Schwarzes Loch zerreißt denselben Stern immer wieder, warum die Lichtblitze schwächer werden

Ein Stern kommt einem supermassereichen Schwarzen Loch gefährlich nahe. Doch statt vollständig zerrissen zu werden, verliert er nur einen Teil seiner äußeren Schichten und fliegt weiter. Monate oder Jahre später kehrt er zurück – und das Schwarze Loch reißt erneut Material aus ihm heraus.

Bei einigen dieser wiederkehrenden Ereignisse beobachten Astronominnen und Astronomen ein auffälliges Muster: Jeder neue Lichtausbruch fällt schwächer aus als der vorherige. Bisherige Modelle konnten das nur schwer erklären. Forschende der Syracuse University haben nun einen möglichen entscheidenden Faktor identifiziert: Der Stern könnte bereits vor seiner ersten Begegnung mit dem Schwarzen Loch schnell rotiert haben.

Vier Systeme werden von Ausbruch zu Ausbruch schwächer

Fachleute bezeichnen solche Ereignisse als repeating partial tidal disruption events, kurz rpTDEs. Nach Angaben der Syracuse University sind bislang ungefähr zehn entsprechende wiederkehrende Systeme bekannt. Bei vier davon nimmt die maximale Helligkeit der aufeinanderfolgenden Ausbrüche ab.

Bei einem vollständigen Tidal Disruption Event, kurz TDE, kommt ein Stern dem Schwarzen Loch so nahe, dass dessen Gezeitenkräfte ihn vollständig auseinanderreißen. Bei einem partiellen TDE bleibt dagegen ein Kern übrig. Er kann das Schwarze Loch auf einer stark elliptischen Bahn umkreisen und bei jeder erneuten Annäherung weitere Masse verlieren.

Ein konkreter Fall ist AT 2022dbl, über den ingenieur.de bereits berichtet hat. Dort registrierten Forschende zwei sehr ähnliche Ausbrüche im Abstand von rund zwei Jahren – ein Hinweis darauf, dass der Stern die erste Begegnung überstanden hatte. Astronomen verblüfft: Stern überlebt Schwarzes Loch

Warum weniger Masse nicht automatisch einen schwächeren Ausbruch bedeutet

Eigentlich scheint die Erklärung einfach: Verliert der Stern bei jeder Begegnung weniger Material, müsste auch der nächste Ausbruch schwächer ausfallen.

In bisherigen Simulationen funktionierte diese Erklärung jedoch nicht ohne Weiteres. Denn die Gezeitenkräfte des Schwarzen Lochs reißen nicht nur Material aus dem Stern. Sie üben auch ein Drehmoment auf den verbleibenden Stern aus und können ihn bei jeder Passage schneller rotieren lassen.

Diese zusätzliche Rotation beeinflusst wiederum das abgestreifte Material. Obwohl der Stern weniger Masse verliert, kann das Material innerhalb eines kürzeren Zeitraums zum Schwarzen Loch zurückkehren. Die maximale Rückfallrate – also die höchste Rate, mit der gebundenes Material wieder in Richtung des Schwarzen Lochs fällt – bleibt dadurch hoch oder steigt sogar.

Das passt nicht zu den beobachteten Systemen, deren Ausbrüche zunehmend schwächer werden.

Was ein bereits schnell rotierender Stern verändert

Ananya Bandopadhyay und ihr Team untersuchten deshalb Sterne, die schon vor der ersten nahen Begegnung schnell rotieren.

Besonders wichtig ist dabei die Rotationsrichtung. In den Simulationen nahmen die Ausbrüche vor allem bei Sternen ab, die schnell prograd rotieren – deren Eigenrotation also in dieselbe Richtung weist wie ihr Bahndrehimpuls um das Schwarze Loch.

Bei solchen Sternen verändert das Drehmoment des Schwarzen Lochs die Rotation deutlich weniger als bei einem anfangs nicht rotierenden Stern. Der Zeitpunkt, zu dem die Rückfallrate ihr Maximum erreicht, bleibt dadurch ungefähr konstant. Gleichzeitig verliert der Stern bei den aufeinanderfolgenden Passagen immer weniger Masse.

Das Ergebnis: Auch die maximale Rückfallrate sinkt von Begegnung zu Begegnung. Genau dieses Verhalten hatten frühere Modelle über mehrere Passagen hinweg nur schwer reproduzieren können.

Simulationen mit einer Million Teilchen pro Stern

Für ihre Berechnungen nutzten die Forschenden hydrodynamische Simulationen mit dem SPH-Code Phantom. Die physikalischen Modelle der Sterne erzeugten sie zuvor mit dem Sternentwicklungsprogramm MESA.

In den Simulationen bestand jeder Stern aus einer Million Teilchen. Untersucht wurden Hauptreihensterne mit einer beziehungsweise drei Sonnenmassen und in verschiedenen Entwicklungsstadien. Das simulierte Schwarze Loch hatte eine Masse von einer Million Sonnenmassen.

