Bildnachweis: Chandra
Viele der Sterne, die wir in Kugelsternhaufen sehen, sind eigentlich Doppelsterne, die entstehen, wenn sich zwei Sterne in der Schwerkraft des anderen verfangen. Chandra kann die einzigartige Röntgensignatur eines Neutronensterns erkennen, die in einem optischen Teleskop unsichtbar ist. Die Forschung scheint darauf hinzudeuten, dass diese Neutronenstern-Binärdateien in Kugelhaufen viel häufiger vorkommen als in anderen Teilen einer Galaxie.
Das Chandra-Röntgenobservatorium der NASA hat bestätigt, dass enge Begegnungen zwischen Sternen röntgenemittierende Doppelsternsysteme in dichten Kugelsternhaufen bilden. Diese Röntgenbinärdateien haben einen anderen Geburtsprozess als ihre Cousins außerhalb von Kugelsternhaufen und sollten einen tiefgreifenden Einfluss auf die Entwicklung des Sternhaufens haben.
Ein Team von Wissenschaftlern unter der Leitung von David Pooley vom Massachusetts Institute of Technology in Cambridge nutzte Chandras einzigartige Fähigkeit, einzelne Quellen präzise zu lokalisieren und aufzulösen, um die Anzahl der Röntgenquellen in 12 Kugelsternhaufen in unserer Galaxie zu bestimmen. Die meisten Quellen sind binäre Systeme, die einen kollabierten Stern wie einen Neutronenstern oder einen weißen Zwergstern enthalten, der Materie von einem normalen, sonnenähnlichen Begleitstern abzieht.
"Wir haben festgestellt, dass die Anzahl der Röntgenbinärdateien eng mit der Häufigkeit der Begegnungen zwischen Sternen in den Clustern korreliert", sagte Pooley. „Unsere Schlussfolgerung ist, dass die Binärdateien als Folge dieser Begegnungen gebildet werden. Es geht um Pflege, nicht um Natur. “
Eine ähnliche Studie unter der Leitung von Craig Heinke vom Harvard-Smithsonian-Zentrum für Astrophysik in Cambridge, Massachusetts, bestätigte diese Schlussfolgerung und zeigte, dass etwa 10 Prozent dieser Röntgenbinärsysteme Neutronensterne enthalten. Die meisten dieser Neutronensterne sind normalerweise ruhig und verbringen weniger als 10% ihrer Zeit damit, sich aktiv von ihrem Begleiter zu ernähren.
Ein Kugelsternhaufen ist eine kugelförmige Ansammlung von Hunderttausenden oder sogar Millionen von Sternen, die in einem schwerkraftgebundenen Sternbienenstock mit einem Durchmesser von etwa hundert Lichtjahren umeinander schwirren. Die Sterne in einem Kugelsternhaufen sind oft nur etwa ein Zehntel eines Lichtjahres voneinander entfernt. Zum Vergleich: Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist 4,2 Lichtjahre entfernt.
Wenn sich so viele Sterne so nahe beieinander bewegen, treten Wechselwirkungen zwischen Sternen häufig in Kugelhaufen auf. Die Sterne kollidieren zwar selten, kommen aber nahe genug heran, um Doppelsternsysteme zu bilden, oder bewirken, dass Doppelsterne Partner in komplizierten Tänzen austauschen. Die Daten legen nahe, dass Röntgenbinärsysteme etwa einmal täglich irgendwo im Universum in dichten Clustern gebildet werden, die als Kugelcluster bekannt sind.
Beobachtungen des Uhuru-Röntgensatelliten der NASA in den 1970er Jahren zeigten, dass Kugelhaufen im Vergleich zur gesamten Galaxie eine unverhältnismäßig große Anzahl von Röntgenbinärquellen zu enthalten schienen. Normalerweise ist nur einer von einer Milliarde Sternen Mitglied eines Röntgenbinärsystems, das einen Neutronenstern enthält, während in Kugelhaufen der Anteil eher einem von einer Million entspricht.
Die vorliegende Forschung bestätigt frühere Vorschläge, dass die Chance zur Bildung eines Röntgenbinärsystems durch die Überlastung in einem Kugelsternhaufen dramatisch erhöht wird. Unter diesen Bedingungen können zwei Prozesse, die als Drei-Sterne-Austauschkollisionen und Gezeitenerfassungen bekannt sind, zu einer tausendfachen Zunahme der Anzahl von Röntgenquellen in Kugelhaufen führen.
Bei einer Austauschkollision trifft ein einzelner Neutronenstern auf ein Paar gewöhnlicher Sterne. Die intensive Schwerkraft des Neutronensterns kann den massereichsten gewöhnlichen Stern dazu bringen, „Partner zu wechseln“ und sich mit dem Neutronenstern zu paaren, während der leichtere Stern ausgeworfen wird.
Ein Neutronenstern könnte auch eine streifende Kollision mit einem einzelnen normalen Stern verursachen, und die intensive Schwerkraft des Neutronensterns könnte dabei die Schwerkraft des normalen Sterns verzerren. Die durch die Verzerrung verlorene Energie könnte verhindern, dass der normale Stern aus dem Neutronenstern entweicht, was zu einem sogenannten Gezeiteneinfang führt.
"Chandra-Daten lösen nicht nur ein langjähriges Rätsel, sondern bieten auch die Möglichkeit, die Entwicklung von Kugelsternhaufen besser zu verstehen", sagte Heinke. "Zum Beispiel könnte die Energie, die bei der Bildung enger binärer Systeme freigesetzt wird, verhindern, dass die zentralen Teile des Clusters zusammenbrechen und ein massives Schwarzes Loch bilden."
Das Marshall Space Flight Center der NASA in Huntsville, Alabama, verwaltet das Chandra-Programm für das Office of Space Science im NASA-Hauptquartier in Washington. Northrop Grumman aus Redondo Beach, Kalifornien, ehemals TRW, Inc., war der Hauptentwicklungsauftragnehmer für das Observatorium. Das Smithsonian Astrophysical Observatory kontrolliert Wissenschaft und Flugbetrieb vom Chandra X-ray Center in Cambridge, Massachusetts.
Originalquelle: Chandra-Pressemitteilung
