Röntgenastronomie

Röntgenastronomie of röntgensterrenkunde is een jonge tak van de observationele sterrenkunde, die hemellichamen bestudeert aan de hand van de röntgenstraling die zij uitzenden of wegvangen (absorberen).

Röntgenstraling is elektromagnetische straling met een golflengte korter dan van blauw en ultraviolet licht, maar langer dan van gammastraling. Het golflengtegebied wordt verdeeld in

• zachte röntgenstraling (golflengte 0,1 - 10 nm, energie 12 - 0,12 keV)
• harde röntgenstraling (golflengte 0,01 - 0,1 nm, energie 120 - 12 keV).

Omdat de dampkring ons beschermt tegen röntgenstraling uit het heelal, werd waarneming van astronomische röntgenbronnen pas mogelijk met de komst van ballonnen, raketten en satellieten die grote hoogten bereiken. Behalve emissie (uitzending) biedt ook absorptie van röntgenlicht informatie over materiaal in het heelal in de lichtweg. In beide gevallen kan het gaan om een lijnenspectrum of een continu spectrum. De polarisatie van röntgenstraling bevat tevens informatie over de bron en de materie tussen bron en waarnemer.

Röntgenstraling kan ontstaan op meer manieren:

1. zwarte straling van lichamen met een temperatuur van miljoenen graden
2. remstraling
3. door het inverse (omgekeerde) Compton-effect uit minder energierijke straling, zoals zichtbaar licht
4. synchrotronstraling
5. K-vangst (interne conversie), waarbij een atoomkern van een radioactieve stof een eigen elektron invangt. Dit mechanisme speelt in de sterrenkunde doorgaans geen rol.
6. röntgenfluorescentie
7. ionisatie door ladingsuitwisseling in kometen.
8. karakteristieke straling

Detectie van röntgenstraling is mogelijk met diverse detectoren:

• Geiger-Müllerteller, maar deze is door het gebrek aan selectiviteit niet praktisch.
• proportionele teller
• scintillatieteller (Engels: Scintillation counter)
• dradenkamer (Engels: Multiwire proportional counter) met collimator of gecodeerd masker
• CCD
• microcalorimeter met supergeleidende transition edge sensor (TES).

Röntgenstraling wordt veel minder dan zichtbaar licht gebroken bij overgang van de ene naar de andere stof. Een lens voor röntgenstraling zou uit zwaar materiaal moeten bestaan dat ook veel straling wegvangt. Anderzijds geschiedt weerkaatsing en dus ook spiegeling van röntgenstraling alleen bij scherende inval op het weerkaatsende oppervlak.

Om bronnen te kunnen onderscheiden en/of röntgenstraling te concentreren, zijn er daarom de volgende mogelijkheden:

1. projectie met behulp van
   1. een collimator voor de detector of
   2. een gecodeerd masker. Een maskerpatroon volgens een bepaalde code van open en gesloten vierkantjes wordt door de röntgenbron geprojecteerd op de tweedimensionale detector, bijvoorbeeld een dradenkamer. Meer bronnen veroorzaken ieder hun eigen patroon van röntgenlicht en -schaduw op de detector. Met software zijn deze overlappende patronen te ontwarren (deconvolutie) en tot hun bron te herleiden. Voorbeelden van instrumenten met gecodeerde maskers zijn de Wide Field Camera's (Nederland, SRON) op de BeppoSax-satelliet en de All Sky Monitor op RXTE.
2. spiegeling. Met lange kokers van weerkaatsend materiaal die concentrisch in elkaar geplaatst (genest) zijn, is het mogelijk röntgenstraling te concentreren. Verschillende typen van deze röntgentelescoop worden naar de Duitse ontdekker aangeduid met Wolter 0, I of II.

Om het spectrum van een röntgenbron te onderzoeken, wordt diffractie toegepast met behulp van een tralie. Bijvoorbeeld het transmissietralie (Low Energy Transmission Grating, Nederland, SRON en Duitsland, Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik) van het Chandra X-Ray Observatory en het reflectietralie op de XMM-Newton-satelliet (Reflection Grating Spectrometers, eveneens van SRON).

