Nachdem Forschende im Jahr 1939 die Existenz von Schwarzen Löchern vorhergesagt hatten, blieben diese zunächst ein rein theoretisches Gebilde. Wenn überhaupt, beschäftigten sich Mathematiker und theoretische Physiker damit, vor allem waren das die Liebhaber der Allgemeinen Relativitätstheorie. Astronomen und Astrophysikerinnen hingegen kümmerten sich nicht um Schwarze Löcher – denn noch war sich niemand sicher, dass es sie tatsächlich gibt.

Das sollte sich erst in den 1960er-Jahren ändern. Damals wurde klar, dass Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie nicht nur ein theoretisches Konstrukt ist, sondern sich auch an astronomischen Himmelsobjekten beobachten lässt. Da Schwarze Löcher eine Konsequenz aus der Allgemeinen Relativitätstheorie sind, stellte sich damit die Fragen, ob es sie tatsächlich gibt und falls ja, wie man sie überhaupt beobachten könnte.

In dieser Folge erzählt Franzi, wie Astronominnen und Astronomen das erste Schwarze Loch entdeckt haben: eine helle Röntgenquelle namens Cygnus X-1 im Sternbild Schwan – und warum sie sich trotzdem lange Zeit nicht sicher sein konnten, dass es wirklich existierte.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf Apple Podcasts oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist ein Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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• AstroGeo Podcast
• Schwarze Löcher

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Cygnus X-1, das erste Schwarzes Loch erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: NASA, 6. Dezember 2024.

6. Dezember 2024 – Das stellare Schwarze Loch, Teil des Doppelsternsystems Swift J1727.8-1613, wurde im Sommer 2023 während eines ungewöhnlichen Aufhellungsereignisses entdeckt, bei dem es kurzzeitig fast alle anderen Röntgenquellen überstrahlte. Es ist das erste seiner Art, das von IXPE während des Beginns, des Höhepunkts und des Endes eines derartigen Röntgenausbruchs beobachtet wurde.

Swift J1727 ist Gegenstand einer Reihe neuer Studien, die in den Zeitschriften The Astrophysical Journal und Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurden. Die Wissenschaftler sagen, dass die Ergebnisse neue Einblicke in das Verhalten und die Entwicklung von binären Röntgensystemen mit schwarzen Löchern liefern.

„Dieser Ausbruch hat sich unglaublich schnell entwickelt“, sagt die Astrophysikerin Alexandra Veledina, die an der Universität Turku in Finnland forscht. „Von unserer ersten Entdeckung des Ausbruchs an dauerte es nur wenige Tage, bis Swift J1727 seinen Höhepunkt erreichte. Zu diesem Zeitpunkt hatten IXPE und zahlreiche andere Teleskope und Instrumente bereits Daten gesammelt. Es war sehr aufregend, den Ausbruch bis zu seiner Rückkehr in die Inaktivität zu beobachten.“

Bis Ende 2023 blieb Swift J1727 kurzzeitig heller als der Krebsnebel, die Standard-Röntgenkerze“, die als Basis für Einheiten der Röntgenhelligkeit verwendet wird. Solche Ausbrüche sind bei Doppelsternsystemen nicht ungewöhnlich, aber selten treten sie so hell und so nah an der Erde auf – nur 8.800 Lichtjahre von der Erde entfernt. Das Doppelsternsystem wurde zu Ehren der Swift Gamma-ray Burst Mission benannt, die den Ausbruch mit ihrem Burst Alert Telescope am 24. August 2023 entdeckte, was zur Entdeckung des Schwarzen Lochs führte.

Röntgendoppelsterne bestehen in der Regel aus zwei nahe beieinander liegenden Sternen, die sich in unterschiedlichen Stadien ihres Lebenszyklus befinden. Wenn dem älteren Stern der Brennstoff ausgeht, explodiert er in einer Supernova und hinterlässt einen Neutronenstern, einen Weißen Zwerg oder ein Schwarzes Loch. Im Fall von Swift J1727 riss die starke Schwerkraft des entstehenden Schwarzen Lochs Material von seinem Begleitstern ab, das auf über 1,8 Millionen Grad Celsius erhitzt wurde und einen gewaltigen Ausstoß von Röntgenstrahlung erzeugte. Diese Materie bildete eine Akkretionsscheibe und kann eine überhitzte Korona enthalten. An den Polen des Schwarzen Lochs kann die Materie auch in Form von relativistischen Strahlen aus dem Doppelsternsystem entweichen.

Das IXPE, das der NASA und anderen Forschern bei der Untersuchung all dieser Phänomene geholfen hat, ist auf die polarisierte Röntgenstrahlung spezialisiert, eine Eigenschaft des Lichts, die dazu beiträgt, die Form und Struktur solcher ultrastarken Energiequellen zu kartografieren und ihr Innenleben zu beleuchten, selbst wenn sie für uns zu weit entfernt sind, um sie direkt zu sehen.

„Da das Licht selbst ihrer Schwerkraft nicht entkommen kann, können wir Schwarze Löcher nicht sehen“, sagte Alexandra Veledina, Astrophysikerin bei der NASA. „Wir können nur beobachten, was um sie herum geschieht, und Rückschlüsse auf die Mechanismen und Prozesse ziehen, die dort ablaufen. IXPE ist entscheidend für diese Arbeit.“

Zwei der IXPE-basierten Untersuchungen von Swift J1727, die von Veledina und Adam Ingram, einem Forscher an der Newcastle University in Newcastle-upon-Tyne, England, geleitet wurden, konzentrierten sich auf die ersten Phasen des Ausbruchs. Während der kurzen Zeitspanne von einigen Monaten, in der die Quelle außergewöhnlich hell wurde, war die Korona die Hauptquelle der beobachteten Röntgenstrahlung.

„IXPE dokumentierte eine Polarisation der Röntgenstrahlung, die sich entlang der geschätzten Richtung des Jets des Schwarzen Lochs ausbreitet, so dass sich das heiße Plasma in der Ebene der Akkretionsscheibe ausbreitet“, sagte Veledina. „Ähnliche Befunde wurden bei dem persistenten Schwarzen Loch Cygnus X-1 gemeldet, so dass dieser Befund dazu beiträgt, zu bestätigen, dass die Geometrie bei kurzlebigen eruptiven Systemen die gleiche ist.“

Das Team beobachtete außerdem, wie sich die Polarisationswerte während des Spitzenausbruchs von Swift J1727 veränderten. Diese Schlussfolgerungen stimmten mit den Ergebnissen überein, die gleichzeitig bei Untersuchungen anderer Energiebänder elektromagnetischer Strahlung gewonnen wurden.

Eine dritte und eine vierte Studie unter der Leitung der Forscher Jiří Svoboda und Jakub Podgorný, beide von der Tschechischen Akademie der Wissenschaften in Prag, konzentrierten sich auf die Röntgenpolarisation während des zweiten Teils des Ausbruchs von Swift J1727 und seiner Rückkehr zu einem hochenergetischen Zustand mehrere Monate später. Für seine früheren Arbeiten mit IXPE-Daten und Simulationen von Schwarzen Löchern wurde Podgorný kürzlich mit dem höchsten nationalen Preis der Tschechischen Republik für eine Doktorarbeit in den Naturwissenschaften ausgezeichnet.

Die Polarisationsdaten zeigten, dass sich die Geometrie der Korona zwischen dem Beginn und dem Ende des Ausbruchs nicht wesentlich verändert hat, obwohl sich das System in der Zwischenzeit weiterentwickelt hat und die Röntgenhelligkeit im späteren energetischen Zustand dramatisch abnahm.

Die Ergebnisse stellen einen bedeutenden Fortschritt in unserem Verständnis der sich verändernden Formen und Strukturen von Akkretionsscheiben, Korona und verwandten Strukturen bei Schwarzen Löchern im Allgemeinen dar. Die Studie zeigt auch den Wert von IXPE als Instrument, um zu bestimmen, wie all diese Elemente des Systems miteinander verbunden sind, sowie sein Potenzial, mit anderen Observatorien zusammenzuarbeiten, um plötzliche, dramatische Veränderungen im Kosmos zu beobachten.

„Weitere Beobachtungen von Materie in der Nähe von Schwarzen Löchern in Doppelsternsystemen sind notwendig, aber die erfolgreiche erste Beobachtungskampagne von Swift J1727.8-1613 in verschiedenen Zuständen ist der beste Anfang eines neuen Kapitels, das wir uns vorstellen können“, sagte Michal Dovčiak, Mitautor der Reihe von Veröffentlichungen und Leiter der IXPE-Arbeitsgruppe über Schwarze Löcher mit stellarer Masse, der auch an der Tschechischen Akademie der Wissenschaften forscht.

Mehr über IXPE

IXPE ist eine gemeinsame Mission der NASA und der italienischen Weltraumbehörde, die mit Partnern und wissenschaftlichen Mitarbeitern aus 12 Ländern bahnbrechende Entdeckungen über Himmelsobjekte im gesamten Universum ermöglicht. IXPE wird vom Marshall Space Flight Center der NASA in Huntsville, Alabama, geleitet. Ball Aerospace mit Hauptsitz in Broomfield, Colorado, leitet den Betrieb der Raumsonde zusammen mit dem Laboratory for Atmospheric and Space Physics der Universität Colorado in Boulder.

Weitere Informationen über die laufende Mission von IXPE finden Sie hier: https://www.nasa.gov/mission/imaging-x-ray-polarimetry-explorer-ixpe/

Übersetzung: DeepL.com / Stefan Goth

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• IXPE auf Falcon 9 (B1061.5)

Der Beitrag NASAs IXPE zeigt die Form von Strukturen in einem neu entdeckten Schwarzen Loch erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA 25. August 2023.

25. August 2023 – XRISM ist eine Zusammenarbeit zwischen der Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) und der NASA, an der auch die ESA maßgeblich beteiligt ist. Der Start wird live auf Japanisch und Englisch auf dem YouTube-Kanal der JAXA übertragen.

Im Gegenzug für die Bereitstellung von Hardware und wissenschaftlicher Beratung erhält die ESA 8 % der verfügbaren Beobachtungszeit von XRISM. Dies wird es europäischen Wissenschaftler*innen ermöglichen, Himmelsquellen zur Beobachtung im Röntgenlicht vorzuschlagen und Durchbrüche in diesem Bereich der Astronomie zu erzielen.

„Die Röntgenastronomie ermöglicht uns die Untersuchung der energiereichsten Phänomene im Universum. Sie birgt den Schlüssel zur Beantwortung wichtiger Fragen der modernen Astrophysik: wie sich die größten Strukturen im Universum entwickeln, wie die Materie, aus der wir letztlich bestehen, im Kosmos verteilt wurde und wie Galaxien von massereichen schwarzen Löchern in ihrem Zentrum geformt werden“, sagt Matteo Guainazzi, ESA-Projektwissenschaftler für XRISM.

„XRISM wird eine wertvolle Brücke zwischen den anderen Röntgenmissionen der ESA sein: XMM-Newton, die nach 24 Jahren im All immer noch in Betrieb ist, und Athena, die Ende der 2030er-Jahre starten soll.“

Enthüllung des heißen und energiegeladenen Universums
Wenn wir in den Himmel schauen, sehen wir Sterne und Galaxien, aber diese sagen uns relativ wenig über die Funktionsweise des Universums. Für unsere Augen unsichtbar kann Gas, das Röntgenstrahlung emittiert und sich in und zwischen den Sternen und Galaxien befindet, viel mehr enthüllen.

