Akkretion bezeichnet den Prozess, bei dem Materie von einem kosmischen Objekt aufgesammelt wird. Der Begriff stammt aus dem Lateinischen accretio, dt. 'Anwachsen', 'Zunahme'. Das aufsammelnde Zentralobjekt wird Akkretor oder gravitierendes Objekt genannt. Es kann sich dabei z.B. um einen gewöhnlichen Stern handeln. Besonders junge Sterne wie die Protosterne sind bekannt dafür, dass sie von der Materiewolke, aus der sie entstanden sind, Material aufsammeln. Eine andere prominente und wichtige Gruppe von Akkretoren sind die kompakten Objekte. Dazu zählen die Weißen Zwerge, Neutronensterne, stellare Schwarze Löcher und supermassereiche Schwarze Löcher.
Den Materiestrom nennt man in der Akkretionsphysik den Akkretionsfluss. Der Name Akkretionsfluss ist gerechtfertigt durch die Tatsache, dass die Materieströmung fließt wie eine Flüssigkeit. Die Wechselwirkung der Teilchen im Materiestrom ist paarweise und verleiht dem Akkretionsfluss die typischen Fließeigenschaften eines Fluidums.

Ursachen der Akkretion

Letztendlich ist Akkretion darauf zurückzuführen, dass ein kosmisches Objekt mit seiner Umgebung wechselwirkt. Die Umgebung des Akkretors ist nicht leer, sondern angefüllt mit Material wie dem interstellaren Medium (ISM). Der Akkretor ist massiv (im Sinne von massebehaftet) und besitzt daher ein Gravitationsfeld, das andere Objekte in der Nähe anzuziehen vermag (Dies ist die 'Newtonsche Sprache'. In der Sprache von Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie krümmt eine Masse die Raumzeit so sehr, dass die zeitartigen Geodäten am Akkretor enden. Akkretion ist somit eine geometrische Konsequenz.). Die Gravitation ist also die Ursache dafür, dass sich ein Akkretionsfluss ausbildet.

Vorsicht: Hier saugt keiner!

Es sei an dieser Stelle auf einen kleinen sprachlichen Aspekt zur Akkretion erläutert: Häufig liest man davon, dass die Akkretoren, insbesondere Schwarze Löcher, die Materie 'ansaugen', 'aufsaugen' oder 'einsaugen'. Diese Bezeichnungen sind nicht ganz korrekt: Saugen hat immer etwas mit einem Unterdruck zu tun (z.B. beim Staubsauger). Ein Unterdruck ist aber nicht die Ursache dafür, dass die Materie vom Loch aufgesammelt wird. Man kann allenfalls von Gravitationsdrücken sprechen. Ein Druck ist in der Physik eine Kraft auf eine Fläche, z.B. einer Masse auf eine Unterlage. Deshalb bietet sich an, von Gravitationskräften oder äquivalent Gravitationsdrücken zu sprechen.

Die effizienteste Strahlungsquelle im Kosmos!

Mit der Akkretion sind eine Reihe von Strahlungsprozesse verbunden: Das Material im Akkretionsfluss wird durch Reibungseffekte heiß und strahlt deshalb thermisch (Wärmestrahlung, Planckscher Strahler). In einem weniger dichten Akkretionsfluss wird Bremsstrahlung relevant. Sie entsteht dann, wenn elektrisch geladene Teilchen in einem elektromagnetischen Feld abgelenkt oder sogar gestoppt werden. Auch nichtthermische Strahlungsformen wie die Zyklotronstrahlung und die Synchrotronstrahlung spielen eine Rolle, wenn starke Magnetfelder und schnelle Elektronen (seltener auch von Protonen) im akkretierten Material vorkommen. Strahlung wechselwirkt mit Materie durch Streuung, Absorption und Emission. Allgemein sprechen Astronomen vom Strahlungstransport. In sehr heißen Materiereservoirs wird die Comptonisierung von niederenergetischer Strahlung wesentlich. Das erklärt die harten Spektren bis in den Bereich einiger 100 keV.
Ob und wie ausgeprägt die genannten Strahlungsprozesse vorkommen ist eine Frage des Akkretors: Generell kann man sagen, dass die Akkretionsflüsse bei kompakten Objekten sehr heiß und schnell werden. Deshalb wird das akkretierte Material ionisiert und in die Ladungsträger Ionen und Elektronen getrennt. Das involviert im Prinzip alle genannten Strahlungsformen. Bei weniger kompakten Objekten hingegen (normalen Sternen, Protosternen) ist der Akkretionsfluss kalt und langsam. Daher spielt hier die Atom- und Molekülphysik eine große Rolle.
Akkretion ist der effizienteste Prozess, um Gravitationsenergie in Strahlungsenergie umzuwandeln. Sie ist sogar effizienter als das nukleare Feuer in Sternen! Denn bis zu 42% der Ruheenergie der Materie kann bei der Akkretion in Strahlungsenergie verwandelt werden (rechnerische Details unter Eddington-Leuchtkraft). Demgegenüber weist die thermonukleare Fusion im Innern von Sternen nur eine Effizienz von 0.7% auf. Akkretion auf ein kompaktes Objekt erzeugt deshalb die größten bekannten Leuchtkräfte im Universum!

