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INSTRUMENTE/346: XMM-Newton - Der Satellit mit den Röntgenaugen (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 3/13 - März 2013
Zeitschrift für Astronomie

Der Satellit mit den Röntgenaugen
Eine Zwischenbilanz der XMM-Newton-Mission

Von Matthias Ehle und Norbert Schartel



Das europäische Röntgenobservatorium XMM-Newton liefert seit 13 Jahren faszinierende Einblicke in die heißesten Regionen des Universums. Es ist das derzeit lichtempfindlichste aller Röntgenteleskope. Die Spanne der beobachteten Objekte reicht dabei von den Planeten unseres Sonnensystems über Sternentstehungsgebiete bis hin zu großskaligen Strukturen im frühen Universum.


IN KÜRZE
  • Das Weltraumteleskop XMM-Newton der ESA, im Dezember 1999 gestartet, hat von allen bisherigen Röntgensatelliten die größte effektive Sammelfläche für Röntgenstrahlen und kann daher besonders schwache Objekte aufspüren oder bei helleren schnelle zeitliche Änderungen feststellen.
  • Zu den beobachteten Quellen gehören Kometen und Planeten im Sonnensystem, Millionen Grad heißes Gas in den Koronen von Sternen, Akkretionsscheiben, Supernova-Überresten und in Galaxienhaufen sowie hochrelativistische Elektronen, die bei Ablenkung durch Magnetfelder Synchrotronstrahlung aussenden.
  • Sofern keine technischen Pannen auftreten, kann XMM-Newton bis zur Erschöpfung seines Treibstoffvorrats im Jahr 2026 betrieben werden.


Durch Beobachtungen des Himmels im Röntgenlicht können Astrophysiker extreme Vorgänge im Universum erforschen - zum Beispiel Materie, die in starken Gravitations- oder Magnetfeldern um einen kollabierten Stern gefangen ist oder gar in Schwarze Löcher fällt, und Stoßwellen heißen Gases in fernen Galaxienhaufen. Erkenntnisse über solch exotische und energiereiche Prozesse lassen sich nur mit Hilfe von Weltraumteleskopen gewinnen, da die Erdatmosphäre für Röntgenstrahlung völlig undurchlässig ist.

Das Röntgenobservatorium XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Satellite) der Europäischen Weltraumbehörde ESA gehört mit seinem NASA-Pendant Chandra zu den Speerspitzen der astrophysikalischen Forschung (siehe Bild. Dieser und alle folgenden Bildhinweise beziehen sich auf die Druckausgabe des Magazins). Beide wurden im Jahr 1999 in Umlaufbahnen um die Erde gebracht. Während XMM-Newton die größte Lichtsammelfläche aller derzeitigen Röntgensatelliten aufweist, gestatten Chandras Spiegel besonders hoch aufgelöste Abbildungen. Konzertierte Beobachtungen mit beiden Satelliten erlauben somit eine bislang unerreichte Auflösung sowohl in räumlicher, zeitlicher als auch spektraler Hinsicht. Der Blick von XMM-Newton reicht dabei von den Planeten unseres Sonnensystems über Galaxien bis hin zu den fernsten aktiven galaktischen Kernen. Wir möchten hier eine kleine Auswahl der spannendsten Ergebnisse der Mission XMM-Newton näher vorstellen.


Röntgenstrahlung aus dem Planetensystem

Sogar von der Erde fängt XMM-Newton Signale auf. Denn auch in der äußersten Schicht der Atmosphäre, der Exosphäre, entsteht Röntgenlicht: An der Grenze zum umgebenden Weltraum kommt es zu Wechselwirkungen der Gasteilchen mit den einfallenden energiereichen Partikeln des Sonnenwinds.

Dass auch Kometen Röntgenstrahlung aussenden, entdeckten Astronomen erst 1996. Dies war völlig unerwartet, denn solch energiereiche Strahlung stammt typischerweise von Quellen, die heißer als eine Million Grad sind. Kometen sind jedoch kalte Objekte, die man gerne auch als schmutzige Schneebälle bezeichnet. Anhand der mit XMM-Newton aufgenommenen Spektren gelang es, den zu Grunde liegenden Emissionsvorgang zu identifizieren, bei dem es sich um einen Ladungsaustausch handelt: Hochionisierte Kohlenstoff- und Sauerstoffatome des Sonnenwinds übernehmen dabei Elektronen von ungeladenen Atomen aus dem Gas des Kometen. Die Ionen binden die Elektronen zunächst in angeregten Zuständen, von wo sie durch Emission von Röntgenphotonen auf Niveaus niedrigerer Energie fallen.

