Röntgenstrahlung kennt fast jeder, der schon mal beim Arzt mit einem Röntgengerät durchleuchtet wurde. Benannt sind diese Strahlen nach Wilhelm Conrad Röntgen, der sie 1895 in Würzburg zufällig entdeckte, als er Elektronen mit hoher Geschwindigkeit auf eine Metallplatte prallen ließ.
Röntgenstrahlen entstehen aber nicht nur in medizinischen Geräten. Es gibt auch im Weltall Quellen für diese hochenergetische Strahlung, mit deren Hilfe viele grundlegende Probleme der Astronomie und Kosmologie untersucht werden können:
- In der Nähe von Schwarzen Löchern oder Neutronensternen werden Gase aufgrund der enormen Gravitationskräfte so hoch beschleunigt, dass Röntgenstrahlung durch hochenergetische Stöße in Akkretionsscheiben (Akkretion: Aufsammeln von Materie durch astronomische Objekte) erzeugt wird – oft in Doppelsternsystemen oder in den Zentren aktiver Galaxien.
- Die geheimnisvollen Gamma Ray Bursts (GRBs), blitzartige Gammastrahl-Ausbrüche in meist sehr weit entfernten Galaxien, werden mit Hilfe der Röntgenstrahlung in ihrem Nachglühen erforscht.
- Supernovae leuchten nicht nur im sichtbaren Licht, sondern auch im Röntgenbereich; zudem setzt die von einer Supernova ausgeschleuderte Materie Röntgenstrahlung über längere Zeit frei und bietet Chancen, die Entwicklung der Supernova-Überreste zu verfolgen.
- Im Intergalaktischen Raum befinden sich sehr heiße Gasmassen, die Röntgenstrahlung emittieren und so eine Untersuchung der großräumigen Strukturen des Universums und der Verteilung von Dunkler Materie erlauben.
- Sterne – auch unsere Sonne – geben Röntgenstrahlung in ihrer heißen Korona ab und ermöglichen so, ein genaueres Bild ihrer Eigenschaften – insbesondere ihres Magnetfeldes – zu erhalten.
- Die Röntgenstrahlung der Akkretionsscheiben junger Sterne liefert Informationen, die aus anderen Teilen des Lichtspektrums wegen hoher Absorption nicht zu erhalten sind.
Was sind Röntgenstrahlen und wie entstehen sie?
Röntgenstrahlen sind ein Teil des elektromagnetischen Spektrums, das von niederenergetischen Radiowellen über sichtbares Licht bis hin zur hochenergetischen Gammastrahlung reicht. Röntgenstrahlen reihen sich mit ihrer Energie zwischen ultraviolettem Licht und Gammastrahlen ein.
Elektromagnetisches Spektrum (Quelle: Heinrich Heine Universität)
Dabei reicht ihre Energie von ca. 1 keV bis 1000 keV (Kiloelektronenvolt, eine Energieeinheit im atomaren Bereich) und man unterscheidet weiche, mittlere und harte Röntgenstrahlung. Rechnet man die Energie von Röntgenstrahlen gemäß der kinetischen Gastheorie in Temperatur um, so landet man bei Temperaturen im Bereich von mehreren hundert Millionen Grad!
Dem entsprechend können Röntgenstrahlen nur mit Hilfe von hochenergetischen Prozessen entstehen. Die Elektronen von Wilhelm Röntgen zum Beispiel hatten eine kinetische Energie von 20 keV, was ca. 15% der Lichtgeschwindigkeit entspricht! Die auf das Metall aufprallenden Elektronen werden dabei sehr schnell abgebremst. Die Abbremsung ist so stark, dass laut den allgemein gültigen Maxwell’schen Gesetzen Röntgenstrahlung abgestrahlt wird. Da die Abbremsung nicht für jedes Elektron gleich stark ist, hat das entstehende Röntgenlicht eine breite (kontinuierliche) Energieverteilung und das Spektrum hat eine „Hügelform“. Röntgenstrahlung mit einem solchen Spektrum heißt aus offensichtlichem Grund Bremsstrahlung.
