A röntgen- és gammacsillagászat korunkban az asztrofizika egyik legdinamikusabban fejlődő területe. A legújabb csillagászati eredmények igen nagy része a röntgen- és gammasugárzás, összefoglaló néven a nagy energiájú elektromágneses tartományában végzett megfigyeléseken alapul. Ezeken a hullámhosszakon egy egészen új világ tárul fel előttünk. Röntgenben és gammában sokkal változatosabb a Világegyetem, mint a látható fényben: jelen van egy mindent betöltő háttérsugárzás, de emellett hirtelen, rövid kitörések történnek, új, egzotikus égitesteket fedeznek fel a csillagászok. A teljes égbolt feltérképezése során nagyon sok egyedi forrást találtak, melyek a Világegyetem legforróbb objektumai közé tartoznak és máig sem ismert folyamatok során hihetetlenül nagy energiákat sugároznak ki. Kiderült, hogy az üstökösöktől a galaxishalmazokig szinte minden égitesttípus bocsát ki nagyenergiájú sugárzást, és ezt elemezve jobban megérthetjük az objektumok felépítését, fejlődését.

A röntgen- és gammacsillagászat történetéről, eszközeiről, eredményeiről magyar nyelven is található információ (lásd az az irodalomjegyzéket), és ezek többsége az Interneten is elérhető. A Csillagászati évkönyvben azonban összefoglaló cikk még nem jelent meg e témában. Ezért nagyon röviden áttekintjük az alapismereteket, a hangsúlyt azonban a legújabb eredmények bemutatására helyezzük.

A sugárzás eredete

A nagyon forró, egy millió K feletti plazma hőmérsékleti sugárzása nagyrészt a röntgentartományba esik. Az így kibocsátott termikus röntgensugárzás jellegzetes forrásai a Nap és más csillagok koronája, a flerek, a szupernóva-maradványok, a fekete lyukak körüli anyagkorongok, a csillagrendszerek körüli hidrogénkorona, az aktív galaxisok és kvazárok, valamint a galaxishalmazok közötti diffúz forró anyagfelhők.

Nem-termikus röntgensugárzás jön létre, amikor gyors elektronok erős mágneses térben mozognak. Ilyen források azok a kettőscsillagok, amelyek egyik komponense kis méretű, sűrű objektum: fehér törpe, neutroncsillag vagy fekete lyuk. A pulzárok gyakran villognak a rádió- mellett a röntgentartományban is (sőt, a Geminga nevű rejtélyes objektum a rádióban nem is pulzál). A legerősebb mágneses terű neutroncsillagok új nevet is kaptak: magnetárok. Létezik egy közel izotróp, minden irányban egyenletes intenzitású, kis energiasűrűségű röntgen-háttérsugárzás is.

Röntgensugárzás keletkezik az inverz Compton-szórás során is. Ilyenkor a forró plazmán áthaladó fotonok a nagyon gyorsan mozgó elektronokon szóródva energiát kapnak az elektrontól, így az eredetileg rádió-, infravörös vagy látható tartományból a röntgenbe kerülnek.

Ha nehéz atomok elektronjai magas energiaszintről egy belső, alacsony szintre ugranak, vonalas röntgenemisszió jön létre. Ilyen figyelhető meg a Nap és a szupernóva-maradványok sugárzásában.

Fékezési sugárzás (Bremsstrahlung) keletkezik, amikor nagy sebességű elektronok más elektromos töltések, atommagok közelében haladnak el, és a töltés megváltoztatja az elektron sebességének irányát és nagyságát. Folytonos szinkrotronsugárzás pedig akkor alakul ki, ha szabad elektronok erős mágneses térben - neutroncsillagok, szoros kettősök körül - mozognak.

Gammasugárzásnak (önkényesen) a 100 keV-nál nagyobb energiájú sugárzást nevezik. A felsoroly folyamatok nagyobb energiák esetén gammasugárzást eredményeznek. A gammatartományba esik az elektron-pozitron annihilációjakor keletkező két 511 keV energiájú foton is. Ez a jellegzetes emisszió sok forrásnál jelentkezik.

Mindezek alapján világos, hogy a nagy energiájú sugárzások tanulmányozása rendkívül változatos objektumtípusok vizsgálatát jelenti.

