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Zwei Weiße Zwerge umrunden sich alle 6,2 Minuten
Zwei Weiße Zwerge umrunden einander in nur 374,15 Sekunden und kommen dabei ungewöhnlich schnell näher. Neue Röntgenmessungen zeigen, dass sich ihre Umlaufzeit mit etwa 4,7 × 10⁻¹¹ Sekunden pro Sekunde verkürzt. Das macht das System eRASSU J0608 zu einem besonders interessanten Kandidaten für künftige Gravitationswellenmessungen im All.
Pune (Indien). Weiße Zwerge sind die kompakten Reste sonnenähnlicher Sterne, die in engen Doppelsternen so dicht aneinander geraten können, dass eine Umrundung nur Minuten dauert. Ein besonders extremes Beispiel ist eRASSU J060839.5–704014, kurz eRASSU J0608, dessen Röntgenlicht im Takt einer nur gut sechs Minuten langen Bahn pulsiert.
Das System war bereits als ultrakompakter Doppelstern identifiziert worden, dessen Röntgenlicht fast vollständig moduliert ist und während eines großen Teils jeder Umlaufphase nahezu ausfällt. Das passt zu der Vorstellung, dass Materie von einem Weißen Zwerg direkt auf den anderen trifft und dort eine kleine, sehr heiße Region erzeugt. Unklar war bislang, wie sich die Bahn langfristig verändert.
Forscher des Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA) um Dr. Rahul Sharma haben dazu Messungen mit dem Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) und dem Röntgensatelliten Einstein Probe analysiert und mit älteren XMM-Newton-Daten verbunden, wodurch eine phasenkohärente Zeitreihe über rund 3,5 Jahre entstand.
Das Team bestimmte eine Umlaufzeit von 374,15013 Sekunden, die sich pro Sekunde um 4,7 × 10⁻¹¹ Sekunden verkürzt und damit pro Jahr rund 1,5 Millisekunden kürzer wird. Der gemessene Bahnzerfall fällt damit etwas größer aus als bei HM Cnc und V407 Vul, zwei bekannten Vergleichssystemen mit extrem kurzen Umlaufzeiten.
Die Rohdaten zeigten mehr Phasenstreuung als statistisch erwartet, weshalb die Forscher im Timingmodell eine zusätzliche intrinsische Phasenunsicherheit berücksichtigten. Zwei frühe Einstein-Probe-Messungen mit einem ungeklärten Phasenversatz wurden aus der Timinganalyse ausgeschlossen. Eine getrennte Auswertung nur der NICER- und Einstein-Probe-Daten ergab dennoch eine konsistente Lösung.
„Dieses System spiralt so schnell nach innen, dass es selbst unter den extremsten Beispielen heraussticht, die wir kennen. Solche Systeme sind ein wichtiges neues Labor, um eine flüchtige Phase in der Entwicklung der kompaktesten Stern-Doppelsysteme zu untersuchen“, erklärt Dr. Rahul Sharma.
Ein naheliegender Motor des Bahnzerfalls sind Gravitationswellen, also winzige Verzerrungen der Raumzeit. Nach den Abschätzungen der Autoren ist der Beitrag der gegenwärtigen Materieübertragung zur gemessenen Periodenänderung um viele Größenordnungen zu klein, wenn direkte Akkretion das System beschreibt, sodass der Verlust von Drehimpuls durch Gravitationsstrahlung dominiert.
Vollständig eindeutig ist die Ursache aber noch nicht, weil in einem alternativen Unipolar-Induktor-Modell eine Kopplung zwischen Rotation und Umlaufbahn zusätzlich Drehimpuls entziehen könnte. Deshalb behandeln die Autoren die aus einem reinen Gravitationswellenmodell abgeleitete Chirp-Masse von rund 0,43 Sonnenmassen ausdrücklich als Obergrenze.
Auch die Röntgenspektren stützen das Bild einer stark lokalisierten heißen Emissionsregion, denn NICER misst im phasengemittelten Spektrum eine Schwarzkörpertemperatur von 126 Elektronenvolt und Einstein Probe etwa 144 Elektronenvolt. Während der hellen Hälfte der Umlaufphase sinkt die Temperatur systematisch, was für eine strukturierte Emissionsregion spricht, wobei ein Teil der Unterschiede zwischen den Instrumenten auch auf Kalibration und Modellunsicherheiten zurückgehen könnte.