Röntgenstrahlen werden bei den energiereichsten Explosionen und an den heißesten Orten des Universums freigesetzt. Dazu gehört das superheiße Gas, das die größten Bausteine des Universums umgibt: Galaxienhaufen. JAXA hat XRISM entwickelt, um Röntgenstrahlung dieses Gases aufzuspüren und den Astronomen*innen zu helfen, die Gesamtmasse dieser Systeme zu messen. Dies wird Aufschluss über die Entstehung und Entwicklung des Universums geben.

Die XRISM-Beobachtungen von Galaxienhaufen werden auch Aufschluss darüber geben, wie das Universum die chemischen Elemente produziert und verteilt hat. Das heiße Gas in den Haufen ist ein Überbleibsel der Geburt und des Todes von Sternen im Laufe der Geschichte des Universums. Durch die Untersuchung der von dem Gas emittierten Röntgenstrahlen wird XRISM herausfinden, welche „Metalle“ (Elemente, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium) es enthält, und kartieren, wie das Universum mit diesen angereichert wurde.

In der Zwischenzeit wird XRISM einzelne Objekte, die Röntgenstrahlung emittieren, näher betrachten, um die Grundlagen der Physik zu erforschen. Die Mission wird das Röntgenlicht von unglaublich dichten Objekten wie den aktiven supermassereichen schwarzen Löchern messen, die sich im Zentrum mancher Galaxien befinden. So können wir verstehen, wie die Objekte die umgebende Raumzeit verzerren und in welchem Ausmaß sie ihre Wirtsgalaxien durch „Winde“ von Teilchen beeinflussen, die mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen werden.

Europäische Beiträge zu einer globalen Anstrengung
„Die ESA und die europäische Gemeinschaft sind seit Langem an den Hochenergie-Weltraumteleskopen der JAXA beteiligt“, erklärt Matteo. „Die Fortsetzung dieser Partnerschaft durch XRISM bringt beiden Raumfahrtbehörden enorme Vorteile.“

Die Community der europäischen Hochenergieastronomie ist hochqualifiziert. Die Mitglieder waren an der Festlegung der wissenschaftlichen Ziele von XRISM beteiligt und wurden von der JAXA beauftragt, viele der kosmischen „Testobjekte“ auszuwählen, die die Mission beobachten wird, um ihre Leistung zu überprüfen, bevor das wissenschaftliche Beobachtungsprogramm beginnt.

Neben diesem wissenschaftlichen Beitrag hat sich die JAXA bei der Lieferung mehrerer Hardwarekomponenten, die für den Erfolg der Mission entscheidend sein werden, auf die Unterstützung Europas verlassen. Die ESA hat ein weltraumerprobtes optisches Teleskop zur Verfügung gestellt, um sicherzustellen, dass XRISM immer weiß, wohin es gerichtet ist, sowie zwei separate Geräte, die zusammen das Magnetfeld der Erde erfassen und die Sonde entsprechend ausrichten.

Europa hat auch zum neuartigen Instrument Resolve von XRISM beigetragen, das die Energie der einfallenden Röntgenphotonen messen wird. Dadurch können die Astronom*innen die Temperatur und die Bewegung von heißem, Röntgenstrahlen emittierendem Gas mit noch nie da gewesener Genauigkeit bestimmen. Resolve ist ein wissenschaftlicher und technologischer Wegbereiter für die künftige ESA-Mission Athena, die ein sehr ähnliches Instrument fliegen wird.

Die Kühlung des Resolve-Detektors – nur ein Bruchteil eines Grades über dem absoluten Nullpunkt – ist von entscheidender Bedeutung; die europäische Industrie hat die „Loop Heat Pipes“ für diese wichtige Aufgabe geliefert. SRON in den Niederlanden lieferte das Sechs-Filter-Rad des Instruments; jeder Filter kann für einen anderen Zweck über das Instrument gelegt werden. Die Universität Genf in der Schweiz entwickelte die Elektronik für das Filterrad.

Verfolgen Sie den Start live
XRISM soll am 28. August 2023 um 02:26 MESZ mit einer H-IIA-Rakete vom Tanegashima Space Center in Japan starten. Verfolgen Sie den Start live auf Japanisch/Englisch über den YouTube-Kanal der JAXA.

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• XRISM und SLIM auf H-IIA F47

Der Beitrag ESA: Die nächste große X-Ray Mission startet bald erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 18. Juli 2023.

18. Juli 2023 – Die Polarlichter des Merkurs sind nicht wie die der Erde mit dem bloßen Auge sichtbar, sondern strahlen ausschließlich Röntgenlicht aus. In der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Communications beschreibt eine Forschergruppe, zu der auch Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen zählen, wie Sonnenwind-Elektronen auf dem Planeten prasseln und so das hochenergetische Leuchten auslösen. Dafür wertete das Team Daten aus, welche die europäisch-japanische Raumsonde BepiColombo bei ihrem Vorbeiflug am Merkur Anfang Oktober 2021 aufgenommen hatte. Die Auswertungen zeichnen erstmals detailliert nach, wie die Polarlichter des sonnennächsten Planeten entstehen. Zudem legen die Daten nahe, dass trotz unterschiedlichster Bedingungen im Sonnensystem, Polarlichter immer auf denselben Prozess zurückzuführen sind.

Neben der Erde schmücken sich auch andere Planeten im Sonnensystem mit einem auffälligen Leuchten über ihren Polarregionen. Die gewaltigen Polarlichter des Jupiters etwa erstrecken sich über eine Fläche mit einem Durchmesser von mehr als 40.000 Kilometern. Dass am Nord- und Südpol des Merkurs extrem energiereiche Röntgenpolarlichter auftreten können, hatten bereits die amerikanischen Raumsonden Mariner 10 in den 70er Jahren des vergangenen Jahrhunderts und MESSENGER in der Zeit von 2011 bis 2015 beobachtet. Wie auf der Erde lösen geladene Teilchen des Sonnenwinds, die im Magnetfeld des Planeten eingefangen werden, das Phänomen aus. Während auf der Erde die Sonnenwind-Teilchen jedoch auf die Atmosphäre treffen und dort Moleküle ionisieren, bietet der Merkur keine solch schützende Hülle. Ihn umgibt nur eine so genannte Exosphäre, eine ausgesprochen dünne Gasschicht. Die Sonnenwindteilchen treffen deshalb direkt auf die Oberfläche des Planeten.

Vorbeiflug mit guter Sicht
„Wie genau die Polarlichter des Merkurs entstehen, war bisher nicht geklärt“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Markus Fränz, Koautor der aktuellen Studie und Mitglied im Team des BepiColombo-Instruments Mercury Plasma Particle Experiment (MPPE). Die Flugbahnen von Mariner 10 und MESSENGER ließen lediglich einen Blick auf die Nordhalbkugel des Planeten zu. Zudem konnten beide Missionen nicht die Elektronen in der Umgebung des Merkurs untersuchen. Ein vollständiges Bild des Entstehungsprozesses konnte sich so nicht ergeben. Die neuen Messdaten von BepiColombo schaffen nun eine völlig neue Situation.

Im Oktober 2018 startete die Merkursonde BepiColombo ins All und wird 2025 in eine Umlaufbahn um den Merkur einschwenken. Bis zur Ankunft stehen insgesamt sechs Vorbeiflüge am Zielplaneten im Missionsplan; der erste ereignete sich im Oktober 2021. Aus einer Entfernung von etwa 200 Kilometern hatte dabei das Instrument MPPE Gelegenheit, Verteilung und Energien der Teilchen in der Umgebung des Merkur genau zu bestimmen. Das Instrument besteht aus mehreren Sensoren, von denen jeder auf Teilchen einer bestimmten Sorte und Geschwindigkeit spezialisiert ist. Das MPS hat zu Entwicklung und Bau des Massenspektrometers von MPPE beigetragen.

Ein „Regen“ aus Elektronen
Beim Vorbeiflug vor 21 Monaten konnte MPPE erstmals Messungen über der nördlichen Nachtseite sowie erstmals über der Tagseite der Südhalbkugel durchführen und so die Struktur der Magnetosphäre, des Einflussbereichs des planetaren Magnetfeldes, und ihrer Grenze, der Magnetopause, bestimmen. Wie bei der Erde ist die Merkur-Magnetosphäre auf der sonnenabgewandten Seite zu einem langen Schwanz verzerrt; auf der sonnenzugewandten Seite zeigte sie sich stark gestaucht. „Der Sonnenwind muss zum Zeitpunkt der Messungen besonders kräftig gewesen sein“, folgert MPS-Wissenschaftler Dr. Norbert Krupp, ebenfalls Koautor der Studie und Mitglied des MPPE-Teams.

Zudem konnte MPPE den Entstehungsprozess der Merkur-Polarlichter genau nachverfolgen. Aus dem Schwanz der Magnetosphäre kommend bewegen sich hochenergetische Elektronen entlang der Magnetfeldlinien auf den Planeten zu. Dort „regnen“ sie auf ihn hinunter und wechselwirken so an den Polen mit dem Material an seiner Oberfläche. Dabei werden Moleküle ionisiert, die ihrerseits als Folge hochenergetische Röntgenstrahlung abstrahlen.

„Zum ersten Mal konnten wir beobachten, wie Elektronen in der Magnetosphäre des Merkurs beschleunigt und auf die Planetenoberfläche geschleudert werden. Obwohl die Magnetosphäre des Merkurs viel kleiner ist als die der Erde und eine andere Struktur und Dynamik aufweist, haben wir die Bestätigung, dass der Mechanismus, der Polarlichter erzeugt, im gesamten Sonnensystem der gleiche ist“, so Erstautorin Dr. Sae Aizawa vom Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie im französischen Toulouse. Seit Kurzem forscht die Wissenschaftlerin am Institute of Space and Astronautical Science der japanischen Weltraumbehörde JAXA und an der Universität von Pisa in Italien.

In den nächsten Jahren wir BepiColombo noch dreimal dicht am Merkur vorbeifliegen. Die nächste Begegnung ist für September nächsten Jahres (2024) geplant.

Originalveröffentlichung
Sae Aizawa et al.: Direct evidence of substorm-related impulsive injections of electrons at Mercury, Nature Communications, 18. Juli 2023, dx.doi.org/10.1038/s41467-023-39565-4,
https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4,
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4.pdf.

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• BepiColombo auf Ariane 5 ECA

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) 22. März 2023.

22. März 2023 – Gefunden wurde das System aufgrund der Kernfusion, die das übergeströmte Gas nahe der Oberfläche des Weißen Zwerges erleidet, wodurch helle, sog. superweiche Röntgenstrahlung ausgesandt wird. Das ungewöhnliche an dieser Quelle ist, dass nicht Wasserstoff überströmt und verbrennt, sondern Helium. Die gemessene Leuchtkraft deutet darauf hin, dass die Masse des Weißen Zwerges langsamer anwächst als bisher für möglich gehalten, wodurch sich die Anzahl der von explodierenden Weißen Zwergen verursachten Supernovae besser verstehen lässt.

Explodierende Weiße Zwerge gelten nicht nur als die Hauptquelle von Eisen im Universum, sie sind auch ein wichtiges Instrument für die Kosmologie: als sog. Typ Ia Supernovae (SN Ia) werden alle in etwa gleich hell, so dass man die Entfernung ihrer Wirts-Galaxien sehr genau bestimmen kann. Allerdings bleibt auch nach vielen Jahren intensiver Forschung unklar, unter welchen Umständen die Masse eines Weißen Zwergs bis zur sogenannten Chandrasekhar-Grenze anwachsen kann.

