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Lexikon der Astronomie: Mikroquasar

Ein Mikroquasar ist eine sternartige Quelle, die eine sehr ähnliche Physik aufweist, wie die Quasare, allerdings auf einer viel kleineren Längenskala.

Quasare sind die größeren Brüder

Während Quasare AGN sind, also helle Kerne ganzer Galaxien, deren Motor im Wesentlichen die Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch ist, sind Mikroquasare Doppelsterne, wobei die kompakte Komponente ein stellares Schwarzes Loch ist. Die andere Komponente ist ein massereicher Stern (typischerweise 10 bis 30 Sonnenmassen schwer) vom Spektraltyp O bis B, der Materie an das Schwarze Loch verliert. Dies geschieht dadurch, dass dieses System aus zwei Körpern einen inneren Lagrange-Punkt besitzt, wo keine effektive Gravitationskraft herrscht, weil sich die Gravitations- und Zentrifugalkräfte von der einen Komponente mit der der anderen gerade aufheben. Liegt dieser kritische Punkt innerhalb des massereichen Wirts- oder Donatorsterns – Astronomen sprechen dann von der Überschreitung des Roche-Volumens – so verliert er Materie an das kompakte Objekt. Astrophysiker nennen das im Fachjargon den Roche-lobe overflow, den die folgende Illustration zeigt:

Mikroquasar: überfließende Materie von einem massereichen Stern auf ein kompaktes Objekt

Üblicherweise blasen die massereichen Donatorsterne kräftige Winde (vergleichbar dem Sonnenwind) in das interstellare Medium, so dass Wind-Akkretion stattfinden kann. Das Aufsammeln dieses Sternenwinds stellt eine Alternative zum Roche-lobe overflow dar. Typische Akkretionsraten auf die kompakte Komponente liegen bei 10-4 Sonnenmassen pro Jahr. Weil die überfließende Materie Drehimpuls besitzt, spiraliert sie genauso wie beim 'großen Bruder', dem Quasar, in einer flachen Akkretionsscheibe langsam in das Schwarze Loch. Dabei heizt sich die Scheibe so sehr auf und Comptonisierung setzt ein, die in einer starke Emission im Röntgenbereich resultiert. Mikroquasare sind also auch Röntgendoppelsterne (engl. X-ray binaries, kurz XRBs). Die Akronym-Sucht wird jedoch noch weiter getrieben: XRBs werden in LMXBs (low-mass X-ray binaries), HMXBs (high-mass X-ray binaries), BHXBs (blck hole X-ray binaries), SSS (supersoft sources) und ULX (ultraluminous X-ray source) unterschieden.

Woher kommen Mikroquasare?

Die Entwicklung hin zu einem solchen System muss recht katastrophal gewesen sein: im Rahmen der Sternentwicklung muss nämlich das kompakte Objekt aus einem Gravitationskollaps des vormaligen 'normalen' Doppelsternsystems hervorgegangen sein. Dabei hat das System jedoch seine Rotation umeinander mehr oder weniger beibehalten.
Im strengen Sinne sind Mikroquasare nur solche XRBs, die ein stellares Schwarzes Loch enthalten, eben genau wie das große Vorbild, der Quasar, der ein supermassereiches Schwarzes Loch enthält. Mittlerweile bezeichnet man jedoch auch häufig solche Systeme als Mikroquasar, die einen Neutronenstern als kompaktes Objekt enthalten. Oftmals sind sich die Beobachter auch gar nicht sicher, welche Natur das kompakte Objekt hat. Um was es sich genau handelt, kann nur mit einer genauen Massenmessung bestimmt werden: ist die kompakte Komponente schwerer als drei Sonnenmassen, so muss es ein Schwarzes Loch sein.

relativistische Jets

Eine weitere Übereinstimmung von Mikroquasaren und Quasaren ist die Bildung von Jets. Astronomen entdeckten die Plasmaströme erstmals im Bereich der Radiostrahlung – mittlerweile gibt es auch viele optische Fotos und Röntgenbilder von Jets. Die morphologische Übereinstimmung von radiolauten Quasaren und Mikroquasaren ist die Begründung für den Terminus Mikroquasar. Je nachdem, wie der Jet hydrodynamisch oder magnetohydrodynamisch entstand, kann es zu morphologischen Unterschieden kommen: die extragalaktischen Jets von AGN sind in der Regel ein recht kontinuierlicher, kollimierter Plasmastrahl. Wohingegen man bei den stellaren Jets von Mikroquasaren auch diskontinuierliche Plasmaauswürfe beobachtet (Radio- und Röntgenbeobachtungen). Man spricht bei den diskontinuierlichen Materiepaketen von Blobs oder Bullets, die ballistisch das interstellare Medium um den Mikroquasar durchqueren und dabei Bremsstrahlung und Synchrotronstrahlung emittieren.

Bedeckung verrät Umlaufperiode

Die Astronomen wollen so viele Parameter der Mikroquasare messen wie nur geht. Wenn sie Glück haben, ist die räumliche Orientierung des Doppelsternsystems so, dass der massereiche Stern die kompakte Komponente bedecken kann. Häufig ist der Stern ein Wolf-Rayet-Stern. Bei geeigneter Orientierung kommt es deshalb zu Bedeckungsphänomenen, die sich in der Variabilität der Röntgenemission widerspiegeln: immer wenn der massereiche Stern vor der Akkretionsscheibe steht, sehr wir auf der Erde keine Röntgenstrahlung. Daraus kann man die Umlaufperiode ableiten – eine für Astronomen wertvolle Information.

relativistische Jets

Auch die Orientierung des Jets ist wesentlich: zeigt er in Richtung Erde, können Überlichtgeschwindigkeitseffekte auftreten, wie bei den Blazaren. Manchmal spricht man dann auch von Mikroblazaren. Außerdem ist bei diesen kleinen Inklinationen des Jets die Radioemission unterdrückt. Möglicherweise können sie in Zukunft durch die Emission von UHE-Neutrinos identifiziert werden.

Bekannte Vertreter

Einige Mikroquasare in der Milchstraße sind: Cyg X-1, Cyg X-3, GRS 1915+105, SS 433, Cir X-1, XTE J1748-288, LS 5039, GRO J1655-40, XTE J1550-564 und Sco X-1.

Weitere Literatur

  • Web-Artikel: In Kompakte Objekte des Himmels stelle ich ein paar Mikroquasare etwas detaillierter vor.
  • Publikation: Distefano et al., ApJ, 575, 378-383 (2002) stellen die Emission von UHE-Neutrinos verschiedener Mikroquasare vor und geben erwartete Raten an.

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  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

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