© J Westman 2000, 2005, 2008. Uppdat. 10 feb-08

Vampyrstjärnor, svarta hål och röntgenobservatorier.
Stjärnor som blir uppätna och materia som störtar ner i de svarta hålens o-återkalleliga gap skriar sin sista klagan som röntgenstrålning. De "svarta hålen" blev ett begrepp för gemene man i samband med att astrofysikerna upptäckte spår av dem med de första röntgen-observerande satelliterna. De första sändes upp 1970 . Röntgenstrålningen visar också på förhållanden kring hur vintergator uppstod för länge sedan - det vill säja långt ute i rymden. Sedan 1970 har röntgen-astronomin blivit den främsta observationsgrenen inom högenergi-astrofysiken. Nu (år 2000) tas en ny generation stora observatorier satelliter som observerar högenergi-fenomen, i bruk.

Röntgens strålning för andra seklet.
För etthundraett år sedan upptäckte Wilhelm Konrad Röntgen ett nytt slags ljus som var så kortvågigt att det trängde igenom många material som om dom inte alls fanns där, och andra material stoppade bara upp en del. För precis hundra år sedan ställde Maximilian Karl Ernst Ludvig Planck upp teorin att all elektromagnetisk strålning - radiovågor liksom synligt ljus och röntgen - förekommer i begränsade energipaket - ljuskvanta. Plancks ljus-teori fick bidrag av bland andra Albert Einstein. Fysikernas uppfattning av ljusets egenheter är att det bara har ett sätt att reagera på att man kör in energi i ett ljuskvantum - ju mera energi desto kortare våglängd får ljuskvantumet.

Astronomerna anser att elektromagnetisk strålning som har energier på 100 elektronvolt till 100 000 000 eV per foton ska räknas till röntgenområdet - det motsvarar våglängder på 12 nanometer till 12 tusendels nanometer (0,012 nm). En nanometer är en miljarde-dels meter. Synligt ljus har våglängder på 700 nanometer, rött, till 300 nanometer, violett. Strålning med kortare våglängder, från 300 till 12 nanometer kallas ultraviolett. Strålning som är ännu kortare än de mest energirika röntgens 12 tusendels nanometrar kallas gamma.

När man observerar strålning av röntgen-ljuskvanta, så vet man att det måste handla om höga energier i den atom-miljö därifrån strålningen kommer : hög temperatur, mycket stor hastighet, kraftiga gravitations- och magnetfält eller diverse kombinationer av dehär faktorerna. I astronomin blir det dubbelstjärnor som håller på att äta upp varann, gas som störtar ner på neutronstjärnor eller ner i svarta hål, utkast från de mest destruktiva stjärnexplosionerna astrofysiken känner eller andra ytterst våldsamma fenomen. Docent Pasi Hakala vid Helsingfors Universitet är en av de finländska forskare som kommer att använda det nya röntgen-satellitobservatoriet XMM-Newton i sin forskning - och han betonar att röntgen-strålkällornas avstånd spänner över nästan alla de astronomiska avståndsskalorna:

"Det är en enorm skala, de närmaste röntgenkällorna finns på bara några tiotals ljusårs avstånd, i vårt omedelbara grannskap, medan de mest avlägsna finns på miljarder ljusårs håll, alltså man rör sig då i det observerbara världsalltets yttre gränsmarker."

Röntgenastronomin fick sin början då amerikanska forskare som på 1940- och 1950-talen använde gamla tyska V2-raketer detekterade röntgenstrålning från solen. Det är solens heta yttre atmosfär, koronan, som sänder ut röntgenstrålning men de stora soutbrott som kallas bloss, på engelska flare, ger sig först till känna med en skur röntgenstrålning.

Många av de fenomen som förorsakar röntgenstrålning kan också studeras inom andra våglängdsområden, tillexempel radiostrålning. I sig är ju radiostrålningen lågenergetisk, våglängden är ju miljoner till miljarder gånger längre än synligt ljus - men radiostrålning kan också uppstå på andra vägar än genom värme, vilket ju hela den elektroniska kommunikationstekniken bygger på. Radiostrålning förorsakas även av energirika astronomiska fenomen, tillexempel materien kring en neutronstjärna är upphettad till hundratusentals till miljoner grader - det betyder att elektronerna i atomernas skal har slagits bort och materien är i form av plasma - atomkärnor och fria elektroner - sådan materia leder kraftiga elektriska strömmar och där förekommer kraftiga magnetfält. När elektroner som rör sig i magnetfält tvingas i cirkelbanor tvärs fältets riktning så förlorar de endel energi i form av radiostrålning.