Als mit ROSAT Anfang der 1990er Jahre superweiche Röntgenquellen mit stabilem Wasserstoff-Brennen auf ihrer Oberfläche als neue Objekt-Klasse etabliert wurden, galten diese eine Zeitlang als potentielle Kandidaten für die Vorläufer von SN Ia. Der Schönheitsfehler dieser Quellen ist aber ihr Wasserstoff-Reichtum: Supernovae vom Typ Ia zeigen keine Spur von Wasserstoff.

Doppelsternsysteme, in denen ein Weißer Zwerg Helium akkretiert und stabil an seiner Oberfläche verbrennt, werden seit über 30 Jahren vorhergesagt, wurden aber bisher nie beobachtet. Ein internationales Team unter Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) hat nun eine Röntgenquelle gefunden, deren optisches Spektrum komplett von Helium dominiert ist. „Die superweiche Röntgenquelle [HP99] 159 ist bereits seit den 1990er Jahren bekannt, als sie zuerst mit ROSAT, später mit XMM-Newton und jetzt mit eROSITA beobachtet wurde,“ führt Jochen Greiner aus, der die Analysen zu dieser Quelle am MPE leitet. „Wir konnten sie nun als optische Quelle in der Großen Magellanschen Wolke identifizieren und fanden in ihrem Spektrum hauptsächlich Emissionslinien von Helium, die aus der Akkretionsscheibe stammen.“

Damit ist das Problem der SN Ia-Vorläufer aber noch nicht gelöst: theoretische Modelle sagen vorher, dass etwa 2-5% der Materie des Helium-Begleitsternes von der SN Ia-Explosion mitgerissen und in die Umgebung geschleudert werden. Diese Menge Helium wurde bei den meisten bisher beobachteten Supernovae Ia aber nicht gefunden. Es gibt allerdings eine Unterklasse mit kleinerer Leuchtkraft, die SN Iax, bei denen die Explosion schwächer ausfällt, und deshalb weniger Helium weggeblasen wird.

Das jetzt entdeckte System [HP99] 159 könnte nach derzeitigem Wissen in solch einer SN Iax enden, da die Messungen hier darauf hinweisen, dass kontinuierliches Helium-Brennen in Weißen Zwergen auch bei geringeren Überstrom-Raten möglich ist als theoretisch vorhergesagt. Die gemessene Leuchtkraft ist bei [HP99] 159 ungefähr zehnmal kleiner als bei der gängigen Akkretionsrate erwartet, wobei gleichzeitig die gemessene Röntgentemperatur exakt im erwarteten Bereich für stabiles Heliumbrennen liegt. Da frühere Messungen darauf hindeuten, dass die Leuchtkraft seit etwa 50 Jahren gleich geblieben ist, dürfte eine große Spannbreite an Akkretionsraten für derartige Explosionen in Frage kommen.

„Sterne ohne Wasserstoffhülle wie der in [HP99] 159 gefundene Begleitstern stellen eine wichtige Zwischenphase dar, die im Lebenszyklus von ca. 30 % aller Doppelsterne vorkommen sollte“, sagt Julia Bodensteiner von der ESO, die sich seit ihrer Masterarbeit am MPE mit massereichen Sternen beschäftigt. „Es sollte viele derartige Sterne geben, allerdings konnten bisher nur wenige beobachtet werden.“ Das Team hofft nun, mit eROSITA noch weitere, ähnliche Quellen in den beiden Magellanschen Wolken zu finden. Dies sollte es erlauben, die Bedingungen für die Vorläufer von SN Ia noch besser einzugrenzen.

Veröffentlichung:
J. Greiner et al.
A helium-burning white dwarf binary as a supersoft X-ray
Nature 22 March 2023
https://www.nature.com/articles/s41586-023-05714-4

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• Weisse Zwerge

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) 12. Januar 2023.

12. Januar 2023 – Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) haben in der eROSITA-Himmelsdurchmusterung ein spektakuläres, sich wiederholendes Ereignis entdeckt. Im Zentrum einer ansonsten unscheinbaren Galaxie ereignen sich regelmäßig alle 220 Tage helle Röntgenausbrüche. Diese deuten auf einen Stern, der das dort befindliche massereiche Schwarze Loch umkreist und dabei in regelmäßigen Umläufen „füttert“. Solche Ereignisse könnten wirksame Mittel sein, um die Akkretionsprozesse und das Gravitationsfeld um supermassereiche Schwarze Löcher in anderen Galaxien zu erforschen.

Die meisten Galaxien im Universum beherbergen ein supermassereiches Schwarzes Loch in ihrem Zentrum. Beobachtungen deuten auf ein symbiotisches Wachstum dieser Schwarzen Löcher und deren Wirtsgalaxien hin. Diese Studien konzentrieren sich hauptsächlich auf „aktive“ Galaxien, in denen das zentrale Schwarze Loch ständig große Mengen an Materie ansammelt. Diese heizt sich auf und leuchtet sehr hell. Aktive Galaxien (oder Galaxien mit „aktiven galaktischen Kernen“, AGN) sind jedoch eine Minderheit gegenüber ruhigen Galaxien. Bei diesen ist es viel schwieriger die Eigenschaften des supermassereichen schwarzen Lochs im Kern zu untersuchen.

Gelegentlich kommt es vor, dass ein Stern zu nahe an das zentrale Schwarze Loch einer Galaxie wandert und durch dessen starke Gezeitenkräfte zerrissen wird (engl: „tidal disruption event“). Ein Teil der Materie des Sterns fällt in das Schwarze Loch und erhöht damit die „Fütterungsrate“ des Gravitationsmonsters vorübergehend. Diesen Prozess können Astronomen als kurzzeitige helle Blitze im Röntgen- und UV-Bereich beobachten. Derartige Ereignisse treten in einer gewöhnlichen Galaxie nur etwa alle 10.000 Jahre auf und sind damit sehr selten. Die meisten bisher beobachteten Kandidaten waren einmalige Ereignisse, die aufgrund der Zerstörung des Sterns einen einzigen Ausbruch zeigten. In jüngster Zeit wurden nun einige veränderliche Ereignisse entdeckt, die periodische oder sich wiederholende Ausbrüche zeigen. Diese könnten auf Sterne zurückzuführen sein, die ihre erste Begegnung glücklicherweise überleben: Anstatt vollständig zerstört zu werden, umkreist der Überrest das supermassereiche Schwarze Loch, wobei er Teile seiner äußeren Schichten verliert und das Schwarze Loch bei jeder Passage erneut füttert.

„Solche sich wiederholenden, teilweisen Zerstörungen könnten ein effektives Mittel sein, um den Akkretionsprozess um supermassereiche Schwarze Löcher zu erforschen“, betont Zhu Liu, der Hauptautor der Studie am MPE. „Mit Hilfe von eROSITA haben wir jetzt eine faszinierende veränderliche Quelle gefunden, bei der sich der Röntgenausbruch in einer ansonsten ruhigen Galaxie regelmäßig wiederholt.“

Während der Durchmusterung des gesamten Himmels beobachtet das eROSITA-Röntgenteleskop jeden Punkt am Himmel mehrfach und hat dabei energiereiche veränderliche Quellen in Galaxien entdeckt, die keine Anzeichen früherer Aktivität in ihren Zentren aufwiesen. Die neue Quelle, J0456-20, die im Februar 2021 entdeckt wurde, befindet sich in einer ruhigen Galaxie, die etwa 1 Milliarde Lichtjahre entfernt ist. Sie ist eine Röntgenquelle mit einer der höchsten Variabilitäten, die von eROSITA beobachtet wurden; innerhalb einer Woche nimmt der Röntgenfluss um den Faktor 100 ab. Insgesamt beobachteten die Astronomen drei vollständige Zyklen der Quelle, bei der sich die Röntgenausbrüche in einem Zeitraum von etwa 220 Tagen wiederholten. Nachfolgende optische Beobachtungen zeigten eine normale ruhige Galaxie, während die wiederholten Röntgeneruptionen stark auf eine sich wiederholende, teilweise Gezeitenstörung hindeuten.

„Wir schätzen, dass der Stern, der das Schwarze Loch umkreist, beim ersten, zweiten und dritten Zyklus jeweils nur eine Masse verloren hat, die 5 %, 1,5 % und 0,5 % unserer Sonne entspräche“, erklärt Adam Malyali, Postdoc am MPE. „Diese Werte sind so niedrig, dass der Stern tatsächlich mehrere Annäherungen an das zentrale Schwarze Loch überleben könnte.“

Mithilfe einer Kooperation mit den ATCA-Teleskopen in Australien konnte das Team zudem veränderliche Radioemission bei der Quelle J0456-20 nachweisen, welche ein deutlicher Hinweis auf einen Ausfluss von Gas darstellt. Zusammen mit dem charakteristischen Verlauf der Röntgenstrahlung ergeben sich damit zwingende Hinweise auf Veränderungen in der Struktur der Akkretionsscheibe um das supermassereiche Schwarze Loch.

„Weitere Beobachtungen sind notwendig, um die genauen Details der physikalischen Prozesse zu ergründen“, sagt Andrea Merloni, der wissenschaftliche Leiter von eROSITA. „Dennoch liefert die Entdeckung dieses sich wiederholenden Röntgenereignisses bereits jetzt einen soliden Beweis dafür, dass es Sterne gibt, die eng um supermassereiche Schwarze Löcher jenseits unserer eigenen Milchstraße kreisen. Diese könnten ein ideales Labor sein, um die Allgemeine Relativitätstheorie in sehr starken Gravitationsfeldern zu testen.“

eROSITA hat bereits andere sich wiederholende Röntgenquellen gefunden, z.B. zwei quasi-periodische Eruptionen in AGN. Für die Zukunft erwartet das Team weitere Entdeckungen mit eROSITA, aber auch mit dem Ende 2023 startenden „Einstein Probe“-Satelliten.

Originalveröffentlichung
Zhu Liu, A. Malyali, M. Krumpe et al.
Deciphering the extreme X-ray variability of the nuclear transient eRASSt J045650.3
A&A, 669, A75, doi.org/10.1051/0004-6361/202244805,
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/01/aa44805-22/aa44805-22.html.

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• Schwarze Löcher
• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)
• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher

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Quelle: Max-Planck-Institut für Kernphysik 6. Dezember 2022.

6. Dezember 2022 – Die im Labor gemessenen Intensitätsverhältnisse wichtiger Strahlungslinien von Eisen wichen bislang von den berechneten ab, und damit herrschte auch Unklarheit über die aus den Röntgenspektren abgeleiteten Zustände sehr heißer Gase, wie in der Korona der Sonne oder der Umgebung Schwarzer Löcher. Mit den neuen experimentellen Daten wurde nun eine Übereinstimmung mit der Theorie erreicht. Damit können Röntgendaten von Weltraumteleskopen zukünftig mit hohem Vertrauen an die dahinterliegenden Atommodelle analysiert werden.

Nahezu alles, was wir über ferne Sterne, Gasnebel und Galaxien wissen, beruht auf der Analyse des Lichts, das wir von ihnen empfangen. Genauer gesagt, der elektromagnetischen Wellen, denn mittlerweile steht Astronomen deren gesamtes Spektrum zur Verfügung. In welchem Spektralbereich ein Körper oder ein Gas besonders hell leuchtet, hängt vor allem von seiner Temperatur ab: Je heißer, desto energiereicher die Strahlung. Im Weltraum befindet sich mehr als 99 Prozent der gesamten sichtbaren Materie im Plasmazustand; es ist so heiß, dass die Atome ein oder mehrere Elektronen verloren haben und als positiv geladene Ionen vorliegen. Extrem heiße Plasmen mit Temperaturen von mehr als eine Million Grad gibt es zum Beispiel in der während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbaren Korona der Sonne. Darüber hinaus findet man sie in der Umgebung von Schwarzen Löchern oder als intergalaktisches Gas zwischen den Galaxien.

