4. Röntgen-Durchmusterungen

4. Röntgen-Durchmusterungen
Bereich: ~ 0.1 - 10 keV = 2.4 • 1016 – 2.4 • 1018 Hz = 1.25 – 125 Å
Atmosphäre in diesem Wellenlängenbereich nicht durchlässig
Flusseinheit: ergs cm-2 s-1
Satelliten
‘‘The early years‘‘
Durchlässigkeit der Atmosphäre für Röntgenstrahlen hängt stark von
deren Energie ab:
30 keV: 35 km => Ballonexperimente
3 keV: 80 km => Raketen
<1 keV: 200 km => Satelliten
Erste Messungen nach dem 2. Weltkrieg mit V2-Raketen:
Röntgenstrahlen von Sonne entdeckt
In den 1950ern: weitere Untersuchungen der Sonne, keine weiteren
Quellen gefunden.
Geburtsstunde der Röntgenastronomie: 18. Juni 1962
Start einer Aerobee Rakete mit 3 Geigerzählern mit dem Ziel
Röntgenstrahlen vom Mond (Wechselwirkung des Sonnenwindes
mit der Mondoberfläche) zu detektieren. Beobachtungszeit 6min!
-- erfolglos
Aber: Starke Röntgenstrahlung aus dem Sternbild Skorpion
entdeckt
Sco X-1
erste Röntgenquelle außerhalb des
Sonnensystems. Erst 5 Jahre später konnte die Position exakt
lokalisiert werden, 9 Jahre später die Natur der Quelle bekannt.
Röntgendoppelstern, hellste Röntgenquelle am Himmel
Dazu wurde noch diffuse, isotrope Strahlung entdeckt
kosmischer Röntgenhintergrund
Leiter des Experiments und ‘‘Urvater‘‘ der Röntgenastronomie:
Riccardo Giacconi
Aerobee Rakete
Nobelpreis für Physik 2002
Scan über Sco X-1 1967, 3min,
Feld des Detektors 5o • 30o
POSS-Ausschnitt 1o • 1o
Sco X-1 ist markiert und total
unscheinbar
Uhuru
Uhuru: ‘‘Freiheit‘‘ auf Swahili, Start 12. 12. 1970 von Kenia
(7. Unabhängigkeitstag Kenias)
Erster Röntgensatellit, Lebensdauer: 2 Jahre (Dez. 1970 – März 1973)
2 Proportionalzähler, 2-20 keV, 30‘ Winkelauflösung, Pos.Genauigkeit
10-30‘ je nach Helligkeit der Quelle
Erster All-Sky Survey des Röntgenhimmels:
Surveylimit ~ 3 • 10-11 ergs cm-2 s-1
339 Röntgenquellen entdeckt (4. Uhuru Katalog), Doppelsterne,
Supernovaüberreste, Seyfert Galaxien und Galaxienhaufen
HEAO-1
HEAO-1 (High Energy Astronomy Observatory): erster
großer Röntgensatellit mit 4 Experimenten
Lebensdauer: August 1977 – Januar 1979
Energiebereich: 0.2 keV – 10 MeV
Wichtigstes Experiment: LASS = Large Area Sky Survey
experiment, 7 Proportionalzähler in 2 Modulen mit
1o • 4o bzw. 1o • 0.5o
Gute Winkelauflösung, Pos.Genauigkeit ca. 15‘,
Energiebereich: 0.5-25 keV
All-Sky Survey: 842 Quellen entdeckt (90 AGN, 176 Galaxienhaufen, 98
Röntgendoppelsterne, 22 Supernovaüberreste, 22 sonstige Sterne, 50% der Quellen
unbekannt)
Limit: 4.8 • 10-12 ergs cm-2 s-1 (2-10 keV)
Uhuru 1970, 339 Quellen
HEAO-1 1977, 842 Quellen
ROSAT 1990, ~150000 Quellen,