Före andra världskriget upptäckte fysiker att de hade en eneriförlust i en typ av partikelacceleratorer som kallas synkrotroner. Det visade sig att det handlade om elektroner som tvingades runt i synkrotronens magnetfält och därför strålade bort energi. Därför kallas alltjämnt det här slags radiostrålning synkrotronstrålning, också när den kommer från himla-objekt. Och den kan upptäckas från marken med radioteleskop.

Synkrotronstrålningen visade att det kunde vara ide att observera i röntgen-området. Radioastronomerna upptäckte tillexempel att ett litet gasmoln - en liten nebulosa - i stjärnbilden Oxen - nära den av Oxens hornspetsar som är närmare Orion - sände ut synkrotronstrålning. Man visste ur kinesiska anteckningar att en stjärn-explosion hade synts där år 1054 - och att nebulosan var ett spår av explosionen. En supernova-rest, alltså. I ett litet teleskop ser den ut som nånting som på god finlandssvenska skulle kallas ett "Puka-djur" men astronomer kan inte finlandssvenska så de kallar den Krabbnebulosan. Synkrotronstrålningen gav vid handen att röntgenstrålning kunde tänkas komma därifrån. Astrofysikern Riccardo Giacconi med medhjälpare sände i juli 1962 upp en första raketsond med röntgenindikatorer. De var ute efter röntgenfluorescens från månen men upptäckte strålning som verkade komma från mycket längre bort. På den tiden gav detektorerna röntgenkällans positon med nån grads noggrannhet. Under ett raketexperiment skickade Herbert Friedmans forskargrupp upp raketen just då månen rörde sig mot Krabbnebulosan och månskivans kant täckte den medan raketen befann sig på höjd - röntgendetektorn visade att strålningen skärmades av och så var supernova-resten i Oxen definierad som ett röntgen-objekt - Taurus-X-ett, där X står för X-raysom är engelska för röntgenstrålning. Den kommer från ett kompakt objekt – en neutronstjärna, som är det som finns kvar av år 1054 års supernova.

Från och med 1970 har röntgenastronomi bedrivits med satelliter som för vart årtionde har blivit allt större och gett allt noggrannare resultat. De senaste katalogerna på röntgenkällor är uppe i flera hundra tusen, ändå representerar de bara de allra klaraste strålningskällorna – miljoner svagare återstår att upptäcka.

De senaste i raden satelliter är USAs Chandra och europeiska rymdorganisationens XMM-Newton. Chandra togs i bruk i fjol, 1999, och XMM-Newton under mars-april 2000.

De flesta näraliggande röntgenkällorna uppstår då stjärnor växelverkar - det studerar jag, säjer docent Pasi Hakala och förklarar: strålningen kommer från det inre av en såkallad uppsamlingsskiva.Massa som strömmar från en stjärna till ett kompakt objekt intill, faller inte rakt ner utan bildar en uppsamlings-skiva som roterar runt den massiva kroppen. Som astrofysikerna kallar det, "kompakt kompanjon", de säjer så för att slippa ta ställning till om det är en vit dvärgstjärna, en mycket mer kompakt neutronstjärna, eller rentav ett svart hål, som ju är så pass kompakt att inte ens ljuset kan fly ut därifrån.

Friktionen i gas-skivan gört att den förlorar energi och faller inåt. Samtidigt upphettas gasen så mycket att strålningen från de inre delarna av uppsamlingsskivan blir ultraviolett och röntgen, likaså uppstår röntgenstrålar då gasmassorna störtar ner på tillexempel en neutronstjärnas yta, bromsas upp och hettas upp.