Die von solchen Plasmen ausgesandte Röntgenstrahlung weist die Fingerabdrücke der in ihnen befindlichen chemischen Elemente auf. Sehr prominent sind Strahlungslinien (Emissionslinien) von mehrfach ionisiertem Eisen, insbesondere Fe XVII, das von seinen ursprünglichen 26 Elektronen 16 verloren hat. Der Grund: Eisen ist unter den schweren Elementen häufig und Fe XVII über einen breiten Temperaturbereich vertreten.

Bei der Analyse eines Röntgenspektrums vergleicht man neben den Energien der Emissionslinien unter anderem die Intensitätsverhältnisse charakteristischer Linien. Um daraus auf die Eigenschaften des kosmischen Plasmas schließen zu können, muss man diese Intensitätsverhältnisse gut kennen. Das ist möglich, indem man sie theoretisch berechnet und im Labor experimentell überprüft. Und genau das war bislang das Problem: Quantenmechanische Rechnungen und Laborergebnisse des Intensitätsverhältnisses von zwei starken Linien namens 3C und 3D wichen um etwa 20 Prozent voneinander ab und stellten unser Verständnis atomarer Struktur und das Vertrauen in die genutzten Modelle in Frage.

Das war nicht nur ein Problem für die Astronomen, sondern auch für die Physiker, denn wo lag der Fehler, in der Theorie oder dem Experiment? Vor zwei Jahren hatte das Team um Doktorand Steffen Kühn vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK) das bis dahin genauestes Experiment durchgeführt, und auch damals blieb eine unerklärbare Diskrepanz bestehen. Das MPIK-Theorieteam um Natalia Oreshkina und Zoltan Harman, sowie Marianna Safronova und Charles Cheung in den USA und Julian Berengut in Australien hatten Supercomputer heißlaufen lassen, um die Emissionslinien 3C und 3D von Fe-XVII mit höchster Präzision erneut zu berechnen: Die Diskrepanz sowie die Fragestellung blieben: Wer hatte Recht?

„Wir waren überzeugt alle damals bekannten systematische Effekte bei der Messung im Griff zu haben“, erinnert sich Kühn. Doch in einem letzten Anlauf wollte er und das Forscherteam geleitet von José Crespo der Sache auf den Grund gehen: Anstelle des Intensitätsverhältnisses der beiden Linien versuchte man die absolute Stärke der einzelnen Übergänge, auch Oszillatorstärke genannt, zu vermessen. Doch um diese individuellen Linienstärken zu vermessen und den Übeltäter der beiden Linien in der theoretischen Betrachtung zu identifizieren, musste die Qualität der Messdaten erheblich verbessert werden.

Für diese knifflige Messung hat Kühn im Rahmen seiner Doktorarbeit eine Electron Beam Ion Trap Apparatur (PolarX-EBIT) verwendet, die im Rahmen eines Projekts von Postdoc Sonja Bernitt am MPIK gebaut worden war. In ihr werden Eisen-Ionen durch einen Elektronenstrahl produziert und in einem Magnetfeld gefangen. Dabei entfernt der Elektronenstrahl die äußeren Elektronen der Eisen-Ionen, bis das gewünschte Fe XVII vorliegt. Dann werden die gefangenen Eisen-Ionen mit Röntgenlicht geeigneter Energie bestrahlt, sodass sie leuchten. Dafür muss die eingestrahlte Energie der Röntgenphotonen variiert werden, bis die gesuchten Linien exakt getroffen werden. Da handelsübliche Quellen die benötigte Röntgenstrahlung nicht produzieren können, musste die PolarX-EBIT zum DESY nach Hamburg transportiert werden. Dort erzeugt das Synchrotron PETRA III einen Röntgenstrahl, dessen Energie sich über einen bestimmten Energiebereich durchstimmen lässt. Auf diese Weise regt man die Eisen-Ionen zur Emission von Röntgenstrahlung an, die dann in Abhängigkeit von der eingestrahlten Photonenenergie spektral analysiert wird.

Mit trickreichen Verbesserungen an der Apparatur und am Messschema gelang es Kühn mit seinen Kollegen Moto Togawa, René Steinbrügge und Chintan Shah, in langen Tagen und kurzen Nächten an der PETRAIII-Strahlröhre die Auflösung der Spektren im Vergleich zu ihrer vorherigen Messung noch einmal zu verdoppeln und den störenden Untergrund, wie er bei jeder Messung auftritt, um einen Faktor tausend zu unterdrücken. Die enorm verbesserte Datenqualität brachte den Durchbruch: Erstmals konnten die zu untersuchenden Emissionslinien vollständig von benachbarten Linien getrennt werden. Außerdem ließen sich die Linien 3C und 3D nun bis zum äußersten Rand vermessen. „In den bisherigen Messungen waren die Flügel dieser Linien im Untergrund versteckt, was zu einer fehlerhaften Interpretation der Intensitäten geführt hatte“, erklärt Kühn. Damit ist auch Maurice Leutenegger vom NASA Goddard Space Flight Center hochzufrieden, der als Experte für Röntgenastrophysik am Experiment mitbeteiligt war: Das Endergebnis stimmt nun hervorragend mit den theoretischen Vorhersagen überein. Das freut auch die Theoretiker.

Damit ist das Vertrauen in die quantenmechanischen Rechnungen gestärkt, mit denen astrophysikalische Spektren analysiert werden. Dies gilt besonders für Linien, für die es keine experimentellen Vergleichswerte gibt“, verdeutlicht Kühn die Bedeutung des neuen Resultats. Und die Spektren der Weltraumteleskope können nun mit höherer Genauigkeit ausgewertet werden. Das betrifft auch zwei große Röntgenobservatorien, die demnächst ins All gelangen sollen: Das unter japanischer Leitung gebaute X-Ray Imaging Spectroscopy Mission (XRISM, Start im Mai 2023) und das Athena X-Ray Observatory der Europäischen Weltraumorganisation ESA (Start in den frühen 2030er Jahren).

Originalpublikation:
New Measurement Resolves Key Astrophysical Fe-XVII Oscillator Strength
Steffen Kühn, Charles Cheung, Natalia S. Oreshkina, René Steinbrügge, Moto Togawa, Sonja Bernitt, Lukas Berger, Jens Buck, Moritz Hoesch, Jörn Seltmann, Florian Trinter, Christoph H. Keitel, Mikhail G. Kozlov, Sergey G. Porsev, Ming Feng Gu, F. Scott Porter, Thomas Pfeifer, Maurice A. Leutenegger, Zoltán Harman, Marianna S. Safronova, José R. Crespo López-Urrutia and Chintan Shah
Physical Review Letters, 5. Dezember 2022 DOII: doi.org/10.1103/PhysRevLett.129.245001, https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.129.245001.

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• physikalische Grundlagenforschung

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Quelle: FAU 11. Mai 2022.

11. Mai 2022 – „Dabei kam uns auch der Zufall zu Hilfe“, erklärt Ole König vom Astronomischen Institut der FAU in der Dr. Karl Remeis-Sternwarte Bamberg, der gemeinsam mit dem FAU-Astrophysiker Prof. Dr. Jörn Wilms und dem Forschungsteam bestehend aus dem Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching, der Eberhard Karls Universität Tübingen, der Universitat Politécnica de Catalunya in Barcelona und dem Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam in der renommierten Fachzeitschrift Nature über die Beobachtung berichtet. „Solche Röntgenblitze lassen sich kaum vorhersagen, dauern nur wenige Stunden und das Beobachtungsinstrument muss in dieser Zeit auf den Ausbruch zielen“, schildert der Astrophysiker die Zusammenhänge.

Bei diesem Instrument handelt es sich um das eROSITA-Röntgen-Teleskop, das eineinhalb Millionen Kilometer von der Erde entfernt seit 2019 den Himmel nach weichen Röntgenstrahlen durchmustert. Dabei wurde am 7. Juli 2020 starke Röntgenstrahlung in einem Bereich des Himmels gemessen, der vier Stunden vorher noch völlig unauffällig gewesen war. Als das Röntgen-Teleskop vier Stunden später die gleiche Stelle am Himmel erneut musterte, war diese Strahlung wieder verschwunden. Weniger als acht Stunden hatte der Röntgenblitz also gedauert, der vorher das Zentrum des Detektors völlig überbelichtet hatte.

Solche Röntgen-Ausbrüche hatten theoretische Überlegungen bereits vor mehr als 30 Jahren vorgesagt. Sie waren bisher aber noch nie direkt beobachtet worden. Diese Feuerbälle aus Röntgenstrahlen entstehen auf der Oberfläche von Sternen, die eine ähnliche Größe wie unsere Sonne hatten, bevor sie ihre Brennstoffvorräte aus Wasserstoff und später aus Helium tief in ihrem Inneren weitgehend verbraucht hatten. Diese alten Sterne schrumpfen sehr stark zusammen, bis ein „Weißer Zwerg“ übrigbleibt, der ähnlich groß wie die Erde ist, aber eine Masse enthält, die ähnlich groß wie unsere Sonne sein kann. „Diese Verhältnisse kann man sich an einem Beispiel gut vorstellen“, erklärt Jörn Wilms: „Stellt man sich die Sonne in der Größe eines Apfels vor, hätte die Erde die Dimension eines Stecknadelkopfes, der in zehn Metern Entfernung um den Apfel kreist.“

Sterne in Form eines Edelsteins
Verkleinert man wiederum einen Apfel auf die Größe eines Stecknadelkopfes, behält dieses winzige Teilchen das vergleichsweise riesige Gewicht des Apfels. „Ein Teelöffel Materie aus dem Inneren eines Weißen Zwergs hat daher leicht die Masse eines Lastkraftwagens“, erklärt Jörn Wilms weiter. Weil diese ausgebrannten Sterne hauptsächlich aus Sauerstoff und Kohlenstoff bestehen, ähneln sie einem ebenfalls aus Kohlenstoff bestehenden riesigen Diamanten, der die Größe der Erde hat und im Weltraum schwebt. Diese Objekte in Form eines Edelsteins sind zwar immer noch heiß und leuchten daher weiß. Nur ist diese Strahlung schwach und lässt sich daher von der Erde aus gesehen kaum entdecken.

Es sei denn, der alte Stern wird von einem Stern begleitet, in dem das Sonnenfeuer noch brennt und von dem dann Material auf ihn übergehen kann. „Dieser Wasserstoff kann sich mit der Zeit zu einer nur wenige Meter dicken Schicht auf der Oberfläche der Sternenleiche sammeln“, erklärt FAU-Astrophysiker Jörn Wilms. In dieser Schicht aber erzeugt die riesige Schwerkraft einen gigantischen Druck, der so groß werden kann, dass dort das Sternenfeuer wieder zündet. In einer Kettenreaktion entsteht rasch eine riesige Explosion, in der die Wasserstoffschicht wieder abgesprengt wird. Die Röntgenstrahlung einer solchen Explosion hat dann am 7. Juli 2020 die Detektoren von eROSITA getroffen und überbelichtet.

„Mit Modellrechnungen, mit denen wir ursprünglich die Entwicklung des Röntgen-Instruments begleitet hatten, konnten wir dann in einer aufwändigen Arbeit das eigentlich überbelichtete Bild genauer analysieren und so erstmals einen Blick hinter die Kulissen einer solchen „Nova“ genannten Explosion eines Weißen Zwergs werfen“, schildert Jörn Wilms die weitere Forschung. Nach diesen Ergebnissen sollte der Weiße Zwerg ungefähr die Masse unserer Sonne haben und damit relativ groß sein. Bei der Explosion entstand ein 327.000 Grad heißer Feuerball, der damit rund sechzigmal wärmer als unsere Sonne war.