Die Ergebnisse zeigen, wie sich die wiederholten Begegnungen auf den Stern auswirken können. Bei einem schnell rotierenden Stern mit drei Sonnenmassen sank die maximale Rückfallrate von Material zwischen der ersten und zweiten engen Passage um etwa ein Drittel – beziehungsweise um den Faktor 1,5. Bei späteren Begegnungen nahm sie weiter ab, allerdings weniger stark.

Dieser Wert lässt sich jedoch nicht einfach auf reale Systeme übertragen. Wie stark die Ausbrüche von einer Begegnung zur nächsten schwächer werden, hängt unter anderem von der Masse und dem Entwicklungsstadium des Sterns, seiner Rotation und seiner Bahn um das Schwarze Loch ab.

Rückfallrate ist nicht dasselbe wie gemessene Helligkeit

Die Ergebnisse erklären die beobachteten Lichtkurven nicht direkt. Die Simulationen berechnen vor allem, wie viel Material vom Stern abgerissen wird und mit welcher Rate es anschließend zum Schwarzen Loch zurückkehrt.

Die maximale Rückfallrate gilt als wichtige Größe für die Stärke eines TDE-Ausbruchs. Wie viel Strahlung tatsächlich entsteht, hängt aber zusätzlich davon ab, wie das zurückkehrende Material miteinander wechselwirkt, eine Akkretionsstruktur bildet und Energie abstrahlt.

Die Studie liefert deshalb einen möglichen physikalischen Mechanismus für die schwächer werdenden Flares, keine vollständige Simulation ihrer beobachteten Leuchtkraft. Die Autoren selbst stellen den Zusammenhang über die abnehmende maximale Rückfallrate her.

Ein zerstörtes Doppelsternsystem könnte die schnelle Rotation erklären

Offen ist allerdings, warum ein solcher Stern schon vor seiner ersten Begegnung mit dem Schwarzen Loch so schnell rotiert. Eine mögliche Erklärung liefert der sogenannte Hills-Mechanismus.

Dabei gerät ein enges Doppelsternsystem in die Nähe eines supermassereichen Schwarzen Lochs. Dessen starke Gezeitenkräfte können das Paar auseinanderreißen: Einer der beiden Sterne wird mit hoher Geschwindigkeit ins All geschleudert, der andere vom Schwarzen Loch eingefangen und auf eine enge, stark elliptische Bahn gezwungen.

Entscheidend ist, dass sich Sterne in einem engen Doppelsternsystem gegenseitig beeinflussen. Ihre Rotation kann sich durch Gezeitenkräfte an die Umlaufbewegung des Systems anpassen. Ein Stern dreht sich dann ungefähr einmal um die eigene Achse, während er seinen Begleiter einmal umrundet. Bei sehr engen Doppelsternen kann diese Rotation entsprechend schnell sein.

Wird ein solcher Stern durch den Hills-Mechanismus eingefangen, bringt er seine hohe Rotationsgeschwindigkeit bereits mit. Damit könnte der Mechanismus gleich zwei Eigenschaften der rpTDEs erklären: die enge Bahn des Sterns um das supermassereiche Schwarze Loch und seine hohe anfängliche Rotation. Für die Forschenden ist das ein deutlicher indirekter Hinweis darauf, dass der Hills-Mechanismus bei solchen wiederkehrenden Sternzerreißungen eine wichtige Rolle spielen könnte.

Auch bei S301 wird der Hills-Mechanismus diskutiert

Der gleiche Einfangmechanismus wird derzeit auch bei einem anderen außergewöhnlichen Stern diskutiert. S301 umkreist Sagittarius A* im Zentrum der Milchstraße auf einer extrem exzentrischen Bahn und kommt dem Schwarzen Loch bis auf etwa zwölf Astronomische Einheiten nahe. Als mögliche Erklärung seiner Bahn nennen Forschende ebenfalls die frühere Zerlegung eines Doppelsternsystems durch den Hills-Mechanismus. 25.000 km/s: S301 schießt durch das Zentrum der Milchstraße

S301 ist allerdings kein bekanntes rpTDE-System. Bei ihm steht die Vermessung seiner extremen Bahn im Mittelpunkt. Sie könnte unter anderem helfen, relativistische Effekte und möglicherweise den Spin von Sagittarius A* zu bestimmen. Bei der neuen Studie geht es dagegen um die Rotation des Sterns selbst und deren Einfluss auf wiederholten Masseverlust.

Die Studie von Ananya Bandopadhyay, Benjamin Amend, Eric R. Coughlin, C. J. Nixon, Dheeraj R. Pasham und T. Wevers trägt den Titel „The Role of Stellar Spin in Repeating Partial Tidal Disruption Events“ und ist im Astrophysical Journal erschienen. Originalstudie im Astrophysical Journal