Een relatief goedkope manier om röntgenbronnen in het heelal te onderzoeken is met detectoren in een gondel onder een ballon, die tot 40 km hoog kan komen, boven 99,997 % van de atmosfeer. Toch wordt straling uit de ruimte onder de 20 keV nog steeds geabsorbeerd. Een vroege waarneming van röntgenstraling van de Krabnevel was die door George Clark van MIT op 21 juli 1964 met een detector aan een ballon. Een voorbeeld van een later ballonexperiment is de High Resolution Gamma-ray and Hard X-ray Spectrometer (HIREGS), die voor het eerst opgelaten werd van McMurdo Station, Antarctica op 10 januari 1992.^[1] De vlucht rond de pool duurde ongeveer twee weken. Een voordeel van een ballonexperiment is dat de instrumenten vaker gebruikt kunnen worden.

Sondeerraketten hebben het voordeel boven ballonnen dat ze een detector hoger in de atmosfeer kunnen brengen, meestal ten minste 50 km tot soms wel 1500 km hoog. Een nadeel is dat de vlucht nooit langer dan 40 minuten duurt, soms maar 5 minuten.

Met buitgemaakte Duitse V2-raketten ontdekte het Amerikaanse Naval Research Laboratory onder leiding van Herbert Friedman in 1949, dat de zon een sterke bron van UV- en röntgenstraling was. De V2's werden gebruikt als sondeerraket voor een suborbitale ruimtevlucht met een röntgendetector in de neus. Aanvankelijk stokte het onderzoek bij gebrek aan gevoeliger detectoren.

Ten slotte ontdekte een onderzoeksgroep onder leiding van Bruno Rossi en Riccardo Giacconi in 1962 andere, kosmische bronnen van röntgenstraling. Doel was om fluorescentie van röntgenstraling van de zon op het Maan-oppervlak te meten (zie ook röntgenfluorescentie). Bij de eerste poging in oktober 1961 werd een detector gelanceerd, maar weigerden de beschermende deurtjes open te gaan. Bij de tweede poging met een Aerobee-raket op 18 juni 1962 was dit euvel verholpen, en werkten twee van de drie geiger-müllertellers. Röntgenstraling van de maan werd niet gevonden, maar als verrassing wel de raadselachtige enorm sterke bron van 100 fotonen per seconde per cm² op de detector in sterrenbeeld Schorpioen, die daarom Sco X-1 (eerste röntgenbron in Schorpioen) gedoopt werd. Deze bron is honderdduizend maal sterker in röntgenlicht dan de totale emissie van de zon. Giacconi kreeg in 2002 de Nobelprijs voor de Natuurkunde voor zijn ontdekking van de kosmische röntgenbronnen.

Twee zwakkere bronnen werden gevonden door de groep van Herbert Gursky op 12 oktober 1962. Een daarvan werd op 29 april 1963 herkend als de Krabnevel.

Een detector op een satelliet in een baan om de aarde heeft geen last meer van de absorptie van röntgenstraling door de atmosfeer, zoals ballonnen en kan het gehele röntgenspectrum waarnemen. Bovendien kan de waarneming doorgaan zolang de bronnen in beeld zijn - door de ligging van de baan kan de aarde de bron soms afschermen. Dit is een voordeel boven de sondeerraket, waarmee alleen kortlopende waarnemingen gedaan kunnen worden. Sommige röntgensatellieten blijven meer dan tien jaar in werking, zoals de Amerikaanse Vela 5B satelliet en de Vela 9, die van 1969 tot 1984 functioneerde.

Een aantal recente satellieten die waarnemingen in het röntgengebied uitvoerden, staat in bijgaande tabel.