Zu unterscheiden davon sind ebenfalls kontinuierliche Röntgenspektren, die in Gasen mit Temperaturen von mehreren (hundert) Millionen Grad entstehen. In diesem Fall bestimmt die durch die hohe thermische Energie erzeugte sog. Schwarzkörperstrahlung die „Hügelform“ des Spektrums. Aus der Form des Spektrums kann man die Temperatur der Röntgen-aktiven Materie abschätzen.
Beim Aufprall von schnellen Elektronen auf Materie wird aber nicht nur Bremsstrahlung emittiert. Es werden außerdem Sekundär-Elektronen aus den inneren Hüllen der Atome herausgeschlagen. Die entstehenden Lücken werden durch Elektronen aus den Außenbereichen der Atomhülle wieder aufgefüllt. Dabei wird Energie in Form von Röntgenstrahlung frei; denn die äußeren Elektronen haben aufgrund der Coulomb-Anziehung zwischen negativ geladenen Elektronen und positiv geladenen Atomkernen eine deutlich höhere potentielle Energie als die inneren. Es entstehen sog. Linienspektren: statt eines „Hügels“ gibt es eine Reihe von „Fahnenstangen“ im Spektrum. Denn die Energiedifferenzen verschiedener Elektronen in den Atomen können nur bestimmte Werte annehmen. Diese sind charakteristisch für das jeweilige chemische Element, aus dessen Atomen die Elektronen herausgeschlagen wurden. Mit Hilfe der Röntgenlinien ist also eine Identifikation chemischer Elemente möglich.
Entstehung von Linienspektren; A: Herausschlagen eines inneren Elektrons; B: Aussendung eines Röntgenphotons beim Auffüllen der Lücke (Erläuterungen siehe Text)
Linienspektren entstehen aber nicht nur, wenn schnelle Elektronen auf Metallatome treffen. Immer wenn es zu hochenergetischen Stößen von Atomen oder Ionen untereinander oder mit Elementarteilchen oder Photonen kommt, können die beschriebenen Elektronenübergänge ausgelöst werden. Häufig überlagern sich bei diesen Vorgängen Bremsstrahlungs- und Linienspektren: auf dem Bremsstrahlungshügel sitzen die schlanken Emissionslinien der chemischen Elemente.
Beispiel eines Röntgenspektrums mit Anteilen der kontinuierlichen Bremsstrahlung und mit Röntgenlinien verschiedener Atomsorten (Quelle; Wikipedia, https://de.wikipedia.org/wiki/Charakteristische_R%C3%B6ntgenstrahlung#/media/Datei:Tube_Cu_LiF.PNG)
Alles in Allem ist die Suche nach astronomischen Quellen für Röntgenstrahlung also gleichbedeutend mit der Suche nach hochenergetischen Prozessen im Universum.
Für die Beobachtung von astronomischen Röntgenquellen mit erdgebundenen Röntgen-Teleskopen gibt es allerdings ein Problem: Röntgenstrahlen können unsere Lufthülle nicht durchdringen, da sie fast vollständig absorbiert werden und die Erdoberfläche nicht erreichen. Das mag erst mal merkwürdig klingen, da Röntgenstrahlen den menschlichen Körper leicht durchdringen können und Luft bekanntermaßen eine viel geringere Dichte aufweist. Für die Absorption ist aber nicht die Dichte, sondern die Anzahl der Atome, die der Strahlung im Weg stehen, von Bedeutung. Und die ist in der Atmosphäre aufgrund ihrer Dicke viel größer als beim Durchleuchten des menschlichen Körpers.
Für die Astronomie bleibt also nur der Gang in den Weltraum und damit zur Nutzung von Röntgensatelliten.