XMM-Newton gelang es auch, von Jupiter und Saturn Röntgenstrahlung aufzufangen (siehe Bild S. 35 oben links). Planeten mit einem starken Magnetfeld strahlen sie während erhöhter Polarlichtaktivitäten ab. Chandra und XMM-Newton entdeckten mindestens zwei zeitlich variable Komponenten von entsprechender Strahlung an beziehungsweise nahe den Polen von Jupiter. Sie stammt aus den äußeren Bereichen der Magnetosphäre, die - im Gegensatz zur Aurora selbst - keine Röntgenphotonen abgeben sollte. Wahrscheinlich geht die gefundene Röntgenstrahlung auf ein kompliziertes System elektrischer Ströme in der Polregion von Jupiters Magnetosphäre zurück.

Eine internationale Forschergruppe um Konrad Dennerl vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) in Garching entdeckte mit XMM-Newton schwache Röntgenhalos beim Mars, die sich bis zum Achtfachen des Planetenradius ausdehnen. Als Ursache dafür erwiesen sich auch hier Ladungsaustauschprozesse in der dünnen Exosphäre (siehe Bilder S. 35). Die durch solche Prozesse verursachte Röntgenstrahlung ließ sich hier erstmals in der äußeren Atmosphäre eines anderen Planeten nachweisen.


Einblicke in die Aktivität von Sternen

Die magnetischen Strukturen der Sonne entstehen und verändern sich gängigen Annahmen zufolge durch Dynamoprozesse. Hochauflösende Röntgenspektroskopie ermöglicht es, die Profile und Verschiebungen von Spektrallinien zu beobachten, die wichtige Rückschlüsse auf Dichte, Temperatur und Zusammensetzung des heißen koronalen Gases erlauben. Der Vergleich von zuvor modellierten Spektren der stellaren Korona mit den nun verfügbaren Daten beobachteter Sterne warf mehrere interessante Fragen auf. So zeigte sich in den Koronaspektren ferner kühler Sterne eine Korrelation zwischen dem Vorkommen chemischer Elemente und der magnetischen Aktivität und ihrer zeitlichen Entwicklung: Der Quotient der Häufigkeiten von Neon und Eisen steigt um eine Größenordnung, wenn wir die Korona während der am wenigsten aktiven Phase mit der aktivsten vergleichen. Das Verhältnis Neon zu Eisen verändert sich sogar durch einzelne Eruptionen merklich. Dieser Effekt ist unerwartet und noch nicht verstanden.

Die Röntgenstrahlung massereicher heißer Sterne stammt vermutlich von kollidierenden Stoßwellen des stellaren Winds weit entfernt von der Sternoberfläche. Aufnahmen mit den beiden Observatorien bestätigen einige Aspekte dieses Modells, zeigen aber auch seine Grenzen auf: Beispielsweise verlieren massereiche Sterne weniger Materie als zuvor angenommen, und großräumige Stoßwellen in magnetisch eingeschlossenem heißen Plasma spielen eine wichtigere Rolle als bislang vermutet.

Sternentstehungsgebiete enthalten neu entstandene Sonnen, Protosterne und Wolken molekularen Gases. Mit XMM-Newton führte eine Gruppe um Manuel Güdel von der Universität Wien eine umfangreiche Untersuchung in der Taurus-Molekülwolke im Sternbild Stier durch. Diese enthält eine Vielzahl von T-Tauri-Sternen, einer Klasse junger Protosterne, die noch kontrahieren. Sie sammeln Materie aus der Molekülwolke auf, die dabei eine Akkretionsscheibe um den Stern bildet. Beobachtungen von Jürgen Schmitt von der Sternwarte Hamburg und seinen Koautoren zeigten, dass sich die Materie dort erhitzt und intensive Röntgenstrahlung abgibt, wenn sie letztlich auf den Stern hinabstürzt. Diese Strahlung spielt vermutlich auch eine tragende Rolle bei der Entstehung und weiteren Entwicklung von Planetensystemen um junge Sterne.

Enge Doppelsternsysteme aus einem Weißen Zwerg und einem »normalen« Stern haben einen so geringen Abstand voneinander, dass Wasserstoff vom Stern zum nur erdgroßen Weißen Zwerg hinüberströmt. Dabei kommt es schließlich zu einem enormen Helligkeitsausbruch, einer Nova. Ursache dieser Eruption ist das explosiv fortschreitende Wasserstoffbrennen der Materie, die sich auf der Oberfläche des Weißen Zwergs angesammelt hat. Wolfgang Pietsch vom MPI für extraterrestrische Physik und seine Koautoren konnten mittels XMM-Newton-Beobachtungen zeigen, dass viele der in der Andromedagalaxie im Optischen gefundenen Novae auch Röntgenquellen sind, zum Teil sogar über lange Zeiträume hinweg (siehe Bild S. 36). Die Anzahl dieser Quellen mit sehr weichem, also niederenergetischem Röntgenspektrum (charakteristisch für eine als superweiche Phase bezeichnete Entwicklungsstufe), ist deutlich höher als erwartet.