Weil bei solchen Novae der Energie-Nachschub fehlt, kühlen sie rasch aus, und die Röntgenstrahlung wird weicher, bis sie schließlich zu sichtbarem Licht wird, das einen halben Tag nach der eROSITA-Entdeckung auch die Erde erreichte und mit optischen Teleskopen beobachtet wurde. „Es tauchte dann ein scheinbar heller Stern auf, der sogar mit dem Auge sichtbar war“, erklärt Ole König. Solche scheinbaren „neuen Sterne“ wurden auch früher schon beobachtet und wegen ihres unverhofften Auftauchens „Nova Stella“ genannt, was „neuer Stern“ bedeutet. Weil diese Nova aber erst nach dem Röntgenblitz sichtbar wird, ist eine Vorhersage für solche Ausbrüche sehr schwierig, die daher eher zufällig die Röntgen-Detektoren treffen. „Da hatten wir wirklich Glück“, freut sich Ole König.

Originalpublikation
Ole König, Jörn Wilms, Riccardo Arcodia, Thomas Dauser, Konrad Dennerl, Victor Doroshenko, Frank Haberl, Steven Hämmerich, Christian Kirsch, Ingo Kreykenbohm, Maximilian Lorenz, Adam Malyali, Andrea Merloni, Arne Rau, Thomas Rauch, Gloria Sala, Axel Schwope, Valery Suleimanov, Philipp Weber & Klaus Werner: X-ray detection of a nova in the fireball phase
https://www.nature.com/articles/s41586-022-04635-y

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• Weisse Zwerge

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Quelle: HZDR – Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf.

Die Erforschung warmer dichter Materie liefert Einblicke in das Innere von Riesenplaneten, braunen Zwergen und Neutronensternen. Dieser Materiezustand, der Eigenschaften sowohl von Festkörpern als auch von Plasmen aufweist, kommt jedoch nicht natürlich auf der Erde vor. Mit großen Röntgenstrahlexperimenten kann er in kleinem Maßstab und über kurze Zeiträume auch im Labor erzeugt werden. Zur Auswertung dieser Experimente sind theoretische und numerische Modelle von zentraler Bedeutung – ohne Formeln, Algorithmen und Simulationen ist deren Interpretation nicht möglich. Wissenschaftler*innen des Center for Advanced Systems Understanding (CASUS) am Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR) haben nun eine Methode entwickelt, mit der sich solche Experimente effektiver und schneller auswerten lassen als bisher.

Der exotische Zustand der warmen dichten Materie stellt eine außergewöhnliche Herausforderung für Forscher*innen dar, die ihn beschreiben wollen. Denn zum einen sind die vorherrschenden Dichten für die Anwendung von gängigen Modellen der Plasmaphysik zu hoch. Zum anderen greifen auch die Modelle für kondensierte Materie nicht mehr, da die beteiligten Energien bereits zu groß dafür sind. Der Modellierung solcher komplexen Systeme hat sich ein Team um Dr. Tobias Dornheim, Dr. Attila Cangi, Kushal Ramakrishna und Maximilian Böhme vom noch jungen Zentrum für Systemforschung CASUS in Görlitz verschrieben. Erste Ergebnisse hat die Fachzeitschrift Physical Review Letters bereits vor kurzem veröffentlicht. Zusammen mit Dr. Jan Vorberger vom Institut für Strahlenphysik am HZDR und Prof. Shigenori Tanaka von der Kobe University in Japan haben sie eine neue Methode erarbeitet, mit der sich die Eigenschaften von warmer dichter Materie effizienter und schneller berechnen lassen.

„Mit unserem Algorithmus lässt sich die sogenannte Lokalfeldkorrektur sehr genau berechnen. Sie beschreibt, wie die Elektronen in warmer dichter Materie miteinander wechselwirken und ermöglicht damit einen Zugang zu deren Eigenschaften. Diese Berechnung kann bei zukünftigen Röntgenstreuexperimenten zur Modellierung und Interpretation der Ergebnisse eingesetzt werden, aber auch als Grundlage für andere Simulationsverfahren. Das heißt, unsere Methode hilft dabei, die Eigenschaften warmer dichter Materie, wie Temperatur und Dichte, aber auch ihre Leitfähigkeit für elektrischen Strom oder Wärme und viele weitere Charakteristika zu bestimmen“, erläutert Dornheim.

Großrechner und neuronale Netze
„Die Motivation hinter der von uns entwickelten Methode ist, dass wir und viele Kollegen gerne wissen würden, wie sich Elektronen exakt unter dem Einfluss kleiner Störungen verhalten, etwa durch die Einwirkung eines Röntgenstrahls. Dazu kann man eine Formel herleiten, die aber so komplex ist, dass wir sie nicht mehr mit Stift und Zettel lösen können. Bisher hat man sich daher einer bestimmten Vereinfachung bedient, die aber bekanntermaßen einige wichtige physikalische Effekte nicht abbildet. Wir haben nun eine Korrektur eingeführt, die genau diesen Makel behebt“, fährt Dornheim fort.

Für die Umsetzung wurden rechenintensive Simulationen über Millionen Prozessorstunden auf Großrechnern durchgeführt. Auf Grundlage dieser Daten und mit Hilfe analytischer Methoden aus der Statistik trainierten die Wissenschaftler*innen ein neuronales Netzwerk, das die Wechselwirkung der Elektronen numerisch vorhersagen kann. Wie viel effizienter das neue Werkzeug ist, hängt von der jeweiligen Anwendung ab. „Generell können wir aber sagen, dass bisherige Verfahren bei hoher Genauigkeit tausende Prozessorstunden benötigen, wohingegen unsere Methode nur Sekunden beansprucht“, sagt Attila Cangi, der von den Sandia National Laboratories in den USA zu CASUS wechselte. „Somit kann man nun einen Laptop zur Simulation verwenden, wo zuvor ein Supercomputer notwendig war.“

Ausblick: Neuer Standardcode für die Experimentauswertung
Zwar ist der vorgestellte Code vorerst ausschließlich für die Elektronen in Metallen, zum Beispiel in Experimenten an Aluminium, anwendbar. Die Forscher*innen arbeiten aber bereits an einem allgemein anwendbaren Code, der zukünftig bei verschiedensten Materialen unter sehr unterschiedlichen Bedingungen Ergebnisse liefern soll. „Wir wollen unsere Erkenntnisse in einen neuen Code einfließen lassen. Dieser soll quelloffen sein, anders als der bisherige Code, der durch seine Lizenzierung keine einfachen Anpassungen durch neue theoretische Kenntnisse zulässt“, erläutert CASUS-Doktorand Maximilian Böhme, der dafür mit dem britischen Plasmaphysiker Dave Chapman zusammenarbeitet.

Es gibt nur wenige Großlabore, an denen solche Röntgenexperimente zur Erforschung warmer dichter Materie möglich sind. Zu nennen sind hier der European XFEL bei Hamburg, aber auch die Linear Coherent Light Source (LCLS) am Stanford Linear Accelerator Center (SLAC) an der Stanford University, die National Ignition Facility (NIF) am Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL), die Z Machine an den Sandia National Laboratories oder der SPring-8 Angstrom Compact free electron LAser (SACLA) in Japan. „Wir stehen mit diesen Laboren in Kontakt und erwarten, aktiv an der Modellierung der Experimente teilnehmen zu können“, verrät Tobias Dornheim. Erste Experimente an der Helmholtz International Beamline for Extreme Fields (HIBEF) am European XFEL sind bereits in Vorbereitung.

Publikation:
T. Dornheim, A. Cangi, K. Ramakrishna, M. Böhme, S. Tanaka, and J. Vorberger: Effective static approximation: A fast and reliable tool for warm-dense matter theory, in Physical Review Letters, 2020 (DOI: 10.1103/PhysRevLett.125.235001)

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Quelle: FAU.

Doppelsterne sind Astrophysikerinnen und -physikern gut bekannt. Einer gab ihnen jedoch Rätsel auf: Warum fehlte ein Teil der Röntgenstrahlung, die die Doppelsternsysteme aussenden? Und warum hatte der andere Teil überraschende Eigenschaften? Ein Forschungsteam unter Federführung der FAU hat sich mit diesen Fragen beschäftigt und ein Doppelsternsystem mithilfe von Röntgensatelliten beobachtet. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Doppelsterne sind im Weltraum nichts Ungewöhnliches. Selbst wenn der eine Partner wie bei IGR J16318-4848 in einem der Spiralarme unsere Galaxie aus einem Neutronenstern und damit aus dem superkompakten Rest einer Sternen-Leiche besteht. Dessen Gegenüber wirkt ebenfalls exotisch, weil es sich um einen Überriesen-Stern handelt, der ein Vielfaches der Masse unserer Sonne hat. Obendrein entpuppt sich dieses Monster als eine Art „kosmische Dreckschleuder“, die jede Menge Eisen in den Weltraum bläst. „Meist erreicht uns von solchen Systemen ein breites Spektrum aus weicher und harter Röntgenstrahlung“, erklärt Prof. Dr. Jörn Wilms vom Astronomischen Institut der FAU in der Dr. Karl Remeis-Sternwarte Bamberg. Dieses System aber gab Astrophysikerinnen und Astrophysikern eine harte Nuss zu knacken, weil nicht nur der gesamte weiche Teil der Strahlung fehlt, sondern obendrein das harte Röntgenlicht auch noch sehr überraschende Eigenschaften hat. Lösen konnten Jörn Wilms, sein Doktorand Ralf Ballhausen und ein Forschungsteam in Deutschland, den Niederlanden, Spanien und den USA dieses Problem erst mit Hilfe gleich zweier Röntgen-Satelliten und Computer-Modellen, mit denen sie die Vorgänge um dieses bizarr anmutende System aus zwei Sternen simulierten.

Der Überriese, der Winzling und das Rätsel
In diesem Sternen-Paar bläst der Überriese, dessen wahre Größe noch gar nicht genau bestimmt werden konnte, kontinuierlich einen Teil seiner eigenen Masse als Sternenwind in den Weltraum. Dort aber kreist wahrscheinlich bereits ein Neutronenstern, der einst entstand, als ein Stern, der mindestens die achtfache Masse unserer Sonne hatte, am Ende seines Lebens zu einem extrem kompakten Gebilde zusammenstürzte. Dort sind die Atomkerne extrem dicht nebeneinander gepackt. Ein Teelöffel davon wäre ähnlich schwer wie ein Eisenwürfel mit 700 Meter langen Kanten. „Obwohl er die 1,4-fache Masse unserer Sonne hat, ist ein solcher Neutronenstern mit einem Durchmesser von zehn Kilometern im Vergleich mit den 700.000 Kilometern unserer Sonne nur ein Winzling“, erklärt Jörn Wilms. Fällt die vom Überriesen-Partner ausgestoßene Materie auf diesen super-massiven Winzling, entsteht Röntgenstrahlung. „Nur fehlt bei diesem Doppelstern-System nicht nur die gesamte weiche Röntgenstrahlung, sondern besteht auch der harte Teil fast ausschließlich aus einer extrem hellen Emissionslinie, die aus Eisen stammt“, staunt FAU-Forscher Jörn Wilms.

Diese Röntgen-Fluoreszenz entsteht, wenn das Röntgenlicht vom Neutronenstern aus Eisen-Atomen Elektronen herausschlägt, die aus der nächsten Nähe des Atomkerns stammen. Die so entstandene Lücke wird rasch von einem Elektron aus etwas größerer Entfernung zum Kern geschlossen. Dabei wird genau die Strahlung frei, von der Röntgensatelliten riesige Mengen messen. „Daraus schließen wir, dass dort große Mengen Eisen vorhanden sind“, folgert FAU-Forscher Ralf Ballhausen.