Röntgensatelliten
Röntgensatelliten benötigen ein abbildendes System zur Bilderzeugung (das eigentliche Teleskop), ein Röntgenspektrometer zur Messung der Energieverteilung und Detektoren für die Röntgenstrahlung. Als Teleskop wird allgemein ein sogenanntes Wolterteleskop verwendet, das aus ineinander gesteckten parabolischen und hyperbolischen Röhren mit einer Gold oder Iridiumbeschichtung besteht. Gold und Iridium haben für Röntgenstrahlen einen Brechungsindex kleiner als eins. Damit wird bei streifendem Lichteinfall Totalreflexion möglich, was Wolterteleskope ausnutzen, um die einfallenden Röntgenstrahlen zu fokussieren. Linsen oder Spiegel wie bei Teleskopen für sichtbares Licht können nicht verwendet werden, da ihre Brechkraft für Röntgenstrahlen zu gering ist bzw. Röntgenstrahlen von den verfügbaren Linsen- und Spiegelmaterialien absorbiert werden.
Funktionsprinzip eines Wolterteleskops mit ineinander geschachtelten paraboloisch und hyperbolisch geformten Röhren (Quelle: Wikipedia, https://de.wikipedia.org/wiki/Wolter-Teleskop#/media/Datei:Wolter-telescope.png)
Als Detektoren kommen CCD-Kameras zum Einsatz. Für die Auftrennung von Röntgenstrahlen unterschiedlicher Energie werden spezielle Gitterspektrometer verwendet.
Röntgensatelliten werden seit den 1960er Jahren in den Weltraum geschossen. Die meisten sind inzwischen außer Betrieb gesetzt. Einer der bekanntesten Satelliten war ROSAT der ESA (European Space Agency), der 2011 beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre planmäßig verglüht ist. Im Folgenden sollen aus Platzgründen nur die wichtigsten aktiven Satelliten kurz besprochen werden.
CHANDRA:
Illustration des Röntgensatelliten CHANDRA (Quelle: NASA)
Der 4,8 t schwere und 13,8 m lange Röntgensatellit der NASA, der 1999 gestartet wurde, läuft auf einer stark elliptischen Bahn um die Erde. Seine Erdentfernung zur Erde beträgt 16.000 bis 139.000 km und seine Umlaufzeit ca. 64 Std.
Ziele:
Generelle Untersuchung von Hochenergieprozessen in der Nähe von Quasaren, Schwarzen Löchern, Neutronensternen, Supernovae etc.
Besonderheit:
sehr hoch aufgelöste Röntgenbilder.
Teleskope:
vierfach verschachteltes Wolter-Teleskop mit Iridiumbeschichtung; 2,7 m lang; Abweichung von Parallelität der Teleskopröhren: 1,3 µm (das entspricht einer Abweichung von 1 mm bei einer Rohrlänge von ca. 200 m). Winkelauflösung: 0,5 Bogensekunden (entspricht der Größe einer Centmünze in ca. 5km Entfernung!).
Instrumente:
ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer): abbildendes CCD-basiertes Röntgenspektrometer im Energiebereich von 0,2 bis 10 keV (6 – 0,12 nm Wellenlänge), dem wahlweise ein Transmissionsgitter für den Bereich 0,09 – 3 keV (LETGS: Low Energy Transmission Gratings Spectrometer; Auflösung: 0,005 nm) oder 0,4 – 10 keV (HETGS: High Energy Transmission Gratings Spectrometer; Auflösung: 0,001 – 0,002 nm) vorgeschaltet werden kann.
Missionsseite der NASA:
https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
XMM Newton:
Illustration des Röntgensatelliten XMM Newton (Quelle: ESA)
Der 3,8 t schwere und 10 m lange Röntgensatellit der ESA, der 1999 gestartet wurde, läuft auf einer stark elliptischen Bahn um die Erde. Seine Entfernung zur Erde beträgt 7.000 bis 114.000 km und seine Umlaufzeit ca. 48 Std.
Ziele:
(i) Untersuchung energiereicher Prozesse im frühen Universum
(ii) Prozesse in der Umgebung von Schwarzen Löchern und Neutronensternen
(iii) Details der Sternbildung in Regionen mit hohen Stern-Geburtenraten
(iv) Erforschung von Galaxien-Clustern
Besonderheit:
Messungen aller Instrumente geschehen gleichzeitig.
Teleskope:
Drei zusammen geschaltete Wolter-Teleskope mit jeweils 58 koaxialen Reflektoren, die eine hohe Lichtempfindlichkeit besitzen (Maximum bei 7 keV), aber eine relativ geringe Winkelauflösung von 5 Bogensekunden.
