Die etwas laxe Formulierung Eisenlinie, meint (in der Physik) generell gesprochen eine Spektrallinie des Elements Eisen (Elementsymbol Fe, lat. ferrum). Davon gibt es natürlich viele in ganz unterschiedlichen physikalischen Bereichen (Atomphysik, Kernphysik etc.), je nachdem welche Teilchen den elektromagnetischen Übergang bewerkstelligen. Wir betrachten im Folgenden elektronische Übergänge, d.h. die Strahlungsemission ist eine Folge davon, dass ein Elektron von einer Atomschale auf die andere wechselt. Die Atomhaupt- und unterschalen (Orbitale) unterscheiden sich darin, dass die Elektronen unterschiedliche Energien haben. Die Energie des emittierten Photons passt genau zu dem Energieunterschied der Atomschalen zwischen denen der elektronische Übergang stattfindet.

Linie von Atom vs. Ion

Die Eisenlinie gibt es streng genommen gar nicht, weil im Eisenatom eine ganze Reihe von Übergängen möglich sind. Ein neutrales Eisenatom (in astronomischer Notation FeI, siehe dazu auch Metall) hat 26 Elektronen. Eisen kann jedoch auch ionisiert werden, so dass einige Elektronen in den Schalen fehlen. Die Ionisation kann eine Folge von Stößen zwischen den Atomen sein, wie sie besonders heftig bei hohen Temperaturen stattfinden (Stoßionisation). Die Ionisation findet auch durch ein elektromagnetisches Strahlungsfeld ausreichender Energie statt (Photoionisation).
Durch Ionisation entstehen Eisenionen, die nur noch 25, 24,..., 3, 2 oder nur ein Elektron in der Atomhülle haben. Je nach Anzahl spricht man von wasserstoffartigem (engl. H-like) Eisen bei einem Elektron, heliumartigen (engl. He-like) Eisen bei zwei Elektronen, lithiumartigen (engl. Li-like) Eisen bei drei Elektronen in den Schalen etc. Da das Coulomb-Potential von der elektrischen Ladung abhängt, verschieben sich die Ionisierungsenergien mit dem Ionisationsgrad. Es ist deshalb klar, dass es einen ganzen Zoo von Eisenlinien gibt, je nachdem in welchem Ion der Übergang stattfindet und je nachdem von welcher Unterschale zu welcher Unterschale der Übergang stattfindet. In der Spektroskopie wird das durch eine exakte Nomenklatur festgelegt.

Fe Kα – Werkzeug der Röntgenastronomie

In der Astronomie, im Speziellen in der Röntgenastronomie, sind Röntgenemissionslinien von großem Interesse. Astronomen beobachten sie in Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) und Röntgendoppelsternen (siehe auch Galaktischer Schwarz-Loch Kandidat, GBHC, und Mikroquasare).
Prominente, weil besonders starke Emissionslinien von neutralem Eisen sind die Fe Kα- und Fe Kβ-Linien: Die Fe Kβ-Linie liegt bei einer Ruheenergie von 7.06 keV (eigentlich sind es zwei dicht benachbarte Linien bei 7.057 und 7.058 keV). Die hier wesentlich zu diskutierende Emissionslinie von neutralem Eisen ist jedoch die Fe Kα-Linie bei einer Ruheenergie des emittierenden Plasmas von 6.4 keV (ebenfalls an sich zwei Linien bei 6.405 und 6.391 keV). Sie ist deshalb so wichtig, weil ihre Fluoreszenzausbeute sehr groß ist und sie die neutrale Fe Kβ-Linie etwa um einen Faktor 8 übertrifft! Der Energiebereich von keV macht klar, dass diese Linien im elektromagnetischen Spektrum in der Domäne der Röntgenstrahlung liegen.

Erzeugung durch Fluoreszenz

Diese Emissionslinien werden über den Mechanismus der Fluoreszenz gebildet. Der Fluoreszenzmechanismus erfordert eine räumliche Nähe von kaltem und sehr heißem Material. Die heiße Quelle wird Korona genannt und liefert die hochenergetische Primärstrahlung (ebenfalls Röntgenstrahlung). Sie bestrahlt die kalte Materie, die sich typischerweise in einer geometrisch dünnen (d.h. flachen) und optisch dicken ('undurchsichtigen') Akkretionsscheibe ansammelt. Diese Scheibe nennen Akkretionsphysiker die Standardscheibe (Shakura-Sunyaev Disk, SSD). An der ionisierten Schicht wird ein Großteil der harten Röntgenstrahlung reflektiert, was sich in Röntgenspektren in einem breiten Reflektionsbuckel bei 20 bis 30 keV niederschlägt. Man könnte sagen, dass das die 'Antwort auf das koronale Inputspektrum' ist. Astronomen beobachten dies sowohl in Röntgendoppelsternen, die einen Neutronenstern oder ein stellares Schwarzes Loch als Akkretor enthalten können, als auch in AGN, wie den Seyfertgalaxien oder Quasaren (besonders bei Typ 1). In den Zentren der Galaxien ist es allerdings immer ein superschweres Schwarzes Loch, das akkretiert.