Spricht man von den hellsten Objekten im Kosmos, so bezieht man sich auf zwei Objektklassen:

• Die Gamma Ray Bursts (GRBs) und die Aktiven Galaktischen Kerne (AGN). GRBs sind Strahlungsausbrüche im höchsten Energiebereich elektromagnetischer Wellen. Strahlungsenergien liegen im Bereich von einigen 10 keV bis GeV. GRBs sind mit der Bildung eines stellaren Schwarzen Loches verbunden, das Materie des/der Vorläufersterns/-sterne akkretiert. Dabei treibt es einen hochrelativistischen Jet an, der sehr große Lorentz-Faktoren von 100 bis 1000 aufweist! Ein Lorentzfaktor von 1000 entspricht 99.99995% der Vakuumlichtgeschwindigkeit. Der Burst ist eine Folge davon, dass der Plasmastrom mit der Umgebung wechselwirkt und Synchrotronstrahlung im Bereich der Gammastrahlung erzeugt. In diesem anisotropen Feuerball-Szenario (Meszaros & Rees 1997) verlangsamt sich der Jet und erzeugt dann entsprechend niederenergetische Strahlung, das so genannte Nachleuchten des GRB (engl. GRB afterglow). Typische Leuchtkräfte eines GRBs liegen bei 10¹⁹ Sonnenleuchtkräften.
• Akkretion auf ein supermassereiches Schwarzes Loch ist gerade der 'Motor', der die hohe Leuchtkraft der AGN erzeugt. Dieses AGN-Paradigma geht auf eine Idee von Yakov Borisovich Zel'dovich, Igor Dmitrievich Novikov und Edwin E. Salpeter aus dem Jahre 1964 zurück und wurde in den Siebziger Jahren des 20. Jahrhunderts etabliert. In diesen Akkretionsflüssen spielen alle genannten Strahlungsprozesse eine Rolle, haben jedoch von Quelle zu Quelle unterschiedliche Ausprägung. In vielen AGN kommt es auch zur Erzeugung von Jets, die auch relativistisch sind, aber nicht so sehr wie die GRB-Jets. Dafür übertreffen die AGN-Jets die GRB-Jets in der Größe, denn es sind Makro-Jets, die sogar in der Ausdehnung ihre Heimatgalaxie überschreiten können (kpc bis Mpc Skala)! Leuchtkräftige AGN erreichen bis zu 10¹⁴ Sonnenleuchtkräfte.

Staubtorus & Cooling Flows

Ganz allgemein gesprochen existieren in AGN ganz unterschiedliche Strukturen des Akkretionsflusses. Welche Gestalt der Akkretionsfluss hat, hängt von einer Reihe von Faktoren ab. Nähert man sich von außen dem zentralen, supermassereichen Schwarzen Loch, so kann man unterschiedliche Formen von Akkretionsflüssen charakterisieren: Weit außen, bei einigen 10⁴Gravitationsradien bzw. auf der Parsec-Skala befindet sich vermutlich ein ausgedehnter Staubtorus. In vielen Quellen finden die Astronomen Hinweise auf dieses gigantische Materiereservoir, das über einen Orientierungseffekt für die Zweiteilung der AGN in zwei Klassen, AGN Typ 1 und 2, sorgt (Fachbegriff Dichotomie). Der Staubtorus hat je nach AGN-Typus und Wirtsgalaxie des AGN typische Massen von etwa 10⁸ Sonnenmassen.
Neben dem Staubtors gibt es noch Materieströme, die aus größerer Entfernung auf das Zentrum der Galaxie einströmen. Sie heißen cooling flows. Die Umgebung einer Galaxie ist nicht leer, sondern sie sind eingebettet in das intergalaktische Medium (IGM). Insbesondere bei Galaxien, die in Galaxienhaufen eingebettet sind – den Haufengalaxien – gibt es das Intraclustergas, also fein verteilte Materie und Staub, die sich zwischen den einzelnen Galaxien des Haufens befinden. Feldgalaxien sind hingegen nicht eingebettet in einen Galaxienhaufen. Dennoch findet sich in ihrer Nähe ebenfalls Materie, das Interclustergas. Beide Gasformen kommen von den ersten Generationen von Sternen, z.B. der Population III. Das Umgebungsgas kann nun auf eine Galaxie stürzen, wenn sie die Gravitationskräfte aus dem Zentrum der Galaxie 'spürt'. Die Wechselwirkungen können auch zu 'galaktischen Ausflüssen' führen. Nun ist der Oberbegriff dieser Ströme ist cooling flows.