Instrumente:
(i) Je Wolter-Teleskop eine spezielle CCD-Kamera (EPIC: European Photon Imaging Camera); Detektionsbereich: 0,1 – 15 keV; hohe zeitliche Auflösung (jedes Einzelphoton wird registriert); die Energieauflösung beträgt 1/20 bis 1/50 der Photonenenergie
(ii) Reflection Grating Spectrometer (RGS): Energieauflösung 1/100 bis 1/800 der Photonenenergie im Bereich von 0,35 und 2,5 keV. Bei 2 Wolter-Teleskopen wird ein Teil der Röntgenstrahlung auf diese Spektrometer geleitet, um Einzelheiten der Energieverteilung genauer messen zu können
(iii) Optical Monitor: 30 cm Spiegelteleskop für gleichzeitige UV/VIS-Beobachtung des Röntgen-Detektionsgebiets
Missionsseite der ESA:
https://www.cosmos.esa.int/web/xmm-newton
NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array):
Illustration des Röntgensatelliten NuSTAR (Quelle: NASA)
360 kg schwerer Röntgensatellit der NASA, der 2012 gestartet wurde. Er zieht auf einer fast kreisförmigen Bahn in ca. 600 km Höhe um die Erde (Umlaufzeit ca. 1,5 Std.).
Ziele:
(i) Erforschung und Charakterisierung von Röntgenquellen im hohen Energiebereich bis zu 80 kEV
(ii) Beispiele für Objekte, die mit NuSTAR beobachtet werden sollen: Schwarze Löcher, Supernovae, Relativistische Jets, die Milchstraße, Korona der Sonne
Besonderheit:
Spektroskopie und Bilderfassung bis zu 80 keV Röntgenstrahlung (Detektormaterial: CdZnTe) mit Winkelauflösung unter 1 Bogenminute.
Teleskope:
Zwei gleich ausgerichtete Wolter-Teleskope mit großer Brennweite (Montiert an einem 26 m langen Ausleger).
Missionsseite der NASA:
https://www.nasa.gov/mission_pages/nustar/main/index.html
eROSITA:
Foto des Röntgenteleskops eROSITA (Quelle: MPI f. Extraterristrische Physik)
Röntgenteleskop des MPI für Extraterristrische Physik an Bord von Spektr-RG, einem deutsch-russischen Satelliten zur Durchmusterung des Himmels nach Röntgenquellen, das 2019 gestartet wurde.
Ziele:
(i) Kartierung des heißen intergalaktischen Gases in 50 – 100 Galaxien-Clustern
(ii) systematische Suche nach Akkretionsscheiben Schwarzer Löcher in nahen Galaxien und Detektion aktiver Galaxienzentren (supermassive Schwarze Löcher) in ca. 3 Mio Galaxien
(iii) Durchmusterung und Kategorisierung von Röntgenquellen in der Milchstraße
Teleskope:
Sieben identische Wolter-Teleskope mit je 54 ineinander geschachtelten Spiegeln (Goldbeschichtung). Energiebereich: 0,3 – 10 keV; Energieauflösung 168 eV bei 6keV; mittlere räumliche Auflösung, da das Hauptziel die Ermittlung der großräumigen Struktur des Universums und die Testung kosmologischer Modelle (Dunkle Materie, Dunkle Energie) ist.
Informationsseite des Max Planck Instituts für Extraterristrische Physik:
https://www.mpe.mpg.de/eROSITA
Wie auch bei anderen Satellitentypen kann man nur bewundern, welche Möglichkeiten heutige Röntgensatelliten für die Astronomie bieten.
Und vielleicht denkt man ja beim nächsten Arztbesuch daran, dass sich mit Röntgenstrahlen nicht nur Geheimnisse unseres Körpers, sondern auch die des Universums entschleiern lassen…
Weitere Quellen:
BR Alpha Centauri: Woher kommt die Röntgenstrahlung im All?
Wikipedia-Artikel zu Entstehung und Eigenschaften von Röntgenstrahlung
Röntgenstrahlung bei LEIFI Physik
Röntgenstrahlung bei lernhelfer.de
