Röntgenpanorama des „Manati-Nebels“, aufgenommen von SRG/eROSITA

Seltene oder ungewöhnliche astrophysikalische Objekte werden aufgrund ihrer extremen Eigenschaften dazu verwendet, die Grenzen theoretischer Modelle zu testen. Die helle Röntgenquelle SS433 in unserer Galaxie gehört zweifellos zu dieser Kategorie. Ursprünglich wurde sie als Hα-Quelle identifiziert, später erkannte man jedoch, dass es sich um ein Schwarzes Loch in einem Doppelsternsystem handelt. Seitdem ist SS433, das starke Strahlung im Radio- und Röntgenbereich abgibt, Ziel fast aller weltraum- und bodengestützten Observatorien. Dies hat zu einer Flut von Entdeckungen geführt. Im Gegensatz dazu ist der riesige W50-Nebel, der sie umgibt, viel schwächer und schwer zu untersuchen. Er erstreckt sich über mehr als zwei Grad am Himmel. Das vollständige Radiobild brachte W50 den Spitznamen „Manati-Nebel” ein. Röntgenkarten waren dagegen meist Ausschnitte verschiedener Observatorien oder wiesen eine unzureichende räumliche oder energetische Auflösung auf. Diese Schwäche wurde nun endlich durch die kürzlich veröffentlichte SRG/eROSITA-Karte von W50 in mehreren Röntgenfarben behoben. Sie zeigt eine wunderschöne Mischung aus thermischen und nicht-thermischen Prozessen innerhalb eines länglichen Kokons.

Im Kern des W50-Nebels befindet sich eine kompakte Quelle, höchstwahrscheinlich ein Schwarzes Loch mit der Masse eines Sterns, das Materie von einem Begleitstern mit einer erstaunlich hohen Rate akkretiert – tausendmal mehr, als es verdauen kann. Diese Grenzrate, auch Eddington-Akkretionsrate genannt, entsteht durch den Druck, den die Strahlung des einfallenden Gases erzeugt. Diese Konfiguration hat unmittelbare Auswirkungen auf das Erscheinungsbild der kompakten Quelle und ihrer großräumigen Umgebung. Die wichtigste Vorhersage der Akkretionstheorie lautet, dass der größte Teil des dem Schwarzen Loch zugeführten Gases aus dem System ausgestoßen wird und dabei eine große Menge Energie in das umgebende Medium abgibt (siehe Highlight September 2024).

Der W50-Nebel ist in der Radioastronomie für seine croissantartige Form bekannt. Die Kartierung dieses großen Nebels im Röntgenbereich war aufgrund des begrenzten Sichtfelds von Weltraumteleskopen bisher problematisch. Außerdem kommt es in Richtung von W50, der nur zwei Grad von der galaktischen Ebene entfernt ist, zu einer starken und inhomogenen Absorption durch Gas und Staub. Diese Probleme lassen sich mit einem Teleskop lösen, das über ein großes Sichtfeld und eine hohe Empfindlichkeit für diffuse Emissionen verfügt – genau die Eigenschaften des eROSITA-Teleskops an Bord des SRG-Observatoriums.

Die vollständige Röntgenkarte des W50-Nebels ist in Abbildung 1 dargestellt. Der helle Fleck in der Mitte ist das Schwarze Loch, das den gesamten Nebel mit Energie versorgt. Es erscheint ausgedehnt, da es viel heller ist als die Emission des Nebels. Dadurch wird der zentrale Teil des Bildes gesättigt.

Die „Röntgenfarben” in dieser Abbildung erfüllen die gleiche Funktion wie die Farben Rot, Grün und Blau im sichtbaren Licht. Konkret entspricht Rot Röntgenphotonen mit einer längeren Wellenlänge, während Grün und Blau zunehmend kürzeren Wellenlängen entsprechen. Bemerkenswert ist, dass dieser einfache Ansatz sofort die Natur der Röntgenstrahlung offenbart. Rote und gelbe Farben dominieren dort, wo thermisches Plasma mit einer Temperatur von 2 bis 10 Millionen Grad Kelvin vorhanden ist. In den bläulicheren Regionen dominiert hingegen die nicht-thermische Emission von relativistischen Teilchen.

Der Nebel ist eindeutig asymmetrisch, was höchstwahrscheinlich auf einen Gradienten in der ihn umgebenden Gasdichte zurückzuführen ist. Das bemerkenswerteste Merkmal sind die sogenannten „Extended X-ray Jets” (EXJs), die scharf abgegrenzte Innenkanten aufweisen, die sich etwa 25 Parsecs vom zentralen Schwarzen Loch SS433 befinden. Ihre Spektren weisen keine Emissionslinien auf, wie sie für thermisches Plasma charakteristisch sind. Vielmehr müssen sie auf die Emission relativistischer Teilchen zurückzuführen sein, die durch Schocks beschleunigt werden, welche wiederum durch die Ausflüsse von SS433 angetrieben werden. Diese Strukturen konnten kürzlich bei TeV-Energien nachgewiesen werden; jedes TeV-Photon trägt eine Milliarde Mal mehr Energie als ein weiches Röntgenphoton bei keV-Energien.

Diese neuen Röntgendaten stützen die Vorstellung, dass der Energiefluss von SS433 drei verschiedene Stadien durchläuft:

1) einen unsichtbaren „dunklen” Energiefluss zwischen dem Schwarzen Loch und den EXJs, der vermutlich von einem kalten Wind aus dem Doppelsternsystem getragen wird,

2) einen „nicht-thermischen” Energiefluss über etwa 30 pc in Form von EXJs und

3) einen thermischen Fluss, d. h. schockerhitztes interstellares Medium (ISM), das die EXJs umhüllt.

Der thermische Teil der W50-Röntgenemission lässt sich gut durch ein schockerwärmtes Plasma beschreiben, das noch kein Temperatur- und Ionisationsgleichgewicht erreicht hat. Eine solche Emission ist typisch für mittelalte oder alte Supernova-Überreste (SNRs). Auch die äußere Radiogrenze des Nebels ähnelt SNR-Schocks (siehe Abb. 2).

Im Gegensatz dazu sind die EXJs die bemerkenswertesten Merkmale dieses Systems auf einer Skala von mehreren zehn Parsec. Ihre scharfen Innenkanten entsprechen wahrscheinlich extremen Schocks, die Teilchen beschleunigen und die Röntgenstrahlung (Synchrotronstrahlung) sowie die TeV-Emission antreiben. Letztere ist um 9–10 Größenordnungen energiereicher. Das W50/SS433-System veranschaulicht die wichtige Rolle, die Hyper-Eddington-Akkretoren für die Energetik des interstellaren Mediums in Galaxien mit unterschiedlichen Rotverschiebungen sowie für die Produktion ultrahochenergetischer Teilchen spielen könnten, sehr deutlich.