Forschungsbericht 2007 - Max-Planck-Institut für Astrophysik

Die Natur des galaktischen Röntgenhintergrunds

Autoren
Revnivtsev, Mikhail; Sazonov, Sergey; Krivonos, Roman; Chluba, Jens
Abteilungen

Hochenergie-Astrophysik (Prof. Dr. Rashid Sunyaev)
MPI für Astrophysik, Garching

Zusammenfassung
Einer Gruppe von Röntgenastronomen gelang es das dreißig Jahre alte Problem, woher die Strahlung des galaktischen Röntgenhintergrunds stammt, zu lösen: Es ist die Emission einer großen Zahl einzelner Punktquellen, hauptsächlich kataklymischer Varaiabler und koranal aktiver Sternet. Hierfür wurden Beobachtungsdaten verschiedener Instrumente kombiniert (RXTE/PCA, INTEGRAL/IBIS, CHANDRA/ACIS, ROSAT/PSPC im Röntgenbereich und COBE/DIRBE im Infraroten).

Seit Ende der 70er-Jahre weiss man, dass es außer der Strahlung von hellen Röntgenquellen (hauptsächlich Neutronensternen und Schwarzen Löchern) noch eine über die gesamte Milchstraße ausgedehnte, jedoch unaufgelöste Röntgenemission gibt. Der Ursprung dieses galaktischen Röntgenhintergrunds (engl. „Galactic ridge X-ray emission“) war jedoch für lange Zeit unklar. Beobachtungen zeigten, dass diese Emission zur galaktischen Ebene hin konzentriert ist. Das gemessene Röntgenspektrum zeigte jedoch, dass ein die Strahlung abgebendes Gas zu heiß wäre, um vom Schwerefeld der Milchstraße zusammengehalten zu werden. Dann würde dieses Gas kontinuierlich entweichen und dabei enorme Energiemengen mit sich davontragen.

Eine alternative Erklärung für den galaktischen Röntgenhintergrund wurde kurz nach der Entdeckung vorgeschlagen und beruht auf der Idee, dass sich dieser aus der überlagerten Strahlung vieler Röntgenpunktquellen zusammensetzt, wobei diese Quellen jedoch einzeln zu schwach sind, um mit den damals verfügbaren Instrumenten aufgelöst zu werden. Eine Bestätigung dieser Hypothese erwies sich jedoch als schwierig, da die insgesamte Helligkeit der beitragenden Röntgenquellen sehr unsicher war.

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Die Verteilung der Strahlung der 6,7 keV- Emmissionslinie in der Milchstraße (aufgenommen mit COBE/DIRBE) - eines der charakteristischen Merkmale der galaktischen Röntgenhintergrundemission - ist ähnlich der Verteilung der Nah-Infrarotstarhlung normaler Sterne.

Die neuen Ergebnisse erlauben den Wissenschaftlern am MPA nun ein wesentlich besseres Bild des galaktischen Röntgenhintergrunds zu gewinnen. Zunächst wurde eine genaue Himmelskarte unserer Galaxie im Röntgenlicht erstellt, welche zeigte, dass die Röntgenflächenhelligkeit, sowohl innerhalb der galaktischen Scheibe als auch im zentralen Bereich, der Verteilung des Lichts gewöhnlicher massearmer Sterne im nahen Infrarot folgt. Dies legt nahe, dass der aus einem Volumen kommende Röntgenfluss proportional zu der Masse der darin enthaltenen Sterne ist. Um das zu prüfen, wurde für die Sonnenumgebung die Röntgenemissivität pro stellarer Masse bestimmt, indem die Emission schwacher Röntgenquelle bis zu einer Distanz von etwa 10-100 Parsec aufsummiert wurden. Beide Ergebnisse stimmen bemerkenswert gut überein, woraus man folgert, dass sich der galaktische Röntgenhintergrund hauptsächlich von Emission einer großen Zahl akkretierender weißer Zwerge in Doppelsternsystemen und koronal aktiver Sterne (sowohl Einzelsterne als auch Doppelsterne) herrührt.

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Die Veteilung der harten Röntgenstrahlung (17-60 keV) der Milchstraße, die durch INTEGRAL- Messungen erstellt wurde (Falschfarben) stimmt sehr gut mit dem Bild der Milchstraße im nahen Infrarot überein (schwarze Konturlinien). Dies stützt die Hypothese, dass Emission hauptsächlich von schwach strahlenden, kompakten stellaren Quellen stammt.