Naam	Periode	Energieband(en) (keV)	Aantekening
Ginga (Astro-C)	1987-1991	1-500	Japan
Granat	1989-1994	35-100/ 2 keV-100 MeV	USSR/Rusland met Europese landen, onder meer Sigma en ART-P instrumenten met gecodeerde maskers
ROSAT	1990-1999	0,04-2	Duitsland, VS en Groot-Brittannië
Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO)	1991-2000	30 keV-30 GeV	VS
Yohkoh (Solar A)	1991-2005		Japan, VS en Groot-Brittannië
ASCA (Astro-D)	1993-2001	0,4-12	Japan, VS
Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE of XTE)	1995-heden	1-30 / 0,16-0,28 / 1-7	VS
BeppoSAX	1996-2002	0,1-300	Italië, Nederland
Chandra X-Ray Observatory (AXAF)	1999-heden	0,1-10	VS
HETE-2	2000-heden	0,5-400	VS, Japan, Frankrijk, en Italië; voor gammaflitsen
XMM-Newton	1999-heden	0,1-15	Europa
SMART-1	2003-2006		Europa, maanmissie met röntgenspectrometer en Solar Monitor
Integral	2002-heden	15-60	Europa
Swift	2004-heden	15-150 / 0,2-10	VS, Groot-Brittannië en Italië; voor gammaflitsen
Agile	2007-heden	15-60	Italië, satelliet voor gammastraling (30 MeV - 50 GeV) met röntgendetector

De planeten en de Maan in het zonnestelsel absorberen en weerkaatsen (verstrooien) en fluoresceren soms röntgenstraling van de zon. Tevens geven deeltjes uit de zonnewind die poollicht (noorder- en zuiderlicht) veroorzaken tevens remstraling met lage energie af rond de magnetische noord- en zuidpool van planeten met een magnetisch veld.

Een röntgensatelliet in een baan om de Aarde, kan deze verstrooide straling waarnemen. De diepte waartoe de straling in de atmosfeer doordringt, hangt af van de energie. Een satelliet die waarneemt in het energiegebied van 0,2 - 1 keV, ontvangt straling verstrooid op een hoogte van 100–120 km in de dampkring. In de band 1-10 keV ziet men de dampkring op een hoogte van 70–100 km. Straling boven 25 keV kan doordringen tot 40 km hoogte. In röntgenlicht is de aurora rond de polen zichtbaar en ook bliksem.

De Maan verstrooit röntgenstraling van de zon, maar fluoresceert ook in deze straling, zodat met deze röntgenfluorescentie onderzoek naar het Maanoppervlak kan worden gedaan. De schaduwkant van de Maan is in röntgenlicht donkerder dan de hemel, omdat de Maan achtergrondstraling wegvangt (bekend beeld van ROSAT, zie het artikel in de Engelse Wikipedia vanwege auteursrecht).

De EINSTEIN-satelliet nam röntgenstraling (remstraling) ten gevolge van de aurora waar bij de polen. De bron was niet elektronen - die bleken volgens waarneming van Pioneer 10 en 11 te weinig vermogen te bezitten - maar positieve ionen (ijzer en zwavel), waarschijnlijk uit de vulkanen van de maan Io. Met de Voyager werden de pluimen hiervan ontdekt.

Chandra X-Ray Observatory nam de aurora waar in februari 2003 - zie bijgaande figuur. Het poollicht van Jupiter is rond de duizend keer sterker dan dat op aarde. Het kan verklaard worden met elektrische spanningen van ongeveer 10 miljoen volt en stromen van 10 miljoen ampère - honderd keer meer dan bij de sterkste bliksems op aarde.

Het röntgenspectrum van Saturnus lijkt op dat van de zon, wat wijst op weerkaatsing door de atmosfeer van Saturnus. De ringen zijn niet zichtbaar in röntgenlicht.

Met satellieten als ROSAT en het Chandra X-Ray Observatory is röntgenstraling waargenomen van tientallen kometen, onder meer van Hyakutake, Encke en LINEAR^[2]. Er was geen verband met de röntgenstraling van de zon. Er werd lijnemissie gevonden van C⁴⁺, C⁵⁺, N⁴⁺, N⁵⁺, O⁶⁺ en O⁷⁺, naast een zacht continuümspectrum van thermische remstraling met bijvoorbeeld kT ~0,3 keV.

In januari 2009 nam de Swift Gamma-ray Explorer satelliet Komeet Lulin waar op een afstand van 63 miljoen kilometer. Voor het eerst konden sterrenkundigen gelijktijdige beelden van een komeet in röntgen- en UV-licht zien. De wisselwerking met de zonnewind met de relatief dikke wolk leidt tot veel röntgenstraling uit het gebied aan de zonskant^[3].

De corona van de zon en andere sterren bereiken temperaturen van miljoenen graden en stralen daardoor in het röntgengebied van het spectrum. Onder meer spectraallijnen van ijzer zijn sterk.