Die Akkretionsscheibe

Staubtorus und cooling flows sind die Massereservoirs, die die galaktische Scheibe und das zentrale supermassereiche Schwarze Loch 'füttern'. Innerhalb des Staubtorus gibt es eine kleine Materielücke, dann schließt sich nach innen eine Gasscheibe an. Woher kommt die Scheibengestalt? Materie besitzt im Allgemeinen Drehimpuls ('sie rotiert'), daher sammelt sie sich in einem abgeflachten Gebilde an, der Akkretionsscheibe. Neben der Rotation sind auch Strahlungsprozesse für diese Scheibengeometrie verantwortlich. Bei der Standardscheibe, einem wohl definierten Akkretionsfluss, ist Strahlung sehr effizient, um die akkretierte Materie zu kühlen. Das ist ein weiterer Grund für den vertikalen Kollaps des Akkretionsflusses. 1973 wurde die Standardscheibe als Akkretionslösung von Nikolai Shakura und Rashid Sunyaev entdeckt. Sie heißt in Fachkreisen auch SSD für Shakura-Sunyaev Disk. Dieses nichtrelativistische Modell wurde kurze Zeit später Igor Novikov und Kip S. Thorne relativistisch verallgemeinert. Von AGN zu AGN variiert der Innenrand der Standardscheibe und reicht einige zehn bis hundert Gravitationsradien an das zentrale Loch heran.

Akkretion unmittelbar vor dem Schwarzen Loch

Spätestens bei der marginal stabilen Bahn, also wenige Gravitationsradien vor dem Ereignishorizont des Schwarzen Loches, wird die Scheibe abgeschnitten. Hier bricht die stabile Kepler-Rotation zusammen, denn so nahe am Akkretor sind keine stabilen, gebunden Bahnen mehr möglich. Jetzt heißt es: reinfallen oder rausfliegen. Für ein maximal rotierendes Schwarzes Loch von 100 Mio. Sonnenmassen im Zentrum des AGN liegt die marginal stabile Bahn beim Ereignishorizont, bei etwa 150 Mio. Kilometern oder einer Astronomischen Einheit (dem mittleren Abstand von Erde und Sonne).
Weiter innen bewegt sich der Akkretionsfluss instabil, z.B. im freien Fall. Diese Bewegungen heißen geodätisch. Es kann sich dort aber auch eine andere Akkretionslösung ausbilden, für die es verschiedene Vorschläge gibt. Die prominenteste heißt ADAF: Ineffiziente Strahlungskühlung bewirkt eine starke Aufheizung des Materials im Akkretionsstrom. Als Konsequenz bläht sich der Akkretionsfluss auf und evaporiert an den Berandungszonen. Es bildet sich ein advektionsdominierter Akkretionsfluss aus, der mit dem Akronym ADAF (advection-dominated accretion flow) bezeichnet wird. Die Gestalt dieser akkretierten Materie ist eher kugelförmig (sphäroid) um das akkretierende Zentralobjekt. Eine mögliche Geometrie ist, dass die Standardscheibe von außen in den ADAF übergeht (SSD-ADAF transition). Der Übergangsradius kann bei unterschiedlichen Radien liegen. So legen viele Quellen nahe, dass der ADAF deutlich ausgedehnter ist und bis einigen 100 Gravitationsradien reichen kann (das hängt von der Akkretionsrate ab, wie in einem Absatz unten erläutert wird).

Weitere Akkretionsflüsse

Eine Alternative zum SSD-ADAF-Szenario heißt TDAT, was für truncated disk – advective tori, also trunkierte (abgeschnittene) Scheiben – advektive Tori, steht. Das TDAT-Modell (Hujeirat & Camenzind 2000) ist dadurch charakterisiert, dass eine flache Akkretionsscheibe bereits bei deutlich größeren Radien als der marginal stabilen Bahn endet. Innen schließt sich ein heißer, advektionsdominierter Torus an.
Es wurden viele advektionsdominierte Modelle in den letzten Jahren vorgeschlagen. So kennt man Modelle wie die ADIOS (engl. advection-dominated inflow/outflow solutions), wo auch signifikante Ausflüsse (Winde) berücksichtigt werden. Beim CDAF (engl. convection-dominated accretion flow) spielt die Konvektion des akkretierten Plasmas eine wichtige Rolle. Die wesentlichen und zentralen analytischen Lösungen der Akkretionsphysik sind nach wie vor SSD und ADAF.
Schließen wir nun die Reise der Materie aus den Außenbereichen in das zentrale Schwarze Loch ab: Kurz vor dem Ereignishorizont fällt schließlich die Materie im freien Fall fast mit Lichtgeschwindigkeit ins Schwarze Loch. Diese Bewegungen im freien Fall heißen geodätisch – es wirken keine weiteren Kräfte als die Gravitation. Man kann in der Theorie Schwarzer Löcher mit den Mitteln der Allgemeinen Relativitätstheorie Albert Einsteins zeigen, dass in radialer Richtung die Materie immer mit exakt der Vakuumlichtgeschwindigkeit c den Ereignishorizont passiert (z.B. ist die Rechnung im Papier von mir und Max Camenzind enthalten, A&A 413, 861, 2004; ePrint: astro-ph/0309832).