Besonders massereiche Sterne beenden ihre Entwicklung, wenn die Kernfusion im Innern zum Erliegen kommt. Der zentrale Bereich des Sterns fällt abrupt in sich zusammen, und es entsteht ein Neutronenstern oder, bei ausreichender Masse, ein Schwarzes Loch. Die hierbei frei werdende Gravitationsenergie führt zu einer gewaltigen Supernova-Explosion, die große Teile des ursprünglichen Sterns mit Tausenden von Kilometern pro Sekunde ins All hinausschleudert. Der sich ausdehnende Überrest verteilt die im Stern erbrüteten schweren Elemente und erzeugt heftige Stoßwellen. Diese erhitzen sowohl das ausgeworfene Material als auch das umgebende interstellare Gas auf mehrere Millionen Grad und bewirken, dass Supernova-Überreste noch Jahrtausende nach der Explosion intensiv im Röntgenbereich leuchten.

XMM-Newton und Chandra ermöglichen detaillierte Studien der Temperatur, chemischen Zusammensetzung und Struktur von Supernova-Überresten. Die beiden Weltraumobservatorien erfassen dabei nicht nur die thermische Emission des heißen Gases, sondern weisen auch elektromagnetische Strahlung nach, die entsteht, wenn extrem schnelle Elektronen in Magnetfeldern abgelenkt werden. Dies ist die so genannte nichtthermische Synchrotronstrahlung.

Ein besonders schönes Beispiel für die Wirksamkeit der Supernova-Überreste als Beschleuniger von Ionen und Elektronen ist die Sternexplosion aus dem Jahr 1006, der Prototyp eines schalenartigen Überrests. Beobachtungen von SN 1006 zeigen, dass die nichtthermische Strahlung das Röntgenspektrum oberhalb einer Energie von zwei Kiloelektronvolt dominiert (siehe Bilder S. 36 unten). Kombinierte Aufnahmen von XMM-Newton und Chandra des Supernova-Überrests RCW 86 belegen, dass auch bei diesem Überrest im Außenbereich ein Wechsel von thermischer zu nichtthermischer Röntgenstrahlung stattfindet. Dieser Effekt lässt sich mit lokal erhöhten Geschwindigkeiten der Stoßfronten und einem verstärkten Magnetfeld erklären.

Damit bei einer Supernova ein Neutronenstern entsteht, muss der Kern des Vorläufersterns im Rahmen gängiger Modelle Massen zwischen 1,4 und etwa 3 Sonnenmassen haben. Liegt seine Masse darüber, so entsteht ein Schwarzes Loch. Liegt sie darunter, so erfolgt keine Explosion; vielmehr strömen dann die äußeren Sternschichten als Planetarischer Nebel davon und lassen im Zentrum einen etwa erdgroßen Weißen Zwerg zurück.

Neutronensterne mit einem starken Magnetfeld machen sich oft als Pulsare bemerkbar. Dafür verantwortlich ist letztlich ihre Rotationsenergie: Das Herumschleudern von Protonen und Elektronen durch das Magnetfeld beschleunigt sie, und über den magnetischen Polen geben sie gerichtete, polarisierte Synchrotronstrahlung ab. Die Achse des Magnetfelds bestimmt die Richtung des Lichtkegels, und es tritt ein »Leuchtturmeffekt« auf, wenn die Rotations- und die Magnetfeldachse nicht übereinstimmen. Zeigt der Strahlungskegel einmal pro Umdrehung in Richtung der Erde, dann beobachten wir einen Lichtpuls.

Pulsare werden seit mehr als 40 Jahren im Radiobereich untersucht. Nun aber tragen auch Röntgenbeobachtungen dazu bei, neue Erkenntnisse über den physikalischen Ursprung ihrer Strahlung zu gewinnen und den Zusammenhang mit Entwicklungsstufen oder Wechselwirkungen des Neutronensterns zu erforschen. Die Periodendauern von Röntgenpulsaren liegen zwischen Bruchteilen einer Sekunde und mehreren Minuten.

Beobachtungen mit XMM-Newton zeigten für mehrere Neutronensterne eine Abhängigkeit des Röntgenspektrums von der Pulsphase. Dieses Verhalten erfordert ein weitaus komplexeres Modell für die Konfiguration des Magnetfelds und die Verteilung der Oberflächentemperatur, als zurzeit verfügbar ist. So lässt sich eine Komponente der thermischen Röntgenstrahlung des Geminga-Pulsars mit einer Periodendauer von 0,24 Sekunden mit einem nur 1,1 Hektar großen heißen Fleck nahe der Oberfläche erklären. Er ist nur während bestimmter Phasen zu sehen und könnte eine der heißen Polkappen sein.

Daten von einem weiteren Neutronenstern, die Frank Haberl vom MPI für extraterrestrische Physik und seine Koautoren aufnahmen, zeigen über einen Zeitraum von viereinhalb Jahren eine wellenförmige Variation der abgeleiteten Temperatur und der Ausdehnung des Emissionsgebiets. Dies lässt sich durch Richtungsänderungen der Rotationsachse wegen der Präzession sowie durch das Vorhandensein von zwei unterschiedlich heißen Flecken an nicht genau gegenüberliegenden Positionen erklären - weitere Befunde, die auf einen komplexen Aufbau des Magnetfelds von Pulsaren hindeuten.