• Zon

Skylab en Yohkoh leverden gedetailleerde opnames van de Zon in röntgenlicht. De meeste röntgenstraling bleek te komen van gebieden waar het magnetische veld het sterkst is, bij de actieve gebieden waar het veld gesloten lussen vormt. Waar deze open zijn en de ruimte inlopen, spreekt men van coronale gaten.

• Andere sterren

Met Einstein X-ray observatory kon voor het eerst gezocht worden naar coronale röntgenstraling van sterren als de Zon. Door de gevoelige detectoren werden honderden van dergelijke bronnen gevonden. Met de HEAO-1 satelliet werden RS CVn-systemen gevonden.

Voorbeelden zijn de supernovaresten van Kepler SN 1604, de Krabnevel, G1.9+0.3, SN 1572, Cassiopeia A en SN 1987A uit 1987. De uitdijende hete gaswolk zendt karakteristieke röntgenstraling in lijnen uit van onder meer ijzer (lijnemissie).

Bij zware röntgendubbelsterren draait een neutronenster om een veel zwaardere ster. Ooit waren de rollen in het dubbelstersysteem omgekeerd: de neutronenster is ontstaan uit een zware ster die het snelst evolueerde en zijn massa overdroeg aan de eerst lichtere begeleider. Computersimulaties laten het verloop van dit proces zien. De aanvankelijk zware ster ontploft ten slotte als een supernova en laat een relatief lichte neutronenster achter, die draait om een dan zwaardere Be-ster (B-ster met emissielijnen). Het invallen van het hete gas van de zwaardere ster op de lichtere neutronster veroorzaakt de röntgenstraling.

Röntgenpulsars en röntgentransients (bronnen met uitbarstingen) vallen ook onder de zware röntgendubbelsterren. De helderste transient is AO538-66, ontdekt met de Ariel V-satelliet.

Andere voorbeelden van zware röntgendubbelsterren zijn 4U0115+63, V00332+53, 2S1553-542, A0535+26, GX304-1, 4U1154-61, X Per, 4U1700-37, Cyg X-1, SMC X-1, en Cen X-3.

De afkorting voor zware röntgendubbelsterren is MXRB (massive X-ray binaries).

De bekendste lichte röntgendubbelster is het prototype Sco X-1, de helderste röntgenbron. Andere voorbeelden zijn Her X-1, Cyg X-2 en 4U1820-30. Een laat-type ster draagt gas over aan zijn begeleider, die een witte dwerg, een neutronenster of zwart gat kan zijn. Het gas valt niet loodrecht in op de begeleider, maar bezit draaiing (impulsmoment) en vormt een accretieschijf van materiaal dat rond de begeleider loopt. De Rochelob is gevuld met gas. Het invallen van het hete gas veroorzaakt de röntgenstraling.

Er zijn verschillende soorten systemen naargelang van de ster, zijn begeleider en de accretieschijf. Deze kan eclipsen in röntgenstraling veroorzaken, die door de kijkhoek vanaf de aarde een karakteristiek gedrag vertonen (X-ray dippers, bronnen met accretion disc coronae, X-ray bursters)).

De afkorting voor lichte röntgendubbelsterren is LMXB (low-mass X-ray binaries).

Cataclysmisch variabele sterren zijn witte dwerg-sterren, die invallend gas ontvangen van een begeleidende ster.

De materie die invalt op een zwart gat wordt heet en gaat stralen in röntgenlicht. Om het zwarte gat vormt zich een accretieschijf die volgens berekeningen zachte röntgenstralen uitzendt. Een lichte röntgendubbelster (zie boven) bevat een zwart gat. Bij het sterrenstelsel ESO 243-49 (met roodverschuiving z = 0,0224) werd met de XMM-Newton satelliet het zwarte gat 2XMM J011028.1-460421 (HLX-1) gevonden met een massa van minstens 500 zonsmassa's.^[4]

De bron van een gammaflits of gamma-ray burst (GRB) wordt snel na het begin van deze flits zichtbaar in röntgenstraling, zodat de positie bepaald kan worden en optische waarneming met telescopen (meestal vanaf de aarde) mogelijk wordt. De satellieten BeppoSax en Swift vonden zo vele posities van GRBs.