Die Korona: Heißes Gas als Quelle hochenergetischer Strahlung

Der heiße Akkretionsfluss in der unmittelbaren Umgebung des Schwarzen Loches ist ein guter Kandidat für die Korona – die nicht mit der Sonnenkorona verwechselt werden sollte. Korona meint in der Akkretionsphysik eine heiße, dynamische Plasmablase, die irgendwo in der Nähe des Loches existiert. Die Astronomen weisen sie mittels harter Röntgenspektren nach, jedoch ist sie nicht bei allen Schwarzen Löchern gleichermaßen ausgeprägt. Die räumliche Nähe von kalter Materie in der Standardscheibe und sehr heißer, koronaler Materie begünstigt die Entstehung charakteristischer Fluoreszenzlinien. Dazu gehört die prominente Eisenlinie im Bereich der Röntgenstrahlung. Röntgenastronomen finden, dass diese starke Fluoreszenzlinie besonders von Eisen abgestrahlt wird, weil dieses Element im interstellaren Medium recht häufig vorkommt und weil der Übergang bei Eisen sehr effizient ist. Die Linie liegt für neutrales Eisen (FeI) bei einer Ruheenergie von 6.4 keV. Es gibt allerdings einen ganzen Zoo von Fluoreszenzlinien, deren Stärke und Ruheenergie vom Ionisierungsgrad und vom jeweiligen Element abhängen (Kaastra & Mewe 1993). Die Anzahl der Elektronen in den Atomschalen beeinflusst entscheidend, welche Eisenlinie angeregt wird. Die Eisen-K-Linien sind wichtige diagnostische Werkzeuge in der Analyse von Systemen aus Schwarzem Loch und Akkretionsfluss. Denn sie entstehen in so großer Nähe zum Loch, dass allgemein relativistische Effekte das Linienprofil beeinflussen. Die Korona liefert die 'Zündstrahlung' für Fluoreszenzlinien. Jedoch ist die Geometrie der Korona nicht vollständig geklärt und Gegenstand aktueller Forschung. Vermutlich hängt die Gestalt von der Fütterungsrate auf das Loch ab. Die Korona hat eine besondere Bedeutung bei der Comptonisierung, wo weiche Strahlung der Umgebung (z.B. kosmische Hintergrundstrahlung oder Schwarzkörperstrahlung der kalten Standardscheibe) durch inverse Compton-Streuung zu hochenergetischer Strahlung umgewandelt wird. Das charakteristische Comptonisierungskontinuum mit exponentiellem Abfall (engl. exponential cutoff) beobachtet man bei zahlreichen Quellen im Bereich der Röntgenstrahlung (Strahlungsenergie bei wenigen bis etwa hundert keV). Das ist das bereits angesprochene harte Spektrum der AGN.

Vereinheitlichte Akkretion

Die Akkretionsphysik in unmittelbarer Nähe zu einem Schwarzen Loch ist bei stellaren und supermassereichen Schwarzen Löchern gut vergleichbar, weil die Masse des Schwarzen Loches bei vielen Betrachtungen herausskaliert. Allerdings weichen andere Parameter ab, so beispielsweise die Akkretionsrate oder die Stärke vorhandener Magnetfelder. Die Röntgendoppelsterne mit stellarem Loch besitzen zwar keine Staubtori wie die AGN. Das Materiereservoir ist deutlich kleiner und ist in der Regel ein Begleitstern, der entweder sein Roche-Volumen überschreitet oder einen so starken Teilchenwind abgibt, dass dieser akkretiert werden kann (Wind-Akkretion). Wie die Materie aus dem Materiereservoir nach innen einfällt, ist jedoch durchaus vergleichbar: Sowohl bei den AGN, als auch bei den Röntgendoppelsternen bilden sich SSD und ADAF aus. Bezogen auf konkrete Quellen kann man das salopp so formulieren, dass die Akkretionsphysik eines Quasars derjenigen von Mikroquasaren ähnelt.
Aus den Beobachtungen und Vergleichen von Röntgendoppelsternen, in denen man als eine Komponente ein Schwarzes Loch vermutet (so genannten black hole X-ray binaries, BHXBs) erwuchs die Idee, die recht unterschiedlichen Quellen in einem vereinheitlichendem Schema zu beschreiben (Esin 1997). Das Resultat ist das vereinheitlichte Akkretionsschema (engl. accretion unification scheme). Die wesentliche Aussage ist, dass im Prinzip nur die Akkretionsrate, also der Materiezustrom auf den Akkretor pro Zeit, über die Gestalt des Akkretionsflusses und die daraus resultierenden Spektren entscheidet. Dies wird aus der folgenden Abbildung unmittelbar ersichtlich, die Querschnitte durch Akkretionsflüsse auf ein Schwarzes Loch (schwarz ausgefüllter Kreis in der Bildmitte) illustriert:

