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Röntgendoppelsterne

Astronomie und Astrophysik, Sterne, die im Röntgenbereich mehr Energie aussenden als im optischen Spektralbereich oder bei Radiowellen. Die als Röntgenstrahlung freigesetzte Energie beträgt üblicherweise zwischen 1 029 und 1 032 W, während die Energie im Optischen meist um einen Faktor 100-1 200 geringer ist. Ursache der hohen Röntgenstrahlung ist ein kompaktes Objekt, meist ein Neutronenstern, eventuell auch ein Schwarzes Loch, das mit einem Hauptreihenstern ein Doppelstern-System bildet. Dieser Hauptreihenstern befindet sich bereits am Ende seiner Sternentwicklung und füllt sein sog. Roche-Volumen aus. Dadurch kann Materie vom Hauptreihenstern abfliessen, die sich in einer Scheibe um das kompakte Objekt anlagert. Aus dieser Akkretionsscheibe (Akkretion) wird das Gas zum kompakten Objekt beschleunigt und beim Aufprall auf den Neutronenstern abrupt abgebremst. Die Bewegungsenergie wird dabei als Bremsstrahlung freigesetzt. Auf Grund der hohen Geschwindigkeit, die das Gas erreicht, erfolgt die Emission als Röntgenstrahlung. Bei massereichen Röntgendoppelsternen ist der Hauptreihenstern ein Riesenstern mit einer Masse über Röntgendoppelsterne. Der Neutronenstern sammelt in diesem Fall die Materie aus dem Sternwind des Riesensterns. Im Fall der massearmen Röntgendoppelsterne ist der Begleiter ein Hauptreihenstern mit weniger als Röntgendoppelsterne. Manche Röntgendoppelsterne zeigen plötzliche unregelmässige Ausbrüche, in denen die Röntgenenergie auf das 100-1 000fache ansteigt. Die Dauer dieser Röntgenbursts beträgt einige Sekunden bis Minuten und wird auf thermonukleare Reaktionen des akkretierten Gases zurückgeführt. Ähnlich wie bei Novae presst die hohe Gravitationskraft auf der Oberfläche des Neutronensterns das frisch angesammelte Gas zusammen, bis die Dichte ausreicht, um die Kernfusion zu zünden.

 

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