NGC 6266 / NGC 7099

(Originalarbeit unter https://chandra.harvard.edu)

Röntgendoppelsterne in Kugelsternhaufen

Links NGC 6266: NASA/CXC/MIT/D. Pooley et al.
Rechts NGC 7099: NASA/CXC/UIn/H. Cohn & P. Lugger et al.

Chandra’s einzigartige Fähigkeit, einzelne Röntgenquellen in 12 Kugelsternhaufen unserer Galaxis genau zu orten und aufzu-lösen, hat Astronomen einen entscheidenden Hinweis auf die Herkunft dieser Quellen gegeben. Zwei dieser Haufen, bekannt als NGC 6266 (oder M62) und NGC 7099 (oder M30) sind hier gezeigt.

Ein Kugelsternhaufen ist eine sphärische Ansammlung von Hunderttausenden oder sogar Millionen Sterne, die gravitativ aneinander gebunden wie in einem Bienenschwarm, der ungefähr einhundert Lichtjahre im Durchmesser mißt, umeinander herumschwirren. Die Sterne in einem Kugelsternhaufen sind oft nur etwa ein Zehntel Lichtjahr voneinander entfernt. Im Vergleich dazu befindet sich der zur Sonne nächstgelegene Stern, Proxima Centauri, in 4.2 Lichtjahren Entfernung.

Die meisten punktförmigen Quellen in diesen Bildern sind Binärsysteme, die einen kollabierten Stern, etwa einen Neutronen-stern oder Weißen Zwerg, beherbergen, der Materie von einem normalen Begleitstern abzieht. Wenn auch frontale Zu-sammenstöße selbst in dieser dicht besetzten Umgebung selten sind, treten nahe Begegnungen auf und können zur Bildung von Doppelsternsystemen mit einem kollabierten Stern führen.

Die Bilder zeigen einen allgemeinen Trend den man bei Kugelsternhaufen beobachtete. Haufen wie M62, in denen die Sterne sehr dicht gepackt und die Rate naher Begegnungen hoch ist, besitzen mehr Röntgendoppelsterne als solche wie M30, in denen nahe Begegnungen seltener auftreten. Dies ist ein starkes Indiz dafür, daß die Röntgendoppelsterne in Kugelstern-haufen durch nahe Begegnungen gebildet werden.