (Müller & Camenzind 2004). Solche trunkierten Scheiben könnten Folge einer effizienten Kühlung durch Strahlung sein. Die Astronomen haben sich bislang in dieser Frage nicht geeinigt.
Es ist rätselhaft, weshalb die Astronomen im Galaktischen Zentrum (der Mitte der Milchstraße), assoziiert mit der kompakten Radioquelle Sgr A*, nach wie vor keine Röntgenfluoreszenzlinien beobachtet haben. Vermutlich gibt es dort keine Akkretionsscheibe, weil zu wenig Material auf das zentrale supermassereiche Schwarze Loch stürzt. Das Zentrum der Milchstraße stellt die Akkretionsphysiker vor große Herausforderungen. Wenn es überhaupt ein paar Fluoreszenzphotonen dort geben sollte, so ist ihr spektraler Fluss für eine Beobachtung auf der Erde zu stark unterdrückt. Dies ist allerdings nur eine der möglichen Spekulationen.

Fe K – Dominanz von Eisen

Verschiedene chemische Elemente in der Standardscheibe können die Fluoreszenzstrahlung aussenden. Besonders dominant ist jedoch Eisen (chem. Symbol Fe), weil die Fluoreszenzausbeute dieses Elements sehr hoch ist. Daneben mag es marginale Beiträge von Nickel (Ni) und Chrom (Cr) geben. In der Röntgenastronomie werden fast exklusiv die Fe-K-Linien betrachtet, die leichte Unterschiede in der Ruheenergie aufweisen. Die Unterschiede hängen davon ab, welcher elektronische Übergang stattfindet (von welcher Atomschale zu welcher Atomschale) und wie sehr das Eisenatom ionisiert ist. Die prominenteste Fluoreszenzlinie ist die Eisenlinie bei Strahlungsenergien von etwa 6.4 keV im Ruhesystem des Emitters (Fe Kα). Eisen ist bei diesem Übergang neutral, was Astronomen mit der Bezeichnung FeI notieren (siehe zur Nomenklatur unter Metall), und das Fluoreszenzphoton wird beim Übergang von der L- in die K-Schale emittiert.

Was Linienprofile verraten

Eisenlinien eignen sich besonders zur Diagnostik mit relativistischen Emissionslinien, denn sie werden in unmittelbarer Nähe stark gravitierender Objekte, wie Schwarzen Löchern emittiert. Die gekrümmte Raumzeit lenkt die Fluoreszenzphotonen auf gekrümmte Bahnen, weil Photonen den Nullgeodäten der betreffenden Raumzeit folgen. Die Nullgeodäten in der Umgebung von Schwarzen Löchern folgen aus Geodätengleichung der Schwarzschild-Metrik (keine Rotation) oder der Kerr-Metrik (rotierendes Loch). Die Form der Nullgeodäte hängt davon ab, an welchem Ort und in welche Richtung das Photon emittiert wird. Die allgemein relativistischen Effekte bleiben nicht ohne Folgen für die Form der Spektrallinie: Nehmen wir vereinfachend an, im Ruhesystem des Plasmas habe die Spektrallinie die Form eines unendlich scharfen Peaks, einer so genannten Delta-Distribution (alternativ lässt sich das Profil auch durch eine Gauß-Funktion, einem 'stark lokalisierten Buckel' beschreiben). Ein Beobachter im Unendlichen (im asymptotisch flachen Bereich der Raumzeit, wie der Relativist sagt) betrachtet nun das, was von der Emissionslinie bei ihm ankommt. In diesem Beobachtersystem (einer Tetrade) zeigt sich, dass die scharfe Spektrallinie des Ruhesystems verschmiert wurde. Sie ist nun schief, asymmetrisch und viel breiter! Das ist im Allgemeinen die Auswirkung relativistischer Effekte, wie Blauverschiebung (Beaming), Gravitationsrotverschiebung, aber auch des Doppler-Effekts. Die resultierenden, relativistischen Linienprofile im Beobachtersystem kann man mit dem numerischen Verfahren Ray Tracing auf Computern berechnen und visualisieren. Studien unterschiedlicher Parametersätze lassen so auf die Eigenschaften des Systems aus Schwarzem Loch, Akkretionsscheibe und Korona schließen.

Web-Artikel & Vortrag

Diese Thematik habe ich in meiner Diplomarbeit (2000) und auch in der Doktorarbeit (2004) behandelt. Deshalb gibt es gleich mehrere Web-Artikel und ein Vortrag, die sich mit unterschiedlichem Schwerpunkt dem Thema widmen:

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  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

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