Detektorok, műszerek

Földünk atmoszférája - szerencsére - nem engedi át a nagy energiájú sugárzásokat. A röntgenfotonok az ionizáló hatásuk miatt, a gammafotonok a Compton-szórás és a párkeltés miatt nyelődnek el a légkörben. Ezért ha kíváncsiak vagyunk az égitestek rövid hullámhosszú sugárzására, fel kell juttatnunk a műszereinket a légkörön túlra.

A látható fény, az infravörös és a rádió hullámok összegyűjtéséhez főleg homorú felületű tükröket illetve parabolaantennákat használunk. A nagy energiájú fotonok ezeken áthaladnának, ezért kimutatásukra más módszereket kellett kitalálni ([1.], [2.], [6.], [7.]).

A röntgensugarak fókuszálhatók, ha a fotonok kis szög alatt, súroló beeséssel érkeznek egy jól felpolírozott fémfelületre. Az ilyen Wolter-féle távcsövekben koncentrikusan egymásba ágyazott, enyhén paraboloid és hiperboloid felületű vékony fémlemezek gyűjtik az érzékelőre a sugárzást (1 . ábra).

A fókuszált röntgen fotonokat többféle módon is ki lehet mutatni. A detektorok a röntgensugárzás és a detektoranyag kölcsönhatása szerint csoportosíthatóak. A proporcionális számláló egy nemesgázzal (általában argonnal vagy xenonnal) töltött kamra. A fém-fólia ablakba ütköző foton elektronokat lök ki annak anyagából. Az elektronokat a kamrában fenntartott erős elektromos tér gyorsítja az anód felé. Az elektronok a gáz atomjaival ütközve ionizálják azokat, vagyis további elektronokat keltenek, és így egy elektronlavina jön létre. Az anódra érkező áram erőssége arányos lesz a beeső foton energiájával. A hatásfok és a spektrális felbontás az ablak és a gáz anyagának összetételével változtatható. Az irányérzékenység, a szögfelbontás speciális maszkokkal növelhető.

A ritkábban alkalmazott kaloriméterekben a röntgensugárzást elnyelő anyag felmelegedését mérik. Ez kis intenzitású sugárzás vizsgálatára természetesen nem alkalmas.

A nagyobb energiájú fotonok detektálására szolgál a szcintillációs detektor. Ebben nátrium-jodid vagy cézium-jodid kristály van, amelyben a kemény röntgen- vagy lágy gamma foton látható vagy UV felvillanást okoz. A felvillanás hagyományos fotoelektron-sokszorozó csővel észlelhető.

A még magasabb energiákon szikrakamrákat használnak. A nagy feszültségre kapcsolt ritka gázban a gamma fotonokból létrejövő elektron-pozitron pár nyoma mentén szikra képződik, amit kamerával rögzítenek.

A nagy energiájú sugárzás által keltett elektronok más módon is kimutathatók. Ha egy elektron gyorsabban mozog egy folyadékban vagy gázban, mint az adott közegben érvényes fénysebesség, akkor a környező anyagban Cserenkov-sugárzást kelt. A Cserenkov-sugárzás a haladási irány körül egy kúp palástja mentén figyelhető meg. A kúp nyílásszöge a közegtől és az elektron sebességétől függ. A sebesség növekedésével a nyílásszög csökken. Az észlelhető fotonok számát az elektron sebessége, a közeg törésmutatója, és a közegben megtett út hossza határozza meg. A fenti elv alapján működő Cserenkov-számláló a fénykúp nyílásszögének meghatározásával lehetőséget ad a részecskék energiájának mérésére.

Az ultranagy energiájú gamma fotonok kimutatására szolgálnak a ködkamrák. Ha egy túltelített gáz- és gőzkeveréket tartalmazó térben valami zavart hozunk létre, akkor ezen megindulhat a párakicsapódás. Ilyen "ködmagvakként" szolgálnak azok az ionok, amelyeket a gáztéren áthaladó ionizáló foton kelt a pályája mentén. A cseppek gyorsan megnőnek, és ezáltal láthatóvá válik a részecske pályája.