De actieve kernen van sterrenstelsels (Engels: AGN, active galactic nuclei) stralen in gamma- en röntgenstraling, zichtbaar licht en radiostraling. Materie die invalt op een superzwaar zwart gat wordt als de bron van deze straling beschouwd. Uit de relativistische lijnverbreding van spectrale lijnen van 6,4 keV (Kα-lijn van ijzer) worden invalsnelheden van een derde van de lichtsnelheid afgeleid. De variatie van de straling geschiedt op tijdschalen van honderden seconden met intensiteiten van 10^10 keer die van de zon. M87 in de Virgocluster was de eerste actieve kern die ontdekt werd met sondes. Later volgden NGC 1275 en de quasar 3C273. Anderen zouden volgen, zoals Centaurus A. De ROSAT-satelliet maakte het eerste overzicht in de All Sky Survey. Satellieten als Chandra en XMM-Newton zetten de waarnemingen voort.

De invallende materie wordt geacht een accretieschijf te vormen. Vele Seyfert type I sterrenstelsels met smalle spectraallijnen vertonen snelle en extreme variaties in de röntgenuitstraling. Voorbeelden zijn IRAS 13224-3809 en PHL 1092.

Clusters van sterrenstelsels zijn de grootste gravitationeel gebonden objecten in het heelal. Het plasma dat zich tussen de sterrenstelsels bevindt in het intraclustermedium valt naar het centrum toe en wordt bij botsing met het gas aldaar verhit tot een temperatuur van 10⁷ tot 10⁸ K. Dit hete gas straalt door middel van remstraling en de metalen zenden karakteristieke straling uit.

Vroege satellieten maten een gelijkmatige achtergrond in röntgenstraling uit alle richtingen. De Melkweg is doorschijnend voor röntgenstraling boven 1 keV. Mogelijke bronnen van de achtergrond waren: heet gas tussen clusters van sterrenstelsels en fotonen van kosmische straling die verstrooid wordt door de microgolfachtergrond (3K-straling) via inverse Comptonverstrooiing. In februari 2006 bleek uit data van de RXTE-satelliet dat de diffuse röntgenachtergrond in de Melkweg mogelijk te danken is aan zeer vele witte dwergsterren en de corona's van andere sterren.^[5]

• 4U 0614+091
• Cygnus X-1 (Cyg X-1)
• Cygnus X-3
• Centaurus X-3
• G1.9+0.3
• GRS 1915+205
• Her X-1
• Krabnevel
• LS I +61 303
• RX J1856.5-3754
• Sagittarius A
• Scorpius X-1 (Sco X-1)
• V404 Cygni
• V420 Aurigae
• Vela X-1
• Zon

De meeste nu bekende bronnen zijn gevonden met de ROSAT X-ray satellite en het Chandra X-Ray Observatory.^[6]

Bekende Röntgenbronnen^[6]

Jaar	Aantal	Gebaseerd op
1960	0	Of 1: de Zon
1962	1	Waarneming met sondeerraketten
1965	10	Idem
1970	60	Idem en met ballonnen
1974	160	Derde Uhuru-satelliet Catalogus
1980	680	Amnuel et al. (1982) Catalog[7]
1984	840	HEAO A-1 Catalogus
1990	8.000	Einstein (HEAO-2) en Exosat broncatalogussen
2000	220.000	ROSAT broncatalogussen
2007	550.000	Idem, XMM-Newton en Chandra "serendipity" bronnen

• (en) Charles, Ph. A. en Seward, F.D., Exploring the x-ray universe, Cambridge University Press 1995
• (nl) De Kort, N., Ruimteonderzoek, de horizon voorbij, Veen/SRON, 2003 (overzicht Nederlandse bijdrage aan ruimteonderzoek)
• (en) Lewin, W., Van Paradijs, J. en Van den Heuvel, E.P.J. eds, X-ray binaries, Cambridge University Press 1997 (handboek, overzicht met catalogus van bronnen)
• (en) Trümper, J.E. en Hasinger, G. eds, The universe in X-rays, Springer Berlin Heidelberg 2008 (overzicht van instrumenten en astronomische objecten door voornamelijk Duitse onderzoekers)

• Ultralumineuze röntgenbron