Der Röntgenblick zum Ereignishorizont

Derzeit lassen sich nur mit Hilfe von Röntgenbeobachtungen die physikalischen Bedingungen nahe der Ereignishorizonte Schwarzer Löcher untersuchen. Als Indikatoren dienen die Variation und vor allem die Gestalt der K-Linie des Eisens bei 6,4 Kiloelektronvolt. Diese Röntgenfluoreszenzlinie entsteht, wenn nach vorheriger Anregung des Eisens durch Röntgenstrahlung ein Elektron von der L-Schale auf die K-Schale des Atoms zurückspringt.

So zeigt das Röntgenspektrum der rund 100 Millionen Lichtjahre entfernten Seyfert-Galaxie MCG-6-30-15 ein spezifisches K-Linienprofil, das sich nur durch relativistische Effekte plausibel erklären lässt: Zum einen verlieren die Photonen der K-Linie Energie beim Verlassen des Gravitationsfelds des Schwarzen Lochs. Zum anderen bewegt sich die Materie, die das Röntgenlicht emittiert, sehr schnell um das Schwarze Loch. Dies führt dazu, dass die Photonen nicht mehr symmetrisch in alle Richtungen, sondern bevorzugt in Richtung der Bewegung der emittierenden Materie abgestrahlt werden. Als Folge davon ist die Röntgenlinie asymmetrisch verbreitert.

Eine große Überraschung war auch das Spektrum einer weiteren aktiven Galaxie, 1H0707-495 (siehe Bild oben). Relativistische Effekte ließen sich hier nicht nur bei der K-Linie des Eisens bei 6,4 Kiloelektronvolt nachweisen, sondern zum ersten Mal auch bei der L-Linie des Eisens bei 0,9 Kiloelektronvolt. Aus dem Röntgenspektrum und dem beobachteten zeitlichen Verhalten der L-Linie konnte eine Forschergruppe um Andrew Fabian von der University of Cambridge die Größe des Emissionsgebiets um den Ereignishorizont eines schnell rotierenden Schwarzen Lochs bestimmen: Es erstreckt sich nur über einige Lichtsekunden, also nur über wenige Millionen Kilometer.

Die meisten Galaxien enthalten in ihrem Zentrum ein extrem massereiches Schwarzes Loch. Dessen Masse - die das Milliardenfache der Sonnenmasse betragen kann - korreliert jeweils mit der Masse der galaktischen Zentralregion, dem Bulge. Dieser Zusammenhang weist auf eine gemeinsame Entwicklung der Galaxie und ihrem zentralen Objekt hin. Das Schwarze Loch im Zentrum unseres Milchstraßensystems, das sich als Radioquelle Sagittarius A* bemerkbar macht, hat immerhin rund vier Millionen Sonnenmassen. Die Weltraumteleskope Chandra und XMM-Newton verzeichneten eine schwache permanente Röntgenstrahlung, die von ihm ausgeht, sowie ein unregelmäßiges, gelegentliches Aufflackern, was auf den Einfall von Materieklumpen zurückzuführen ist. Gegenwärtig strömt eine große Gaswolke auf das zentrale Schwarze Loch zu, und mit Spannung erwarten die Astronomen, ob dadurch die Aktivität in den kommenden Monaten ansteigen wird.

Die Schwarzen Löcher in den Zentren der Galaxien wachsen also sowohl durch beständige Akkretion als auch durch gelegentliches Einverleiben großer Materiemengen, zum Beispiel ganzer Sterne. Für die Galaxie RX J1242.6-1119A - die zuvor nicht durch Aktivität aufgefallen war - wiesen der frühere Röntgensatellit ROSAT sowie Chandra und XMM-Newton ein unvermitteltes Aufleuchten des Zentrums und einen kontinuierlichen Abfall über die folgenden Jahre nach. Dies entspricht genau den Vorhersagen für den Fall, dass ein Stern wegen der Gezeitenkräfte in der unmittelbaren Nähe des extrem massereichen Schwarzen Lochs zerrissen wird.

Eine der wichtigsten Entdeckungen ist die kosmologische Entwicklung aktiver galaktischer Kerne. Die entsprechenden Arbeiten bestätigen Vermutungen, welche die Astronomen schon anhand von ROSAT-Daten aus den 1990er Jahren äußerten: Aktive galaktische Kerne mit einer sehr hohen Leuchtkraft (wie beispielsweise Quasare) zeigen die höchste Raumdichte bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 2, während solche mit einer geringeren Leuchtkraft (zum Beispiel Seyfert-Galaxien) ihre maximale Raumdichte bei deutlich niedrigeren Rotverschiebungen von z < 1 aufweisen (siehe Bild oben). Aktive galaktische Kerne mit hoher Leuchtkraft entstehen durch Zusammenstöße und anschließende Vereinigungen von massereichen Galaxien, während weniger dramatische, galaxieninterne Ereignisse für die Bildung der leuchtschwächeren Kerne ursächlich sind.