Nur ist der Neutronenstern sehr heiß und sollte dieses Eisen kräftig aufheizen. Dadurch verlieren die Atome leicht Elektronen, die relativ weit vom Atomkern entfernt sind und die daher ohnehin nicht allzu fest gebunden sind. Dabei werden die Atome zu Ionen. Dieser Verlust verändert auch die Elektronen-Struktur in nächster Nähe zum Atomkern und gleichzeitig auch die Röntgen-Fluoreszenz ein klein wenig. „Als 2016 der japanische Satellit Hitomi das System vermaß, fanden sich solche Veränderungen aber kaum“, berichtet Jörn Wilms. Anscheinend gibt es dort also kaum die erwarteten Eisen-Ionen, sondern wohl vor allem Eisen-Atome. Wieso aber werden diese von der starken Röntgenstrahlung nicht aufgeheizt und in Ionen verwandelt? Die Forscherinnen und Forscher standen vor einem großen Rätsel.

Die Lösung? Fester Staub!
Die Lösung fand das Team um die FAU-Forscher Jörn Wilms und Ralf Ballhausen, als es das System gleichzeitig mit zwei Röntgen-Satelliten beobachtete: Das NuSTAR Röntgenteleskop der US-Weltraumorganisation NASA und der 3,8-Tonnen-Gigant XMM-Newton, den die europäische Weltraumorganisation ESA bereits 1999 in den Weltraum gehievt hat, zeigen gemeinsam das gesamte Spektrum der Röntgenstrahlung in sehr hoher Qualität. Aber noch immer lieferten die Modellrechnungen mit diesen Ergebnissen eine andere Röntgen-Strahlung als die aus dem System gemessene. Erst als die Forscherinnen und Forscher in ihren Modellen das bisher als Gas angenommene Eisen durch einen festen Staub ersetzten, stimmten die vom Computer ausgespuckten Werte endlich mit der Realität im Weltraum überein.

Damit aber hatte das Team auch das Geheimnis um die seltsame Röntgenstrahlung gelöst: „Der Überriese ist zwar tatsächlich eine Dreckschleuder, die sehr viel Eisen in den Weltraum bläst“, erklärt Ralf Ballhausen. „Nur verklumpt dieses Gas rasch und bildet so festen Staub.“ Dieser könnte vielleicht aus Olivin und damit einem Mineral aus Eisen und Nickel bestehen, das nicht nur im Erdmantel, sondern auch in Meteoriten und sehr wahrscheinlich auch überall sonst im Weltraum reichlich vorkommt. Dieser Olivin-Staub sammelt sich in großen Mengen an und hüllt das Paar aus Neutronenstern und Überriesen in eine dichte Staubschicht. In den inneren Bereichen kann die Röntgenstrahlung vom Neutronenstern dieses Eisen zwar kräftig aufheizen. Von der Erde aus aber beobachten die Röntgensatelliten nur die äußersten Schichten der Staubhülle. Und dort bleibt das Olivin kalt.

Inzwischen nehmen Jörn Wilms, Ralf Ballhaus und ihr Team bereits andere Doppelstern-Systeme unter die Lupe, die ebenfalls die Röntgenstrahlen aus ihrem Inneren großenteils zu verschlucken scheinen. Vielleicht ähneln die Verhältnisse dort ja auch dem Neutronenstern und seinem Überriesen und dicke, kalte Staubhüllen sind nichts Ungewöhnliches im Weltraum?

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• Doppelsterne

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Quelle: DLR.

Von dem auch kurz L2 genannten Ort des Kräftegleichgewichts aus wird eROSITA (extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) die gigantischste kosmische Inventur des heißen Universums beginnen. Das deutsche Weltraumteleskop wird dafür mit seinen sieben Röntgendetektoren den gesamten Himmel beobachten und nach heißen Quellen wie Galaxienhaufen, aktiven Schwarzen Löchern, Supernova-Überresten, Röntgendoppelsternen sowie Neutronensternen suchen und sie kartieren.

„eROSITA’s Röntgenaugen sind die besten, die jemals auf einem Weltraumteleskop gestartet sind. Ihre einmalige Kombination aus Lichtsammelfläche, Gesichtsfeld und Auflösung machen sie circa 20-mal so empfindlich wie das deutsche Teleskop ROSAT in den 1990-er Jahren – High-Tech made in Germany. So wird eROSITA uns dabei helfen, die Struktur des Kosmos und dessen Entwicklung besser zu verstehen. Insbesondere wird das deutsche Teleskop aber dazu beitragen, das Rätsel der Dunklen Energie zu lösen“, betont Dr. Walther Pelzer, Vorstand im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) zuständig für das Raumfahrtmanagement, mit dessen Unterstützung eROSITA vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE) gebaut wurde.

Dunkle Energie – ein ‚kosmischer Kraftstoff‘ beschleunigt die Ausdehnung des Universums
Unser Universum dehnt sich seit dem Urknall kontinuierlich aus. Noch bis in die 1990er-Jahre hatte man gedacht, dass diese kosmische Expansion langsamer wird und irgendwann zum Stillstand kommt. Doch dann kamen die Astrophysiker Saul Perlmutter, Adam Riess und Brian Schmidt. Sie beobachteten Sternenexplosionen, die weit sichtbar sind und immer gleich viel Licht abstrahlen. Sie vermaßen ihre Entfernungen und konnten es selbst kaum glauben. „Die beobachteten Supernovae Typ1a waren weniger hell, als man eigentlich erwartet hatte. Damit war klar: Das Universum wird bei seiner Ausdehnung nicht langsamer – ganz im Gegenteil. Es nimmt Fahrt auf und wird mit wachsender Geschwindigkeit immer weiter auseinandergetrieben“, erklärt Dr. Thomas Mernik, eROSITA-Projektleiter beim DLR Raumfahrtmanagement.

Mit dieser Erkenntnis haben die drei Forscher die Wissenschaft auf den Kopf gestellt und bekamen im Jahr 2011 den Nobelpreis für Physik verliehen. Doch Saul Perlmutter, Adam Riess und Brian Schmidt lassen uns mit einer entscheidenden Frage zurück: „Welcher ‚kosmische Kraftstoff‘ treibt das Universum an? Weil man diese Frage bis heute nicht beantworten kann und seine Zutaten nicht kennt, nannte man diesen Beschleuniger einfach Dunkle Energie. eROSITA wird nun versuchen, dem Grund dieser Beschleunigung auf die Spur zu kommen“, erklärt Thomas Mernik.

Galaxienhaufen – ein Schlüssel zur Dunklen Energie
In Wirklichkeit wissen wir nicht viel über unser Universum. Wir kennen gerade einmal die Zutaten von vier Prozent seiner Energiedichte, denn so winzig ist der Anteil von „normaler“ Materie wie Protonen und Neutronen an der „Rezeptur des Weltalls“. Die anderen 96 Prozent sind ein Rätsel. Man vermutet heute, dass 26 Prozent die Dunkle Materie beisteuert.

Der größte Anteil mit geschätzten 70 Prozent macht allerdings die Dunkle Energie aus. Um ihr auf die Spur zu kommen, müssen Wissenschaftler etwas unvorstellbar Großes und extrem Heißes beobachten: „Galaxienhaufen setzen sich aus bis zu einigen tausend Galaxien zusammen, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten im gemeinsamen Schwerefeld bewegen. In ihrem Inneren sind diese merkwürdigen Gebilde von einem dünnen, unvorstellbar heißen Gas durchdrungen, das sich durch seine Röntgenstrahlung beobachten lässt. Genau hier kommen die Röntgenaugen von eROSITA ins Spiel. Mit ihnen beobachten wir Galaxienhaufen und schauen, wie sie sich im Universum bewegen und vor allem, wie schnell sie das tun. Diese Bewegung wird uns dann hoffentlich mehr über die Dunkle Energie verraten“, erklärt DLR-Projektleiter Thomas Mernik.

Karte des gesamten heißen Universums – gigantischste kosmische Inventur
Doch nicht nur die Bewegungsmuster der Galaxienhaufen interessieren die Wissenschaftler. Sie wollen diese Gebilde zählen und kartieren. Bis zu 100.000 solcher Haufen sollen die Röntgenaugen von eROSITA „einfangen“ – mehr als jemals zuvor beobachtet wurden. Außerdem sollen weitere heiße Phänomene wie aktive Schwarze Löcher, Supernova-Überreste sowie Röntgendoppel- und Neutronensterne beobachtet und lokalisiert werden. Dafür durchmustert eROSITA alle sechs Monate den gesamten Himmel und erstellt in vier Jahren eine tiefe und detaillierte Karte des Universums im Röntgenbereich. Auf diese Weise wird eROSITA die gigantischste kosmische Inventur des heißen Universums durchführen und uns so dabei helfen, die Struktur des Kosmos und dessen Entwicklung besser zu verstehen.

eROSITA – sieben Röntgenaugen blicken ins Universum
Das deutsche Teleskop setzt sich aus zwei Kernbestandteilen zusammen: seiner Optik und seinen Detektoren. Erstere besteht aus sieben parallel ausgerichteten Spiegelmodulen. Jedes Modul hat einen Durchmesser von 36 Zentimetern und besteht aus 54 ineinander geschachtelten Spiegelschalen, deren Oberfläche aus einem Paraboloid und einem Hyperboloid (Wolter-I-Optik) zusammengesetzt ist. „Die Spiegelmodule sammeln hochenergetische Photonen und leiten diese an die CCD-Röntgenkameras weiter, die speziell für eROSITA in unserem Halbleiterlabor in Garching entwickelt wurden. Sie bilden den zweiten Kernbestandteil von eROSITA und sitzen im Brennpunkt jedes Spiegelsystems. Diese hochempfindlichen Kameras sind die besten ihrer Art und bilden gemeinsam mit den Spiegelmodulen ein Röntgenteleskop, dessen Kombination aus Lichtsammelfläche und Gesichtsfeld unerreicht ist“, erklärt Dr. Peter Predehl, eROSITA-Projektleiter beim Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik.

Spektrum-Röntgen-Gamma – eine Raumfahrtmission mit vielen Partnern
Spektrum-Röntgen-Gamma (SRG) ist eine Raumfahrtmission mit vielen Partnern. Auf russischer Seite sind die Raumfahrtagentur Roskosmos, der Raumfahrtkonzern Lavochkin sowie das Institut für Weltraumforschung der Russischen Akademie der Wissenschaften (IKI) eingebunden. Das deutsche Röntgenteleskop eROSITA wurde mit der Unterstützung des DLR Raumfahrtmanagements vom Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik in Garching gemeinsam mit dem Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) sowie den Universitäten Erlangen-Nürnberg, Hamburg und Tübingen entwickelt und gebaut. Zudem bereiten die Universitäten München und Bonn die wissenschaftliche Auswertung der eROSITA-Daten mit vor.

Die am deutschen Teleskop beteiligten Partnerinstitute haben Software für die Datenanalyse, Missionsplanung und Simulationen erstellt sowie Teile der Hardware beigestellt. Die hauptsächliche Hardwareverantwortung lag aber im Wesentlichen beim MPE. „Normalerweise wird ein derart komplexes Instrument wie eROSITA von einem großen Institut nur mit Hilfe eines industriellen Hauptauftragnehmers umgesetzt. Wir sind aber mit dem MPE gemeinsam einen anderen Weg gegangen und haben das Institut die Entwicklung in Eigenregie durchführen lassen“, betont Thomas Mernik.