Vi ska betrakta en klassisk röntgenkälla: Ett av de många bisarra objekten som upptäcktes på sjuttitalet katalogiserades av astronomerna Stephenson och Sanduleak år 1977 och fick då nummer SS 433, det ligger i stjärnbilden Örnen på ett avstånd som uppskattas till 16-tusen ljusår eller så. SS 433 ligger inom en gammal supernova-rest, och det kännetecknas av att det strålar ut två gas-strålar, jet-strålar kallar astronomerna dem. Gashastigheten i jet-strålarna är mycket hög, hela 80 000 kilometer i sekunden.

År 1976 upptäcktes SS 433 med instrument på röntgensatelliten Ariel-V. SS 433 är inte särskilt ljusstark i synligt ljus, men den strålar även inom radio-området och man har upptäckt gammastrålning därifrån. Astrofysikerna kan tolka vad som pågår där dels utgående från strålningskällornas spektrum, som visar både grundämnesfördelning och rörelser, och arten av strålning som visar temperatur.

Modellen för SS 433 som astrofysikerna har kommit till är, att det handlar om en såkallad "röntgen-dubbelstjärna". Gas - mest väte - från en någorlunda normal stjärna strömmar över till en intill-liggande kompakt kropp och bildar en uppsamlings-skiva kring det. Endel av materian på uppsamlingsskivans ytor får så att säja inte rum att falla ner på det kompakta objektet och därför pressas det ihop av trycket och kastas sedan ut vinkelrätt från uppsamlings-skivan.

Den här modellen har visat sig vara förvånande vanlig, den förekommer i många storleksskalor, från stjärn-par med jetstrålar på några ljusårs längd, till det som sker i såkallade aktiva galax-kärnor där radioastronomerna sedan sextitalet har kartlagt gas-jets med längder på miljoner ljusår! Gasstrålarna kommer alltid från nånting mycket kompakt inne i en galax, ett objekt med massor som miljoner eller miljarder solar, som strålar i röntgenområdet. En röntgenkälla i vår Vintergatas centrum strålar mycket svagt – men astrofysikerna är övertygade om att ett massivt svart hål slumrar också där.

Docent Pasi Hakala vid Helsingfors Universitet säjer att de här röntgenkällorna tolkas som gas - rentav om stjärnor- som störtar in i jättestora svarta hål - miljoner och rentav miljarder solmassor - i galaxernas centrum.

Men tillbaka till den klassiska röntgen-dubbelstjärnan SS 433. Den synliga stjärnan har en massa på några gånger Solens, och paret kretsar kring varann ett varv på bara 13 dygn, dom ligger alltså bara några miljoner kilometer från varandra, och det kompakta objektet sliter ut gas ur stjärnan och så bildas uppsamlingsskivan.

Det som har hänt där är att två tunga stjärnor uppstod som ett par i ett interstellärt gasmoln. De utvecklades först var för sig, den ena nådde så slutet av sin vanliga stjärn-tillvaro, svällde upp, dumpade en del materia på den andra och exploderade slutligen som en supernova - ljuset från den smällen kom till jorden för kanske tiotusen år sedan. Det som blev kvar var det kompakta objektet - troligast en neutronstjärna, eventuellt ett svart hål. Den andra stjärnan genomgår nu den fas av sin utveckling där den sväller upp och förlorar den massa tillbaks till sin förra kompanjon. En riktig vampyr-stjärna! Och den är inte ens unik, liknande vampyrstjärnors röntgenstrålning upptäcks både i Vintergatan och även från andra Vintergator än vår.

Och vad ska hända med SS 433? Ja, det kompakta objektet ökar i massa medan stjärnan minskar och enligt en teori som har lagts fram av astrofysikern Kip Thorne kommer de båda att smälta samman till slut: då uppstår en utvidgad röd jättestjärna med den kompakta kroppen i mitten - om det nu inte går så att hela härligheten exploderar - och det finns tecken på att explosioner kraftigare än supernovor förekommer - hyper-novor talar man numera om, och man ser i dem förklaringen till den uppblossningar av gammastrålning som iakttas från alla håll i rymden med gammaindikatorer - och där bland annat röntgensatelliten Beppo-SAX har gett astrofysikerna ledtrådar för de modeller de håller på att ställa upp. Och de allra nyaste röntgensatelliterna, USAs Chandra och ESAs XMM-Newton - de används för att få mera klarhet i de här och andra fenomen.