Eine auf Punktquellen basierende Deutung des galaktischen Röntgenhintergrunds ermöglicht einige Vorhersagen für Beobachtungen im harten Röntgenbereich. Erstens, da in diesem Bild (Abb. 1) ein Großteil der Strahlung von akkretierenden weißen Zwergen in Doppelsternsystemen kommt, welche zu der normalen (alten) Sternenpopulation gehören, sollte die harte Röntgenemission, wie im Falle der weichen Röntgenstrahlung (6,7 keV), ebenfalls der Verteilung des Lichts im Nahen-Infrarot in unserer Galaxie folgen (Abb. 1). Zweitens, müsste das Spektrum des Röntgenhintergrunds (Abb. 2) bei Energien von 20-30 keV steil abfallen, entsprechend der maximalen Temperatur thermischer Strahlung aus Freisetzung von Gravitationsenergie an der Oberfläche des akkretierenden weißen Zwerges.

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Helligkeitsverteilung der galaktischen harten Röntgenstrahlung (GRXE Strahlung, 17-60 keV) entlang der galaktischen Ebene (rot schraffiert). Die blaue Linie repräsentiert die Leuchtkraftverteilung der Milchstraße im nahen Infrarot.

Diese Vorhersagen wurden mit der modernen Röntgenkamera IBIS an Bord des Internationalen Gamma-Ray Laboratory (INTEGRAL, Internationales Gammastrahlen-Observatorium) getestet. Mit Daten, welche innerhalb von vier Jahren mit diesem Instrument gesammelt wurden, konnte die schwache, harte Röntgenstrahlung unserer Galaxie kartiert und deren Spektrum bestimmt werden. Die Karte stimmt nicht gut überein mit der entsprechenden Karte der Gammastrahlung unserer Milchstraße. Das legt nahe, dass der harte Röntgenhintergrund nicht aus der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit interstellarer Materie stammt. Statt dessen folgt der galaktische harte Röntgenhintergrund weitestgehend der stellaren Materiedichteverteilung (Abb. 3), was wiederum nahelegt, dass der Großteil der galaktischen Hintergrundemission in diesem Energiebereich von schwachen kompakten Objekten herrührt. Insbesondere im 17-100 keV- Energiebereich sollte der dominierende Beitrag zur Hintergrundemission von den akkretierenden weissen Zwergen in Doppelsternsystemen stammen. Dieses Ergebniss wurde unterstützt durch den beobachteten steilen Abfall des Hintergrundspektrums bei hohen Energien hin.

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Röntgenquellen in der Umgebung des galaktischen Zentrum, beobachtet mit CHANDRA. Die Kreise zeigen die Positionen von beobachteten Punktquellen.

Die endgültige Antwort auf die Frage, ob sich der galaktische Röntgenhintergrund durch die Strahlung vieler einzelner Punktquellen erklären lässt oder doch auf der Emission diffusen interstellaren Gases beruht, erfordert aber die direkte Beobachtung der Quellen. Das hierfür beste Instrument ist momentan das Röntgenobservatorium CHANDRA, welches mit seiner hohen Winkelauflösung (Bogensekunden) und großen Empfindlichkeit erlaubt, die schwachen Quellen aufzulösen (Abb. 4).

Man konnte mittels Chandrabeobachtungen des galaktischen Zentrums von insgesamt rund einer Million Sekunden Dauer den Nachweis erbringen, dass Punktquellen mit Röntgenhelligkeiten über 10 31 erg/s mindestens 40 % zum gesamten Röntgenhintergrund dieser Region beitragen. Außerdem zeigte ein Vergleich der rekonstruierten Leuchtkraftverteilung dieser Punktquellen mit der schon vorher gemessenen Leuchtkraftverteilung von Röntgenquellen in der Nachbarschaft der Sonne eine gute Übereinstimmung. Dieser Befund legt nahe, dass sich die restlichen 60% des galaktischen Röntgenhintergrunds aus der Strahlung von koronal-aktiven Sternen und Doppelsternsystemen mit weißen Zwergen, mit einer Leuchtkraft unter 1031 erg/s (der momentanen Empfindlichkeitsgrenze von Chandra) zusammensetzt (Abb. 5).

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Leuchtkraftfunktion L der schwachen Röntgenquellen, in der Umgebung unserer Sonne (roter Bereich), und des galaktischen Zentrums (grauer Bereich). Beide stimmen recht gut miteinander überein. Die Quellen des grauen Bereiches tragen etwa 40-50% zum gesamten Röntgenfluss aus dem galaktischen Zentralgebiet bei, während sich der Rest vermutlich durch weitere schwache Quellen entsprechend denen in der Nachbarschaft unserer Sonne erklären lässt.
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