Am rechten Bildrand wird die Akkretionsrate in Einheiten der so genannten Eddington-Akkretionsrate dargestellt. Links sind die Zustände der Quellen in der spektroskopischen Nomenklatur genannt (quiescent, low high, very high). Historisch sind die Astronomen so vorgegangen, dass sie eine Reihe sehr unterschiedlicher Spektren von Röntgendoppelsternen beobachtet haben – manchmal sogar nach gewisser Zeit bei ein und derselben Quelle. Manche wie Cyg X-1 schienen zyklisch zwischen zwei Zuständen (high und low) zu wechseln, andere wie Sgr A* blieben immer im gleichen leuchtschwachen Zustand (quiescent).
Die Theoretiker versuchten das zu modellieren und zu verstehen. Das Schema zeigt, dass sich abhängig von der Akkretionsrate offenbar unterschiedliche Akkretionslösungen ausbilden. Häufig anzutreffen ist die Standardscheibe (blau dargestellt) – mehr oder weniger unabhängig von der Akkretionsrate. Der ADAF (gelb) hingegen kommt nur bei kleinen Akkretionraten unterhalb von 10% der Eddington-Akkretionsrate vor. Gerichtete, signifikante Materieausflüsse in Form von Jets (violette Pfeile) entstehen laut Schema vorzugsweise bei etwa 5% der Eddington-Akkretionsrate. Doch diese Aussage ist mit einer großen Unsicherheit behaftet. Entsprechend der Strukturen des Akkretionsflusses werden typische Spektren erzeugt, die mit den Bezeichnungen quiescent, low, high und very high versehen wurden.
Neben der Akkretionsrate spielen vermutlich nur wenige Parameter eine Rolle, um Akkretionsflüsse von Schwarzen Löchern einheitlich beschreiben zu können. Ein Vorschlag für einen Parametersatz ist (Camenzind 2002):

• Masse des Schwarzen Loches
• Rotationsparameter des Loches
• Akkretionsrate (wie vorweggenommen)
• Neigung der Akkretionsscheibe
• Masse des Materiereservoirs (z.B. des Staubtorus)
• Stärke der umgebenden Magnetfelder ('Saat-Felder')

Das unifizierte Bild der Akkretion ist noch nicht etabliert und Gegenstand der aktuellen Forschung der Akkretionsphysik. Nichtsdestotrotz ist es ein reizvoller Vorschlag, um die Vielfalt der Quellen in ein gemeinsames, globales Schema einzuordnen. Für Einzelheiten dieser Thematik verweise ich auf meine Dissertation (S.71f), die am Ende dieses Eintrags heruntergeladen werden kann.

Ohne Einfall, kein Ausstoß – Verbindung von Akkretion und Jet

Besonders wichtig ist in der Astrophysik der Zusammenhang von Akkretion und den Jets. Jets sind Materieausflüsse, die in einer symbiotischen Beziehung zur Akkretion stehen (Falcke & Biermann 1994). Kein Jet entsteht ohne Akkretion! Ein geringer Anteil der akkretierten Materie kann nämlich, dem Bereich des Akkretors entkommen und ausfließen. Vereinfacht gesagt: Schwarze Löcher schlucken nicht alles. Anfangs ist dieser Ausfluss weit aufgefächert und könnte eher als Teilchenwind bezeichnet werden. In aktuellen Arbeiten wird von trichterförmigen Jets (engl. funnel jets) gesprochen (Krolik 2004). Dieses Phänomen ist morphologisch und entstehungsgeschichtlich verwandt mit dem Sonnenwind. Jets sind an sich erst die kollimierten Ausflüsse, die sich in einigem Abstand zum Loch bilden. Magnetfelder um den Plasmastrom sorgen dabei über Lorentzkräfte für die Bündelung (magnetische Kollimation) des Materieflusses in Bewegungsrichtung. Ohne Kollimation sind die Ausflüsse ohne Vorzugsrichtung, also eher isotrop, und strömen radial in alle Richtungen.
Die physikalischen Ursachen für den Ausfluss sind unterschiedlich: Bei zentrifugal getriebenen Jets wird Materie mit zuviel Drehimpuls am Drehimpulswall des Akkretorpotentials reflektiert. Das bedeutet, dass die Materie zu schnell rotiert, als dass sie ins Zentrum einfallen kann. Sie muss erst Drehimpuls nach außen abführen, rotiert dann langsamer und kann akkretiert werden. Bei magnetisch getriebenen Jets folgen die geladenen Teilchen im Akkretionsfluss den magnetischen Feldlinien (siehe dazu auch Blandford-Znajek Mechanismus). In der Regel beobachtet man beide Effekte bei einem Objekt. Die Magnetosphäre des Akkretors kann unterschiedliche Eigenschaften haben: dipolar, quadrupolar, toroidal etc. Die Einzelheiten hängen vom 'Saatmagnetfeld' ab. So heißt das Magnetfeld, das von außen an das akkretierende Objekt 'geschwemmt' wird. Durch den Einfluss des Akkretors wird das Saatfeld deformiert und beispielsweise in Dynamos sogar verstärkt.