Chandra och XMM-Newton.

USA har satsat över en miljard dollar på sitt röntgenobservatorium Chandra och europeiska rymdorganisationen ESA 680 miljoner euro på sin observatorie-satellit XMM-Newton. Det är enorma summor, över sex miljarder (dåtida!) finska mark för Chandra och omkring 4 miljarder mark för XMM-Newton. De första observationerna med både Chandra och XMM-Newton lovar att satsningarna inte har varit förgäves.

Röntgen-astronomi började på förti- och femtitalen som försök med höjdraketer och ballonger. Det första egentliga röntgen-observatoriet var en liten satellit - Small Astronomy Satellite- eller SAS-1, som efter starten, i december 1970 från en före detta oljeborrplattform utanför Kenias kust fick namnet Uhuru - suahili för "Frihet".

Med detektorerna på Uhuru upptäcktes ett par hundra röntgenkällor på himlen , bland dem röntgenkällan Cygnus-X-1 i Svanens stjärnbild. När man såg efter, det vill säja gjorde observationer i synligt ljus visade det sig handla om en blå jättestjärna med ungefär 20 solmassor som har en i ljus osynlig kompanjon med ungefär 10 solmassor. Röntgenstrålningen kommer från gas, som den osynliga strålningskällan sliter åt sig från stjärnan. Gasen samlas till en uppsamlingsskiva som förtätas och hettas upp innan den störtar ner mot den osynliga kompanjonen. Den första indikationen på att det handlade om ett svart hål som par till en stjärna.

Instrumenten på Uhuru och på den brittiska röntgensatelliten Ariel-fem, uppsänd 1974, upptäckte sammanlagt 339 röntgenobjekt. Med blotta ögat ser man 3 000 stjärnor en mörk natt – de första röntgensatelliterna såg inte röntgenstrålningen så bra som ett människoöga i synligt ljus.

Framgången med Uhuru och Ariel-V ledde till att de första egentliga röntgenteleskop-bärande satelliterna konstruerades. Det var satelliter som USAs Copernicus och Einstein i slutet av 1970-talet, ESAs Exosat och de första japanska röntgenobservatorierna Hakucho, Tenma, på åttitalet och den tysk-brittiska Rösat från 1990, ett par japanska satelliter och den nederländsk-italienska Beppo-SAX i mitten av 1990-italet, som med sina känsliga instrument har ökat de kända röntgenobjektens antal från tusental till hundratusental. Nu såg satelliterna röntgenkällor som Galileo Galilei såg stjärnorna på sextonhundratalet.

Röntgenteleskop för bilder.

Det är inte lätt att göra ett röntgenteleskop för att få riktiga bilder av saker som strålar i röntgenljus.

Röntgenstrålar går rakt igenom linser eller vanliga teleskop-speglar. Emellertid kommer ett röntgenkvantum som snuddar vid en metallspegel i en mycket låg vinkel -högst 2 grader – att studsa från den på samma sätt som en sten som man kastar smörgås med fås att hoppa över en vattenyta. I praktiken är det fråga om flera svagt dubbel-koniska metallrör innanför varann. Röntgenstrålarna studsar först mot den flackare yttre ytan, böjs inåt lite, och träffar då den lite brantare inre ytan som böjer av dem lite mera - totalt blir det ett par grader. Det blir mycket långa instrumenthelheter - i observatoriet XMM kommer röntgenstrålningen till fokus 7,5 meter från spegelanordningarna. Chandras teleskop har brännvidden 10 meter.

XMM-s namn kommer sig av X-ray Multi Mirrors, Multi står för att varje röntgenstrålningsinsamlingsanordning är uppbyggd av 58 såna här snuddningsrör innanför varandra, och det att Mirrors står i pluralis betecknar att observatoriet har tre sådana här instrument. Nu har den döpts om till XMM-Newton efter Sir Isaac Newton, grundare av den klassiskt-modärna fysiken.