davon 20000 ‘‘helle‘‘ Quellen
(hier gezeigt)
Einstein = HEAO-2
Erstes abbildendes Röntgenteleskop
Lebensdauer: November 1978 – April 1981
Energiebereich: 0.2 keV – 20 keV
IPC: Imaging proportional counter, 75‘ Feld, FWHM ~ 1‘
HRI: High resolution images, 25‘ Feld, FWHM ~ 2‘‘
Kein All-Sky Survey, dafür erste tiefe Felder,
erste Gastbeobachtungen, mehrere tausende zufällig neu
entdeckte Objekte
Chandra
Chandra (früher AXAF) launched Juli 1999,
nominelle Missionsdauer 5 Jahre
14m lang, 4.5 schwer, in extrem elliptischem Orbit
(10000/140000 km perigee/apogee)
Energiebereich: 0.1 – 10 keV
Sammelfläche: 800 bzw. 400 cm2 bei 0.25 bzw. 5 keV
2 Instrumente: High-resolution Camera (HRC) 16‘ • 16‘ Feld,
Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) 30‘ • 30‘ Feld
Superbe Winkelauflösung (0.5‘‘), Positionsauflösung 0.4‘‘
Wichtigste Aufgabe: Untersuchung des diffusen Röntgenhintergrundes
bei 2 – 8 keV
XMM-Newton
ESA Projekt, launched Dez. 1999,
nominelle Missionsdauer 10 Jahre
10m lang, 4.5 schwer, in extrem elliptischem Orbit
(7000/114000 km perigee/apogee)
Energiebereich: 0.1 – 15 keV
Sehr große Sammelfläche: 1500 cm2 bei 1 keV, Winkelauflösung 6‘‘
3 Instrumente: European Photon Imaging Cameras (EPIC/EPIC-pn),
für Spektroimaging 30‘ • 30‘ Feld, Reflection Grating Spectrometer
(RGS), Feld 5‘, Spektrale Auflösung 200-800
Spezielles Feature: UV-Optisches Teleskop an Bord
(30cm, 1800-6500 Å) zu Simultanbeobachtungen
Kosmischer Röntgenhintergrund
Nach seiner Entdeckung durch Giacconi (1962) war Natur lange
unklar und kontrovers diskutiert. Isotrop oberhalb 2 keV, keine
Korrelation mit galaktischen Quellen (im Gegensatz zum diffusen
Hintergrund bei Energien < 1 keV).
Es gibt im Prinzip 3 Möglichkeiten:
a) Durch diskrete Quellen, die nicht aufgelöst werden konnten
b) Streuung von Photonen des Mikrowellenhintergrundes an
hochenergetischen Photonen (z.B. von AGN) inverse
Comptonstreuung
c) Thermische Bremsstrahlung von intergalaktischem/intracluster
Gas
Diffuser Röntgenhintergrund gesehen von ROSAT
Giacconi et al. (1979): Analyse von 43 diskreten Quellen aus 2 Medium-Deep Surveys
von EINSTEIN
können Hauptteil des diffusen Hintergrundes ausmachen
Möglichkeit a)
Marshall et al. (1980): Messungen mit HEAO-1.
Spektrum des Hintergrundes bei 3-50 keV zeigt
exakt Form die man für frei-frei Strahlung eines
optisch dünnen Plasmas (thermische
Bremsstrahlung) bei 40 keV (5 • 108 K) erwartet
diskrete Quellen unwahrscheinlich
Möglichkeit b)
Möglichkeit c) konnte noch nicht getestet werden, da noch keine/kaum Quellen bei
hohem z bekannt waren.