Schnell rotierendes Loch als effektives Katapult

Rotierende Schwarze Löcher spielen höchstwahrscheinlich die Schlüsselrolle bei der Erzeugung der relativistischen GRB- und AGN-Jets. Für sie wurde die Bezeichnung relativistische Magneto-Rotatoren (engl. relativistic magneto-rotators, RMRs; Gammie 2003) geprägt. Dieser Begriff soll klar machen, dass allgemein relativistische und magnetische Effekte für die schnellsten Jets verantwortlich ist.
Die Magnetfelder, die von außen – eingebettet im Akkretionsfluss – an das rotierende Loch herangetragen werden, werden von der rotierenden Raumzeit des Kerr-Lochs verdrillt. Dieses Phänomen ist schon seit längerem bekannt, und konnte vor kurzem mit eindrucksvollen Simulationen belegt werden (Semenov et al., Science, 2004). Dass die rotierende Raumzeit alles mit sich zieht wird als frame-dragging ('Ziehen der Bezugssysteme') bezeichnet. Rotierende Raumzeiten können auf sehr elegante Weise mit Wheelers Gravitomagnetismus gedeutet werden (nähere Beschreibungen unter Lense-Thirring Effekt). Frame-dragging bewirkt in dieser Interpretation einen gravitomagnetischen Dynamo-Effekt, der dominant toroidale Magnetfelder in der Gegend der marginal stabilen Bahn erzeugt (Khanna 1999).

Junge Sterne

Jets treten aber auch bei nicht-kompakten Objekten, wie den Protosternen auf (siehe auch YSOs). Insbesondere T Tauri Sterne und Herbig-Haro Objekte bilden protostellare, magnetisch getriebene Jets. Das bedeutet, dass junge Sterne ebenfalls an ihrer Sternoberfläche (Sternwind) oder in deren Nähe (aus der protostellaren Akkretionsscheibe) Ausflüsse erzeugen können. Die Jets zeigen jedoch deutlich geringere Ausflussgeschwindigkeiten. Protostellare Jets emittieren typische Spektrallinien (auch einen Zoo verbotener Linien), über die der Jet gekühlt wird.