I två av de tre teleskopen träffar strålningen sedan ett gitter, som böjer av fyra tiondelar av strålningen och samtidigt sprider ute den efter energi till ett energispektrum, som träffar spektralindikatorer vid sidan av de egentliga bildindikatorerna som får sex tiondelar av strålningen. Det tredje teleskopet sänder all strålning till bildgivare. Vart och ett av teleskopen har en bildskärpa på 6 till 15 bågsekunder , inte riktigt lika bra som ett modärnt teleskop i synligt ljus , däremot är strålnings-känsligheten i samma klass.

Docent Pasi Hakala, som väntar sig att få använda XMM-data i sin forskning berättar hur det hela fungerar:

Som detektorer används röntgenkänsliga CCD-kameror, som i princip är likadana eller släkt med de CCD som används i videokameror, det handlar om halvledaranordningar där en bild bildas, här är det röntgenstrålningen som skapar bilden. Detektorerna i huvudfokus ger bilder och kurvor över ljusstyrkan det vill säja hur strålningsmängden varierar med tiden.

I princip är det som sker att när de enskilda fotonerna når detektorerna, så kommer detektorerna att för varje foton notera tidpunkten då den kommer, den plats på detektorn som den träffar och vilken energi fotonen har. Det vill säja vi gör en stor fotonlista där varje foton registreras med fyra egenskaper: två plats-koordinater, tiden och energin, sedan kan vi datorbehandling gruppera dom och sortera dom som vi vill, göra bilder i olika energiområden, se hur bilden utvecklas under nån tidsrymd, ta ut spektrum på de olika energinivåerna och identifiera vilka grundämnen som strålar där och med vilken hastighet den strålande materian rör sig i synlinjens riktning.

Om man då tillexempel observerar en såkallad uppsamlingsskiva runt ett svart hål så får man veta hur het gasen intill det svarta hålet är, hur snabbt den roterar, ur hastighet och rörelsetid får man reda på vilka mått uppsamlingsskivan har och man kan beräkna hur stora mängder material som störtar mot den kompakta kroppen i mitten av uppsamlingsskivan. Och en hel del annat.

Därtill har XMM-Newton ett 30 centimeters spegelteleskop för synligt ljus och ultraviolett. Ute i rymden ger det här teleskopet samma bildskärpa som ett 4 meters teleskop ger på marken.

. Samtidigt som röntgenstrålningen från ett objekt registreras får man se vad som händer där i synligt ljus och i ultraviolettområdet. Det hela är en mycket kraftfull kombination, säjer docent Pasi Hakala.

USAs motsvarande stora röntgenteleskop, Chandra, hade redan varit i observationsanvändning ett halvår innan XMM kom upp i omloppsbana. Namnet har givits för att hedra en av nittonhundratalets stora astrofysik-teoretiker, nobelprisbelönte Subrahmanyan Chandrasekhar. Chandras telesakop har bara har fyra snuddnings-reflex-rör innanför varandra - men de här rörens ytformgivning koncentrerar röntgenstrål-fotonerna så att bildskärpan får en vinkeldiameter på en halv bågsekund - Chandras teleskop får i och med det en synskärpa som ungefär motsvarar synskärpan i ett bra teleskop för synligt ljus. Chandra ser inte lika svaga röntgenkällor som XMM men den ger skarpare bilder - en halv bågsekund mot XMMs 6 till 15 bågsekunder , men sen igen är Chandra nästan färgblind jämfört med XMM-Newton - alltså det europeiska teleskopet får ut minst trefalt mera våglängdsinformation än det amerikanska. Med den synskärpan och känsligheten kan astrofysikerna få veta vad det är för röntgen-strålkällor som lyser från det unga Universum då ur-galaxerna – med de tidigaste stjärnorna – uppstod.

Chandra och Newton: första resultat (2000)
Chandras och XMM-Newtons första observationer visar redan på den rika skörd som väntar. Chandra har kartlagt röntgenstrålning från supermassiva svarta hål både i centrum av Vintergatan och Andromeda-galaxen, massor som miljoner stjärnor, och hundratals svarta hål med massor som enskilda stjärnor – några gånger solens massa. Det som sker intill de svarta hålen med massor några gånger solens massa är spännande fysik, men mängden frågetecken ökar ifråga om de såkallade supermassiva svarta hålen. Det förefaller finnas två slag även av dem - sådana med massor på miljoner solar, som i Andromeda och Vintergatan, och sådana som har massor som ännu är tusenfalt större: miljarder solmassor. Frågan är på vilket sätt dehär till sin upppkomst är väsensskilda från de svarta hålen med massor som enskilda stjärnor, och från varann.