A legújabb nagy energiájú tartományban működő űrteleszkópokat már rácsos spektrográfokkal látják el, amelyeknek az eddigieknél jobb a hullámhosszfelbontása. A CCD- detektorokat a nagy energiájú csillagászatban is széleskörűen alkalmazzák képalkotásra, ami egyre nagyobb térbeli feloldást, pontosabb pozíció meghatározást tesz lehetővé.

A légkör elnyelése miatt a MeV-GeV energiatartományban űrtávcsöveket kell használni, de 300 GeV fölött már a földi Cserenkov-teleszkópok is tudják észlelni a sugárzást. Persze nem közvetlenül a gamma fotont, hanem annak a légkörben kiváltott hatását. Amikor a gamma fotonok az atmoszférában elnyelődnek, másodlagos kozmikus sugárzást, nagy energiájú részecskezáport idéznek elő. A másodlagos sugárzás töltött részecskéinek a légkörben keltett Cserenkov-sugárzását lehet észlelni. Ez a Cserenkov-fény, amely a látható és az ultraibolya tartományba esik, egy kb. 1 fok nyílásszögű kúppalást mentén lejut a Föld felszínéig, és ott ez a rövid villanás nagy átmérőjű optikai távcsövekkel és érzékeny, nagyon gyors kamerákkal érzékelhető. Hasonló jelenséget okoz a nagy energiájú kozmikus részecskesugárzás is, de a két jelenséget a fényfelvillanások jellegzetességei alapján meg lehet különböztetni. Emellett a kozmikus részecskesugárzás iránya véletlenszerű, míg a gamma-sugárzás általában pontszerű forrásból érkezik. A gamma fotonokat a Föld mágneses tere nem téríti el, így a forrás iránya a felvillanás geometriai vizsgálatával meghatározható. Számos földi Cserenkov-teleszkóp működik, közülük hármat ismertetünk röviden.

A Whipple-program úttörő szerepet játszott a képalkotó atmoszférikus Cserenkov technika kifejlesztésében. A Whipple Obszervatórium Dél-Arizonában van, a Mount Hopkins hegyen, 2000 m felett. Amerikai, ír és angol együttműködésben vizsgálják a nagyon nagy energiájú (100 GeV - 10 TeV) gammatartományt. Az azimutális optikai reflektor 10 méter átmérőjű paraboloid, amely 248 darab szabályos hatszög alagú szegmensből áll. A gamma sugarak szempontjából nem 10, hanem 120 méteres az "apertúra", hiszen a kúppalást alakú fénynyaláb a föld felé egyre szélesebb. A VERITAS terv szerint pár év múlva elkészül a 7 darab10 m-es távcsőből álló rendszerük, amely 50 GeV és 50 TeV között lesz érzékeny.

Dél-Ausztráliában a CANGAROO (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback), ausztrál-japán együttműködés szintén egy 10 m-es Cserenkov-teleszkópot használ, ennek felületét 114 darab 80 cm átmérőjú kör alakú tükör alkotja. A Cserenkov-fényt 552 db 1/2"-es fotoelektron-sokszorozóból álló kamera fogja fel.

A CANGAROO-III terv szerint 2003-ban már 4 darab 10 m-es távcsővel vizsgálják majd a 100 GeV-es tartományt. Ilyen "sztereo" módban még pontosabb lesz a gammaforrások feltérképezése.

Az 1988-ban indított német vezetésű HEGRA (High Energy Gamma Ray Astronomy) program berendezései a Kanári-szigeteken (La Palma) található. A többtükrű Cserenkov-távcsövek mellett szcintillátorok, fotoelektron-sokszorozók és Geiger-Müller-számlálók hálózata is működik ott. A MAGIC képalkotó teleszkóp 2001-től már az alacsonyabb energiákon (< 15 GeV) is használható. A GRAAL a spanyol Sierra Nevadában 63 nap-tükörből (heliosztát) áll, amelyek a Cserenkov-sugárzás fényét egy 60 m magas toronyban lévő detektorra vetítik. 1999 óta ez a legnagyobb felületű földi gammatávcső.