Flüssigkeitsmodelle aus der Theorie

Wie eingangs erwähnt, verhält sich ein Akkretionsfluss wie eine strömende Flüssigkeit. Einen theoretischen Zugang zur Akkretionsphysik verschafft man sich aus diesem Grund mit Simulationen, die auf der Hydrodynamik (HD) beruhen. Der Akkretionsfluss besitzt wie jede Flüssigkeit eine gewisse Zähigkeit, die mit dem Fachausdruck Viskosität bezeichnet wird. Bei irdischen Fluiden verhält es sich nicht anders: zäher Honig fließt völlig anders als Wasser. Die viskose Strömung wird durch Reibungsprozesse zu einem so genannten dissipativen Akkretionsfluss. Vernachlässigt der Theoretiker die Viskosität, so löst er nicht die Navier-Stokes-, sondern die (etwas einfacheren) Euler-Gleichungen. Hydrodynamische Simulationen zeigen vor allem die hydrodynamische Turbulenz des Akkretionsflusses. Sie wurde lange Zeit als wesentlich für die Umverteilung des Drehimpulses im Akkretionsfluss angesehen. Das es deutlich effizientere Mechanismen gibt, konnte erst eine neue, magnetische Akkretionsphysik zeigen.
Ein heißer Akkretionsfluss besteht aus einem Plasma, also elektrisch geladenen Teilchen: Elektronen und Ionen. Im Kosmos gibt es immer nicht zu vernachlässigende Magnetfelder, z.B. interstellarer oder intergalaktischer Natur. Für geladene Spezies werden Magnetfelder dynamisch relevant, weil sie über Lorentz-Kräfte den Materiestrom abzulenken vermögen. Die Hydrodynamik muss dann um entsprechende Gleichungen der Elektrodynamik erweitert werden: Dieses Regime heißt Magnetohydrodynamik (MHD). Dabei treten neue Differentialgleichungen wie die Induktionsgleichung auf. Mit dem jeweiligen Satz an Differentialgleichungen ist das Strömungsproblem bei weitem nicht gelöst; es handelt sich nur um den Ansatz. Die Akkretionstheoretiker diskretisieren nun die Differentialgleichungen. Ziel ist es, die Gleichungen auf einem Gitter zu lösen, d.h. das Gebiet, auf dem sich der Akkretionsfluss bewegt, wird in kleine Raumelemente geteilt. In zwei Raumdimensionen (2D) können dies Quadrate sein; in drei Raumdimensionen (3D) eignen sich z.B. Würfel. Die Theoretiker entwickeln nun Computerprogramme (Solver, dt. Löser), die die Zeitentwicklung der Strömung auf dem Gitter berechnen. Dazu werden (wie in der Meteorologie, die ähnliche Strömungsaufgaben behandelt) die leistungsfähigsten Rechner benötigt. Am Ende hat man große Datenmengen, die in einem letzten Arbeitsschritt als Bilder und Animationen visualisiert werden. Erst dann folgen die wissenschaftliche Interpretation der Ergebnisse und der Vergleich mit der Beobachtung.
Die MHD-Simulationen von Akkretionsflüssen konnten zeigen, dass magnetische Mechanismen wie die magnetische Rotationsinstabilität deutlich effizienter sind, um die Dynamik des Akkretionsstroms zu beeinflussen (aktuelle Arbeiten von De Villiers & Hawley 2002-2004). In der Akkretionsphysik endet damit die Epoche der reinen Hydrodynamik, und es beginnt das Zeitalter der Magnetohydrodynamik.

Zweige der Akkretionsphysik

Simulationen sind im Allgemeinen sehr komplex und verlangen eigentlich im Falle der Akkretionsphysik der AGN auch eine adäquate Berücksichtigung der Speziellen und Allgemeinen Relativitätstheorie, der kovarianten Elektrodynamik und der kovarianten Strahlungsphysik (vergleiche Kovarianzprinzip). Alle Effekte sind jedoch kaum mit einer einzigen Software zu bewältigen. Noch sind die numerischen, aber auch die methodischen Herausforderungen sowie die Anforderungen an den Computer zu groß. Vereinfachungen werden daher – wie immer in der Physik – gemacht, indem man in erster Näherung Teilbereiche vernachlässigt. Bisher haben sich folgende Zweige der Akkretionsphysik herausgebildet und bewährt:

• Newtonsche Ideale Hydrodynamik ohne Berücksichtigung von Magnetfeldern. Ideal bezieht sich zudem auf die Vernachlässigung von Wärmeleitung im Plasma. Newtonsch bedeutet, dass relativistische Effekte vernachlässigt werden.
• Post-Newtonsche Zugänge ahmen den Einfluss der Allgemeinen Relativitätstheorie nach: ein nicht rotierendes Schwarzes Loch wird nicht mit der Metrik, sondern mit einem verallgemeinerten Newtonschen Potential, dem Paczynski-Wiita Potential (gefunden 1980), beschrieben.
• Nicht-radiative Modelle (engl. non-radiative models) vernachlässigen sämtliche Strahlungsprozesse. Das bedeutet, dass die Wechselwirkung/Rückkopplung von Strahlung auf den Akkretionsfluss keinerlei Beachtung findet, was eine gewichtige Vereinfachung darstellt! Diese Wechselbeziehung von Strahlung und Materie gestaltet sich so, dass durch Emission von Strahlung die Materie gekühlt und durch Absorption von Strahlung geheizt werden kann. Wie man sich vorstellen kann, beeinflussen diese Effekte die Dynamik des Akkretionsflusses in der Natur enorm. Die Strahlungsphysik muss durch Kühl- und Heizfunktionen im Gleichungssystem implementiert werden. Das ist schon in flachen Raumzeiten nicht-trivial, vor allem dann, wenn ein umfangreiches Netzwerk verschiedener Spezies (z.B. Kühlung durch H₂-Chemie in protostellaren Jets) berücksichtigt wird. Die Streuung, Absorption und Reemission der Strahlung wird durch Gleichungen für den Strahlungstransport umgesetzt. In einer gekrümmten Raumzeit wurde das zugehörige kovariante Strahlungstransportproblem bisher nicht gelöst. Nicht-radiative Zugänge finden sich sowohl in der Hydrodynamik (engl. non-radiative hydrodynamics) als auch in der Magnetohydrodynamik (engl. non-radiative MHD). Die sich ergebenden so simulierten nicht-radiativen Akkretionsflüsse nennt man NRAFs. Das englische Akronym steht für non-radiative accretion flows. In Radiativen Modellen finden Strahlungsprozesse entsprechend Berücksichtigung. Sie werden gegenwärtig nur im Newtonschen und post-Newtonschen Regime untersucht.
• Der modernste und aktuell vielfältig erforschte Bereich der Akkretionsphysik ist die Magnetohydrodynamik auf gekrümmten Raumzeiten, besonders in der Kerr-Geometrie rotierender Schwarzer Löcher. Diese Domäne heißt GRMHD, was für general relativistic magnetohydrodynamics steht. Die Konzepte der Allgemeinen Relativitätstheorie werden mit denen der Magnetohydrodynamik verknüpft. Typisch ist dabei die Verwendung der idealen MHD (also ohne Wärmeleitung). Pionierarbeit auf diesem Gebiet leisteten De Villiers & Hawley (2002). Sie erweiterten den NRAF-Sektor vom post-Newtonschen ('pseudo-relativistischen') in den allgemein relativistischen Sektor. Die gefunden NRAF-Strukturen in diesen Simulationen geben sehr gut die theoretischen Erwartung wieder, bedürfen aber noch weiterer Erforschung. Die GRMHD steht noch am Anfang, es sind allerdings wichtige Entdeckungen zu erwarten, die die relativistische Akkretionsphysik befruchten werden.
• Allgemein kann man die Akkretionsphysik in einer, zwei oder in drei Raumdimensionen plus einer Zeitdimension beschreiben. Niedrigere Dimensionalität kann den numerischen und rechenzeitlichen Aufwand erheblich reduzieren. Aber dafür gibt sie nur ein eingeschränktes, möglicherweise sogar falsches Bild der so simulierten Natur ab. Das hohe Ziel sind immer dreidimensionale Modelle, weil nur mit allen räumlichen Freiheitsgraden die volle Dynamik des Systems zutage tritt.

Alle simplen Modelle haben ihre Berechtigung darin, dass sie einen grundsätzlichen Einblick in die Akkretionsphysik vermitteln. Aber um den letzten Schritt der Berücksichtigung aller Prozesse wird man nicht herumkommen. Diesem Ziel nähern sich die Akkretionsphysiker sukzessive an.

Von der großen auf die kleine Längenskala – ein Problem

Eine weitere Herausforderung der Akkretionsphysik besteht darin, ausgedehnte Akkretionsscheiben global, d.h. auf großen Raumskalen, zu modellieren. Die Physik variiert sehr stark in unterschiedlichen Bereichen der Scheibe, vor allem bei den AGN. Das Interesse der Akkretionsphysik richtet sich auf die Dynamik auf der ganzen Skala! Betrachtet man eine globale Akkretionsscheibe, so befindet sich außen der ausgedehnte Staubtorus (pc-Skala), geht am inneren Ende über in die kalte, dünne Standardscheibe (sub-pc-Skala), die schließlich bei kleinen Abständen vor dem Schwarzen Loch in ein heißes, aufgeblähtes Gebiet mündet (AU-Skala), den heißen Akkretionsfluss. Auf der Längenskala sind das etwa acht Größenordnungen. Analog verhält es sich mit der Temperaturskala. Ein großer Skalenunterschied beschwört eine numerische Technik herauf, die man als Adaptive Gittermethoden (engl. adaptive mesh refinement, AMR) bezeichnet. Trotz dieser Techniken ist es bisher aus Gründen, die die Hardware von Supercomputern und die Methodik betreffen, nicht gelungen, globale Simulationen der Akkretionsphysik zu bewerkstelligen. Schon die innere Akkretion bei wenigen Gravitationsradien Abstand stellt die Theoretiker vor eine Vielzahl von Problemen: Relativität, Magnetohydrodynamik und Strahlung (engl. radiative GRMHD) müssen hier konsistent modelliert und gelöst werden. Bisher ist das niemandem auf der Welt gelungen...

Weitere Informationen

• Wie eine Flüssigkeit – Hydrodynamik in der Astrophysik
• Akkretionsscheiben um rotierende Schwarze Löcher
• Schwarze Löcher – Das dunkelste Geheimnis der Gravitation
• GRMHD war zentrales Thema meiner Doktorarbeit. Download der Dissertation als pdf (9.9 MB) oder als komprimiertes ps (14.4 MB)
• Einführender und sehr verständlicher Artikel über Akkretion, den ich für Einstein online (AEI Golm) geschrieben habe. Titel: Glühende Scheiben: Wie Schwarze Löcher ihre Nachbarschaft zum Leuchten bringen