Röntgenastronomie

Gegenstand und Beobachtungsbereich

Die Röntgenastronomie ist ein Teilbereich der Astronomie. Sie untersucht Röntgenstrahlung, die von Himmelsobjekten ausgesandt wird. Damit erschließt sie einen Bereich des elektromagnetischen Spektrums, der für astronomische Beobachtungen erst seit der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts genutzt wird.

In der Astronomie bezeichnet Röntgenstrahlung meist elektromagnetische Strahlung mit Energien von etwa 0,1 bis 500 keV. Die entsprechenden Wellenlängen liegen zwischen etwa 12 nm und 2,5 pm. Strahlung unterhalb von etwa 2 keV heißt häufig weiche Röntgenstrahlung, Strahlung darüber harte Röntgenstrahlung. An diesen Bereich grenzen die Ultraviolettastronomie und die Gammaastronomie an.

Beobachtung aus dem Weltraum

Die Erdatmosphäre ist für Röntgenstrahlung undurchlässig. Deshalb wurde Röntgenastronomie erst nach dem Zweiten Weltkrieg mit Forschungsraketen und Satelliten möglich. Im harten Röntgenbereich kamen teilweise auch hoch fliegende Ballons zum Einsatz. Inzwischen wurden zahlreiche Weltraumteleskope für den Röntgenbereich gestartet.

Für sichtbares Licht geeignete Teleskope können Röntgenstrahlung nicht nutzen, weil ihre Spiegel Röntgenlicht nicht zurückwerfen. Bis etwa 10 keV verwendet man deshalb Wolterteleskope. Sie nutzen die Totalreflexion: Röntgenlicht wird bei sehr flachem, streifendem Einfall auf eine Metallfläche reflektiert. Astronomische Wolterteleskope bestehen heute meist aus mehreren ineinandergeschachtelten Spiegelschalen.

Die effektive Sammelfläche für Röntgenphotonen hängt von deren Energie ab und ist deutlich kleiner als die gesamte Eintrittsfläche der Spiegelanordnung. Bei hohen Energien sind Wolterteleskope nicht mehr einsetzbar. Dann dienen mechanische Kollimatoren dazu, Röntgenstrahlung außerhalb der Zielrichtung zu absorbieren. Eine weitere Möglichkeit sind kodierte Masken: Aus ihrem Schattenwurf auf dem Detektor lässt sich die Richtung der Quellen rekonstruieren.

Detektoren und Röntgenquellen

Für den großen Energiebereich der Röntgenastronomie wurden viele Detektorprinzipien verwendet, ähnlich wie in Kernphysik und Teilchenphysik. Heute sind CCD-Sensoren am gebräuchlichsten. Als Röntgendetektoren erzeugen sie nicht nur ein zweidimensionales Bild, sondern messen auch die Energie der eintreffenden Röntgenphotonen. Sie ermöglichen damit eine einfache Form der Spektroskopie, also die Untersuchung der Strahlung nach ihrer Energie.

Anfangs konzentrierte sich die Röntgenastronomie vor allem auf energiereiche Objekte, etwa Röntgendoppelsterne und aktive galaktische Kerne. Heute trägt sie zu weiten Bereichen der Astrophysik bei; es sind viele verschiedene Arten astronomischer Röntgenquellen bekannt.

Wichtige Entwicklungsschritte

Im September 1949 wurde bei einem Flug einer umgebauten V2-Rakete die Korona der Sonne als erste kosmische Röntgenquelle identifiziert. Einen überraschenden Durchbruch erzielten Riccardo Giacconi und Mitarbeiter am 18. Juni 1962 mit einem Experiment auf einer Aerobee-Rakete. Eigentlich sollte es nach von der Mondoberfläche reflektierter Röntgenstrahlung der Sonne suchen. Stattdessen entdeckte es Scorpius-X-1, den ersten hellen Röntgendoppelstern in unserer Milchstraße, sowie den kosmischen Röntgenhintergrund.

Danach entwickelte sich das Gebiet schnell: zunächst durch weitere Raketen- und Ballonexperimente, später durch Röntgensatelliten. Bei der ersten Durchmusterung des gesamten Himmels entdeckte der Uhuru-Satellit 1971 insgesamt 339 Quellen. HEAO-2, auch „Einstein-Observatorium“, war das erste große Röntgenteleskop mit guter räumlicher Auflösung. ROSAT fand in den 1990ern am gesamten Himmel über 100.000 Röntgenquellen. Als wichtigste zurzeit aktive Röntgenteleskope nennt der Artikel Chandra und XMM-Newton.