Projektleitung, Produktsicherung und Systemauslegung waren zentrale Aufgaben, die vom MPE selbst erledigt wurden. Dafür wurden andere Aufgaben von dort an die Industrie vergeben – zum Beispiel für die Spiegelfertigung, die Struktur, die Thermalisolierung, mechanische Präzisionsteile, Elektronikplatinen und vieles mehr. „Da wir eROSITA nun auf seine Reise in den Weltraum schicken, kann man rückblickend sagen, dass dieser Ansatz doch sehr erfolgreich und sinnvoll war“, freut sich Thomas Mernik.

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• Spektr-RG mit eROSITA auf Proton-M/DM-03, Baikonur, 81/24

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Quelle: Westfälische Wilhelms-Universität.

Etwa 14 Milliarden Jahre ist das Universum alt. Für uns Menschen eine unvorstellbar lange Zeit – im Verhältnis zu manchen physikalischen Prozessen ist das jedoch nur ein kleiner Moment. Einige radioaktive Atomkerne zum Beispiel brauchen um ein Vielfaches länger, um zu zerfallen. Ein internationales Forscherteam hat nun die längste jemals direkt in einem Detektor beobachtete Halbwertszeit gemessen. Mit dem „XENON1T“-Instrument, das die Physikerinnen und Physiker eigentlich zur Suche nach Dunkler Materie einsetzen, gelang es ihnen zum ersten Mal, den Zerfall des Atoms Xenon-124 zu beobachten. „Die dabei ermittelte Halbwertszeit, also die Zeit, nach der die Hälfte aller ursprünglich vorhandenen Atomkerne radioaktiv zerfallen sind, ist über eine Billion Mal länger als das Alter des Universums“, betont Dr. Alexander Fieguth, der einen großen Teil der experimentellen Analysen im Rahmen seiner Doktorarbeit an der Westfälischen Wilhelms-Universität (WWU) durchführte und dafür einen WWU-Dissertationspreis erhielt.

Der identifizierte Prozess, doppelter Elektroneneinfang von Xenon-124 genannt, ist der seltenste jemals direkt in einem Detektor nachgewiesene Vorgang im Universum. „Das zeigt eindrucksvoll, welches Potenzial in unserer Messmethode steckt – auch für Signale, die nicht von Dunkler Materie herrühren“, sagt WWU-Teilchenphysiker Prof. Dr. Christian Weinheimer, dessen Gruppe die Studie leitete. Die Ergebnisse liefern darüber hinaus neue Informationen für Untersuchungen von Neutrinos, den leichtesten aller Elementarteilchen, deren Eigenschaften in vielen Aspekten immer noch mysteriös sind. Das Experiment XENON1T ist ein Projekt, an dem rund 160 Forscher aus Europa, den USA und dem Nahen Osten beteiligt sind. Aus Deutschland leisten das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg sowie die Universitäten Münster, Freiburg und Mainz zentrale Beiträge. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht.

Der XENON1T-Detektor zur Suche Dunkler Materie
1.500 Meter tief im italienischen Gran Sasso-Gebirge befindet sich das Untergrundlabor Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), in dem die Wissenschaftler abgeschirmt von jeglicher Radioaktivität mit ihrem Experiment nach Teilchen der Dunklen Materie suchen. Bislang hat sie noch niemand entdeckt. Theoretischen Annahmen zufolge sollten diese Teilchen aber sehr selten mit einem Atomkern „zusammenstoßen“ – und auf Basis dieser Annahme funktioniert der XENON1T-Detektor: Das Herzstück des Experiments ist ein zylinderförmiger Tank von etwa einem Kubikmeter Volumen, gefüllt mit 3.200 Kilogramm flüssigem Xenon bei einer Temperatur von minus 95 Grad Celsius. Prallt ein Teilchen der Dunklen Materie auf einen Xenon-Atomkern, überträgt es einen Teil seiner Bewegungsenergie auf den Kern, der daraufhin andere Xenon-Atome anregt und dadurch zum Leuchten bringt. Diese sehr schwachen Signale aus ultraviolettem Licht werden im oberen und unteren Bereich des Zylinders von empfindlichen Lichtsensoren nachgewiesen. Dieselben Sensoren messen auch eine winzige Menge an elektrischer Ladung, die bei der Kollision ebenfalls frei wird.

Wie die Studie zeigt, ist der XENON1T-Detektor auch in der Lage, andere seltene physikalische Phänomene zu messen – wie hier den doppelten Elektroneneinfang. Um diesen Prozess zu verstehen, muss man wissen, dass ein Atomkern aus positiv geladenen Protonen und neutralen Neutronen besteht und von mehreren Atomschalen umhüllt ist, die jeweils mit negativ geladenen Elektronen besetzt sind. Das Element Xenon kommt in der Natur in verschiedenen Varianten vor, die sich nur in der Zahl der Neutronen im Kern unterscheiden. Eines dieser sogenannten Isotope, Xenon-124, enthält 54 Protonen und 70 Neutronen. Beim doppelten Elektroneneinfang fangen zwei Protonen des Kerns zwei Elektronen aus der innersten Schale des Atoms ein, wandeln sich in zwei Neutronen um und senden zwei Neutrinos aus. Da in der inneren Schale der Atomhülle nun zwei Elektronen fehlen, sortieren sich die übrigen Elektronen um. Dabei wird Energie frei, die in Form von Röntgenstrahlen und sogenannten Auger-Elektronen ausgesendet wird. Der doppelte Elektroneneinfang geschieht allerdings extrem selten und wird von allgegenwärtigen Spuren „normaler“ Radioaktivität überdeckt. Daher sind diese Signale nur schwer nachzuweisen. „Eine unserer Aufgaben im XENON-Experiment ist es, neue Methoden zu entwickeln, mit denen störende Signale von Radioaktivität soweit wie möglich reduziert werden können,“ erklärt Christian Weinheimer.

Die Messung des doppelten Elektroneneinfangs
So funktionierte die Messung: Die Röntgenstrahlen aus dem doppelten Elektroneneinfang innerhalb des flüssigen Xenons erzeugten ein erstes, kurzes Lichtsignal und freie Elektronen. Diese bewegten sich in den oberen Teil des Detektors, der mit gasförmigem Xenon gefüllt war, und erzeugten dort ein zweites Lichtsignal. Die Zeitdifferenz zwischen den beiden Signalen entspricht der Zeit, die die Elektronen brauchten, um oben anzukommen. Aus dieser Differenz sowie der Information, welche Lichtsensoren das zweite Signal „gesehen“ hatten, konnten die Wissenschaftler die Position bestimmen, an der der doppelte Elektroneneinfang stattgefunden hatte. Aus der Größe der Signale ermittelten sie die beim Zerfall freigewordene Energie. „Über ein Jahr lang haben wir alle Signale gespeichert, die im Detektor auftauchten, jedoch ohne sie sofort anzuschauen“, berichtet WWU-Doktorand Christian Wittweg.

Grund: Es handelte sich um ein sogenanntes Blind-Experiment. Das bedeutet, dass die Forscher die Messungen im interessanten Energiebereich bis zum Abschluss der Datenanalyse nicht sehen konnten. Auf diesem Wege wurde gewährleistet, dass die Ergebnisse nicht durch persönliche Erwartungen verzerrt wurden. Da die Wissenschaftler alle durch radioaktive Zerfälle verursachten Störsignale genau beschreiben konnten, war am Ende klar: Die 126 Signale im später aufgedeckten Bereich konnten nur vom doppelten Elektroneneinfang des Xenon-124 stammen.

Aus diesen nun erstmals beobachteten Kernzerfällen berechneten die Physiker die enorme Halbwertszeit von 1.8 × 10²² Jahren. Dies ist der langsamste Prozess, der jemals direkt nachgewiesen werden konnte. Es ist zwar bekannt, dass das Atom Tellur-128 mit einer noch längeren Halbwertszeit zerfallen muss, allerdings wurde dieser Zerfall noch niemals direkt beobachtet. Wissenschaftler leiteten seine Halbwertszeit indirekt aus einem anderen Prozess ab. Die neuen Ergebnisse zeigen, wie präzise der XENON1T-Detektor sehr seltene Zerfälle registrieren und Störsignale herausfiltern kann. Beim beobachteten doppelten Elektroneneinfang handelt es sich um einen Zerfallskanal, bei dem zwei Neutrinos ausgesendet werden. Dieser liefert aber auch erste wichtige Erkenntnisse für Folgemessungen des sogenannten neutrinolosen doppelten Elektroneneinfangs. „Mit dessen noch ausstehender Entdeckung könnten wichtige Fragen zur Natur der Neutrinos beantwortet werden“, ist sich Alexander Fieguth sicher. Der ehemalige WWU-Doktorand ist mittlerweile an der Stanford University tätig.

Status und Ausblick des Experiments:
Der Detektor XENON1T hat von Sommer 2016 bis Dezember 2018 Daten genommen und wurde dann abgeschaltet. Aktuell bauen die Wissenschaftler der XENON-Kollaboration das Experiment für die neue Phase XENONnT um, bei der die aktive Detektormasse verdreifacht wird. Zusammen mit einer weiteren Unterdrückung von Störsignalen aufgrund normaler Radioaktivität wird das den Detektor um eine Größenordnung empfindlicher machen. Auch in dieser Phase des Projekts sind die deutschen Gruppen federführend beteiligt.

Förderung:
Aus Deutschland erhielt das XENON1T-Experiment finanzielle Unterstützung durch die Max-Planck-Gesellschaft, das Bundesministerium für Forschung und Bildung und die Deutsche Forschungsgemeinschaft. Internationale Förderung kam aus den USA, der Schweiz, Italien, Israel, Portugal, Frankreich, Schweden, den Niederlanden und von der EU.

Originalpublikation:
E. Aprile et al. (2019): Observation of two-neutrino double electron capture in 124Xe with XENON1T. Nature; DOI: 10.1038/d41586-019-01212-8

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Quelle: Max-Planck-Gesellschaft.

20. März 2019 Materie und Energie, die aus dem Zentrum einer Galaxie abfließen, gelten als wichtige Akteure bei der Entstehung und Entwicklung von Sternsystemen und anderen Strukturen im Universum. Astronomen unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching haben nun im Röntgenlicht zwei breite Kamine aus Gas entdeckt, welche die inneren Bereiche des Zentrums der Milchstraße nördlich und südlich der galaktischen Ebene mit Strukturen viel weiter außen verbinden.

Unsere Milchstraße ist eine eher ruhige Galaxie, gigantische Energieausbrüche aus ihrem Herzen sind selten. Dennoch haben Astronomen bereits vor längerem nahe dem galaktischen Zentrum, das durch die Radioquelle Sagittarius A* gekennzeichnet ist, bipolare Ausbuchtungen nachgewiesen. Diese Flügel oder Lobes sind sowohl im Radio- als auch im Röntgenlicht zu sehen. Sie zeigen Ausflüsse aus dem Zentrum und reichen bis zu Entfernungen von lediglich etwa 50 Lichtjahren.

Viel weiter draußen existieren die ebenfalls schon seit einiger Zeit bekannten beiden Fermiblasen, welche die Strahlung von relativistisch bewegten Teilchen im Gammalicht nachzeichnen und sich jeweils etwa 25.000 Lichtjahre weit über die galaktische Ebene hinaus erstrecken. In der Vergangenheit müssen in unserer Galaxie also offenbar große Energiemengen freigesetzt worden sein.