Problem: Mangelnde Empfindlichkeit und Auflösungsvermögen
Lösung: Tiefe Surveys mit modernen Observatorien (ROSAT, XMM, Chandra)
Tiefe Röntgensurveys
Feld
Band
[keV]
Limit
FOV
ergs cm-2 s-1 [arcmin2]
Exp
[ksec]
NH
[1019 cm-2]
N
N
gesamt
Rosat
0.5-2
1.2 • 10-15
900
1000
5.7
94
94
XMM
0.5-2
0.3 • 10-15
320
100
5.7
148
180
Lock-
2-10
1.4 • 10-15
112
mann
5-10
2.4 • 10-15
61
Chandra
0.5-2
3.0 • 10-17
Nord
2-8
2.0 • 10-16
Chandra
0.5-2
5.5 • 10-17
Süd
2-10
4.5 • 10-16
300
1000
16
325
360
265
390
950
8
307
251
350
R
O
S
A
T
X
M
M
C
h
a
n
d
r
a
N
C
h
a
n
d
r
a
S
Wichtigstes Ergebnis
80-90% des diffusen Röntgenhintergrundes konnte in diskrete Quellen
aufgelöst werden
Möglichkeit a) bestätigt (Giacconi vermutet)
Der weitaus größte Teil der Quellen sind AGN. Der Anteil der AGN
vom Typ II (Sy II, QSO II) nimmt zu höheren Energien (2-10 keV) hin
zu! Diese sind intrinsisch meist stark absorbiert (optisch sehr schwach)
+ deren Hostgalaxie dominiert oft das optische Spektrum.
Erstmalig konnten auch mehrere (bisher
nicht entdeckte, aber postulierte) QSO
vom Typ II bis zu hohen
Rotverschiebungen gefunden werden!
Interpretation
Der diffuse Röntgenhintergrund kann im wesentlichen als Summe der
Beiträge den AGN verstanden werden. Dabei entwickeln sich die
Seyfert-Galaxien und QSO als auch ihre Typen (I/II) unterschiedlich
Maximum bei z ~ 0.7 für Seyferts und z ~ 1.5 für QSO, Verhältnis
zwischen Typ I/II nimmt mit steigendem z ab (Gilli, 2001).
Log N – Log S –Diagramm aus den Röntgensurveys für versch.
Energiebereiche. Das Model (gestrichelte Linie) beschreibt die
gemessenen Werte recht gut!
Das Entwicklungsmodells der AGN beschreibt das Spektrum des
diffusen Röntgenhintergrundes fast perfekt, bei Energien < 1 keV
werden galaktische Quellen wichtig
Referenzen
XRB = diffuser Röntgenhintergrund
Exploring the X-ray Universe: P.A. Charles & F.D. Seward, 1995, Cambridge University Press,
ISBN 0521 43712 1, sehr schöne, allgemeinverständliche Einführung in die
Röntgenastronomie, etwas veraltet (1995), leider recht teuer (122,- € lt. Amazon)
heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/corp/observatories.html Tolle Webseite mit sämtlichen
Informationen, Bilder, Links etc. zu Röntgensatelliten (alt + neu)
Entdeckung Sco X-1 + XRB: R. Giacconi, 1962, Physics Review Letters, Vol. 9, S. 439
4. Uhuru Katalog: W. Forman, 1978, Astrophysical Journal Supplement, Vol. 38, S. 357
HEAO-1 Katalog: K.S. Wood, 1984, Astrophysical Journal Supplement, Vol. 56, S. 507
XRB Diskrete Quellen: R. Giacconi, 1979, Astrophysical Journal, Vol. 234, S. L1
XRB Spektrum: F.E. Marshall, 1980, Astrophysical Journal, Vol. 235, S. 4
Rosat Deep: I. Lehmann, 2001, Astronomy & Astrophysics, Vol. 371, S. 833
XMM Lockman Hole: G. Hasinger, 2001, Astronomy & Astrophysics, Vol. 365, S. L45
Chandra-Nord: W.N. Brandt, 2001, Astronomical Journal, Vol. 122, S. 2810
Chandra-Süd: A.J. Barger, 2002, Astronomical Journal, Vol. 124, S. 1839
XRB-Synthese: R. Gilli, 2001, Astronomy & Astrophysics, Vol. 366, S. 407