Kühlung für Galaxienhaufen

Neben aktiven galaktischen Kernen sind Galaxienhaufen - die größten gravitationsgebundenen Strukturen im Universum - die wichtigste extragalaktische Objektklasse. Sie können jeweils bis zu einige tausend Galaxien enthalten. Diese tragen aber nur etwa fünf Prozent zur Haufenmasse bei. Der größte Teil ihrer Masse, etwa 80 Prozent, besteht aus Dunkler Materie. Und etwa 15 Prozent sind heißes Gas, das den Raum zwischen den Galaxien füllt.

Dieses Gas ist einige Millionen Grad heiß und sendet somit intensive Röntgenstrahlung aus. Bislang gingen die Astronomen davon aus, dass es im Zentrum von Galaxienhaufen zu einem »cooling flow«, einem Kühlstrom kommt. Wenn Gas in das Zentrum eines Galaxienhaufens fällt, heizt es sich zunächst auf, da Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt wird. Ab einer bestimmten Temperatur treten in den Atomen des Gases jedoch vermehrt Übergänge innerhalb der Elektronenhülle auf, die eine recht effiziente Kühlung durch Emission von Linienstrahlung im Röntgenbereich erlauben. Dies sollte zu einer Temperaturabnahme bei gleichzeitiger Erhöhung der Gasdichte führen. Die Astrophysiker erwarteten deshalb einerseits die Entstehung neuer Sterne aus dem kondensierenden Gas, andererseits ein Nachströmen von Gas aus der Peripherie hinein in das Haufenzentrum. Diese »Cooling-Flow-Modelle« dominierten die wissenschaftliche Diskussion der letzten 25 Jahre.

Die ersten hochaufgelösten Spektren, die XMM-Newton von Galaxienhaufenzentren lieferte, waren deswegen eine große Überraschung: Sie zeigten die vorhergesagten Röntgenlinien nicht oder nur sehr schwach (siehe Bild unten). Sie legen somit enge obere Grenzen für das Vorhandensein von Plasma mit Temperaturen unterhalb von zehn Millionen Grad fest. Da aber die Kühlung physikalisch zwingend ist, muss also eine weitere Energiequelle vorhanden sein, die das Gas auf Temperatur hält.

Entscheidend für die weitere Interpretation wurden Chandra-Beobachtungen zweier leuchtschwacher Gebiete innerhalb des Perseus-Clusters, die Hans Böhringer vom MPE ein Jahrzehnt zuvor mit ROSAT entdeckt hatte. Diese Gebiete bilden eine hantelförmige Struktur, in deren Mitte der zentrale aktive galaktische Kern des Galaxienhaufens sitzt. Radiobeobachtungen zeigten, dass sie mit Blasen von relativistischen Elektronen gefüllt sind, die Synchrotronstrahlung aussenden. Während diese Blasen wachsen, drücken sie das heiße »Intra-Cluster-Gas« zur Seite. Die Blasen selbst sind die Überreste von immer wieder auftretenden Strahlen aus heißen Gasen, den so genannten Jets, der zentralen aktiven Galaxie. Die Aufnahmen von Chandra zeigen annähernd kugelförmige wellenartige Strukturen, die, wenn wir sie als Schallwellen interpretieren, genügend Energie bereitstellen, um die Kühlung auszugleichen.

Mit diesen Resultaten trugen die beiden Satelliten entscheidend zur Entwicklung des »Feedback-Szenarios« bei: In der Mitte des Galaxienhaufens kühlt das heiße Plasma ab und fällt zum Zentrum des aktiven galaktischen Kerns, der ein rotierendes, extrem massereiches Schwarzes Loch enthält. Die Materieansammlung nahe dem Ereignishorizont führt zur Aussendung von Teilchen, die sich mit annähernd Lichtgeschwindigkeit in Form eines Jets bewegen, der das kühlende Gas aufheizt. Dadurch bricht der Kühlstrom zusammen, was die Akkretion und somit auch den Jet stoppt, so dass ein neuer Zyklus beginnt. Obwohl viele Einzelheiten noch nicht im Detail verstanden sind, verbindet das Feedback-Szenario erstmals die beiden extragalaktischen Objektklassen und erklärt ihr Wachstum sowie ihre Regulation. Es hat somit das Potenzial, für die extragalaktische Astrophysik eine ähnliche Bedeutung zu erlangen, wie die Kernfusion für die Sterne und deren Entwicklung.