Die von dem Team nun gefundenen beiden markanten Röntgenstrukturen, von den Forschern „Kamine“ genannt, scheinen die Flügel in den inneren Regionen des galaktischen Herzens mit den Fermiblasen zu verbinden. „Vor ein paar Jahren haben wir mit Röntgenbeobachtungen direkt über dem galaktischen Zentrum eine überdichte Region aus heißem Plasma entdeckt. Daher wollten wir mit dem europäischen Röntgensatelliten XMM-Newton jetzt einen viel größeren Bereich scannen,“ sagt der frühere Max-Planck-Forscher Gabriele Ponti, Hauptautor der in der Zeitschrift Nature veröffentlichten Arbeit.

Tatsächlich konnten die Wissenschaftler mit ihren neuen Messungen nicht nur die Existenz dieses heißen Plasmas eindeutig bestätigen, sondern auch seine Form und Beschaffenheit bestimmen. Zudem entdeckten sie die Kamine, die sich über Hunderte von Lichtjahren nördlich und südlich des galaktischen Zentrums erstrecken. Dies werten die Forscher als deutlichen Hinweis darauf, dass die beide Strukturen einen gemeinsamen Ursprung haben müssen.

Wahrscheinlich bestehen sie aus Gas, dass in einem schnellen und kalten Strom beidseits und senkrecht zur galaktischen Ebene ausgestoßen wird. Dieser Abfluss könnte entweder von Sternen stammen, die durch das massereiche schwarze Loch im Herzen unserer Galaxie zerrissen werden, oder von Supernova-Explosionen im zentralen Sternhaufen. Derartige Ereignisse könnten kontinuierlich Energie und Masse aus dem Zentrum blasen und diese weiter bis zu den Fermiblasen transportieren.

„Die Kamine sind etwa zylindrisch geformt und in vertikaler Richtung scharf abgegrenzt. Höchstwahrscheinlich werden sie durch einen magnetischen Druck eingedämmt“, sagt Florian Hofmann vom Garchinger Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. Zudem seien die beiden Kamine nicht streng symmetrisch: „Das ist vermutlich eine Folge des galaktischen Wetters, gleichsam ein Wechselspiel mit lokalen Wolken des interstellaren Mediums“, so Hofmann.

Laut Eugene Churazov vom Max-Planck-Institut für Astrophysik erinnern die Fermiblasen an Strukturen, die durch sehr energiereiche Ausflüsse von den supermassereichen schwarzen Löchern in Galaxienhaufen gebildet werden. „Hingegen lässt das Aussehen der Kamine auch die Möglichkeit offen, dass weniger energiereiche Prozesse eine Rolle spielen“, sagt Churazov.

Über den Entstehungmechanismus der beiden neu entdeckten Kamine rätseln die Forscher noch. Sind sie eine Fortsetzung der inneren Flügel? Auf jeden Fall werfen sie ein neues Licht darauf, wie die Aktivität im Kern der Milchstraße mit makroskopischen Strukturen auf galaktischer Ebene zusammenhängt und wie diese wahrscheinlich sogar die Entstehung und Entwicklung unserer Galaxie beeinflussen.

Originalveröffentlichung:

• G. Ponti, F. Hofmann, E. Churazov, M. R. Morris, F. Haberl, K. Nandra, R. Terrier, M. Clavel & A. Goldwurm: An X-ray chimney extending hundreds of parsecs above and below the Galactic Centre (Nature Letter, 21. März 2019)

Der Beitrag Kamine in der Milchstraße erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Thomas Weyrauch. Quelle: JAXA, JSpOC, Kyodo News

Mit Datum vom 29. Februar 2016 hatte die japanische Agentur für Luft- und Raumfahrtforschung (Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA) gemeldet, dass im Rahmen der Inbetriebnahme des Weltraumteleskops Hitomi eine Reihe missionskritischer Operationen an Bord des Raumfahrzeugs erfolgreich abgewickelt wurden und damit die Critical Operation Phase (COP) beendet ist.

Der rund sechs Meter lange Mast der ausfahrbaren optischen Bank (Extensible Optical Bench, EOB) war erfolgreich ausgefahren worden. Mit ausgefahrenem Mast erreichte das Weltraumteleskop mit einer Masse von rund 2,7 Tonnen eine Gesamtlänge von rund 14 Metern.

Das Kühlsystem des Spektrometers für weiche Röntgenstrahlung (Soft X-ray Spectrometer, SXS) wurde am 17. Februar 2016 aktiviert. Am 22. Februar 2016 hatte es ein Temperatur von rund minus 273,1 Grad Celsius bzw. rund 50 Milligrad über dem absoluten Nullpunkt erreicht.

Zuvor hatte das Raumfahrzeug seine beiden Solarzellenausleger ausgefaltet, das Lageregelungssystem hatte für eine stabile Ausrichtung im Raum gesorgt, und eine stabile Kommunikationsverbindung zum Boden war hergestellt worden.

Eben diese Kommunikationsverbindung brach vergangene Woche aus nicht konkret bekannter Ursache ab. Mit Datum vom 27. März 2016 gab die JAXA bekannt, dass eine „Kommunikations-Anomalie“ aufgetreten sei und man nicht in der Lage ist, den Zustand des Satelliten zu ermitteln.

Aktuell geht man bei der JAXA davon aus, dass das Weltraumteleskop am 26. März 2016 seine stabile Ausrichtung im Raum verlor und ihm wegen erheblicher Eigenrotation keine stabile Funkverbindung zur Erde mehr möglich war.

Bahnverfolgungsdaten der US-amerikanischen Weltraumüberwachung sprechen dafür, dass der Orbit von Astro-H abgesenkt wurde. Ursache für die Flughöhenreduzierung von 564,6 × 580,5 km auf 561,0 × 580,1 km ist wahrscheinlich ein bisher nicht verstandenes Ereignis an Bord des Satelliten.

Einige Stunden nach dem Verlust einer stabilen Lage begannen sich verschiedene Teile vom Satelliten abzulösen. Laut JAXA erfuhr das Raumfahrzeug Beschädigungen unbestimmter Art, nachdem es nicht mehr in der Lage war, sich selbst zu stabilisieren.

Das Gemeinschaftliche Zentrum für Raumfahrtaktivitäten des US-amerikanischen Militärs (Joint Space Operations Center, JSpOC) berichtete über den Kurznachrichtendienst Twitter, man gehe nach Analysen eigener Daten davon aus, dass die Ablösung von Teilen vom Weltraumteleskop am 26. März 2016 gegen 1:20 Uhr Weltzeit (UTC) begann.

Am 1. April 2016 waren zehn Astro-H zugeordnete Teile mit eigenen Bahnparametern im Katalog der US-amerikanischen Weltraumüberwachung gelistet.

Die Kyodo News berichteten mit Datum vom 1. April 2016, dass die JAXA von einem Versagen von Ausrüstung an Bord des Teleskops ausgehe und eine Kollision des Teleskops mit Weltraumschrott als Ursache der Schwierigkeiten als unwahrscheinlich betrachte.

Ursache für die missliche Situation könnten ein Versagen des Helium-Behälters, ein Fehler eines Akkumulators zur Stromspeicherung oder ein Treibstoffleck im Antriebssystem sein, heißt es bei den Kyodo News mit Bezug auf Informationen der JAXA. Betankt war Astro-H beim Start mit rund 30 Kilogramm Hydrazin. Das Hydrazin war für die Nutzung durch acht je drei Newton starke Einstoff-Triebwerke gedacht, die es katalytisch zersetzen können. Nicht unmöglich also, dass beispielsweise eines der Triebwerke ein Treibstoffventil hat, das nicht mehr schließt.

Zwischenzeitlich wurden von geeigneten Bodenstadtionen vier Mal Signale empfangen, die sich Astro-H zuordnen lassen. Allerdings war es nicht möglich, den Signalen Informationen über den Zustand des Raumfahrzeugs zu entnehmen.

Sollte sich das Teleskop stabilisieren lassen, und sollte sich das Raumfahrzeug anschließend wenigstens noch teilweise in der beabsichtigten wissenschaftlichen Art und Weise nutzen lassen, wäre das für den Autor eine echte Überraschung. Möglicherweise sind auf Grund der Eigenrotation bereits Bestandteile der wissenschaftlichen Ausrüstung am ausgefahrenen Mast der optischen Bank verloren gegangen.

Astro-H war dafür gedacht, Wissenschaftlern eine neue Durchmusterung des Himmels im Bereich der weichen und harten Röntgen- sowie der weichen Gammastrahlung zu ermöglichen.

Die JAXA hat mitgeteilt, dass eine eventuelle Rettung der Mission eine Angelegenheit von Monaten sein wird. Japanische Ingenieure, Techniker und Wissenschaftler haben in der Vergangenheit bewiesen, dass sie in der Lage sind, lange für angeschlagene Missionen zu kämpfen. Dabei konnten sie bereits bemerkenswerte Erfolge aufweisen. Hoffen wir also auf einen positiven Ausgang!

Astro-H alias Hitomi ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 41.337 und als COSPAR-Objekt 2016-012A.

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• ASTRO-H auf H-IIA

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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: weltderphysik.de, Spiegel online.

Das Forscherteam beobachtete die Galaxie und darin insbesondere die Röntgenquelle X-2. Sie gehört zu einer Klasse von Objekten, die von den Astronomen als ULX-Objekte bezeichnet werden. Dabei handelt es sich um sehr starke, punktförmige Röntgenquellen. Bisher hielt man diese Quellen für Schwarze Löcher mittlerer Größe, deren Röntgenstrahlung aus dem Einfall von Materie resultiert.

Doch die Forscher fanden nun bei X-2 heraus, dass dessen Strahlung pulsiert – was bei Schwarzen Löchern bisher nicht beobachtet worden ist, wohl aber bei einer anderen Klassen von stellaren Objekten, nämlich Neutronensternen. Neutronensterne sind die Überbleibsel von Sternen, die am Ende ihrer Entwicklung soweit kontrahieren, dass von ihnen nur noch Bälle mit einem Durchmesser von etwa 20 Kilometern übrig bleiben – aber mit der Masse eines Sterns. Dem entsprechend ist die Materie in solchen Himmelskörpern extrem dicht gepackt. Ein Teelöffel Materie eines Neutronensterns würde auf der Erde mehrere Milliarden Tonnen wiegen. Neutronensterne senden aufgrund ihrer Rotation gebündelte Strahlen ins Weltall, die dann auf der Erde empfangen werden können, wenn sie in Richtung der Strahlen liegt. Sie werden dann als regelmäßige Pulse wahrgenommen, deren Häufigkeit von der Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns abhängt. Solche Objekte nennt man Pulsare. Und um einen solchen Pulsar soll es sich gemäß der Untersuchungen von Matteo Bachetti (Universität von Toulouse) und seinen internationalen Kollegen handeln.

Bachetti und Kollegen schließen aus der Art der festgestellten Pulsation, dass es sich um ein Doppelsternsystem handelt, bei dem Materie vom zweiten Stern auf den Neutronenstern überfließt und so die Röntgenstrahlung hervorruft. Das Problem ist nun, dass die gemessene Strahlungsleistung viel zu hoch für die bisherigen Theorien ist. Man hatte es bisher nicht für möglich gehalten, dass so viel Materie auf einen Neutronenstern einfallen kann.

Die Galaxie M 82 strahlt in einer Entfernung von etwa 11,5 Millionen Lichtjahren und ist von der Erde aus im Sternbild Großer Bär zu finden. Lange galt sie als irreguläre Galaxie, neuere Untersuchungen legen allerdings Spiralarme nahe, so das sie heute eher dem Typ der Balkenspiralen zugeordnet wird. Anfang 2014 erstrahlte in der Galaxie eine Supernova, die weltweit auch von Hobbyastronomen beobachtet werden konnte.

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