Höllenfeuer

Die Strahlung kommt aus der innersten Region des akkretierenden Systems, wo sehr hohe Temperaturen (10⁵ bis 10⁷ Kelvin, je nach Akkretionsrate und Masse des Akkretors) herrschen. Daher ist das Akkretionsmaterial bereits teilweise ionisiert und geht im Zentrum des Systems in ein Plasma über. Neben anderen chemischen Elementen befindet sich auch Eisen in der Akkretionsscheibe. Nachfolgend sei beispielhaft der Fall der starken Kα-Linie neutralen Eisens skizziert. Eisen absorbiert ab einer Schwellenenergie von 7.1 keV die harte Primärstrahlung der Korona. Durch die Absorption eines Röntgenphotons wurde ein 1s-Elektron (dem Grundzustand im Eisenatom) in ein höheres, freies Energieniveau befördert. Nun können zwei Prozesse stattfinden:

• Entweder kann durch Fluoreszenz ein Übergang von der L- zur K-Schale ein Röntgenphoton der Ruheenergie von 6.4 keV emittieren. Dies geschieht mit einer Wahrscheinlichkeit von 34 %.
• Oder im konkurrierenden Prozess, dem Auger-Effekt, kann das Plasma mit weiteren heißen Elektronen angereichert werden. Es kommt zur Emission von Auger-Elektronen. Dieser Prozess ist mit 66 % dominant.

Diese Eisenlinie kann aus den Röntgenbeobachtungen bei plausiblen physikalischen Annahmen für das Kontinuum ('hartes Potenzgesetz mit cut-off'), das aus Comptonisierung entstand, im Spektrum extrahiert werden.

Form der Linie ist der Schlüssel

Das Profil der Eisenlinie hat eine sonderbare Form, weil sie durch relativistische Effekte 'verbogen' wird:

• Beaming,
• Gravitationsrotverschiebung
• und Doppler-Effekt.

Forward Beaming (dt. 'Vorwärtsstrahlen') bewirkt, dass der blaue Flügel der Linie heller wird. Physikalisch erklärt ist es, dass die emittierende Materie in der Akkretionsscheibe sehr schnell, relativistisch schnell, um das Schwarze Loch rotiert, bevor sie von ihm verschlungen wird. Die Strahlung wird dabei in Bewegungsrichtung kollimiert und erscheint daher einem Beobachter, der sie sehen kann, heller. Außerdem wird die Strahlung blauverschoben, wird also hochenergetischer.
Auf derjenigen Seite der Akkretionsscheibe, die sich vom Beobachter entfernt, gibt es entsprechend Back Beaming ('dt. Wegstrahlen'), eine Verringerung der Intensität des roten Flügels der Spektrallinie. Dies ist also eine Rotverschiebung (aber keine kosmologische!). Der Beaming-Effekt ist aus Teilchenbeschleunigern bekannt, wo relativistisch schnelle Elektronen Synchrotronstrahlung emittieren. Beaming beruht auf der Speziellen Relativitätstheorie. Er spielt also eine Rolle bei relativistisch schnell bewegten, strahlenden Körpern.

Gravitationsrotverschiebung (engl. gravitational redshift) hingegen ist ein Effekt der Allgemeinen Relativitätstheorie und macht sich dadurch bemerkbar, dass der rote Flügel der Emissionslinie lang zu kleineren Energien hin auseinander gezogen wird. Die emittierten Photonen sind dem Schwarzen Loch nämlich schon so nahe, dass sie Arbeit gegen das starke Gravitationsfeld verrichten müssen und daher Energie verlieren. Die Rotverschiebung der Strahlung ist also gravitativ bedingt. Ein Energieverlust eines Photons verschiebt es zum roten Ende des Spektrums, daher der Begriff Rotverschiebung, der vor allem in der Kosmologie gebräuchlich ist. Hier wird er auf die Fluchtbewegung der Galaxien infolge der kosmischen Expansion des Universums angewendet. Diese kosmologische Rotverschiebung muss man von der gravitativen unterscheiden.