Das dunkle Universum kartieren

Galaxienhaufen sind die wichtigsten Fixpunkte zur Vermessung des Universums. Gestützt auf eine Vielzahl astronomischer Beobachtungen hat sich während der letzten Dekade das Einheitsmodell des Universums herauskristallisiert. Nach diesem besteht es zu vier Prozent aus normaler baryonischer Materie (aus der die Atome aufgebaut sind), zu 23 Prozent aus Dunkler Materie und zu 73 Prozent aus Dunkler Energie. Röntgenbeobachtungen der Galaxienhaufen trugen entscheidend zu der Entwicklung dieser Theorie bei.

Die gewaltigen Zusammenballungen Dunkler Materie in solchen Haufen sind ideale Labore, um sie zu studieren. Zum Beispiel suchen Teilchenphysiker (bislang erfolglos) in den XMM-Newton-Spektren vom Coma- und Virgo-Galaxienhaufen nach möglichen Zerfallslinien von hypothetischen Teilchen, die als mögliche Erklärung für die Dunkle Materie in Frage kommen.

In der Physik werden Zustandsgleichungen verwendet, um ein gegebenes Material oder System zu charakterisieren. Die Zustandsgleichung beschreibt den funktionalen Zusammenhang zwischen thermodynamischen Größen wie zum Beispiel Temperatur, Dichte oder Druck. Daten von XMM-Newton und Chandra zeigen, dass ungestörte Galaxienhaufen stets die gleiche Massenverteilung aufweisen. Dieses Ergebnis erlaubte es bereits, zwei der vorgeschlagenen Zustandsgleichungen für die Dunkle Materie auszuschließen.

Das Weltraumteleskop Hubble und XMM-Newton beobachteten beide eine 1,6 Quadratgrad große Himmelsregion, um sowohl die Dunkle als auch die gewöhnliche baryonische Materie dreidimensional zu kartieren. Da Licht im Gravitationsfeld abgelenkt wird, verzerren sowohl Galaxien als auch Galaxienhaufen auf Grund ihrer großen Masse die Abbildungen von Hintergrundgalaxien. Dieser Effekt wird benutzt, um aus den Verzerrungen der Bilder weit entfernter Galaxien die Masse der nahen Galaxien zu bestimmen. Mit dieser Methode konnte der gesamten Materieinhalt der 1,6 Quadratgrad großen Himmelsregion bestimmt werden. Die kalte baryonische Materie wurde anhand der optischen Strahlung und die heiße baryonische Materie durch die Röntgenmessungen bestimmt. Die gefundene großräumige kosmische Struktur besteht aus einem Netzwerk loser Filamente (siehe Bild links). Mit zunehmendem kosmologischem Alter wachsen die Filamente mehr und mehr zusammen, wobei die Strukturen größer und dichter werden. Die im Röntgenlicht hellen Galaxienhaufen befinden sich an den Kreuzungs- und Verbindungspunkten des Netzwerks. Demzufolge reichen allein die Röntgenquellen aus, um die großräumige Struktur des Kosmos abzubilden.


Gute Aussichten für die zweite Halbzeit

XMM-Newton ist eine der erfolgreichsten Astronomiemissionen der ESA, jährlich arbeiten 1500 bis 2000 Forscher mit ihren Daten. In allen bisherigen Vergaben von Beobachtungszeit ließ sich nur etwa jeder siebte Beobachtungsvorschlag durchführen, da nicht genügend Zeit für alle Projekte zur Verfügung steht.

Technisch gesehen ist das Observatorium in einem exzellenten Zustand und läuft nach wie vor mit den primären Komponenten - wobei alle »lebenswichtigen Organe« doppelt ausgelegt sind. Die Alterungseffekte der Instrumente entsprechen den Erwartungen und sind seit 2004 extrem gering, so dass wir mit keinen wissenschaftlich relevanten Beeinträchtigungen rechnen. Die erreichbare Missionsdauer ist wegen des mitgeführten Treibstoffvorrats bis etwa zum Jahr 2026 begrenzt. Die größte Gefahr geht von Mikrometeoriten aus. Hier kann man nur die Daumen drücken - und auf die nächsten großen Entdeckungen gespannt sein. Von besonderem Interesse sind weiterhin die Geburt von Sternen und die Entstehung von Planetensystemen. Röntgenmessungen im Vergleich mit Infrarot- und Submillimeterdaten des Weltraumteleskops Herschel und des neuen Teleskopverbunds ALMA in Chile versprechen einen Durchbruch im Verständnis der Materieakkretion auf junge Sterne und protoplanetare Scheiben sowie der damit verbundenen Emissionsprozesse und Jets.

Ebenso bildet die dunkle Seite des Kosmos weiterhin einen Schwerpunkt. In den Daten der zu Ende gehenden Planck-Mission der ESA werden viele neue und vor allem hoch rotverschobene Galaxienhaufen entdeckt. Mit ihrer Hilfe wird XMM-Newton sehr genau das Zusammenspiel von Dunkler Materie und Energie sowie dessen Variation über kosmologische Zeitskalen vermessen können.