A megfigyelő röntgen- és gammacsillagászat fejlődése a XX. század közepén kezdődött el. A légkör erős elnyelése miatt a megfigyelések csak magasra feljuttatott ballonról, vagy az űrben elhelyezett távcsővel lehetségesek. Röntgencsillagászati céllal először 1949-ben bocsátottak fel rakétát a felsőlégkörbe. A rakétára szerelt Geiger-Müller-számlálóval észlelték az első égi röntgenforrást, a Napot. Ezután 13 éves szünet következett. Akkoriban nem gondolták, hogy vannak más olyan objektumok is az égen, amiknek kimutatható röntgensugárzása lenne. Mérföldkövet jelentett 1962-ben a R. Giacconi által vezetett rakétakísérlet: ekkor fedezték fel az első Naprendszeren kívüli röntgensugárzó égitestet. Az Aerobee kutatórakétán elhelyezett detektorral véletlenül találták meg az égbolt második legfényesebb röntgenforrását, a Scorpius X-1-et a Skorpió csillagképben (az X a röntgensugárzás angol nevéből származik: X-ray). Ez egy kettőscsillag, melynek egyik tagja valószínűleg egy fekete lyuk. Az új eredmény hatására sorban indultak a felsőlégkörbe a ballonok. 1963-ban felfedezték, hogy a Rák-köd irányából is érkezik röntgensugárzás, majd 1966-ban kimutatták az M87 galaxis gáznyúlványának sugárzását. A röntgenháttér felfedezése szintén a 60-as évek eredménye. Az sikerek hatására megszülettek az első űrtávcső-tervek.

Az első, Föld körül keringő röntgencsillagászati távcső az 1970-ben pályára állított Uhuru volt. Proporcionális számlálói közel 400 röntgenforrást találtak az égen. Az Uhuru mérései alapján sikerült azonosítani forgó neutroncsillagokat tartalmazó kettősöket, galaxisokat körülvevő röntgensugárzó halót, Seyfert-galaxisokat és az Androméda-köd sugárzását. A hetvenes évek közepéig csak kisebb tömegű holdakkal végeztek méréseket. Ilyen volt a SAS sorozat, melynek hatodik holdjával már 15”-es pontossággal állapították meg a források helyét. Ennél pontosabb méréseket azonban csak az olyan, nagy tömegű műholdakkal lehetett végezni, mint a NASA HEAO sorozatának 3 tagja. A hetvenes években felbocsátott holdak közül a második (Einstein) műhold műszerei már közvetlen képalkotást is lehetővé tettek.

Az első HEAO 1977-ben került pályára és 3 évig mért, főleg 0,02-60 keV tartományban, de voltak rajta gammadetektorok is. A felfedezett források között voltak flercsillagok, kvazárok, változócsillagok és a Cygnusban lévő “szuperbuborék” is. Az Einstein 1978 és 1981 között működött, 530 km magas pályán. Főműszere egy 60 cm-es, 4 m fókuszú röntgentávcső volt. Főleg 0,15-4,5 keV tartományban dolgozott 75’-es látómezővel és 3”-es felbontással. Az Einstein 10-szeresére növelte az ismert röntgenforrások számát.

A HEAO sorozat után az amerikaiak jó ideig nem végeztek röntgencsillagászati méréseket. 1983-ben az ESA bocsátott fel újabb holdat EXOSAT néven. Az 500 kg tömegű hold pályájának perigeuma 350 km, apogeuma pedig 200 000 km volt, így a 91 órás keringési időből 80-at a Föld sugárzási övezetein kívül töltött. A főműszer 0,04 és 2 keV között mért, a látómező 120’, a felbontás 10” volt. Proporcionális számlálói 1,8-50 keV tartományban működtek. Számos gammafelvillavást (burstert), időszakos (tranziens) forrást, AM Herculis-rendszert és extragalaktikus röntgenforrást fedezett fel.

A Szovjetunió által a 80-as években felbocsátott Asztron nevű csillagászati műhold főleg az UV-tartományban mért, de elhelyeztek rajta egy röntgenspektrométert is.