Nytt är att de supermassiva svarta hålen i galax-kärnorna har stråltemperaturer på bara hundratusentals grader mot miljongrader för svarta hål med enbart stjärnors massa. Astrofysikerna frågar varför?

En fråga som Chandra-observationer belyser berör direkt vår egen existens, nämligen hur grundämnen uppstår. Teorin säjer, att grundämnen som är tyngre än väte och helium bildas i stjärnorna, lättare grundämnen som kol, syre eller kväve kan uppstå redan i mindre stjärnor som vår sol och sedan spridas ut då solen blåser ut materia som såkallad solvind. Tyngre grundämnen - fram till järn – kräver de högre temperaturer som bara förekommer inuti tyngre stjärnor, och de allra tyngsta grundämnena, som guld eller uran, förutsätter våldsamma energier, som bara förekommer då stjärnor exploderar. Därtill kommer att dedär grundämnena också ska kastas ut från stjärnornas centrala delar och ut i rymden.

Chandra- observationer av supernova-resten Cassiopeja-A visar vad som sker. Avståndet till Cas A har bestämts till elvatusen ljusår, det besynnerliga är att supernovans ljus uppenbarligen bör ha nått oss kring år 1680 men den observerades inte då. Supernovaresten man ser nu är omkring tio ljusår i diameter och explosionsgaserna rör sig fortfarande med tusentals kilometer i sekunden genom den interstellära gasen och förorsakar chockvågor som höjer gastemperaturen till ett tiotal miljoner grader och det betyder röntgenstrålning.

Då den senaste närbelägna stora supernovan flammade upp i Stora Magellanska molnet vintern 1987 fick astrofysikerna för första gången spår på vad som sker i explosionens begynnelse och det verkade då som om stjärnan vänder sig in-och-ut vid smällen. Nu bekräftar Chandras observationer av Cas A detta - järn har nämligen flera klara spektrallinjer i röntgenområdet och i Chandras spektrum från Cas A finner man strålsignaturen från järn, som uppstod i supernovans centrum, det är nu ute vid explosionsmolnets yttre rand. Materian med järn och andra tunga grundämen har skjutits ut som projektiler genom stjärnans yttre massa - sådär tjugo solmassor - av väte, helium och andra lätta grundämnen. Klumparna har hittills undgått upptäckt för röntgensatelliterna före Chandra har inte haft instrument med synskärpa nog för att kunna upptäcka dem.

Det som har skett är att silicium-atomer djupast inne i stjärnans centrum exploderade och bildade först radioaktivt nickel vid fem miljarder graders temperatur, nickelmaterialet kastades ut och sönderföll efterhand till kobolt och järn - det är det här sönderfallet som ger suypernovorna deras oerhörda öjusstyrka under veckorna efter själva explosionen.

Längre in i supernovaresten upptäcks kisel-rika gasklumpar, som har uppstått lite utanför stjärnans centrum då syre har omvandlats till kisel vid tre miljarder graders temperatur. De kiselrika klumparna har inte kastats ut med samma energi som de järnrika klumparna, så de har inte hunnit så långt ut. Men med tiden ska de spridas och ingå i gasa- och stoftmolnen mellan stjärnorna, de som till slut drar sig samman och bildar nya solsystem.

De första provobservationerna med XMM-Newton visar just sådana skeenden i Tarantula-nebulosan i Stora Magellanska Molnet – både hur nyskapade grundämnen har kastats ut och hur de sedan dras samman till nya solsystem.

Slutligen har observationerna visat att den röntgenstrålning som föreföll bilda en diffus bakgrundsstrålning runt hela himlavalvet i sjä,lva verket består av den samlade effekten av ett otal punktformiga källor, den härrör sig från långt borta belägna galaxer som var röntgenaktiva i Universums barndom.


Skicka kommentarer till juhani.westman@welho.com
Tillbaka till första astro-sidan.
Tillbaka till paradsidan.