Der Doppler-Effekt ist an sich ein klassischer Effekt, der auch ohne relativistische Beschreibung auftritt. Der Doppler-Effekt findet bei bewegten Quellen Anwendung, die elektromagnetische oder akustische Wellen emittieren: Bewegt sich die Quelle auf den Beobachter zu, so werden die Wellen gestaucht, also die Wellenlänge verkürzt (Blauverschiebung); bewegt sich die Quelle vom Beobachter weg, so werden die Wellen auseinander gezogen, dementsprechend nimmt ihre Wellenlänge zu (Rotverschiebung). Der Doppler-Effekt hängt empfindlich von der Scheibenneigung (Inklination) ab, weil sie den Bewegungszustand des Plasmas relativ zum Beobachter festlegt: niedrige Inklination (engl. face-on) bedeutet, dass kaum eine Bewegung relativ zum Beobachter stattfindet. Als Folge davon gibt es fast keinen Doppler-Effekt; hohe Inklination (engl. edge-on) wiederum hat sehr hohe Relativbewegungen in Bezug zum Beobachter zur Folge: ein Teil der Akkretionsscheibe rotiert auf den Beobachter zu (Wellenlängenverkürzung, Blauverschiebung), der andere Teil der Scheibe rotiert von ihm weg (Wellenlängendehnung, Rotverschiebung). Eine beliebig dünne Spektrallinie (Delta-Distribution oder Gauß-Peak) im Ruhesystem wird charakteristisch allein durch den Doppler-Effekt im Laborsystem in ein Linienprofil aus zwei Höckern (engl. Doppler horns, siehe Abbildung) deformiert. Die Voraussetzung für diese zwei Dopplerspitzen ist, dass die Inklination im mittleren bis hohen Bereich zwischen 40 und 90 Grad liegt. Genau zwischen den beiden Höckern (einer entspricht dem blauverschobenen, der andere dem rotverschobenen Anteil) liegt gerade die Ruhewellenlänge oder Ruheenergie der Strahlung. Weil die beiden relativistischen Effekte Beaming und Gravitationsrotverschiebung hinzukommen, bleibt vom Doppler-Effekt nur noch ein verkümmertes Relikt übrig. Das ist die charakteristische Signatur bei heißen Eisenemissionslinien aus den Akkretionsscheiben Schwarzer Löcher. Das Ergebnis aller drei Effekte ist schließlich ein schiefes, asymmetrisches Linienprofil, das Astronomen tatsächlich bei Kandidaten für Schwarze Löcher beobachten. Als Teleskope dienen dabei Röntgenobservatorien im Weltraum, wie die Satelliten ASCA, RXTE, XMM-Newton und Chandra.

Die Linie als Informant über Loch und Akkretionsfluss

Mit den relativistischen Emissionslinien betreiben die Röntgenastronomen Diagnostik an Schwarzen Löchern und an dem in sie einfallenden Materiestrom. Diese Technik kann sowohl auf stellare Schwarze Löcher in Röntgendoppelsternen, als auch auf supermassereiche Schwarze Löcher in AGN angewendet werden. Besonders interessante AGN sind in diesem Zusammenhang Seyfert-Galaxien und Quasare. Linien als diagnostische Werkzeuge eignen sich, um beispielsweise die Neigung des Scheibensystems zur Sichtlinie zu bestimmen oder die Plasmadynamik abzulesen.

Weitere Ressourcen

Ich habe in meiner Diplomarbeit (2000), im Rahmen eines neuen Modells in einem Papier (2004) und die Gravitationsrotverschiebung ebenfalls in einer wissenschaftlichen Veröffentlichung (2006) diese Phänomene eingehend untersucht.

• Web-Artikel: Gefangenes Licht – Relativistisches Ray Tracing,
• Web-Artikel: Röntgenlinien – Sendboten von Loch und Scheibe,
• Vortrag vom Mai 2003: Relativistic Emission Lines of Accreting Black Holes,
• Diplomarbeit herunterladen (pdf mit 3.9 MB)
• Müller, A. & Camenzind, M.: Relativistic emission lines from accreting black holes – The effect of disk truncation on line profiles, A&A 413, 861-878, 2004 oder als Preprint unter astro-ph/0309832 (2003)
• Müller, A. & Wold, M.: On the signatures of gravitational redshift: The onset of relativistic emission lines, A&A 457, 485-492, 2006 oder als Preprint unter astro-ph/0607050 (2006)