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XMM-Newton und seine wissenschaftlichen Instrumente

Das Röntgenobservatorium XMM-Newton der ESA wurde im Dezember 1999 von einer Ariane-Rakete in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht. Das Kürzel XMM steht hierbei für X-ray Multi Mirror, also Röntgen-Mehrfachspiegel, und weist auf das Konstruktionsprinzip aus ineinandergeschachtelten Spiegeln hin, die das streifend einfallende Röntgenlicht auf Detektoren fokussiert. Der Namenszusatz »Newton« ehrt den englischen Wissenschaftler Isaac Newton, der die klassische Theorie der Gravition entwickelte und Sonnenlicht in sein elektromagnetisches Spektrum zerlegte.

Das Weltraumobservatorium enthält drei parallel angeordnete Röntgenteleskope mit je 58 konzentrischen Spiegelschalen. Eines dieser so genannten Wolterteleskope bildet das Röntgenlicht direkt auf eine elektronische Kamera im Primärfokus ab. In den beiden anderen fällt das Röntgenlicht zunächst auf ein Reflexionsgitter, das einen Teil der Strahlung spektral zerlegt und auf eine Kamera im Sekundärfokus abbildet; der nicht zerlegte Strahlungsanteil wird von einer Kamera im Primärfokus registriert. XMM-Newton beobachtet also stets mit drei abbildenden Kameras und zwei Reflexionsgitterspektrometern. Die drei Röntgenteleskope erfassen ein Blickfeld von jeweils 30 Bogenminuten im Durchmesser (entsprechend dem scheinbaren Durchmesser des Vollmonds); die Auflösung erreicht etwa 13 Bogensekunden.

Ein optisches Teleskop, das parallel zu den drei Röntgenteleskopen montiert ist, ergänzt die Beobachtungen im Bereich des sichtbaren und ultravioletten Lichts. Sein Gesichtsfeld umfasst 17 Bogenminuten; die Auflösung beträgt 1 Bogensekunde.

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Matthias Ehle ist Astrophysiker und leitet die Arbeitsgruppe zur Benutzerunterstützung und Beobachtungsplanung mit XMM-Newton. Von 1997 an arbeitete er in der Röntgenastronomiegruppe am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, bevor er 2000 zur ESA nach Madrid wechselte. Er befasst sich mit nahen Galaxien und deren Wechselwirkung mit dem umgebenden Medium.

Norbert Schartel ist Physiker und arbeitet seit 1994 für die Europäische Weltraumbehörde ESA, zunächst mit dem International Ultraviolet Explorer (IUE), später für XMM-Newton. Hier ist er seit 2004 als Project Scientist für alle wissenschaftlichen Aspekte der Mission verantwortlich. Sein Forschungsschwerpunkt sind die Röntgenspektren aktiver Galaxien.


Literaturhinweise

Dennerl, K. et al.: First Observation of Mars with XMM-Newton. High Resolution X-ray Spectroscopy with RGS. In: Astronomy & Astrophysics 451, S. 709-722, 2006
Haberl, F. et al.: Evidence for Precession of the Isolated Neutron Star RX J0720.4-3125. In: Astronomy & Astrophysics 451, S. L17-L21, 2006
Hasinger, G., Reichert, U.: Röntgenlicht vom fernen Universum. In: Sterne und Weltraum 9/2003, S. 28-35
Pietsch, W. et al.: X-ray Monitoring of Optical Novae in M 31 from July 2004 to February 2005. In: Astronomy & Astrophysics 465, S. 375-392, 2007
Santos-Lleo, M. et al.: The First Decade of Science with Chandra and XMM-Newton. In: Nature 462, S. 997-1004, 2009
Schartel, N., Dahlem, M.: Europas Röntgenobservatorium XMM-Newton. In: Physikalische Blätter 2/2000, S. 37-42
Schartel, N., Dahlem, M.: XMM-Newton - der europäische Röntgensatellit. In: Sterne und Weltraum 6/2000, S. 428-435
Schartel, N.: Variable and Broad Iron Lines around Black Holes. In: Astronomische Nachrichten 327, S. 941-942, 2006
Schartel, N.: XMM-Newton: The Next Decade. In: Astronomische Nachrichten 329, S. 111-113, 2008
Schmitt, J. et al.: X-rays from Accretion Shocks in T Tauri Stars: The Case of BP Tau. In: Astronomy & Astrophysics 432, S. L35-L38, 2005

Weblinks

http://xmm.esac.esa.int/external/xmm_news/items/10th_Anniversary
Poster, Papiermodell und verschiedene Animationen von XMM-Newton zum Herunterladen
http://goo.gl/McwME

Weitere Weblinks unter:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1182186

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.

Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

Mit Hilfe der ID-Nummer sind diese auf der Seite
www.wissenschaft-schulen.de/artikel/ID-Nummer als Download unter dem Link »Zentrales WiS!-Dokument« zugänglich.

WiS in Sterne und Weltraum

Das WIS-Material »Röntgenpulsare« bezieht sich auf den Beitrag »XMM-Newton - Der Satellit mit den Röntgenaugen« auf S. 32. Dabei werden die Bahnparameter des Röntgenpulsars Cen X-3 aus Originalbahndaten ermittelt. Zudem behandeln weitere Aufgaben die Eigenschaften von Neutronensternen und die durch Schwerkraft verursachte Ablenkung des Lichts.
(ID-Nummer: 1051499)

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 33:
Der im Jahr 1999 gestartete Röntgensatellit XMM-Newton ist einer der größten Forschungssatelliten der Europäischen Raumfahrtbehörde ESA.

Abb. S. 34:
Die Galaxie M 82 wird durch die Gravitation ihrer Nachbarin M 81 (nicht im Bild) so stark beeinflusst, dass die Sternentstehungsrate in ihrer galaktischen Scheibe außergewöhnlich stark ansteigt. In Weiß zeichnet sich hier die optische und ultraviolette Strahlung ab. Erst die in blau dargestellte Röntgenstrahlung verrät das aus der Galaxie herausströmende Plasma der entstehenden und sterbenden Sterne.

Abb. S. 35 oben:
Bei Jupiter fand XMM-Newton verstärkte Emission von Röntgenstrahlung in den Polregionen (links). Im Röntgenbild des Mars, aufgenommen vom US-Satelliten Chandra, fällt der ausgedehnte Halo um das Planetenscheibchen auf, der sich hier als Wolke einzelner Messpunkte abzeichnet (rechts).

Abb. S. 35 Mitte:
Mit dem Reflexionsgitterspektrometer konnte XMM-Newton im von der Marsoberfläche reflektierten Sonnenlicht Sauerstofflinien nachweisen. Sie stammen zum einen vom Ladungsaustausch mit ionisiertem Sauerstoff aus dem Sonnenwind (links im Spektrum). Zum anderen fluoresziert der im Kohlendioxid gebundene Sauerstoff in der Marsatmosphäre (rechts im Spektrum). Die durchgezogene rote Linie repräsentiert Modellrechnungen. (Diagramm)

Abb. S. 36 oben:
Auf diesem Röntgenbild der Zentralregion der Andromedagalaxie Messier 31 lassen sich auch optische Novae ausmachen (mit Kreisen markiert). Die Falschfarbenkodierung reicht von weicher (rot) über mittlere (grün) bis zur härterer Röntgenstrahlung (blau).

Abb. S. 36-37 unten:
XMM-Newton-Bilder des Überrests der Supernova SN 1006 zeigen die Verteilung der Röntgenstrahlung: weiche thermische Emission des heißen Gases (a), harte Synchrotronstrahlung durch Teraelektronvolt-Teilchen (b) und die Kombination von weichen (rot), mittleren (grün) und harten (blau) Röntgenquanten (c). Es ergibt sich eine beeindruckende Übereinstimmung mit der Radiokarte (d), die mit dem Very Large Array, einem Radioteleskopinterferometer in New Mexico, USA, erstellt wurde.

Abb. S. 37 oben:
Das Spektrum der aktiven Galaxie 1H 0707-495 wird mit dem erwarteten Spektrum der Kontinuumstrahlung einer aktiven Galaxie verglichen. Die Energien der breiten Emissionslinien entsprechen ionisiertem Eisen und liegen bei 0,9 beziehungsweise 6,5 bis 6,7 Kiloelektronvolt im Ruhesystem der aktiven Galaxie. (Diagramm)

Abb. S. 38:
Das COSMOS-Feld ist eine »tiefe« Beobachtung eines mehr als ein Quadratgrad großen Himmelsbereichs und zeigt etwa 2000 Punktquellen, meist aktive galaktische Kerne, sowie mehr als 100 ausgedehnte Galaxienhaufen. Es besteht aus einem Mosaik von 55 XMM-Newton-Aufnahmen. Rot repräsentiert Strahlung bei 0,5 bis 2 Kiloelektronvolt, Grün 2 bis 4,5 Kiloelektronvolt und Blau 4,5 bis 10 Kiloelektronvolt.

Abb. S. 39:
Im beobachteten Spektrum des Galaxienhaufens 2A 0335+096 (schwarz) fehlen im Bereich von 1,3 bis 1,9 Nanometern mehrere Spektrallinien, die nach dem »Cooling-Flow-Modell« (rot) zu erwarten wären. Demnach kühlt das Zentrum des Galaxienhaufens viel langsamer ab als erwartet. (Diagramm)

Abb. S. 40:
Der heiße Anteil der großräumig im Universum verteilten gewöhnlichen Materie wurde mit XMM-Newton gemessen (rot). Zu sehen ist außerdem die Verteilung der Dunklen Materie (blau) und der kalten gewöhnlichen Materie (dunkler Hintergrund).


© 2013 Matthias Ehle / Norbert Schartel, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 3/13 - März 2013, Seite 32 - 41
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie), Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
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veröffentlicht im Schattenblick zum 6. Mai 2013