1987-ben a japánok Hakucho, majd Tenma nevű távcsöve került Föld körüli pályára. A Ginga nevű nagyobb tömegű japán hold 500 és 670 km magasan működött, fő műszerei 1,5 és 30 keV között voltak érzékenyek. Ezzel a holddal részletes mérések készültek az SN 1987A jelű szupernóva-robbanásról is. Szintén 1987-től a Mir űrállomás Kvant-1 csillagászati moduljából is történtek röntgentartományban mérések (HEXE). 1989-ben bocsátották fel az oroszok a Granat műholdat, majd a németek az igen eredményes ROSAT holdat, melynek 83 cm-es távcsöve a korábbiaknál jóval érzékenyebb volt (főleg 0,1-2 keV között mért). A ROSAT 1990-ben került pályára, érzékenysége ötször, felbontása háromszor volt nagyobb, mint az Einsteiné.

A japánok ASCA nevű műholdja 1993-tól nyolc évig működött, 2001 márciusában tért vissza a Föld légkörébe. Jelenleg is méréseket végez a holland és olasz együttműködésben készült BeppoSAX, melyet 1996-ban bocsátottak pályára. Az RXTE távcső 1995 óta van fent és főleg neutroncsillagok és fekete lyukak röntgensugárzását vizsgálja.

A németek ABRIXAS űrtávcsövét 1999-ben orosz rakétával sikeresen pályára állították, de rövidesen megszakadt vele a kapcsolat az energiaellátó rendszer hibája miatt.

1999-ben két nagy jelentőségű röntgen űrtávcsövet bocsátottak Föld körüli pályára. Az egyik a NASA által finanszírozott és júliusban fellőtt Chandra, a másik az ESA által készített, decemberi indítású XMM-Newton. A Chandra körülbelül olyan jelentőséggel bír a röntgentávcsövek között, mint a Hubble-űrtávcső az optikai társai között. Felbontása fél ívmásodperc, mely a közel egy nagyságrenddel jobb, mint a korábbiaké. A Chandra főleg kiterjedt források tanulmányozására alkalmas, ilyenek az aktív galaxismagok, a galaxisok központjaiban lévő fekete lyukak, vagy a neutroncsillagok környezete. Programját öt évesre tervezik, fő műszere 120 cm átmérőjű és 10 m fókuszú, tömege közel 14 tonna. Az XMM felbontása jóval gyengébb, alig 30”, viszont látómezeje 10-szer nagyobb, és spektrális felbontása is jobb, mint a Chandráé, ezért főleg általános feltérképezésre alkalmas.

2000 októberében lőtték fel a HETE-2 nevű űrtávcsövet, mely a gamma és a röntgentartomány határán működik, előre tervezett élettartama két év. A kifejezetten gammakitörések (GRB-k) azonosítására és pozíciómeghatározására kifejlesztett műszerei a 0,5-400 keV tartományt fedik le. A szonda tömege mindössze 124 kg.

Az ESA az XMM-Newton után következő röntgenteleszkópja a XEUS (X-Ray Evolving Universe Spectroscopy Mission), amely elődjénél 250-szer érzékenyebb lesz. A NASA Constellation-X tervében négy röntgentávcső szerepel. Egy négyzet csúcsaiban helyezkednek majd el, együttes teljesítményük százszorosa lesz az eddigi űrtávcsövekének. Főleg fekete lyukak és a sötét anyag felderítése lesz a feladatuk.

Az amerikaiak fantasztikus elképzelése a MAXIM (MicroArcsecond X-ray Imaging Mission). A röntgenforrások minden eddiginél részletgazdagabb feltérképezésére a rádió- és az optikai tartományban már jól bevált interferometriai módszert akarják alkalmazni. A tervek szerint egy 10 m hosszú, henger alakú egység tükreivel igen kis szögben egymás felé terelik a röntgensugarakat, amelyek egy másik, 500 km-re (!) lévő kis detektoregységnél hozzák létre az interferenciaképet (3. ábra). Így milliomod ívmásodperces felbontást szeretnének elérni, ami 1000-szerese a VLBI rádióantenna rendszer és 100 000-szerese HST felbontóképességének. Ezáltal a Tejútrendszer és a közeli galaxisok magjában lévő fekete lyukak eseményhorizontja is tanulmányozható lesz. Ilyen szögfelbontás mellett vizsgálható a Nap felszínén akár egy tányér méretű forró pont is, az alfa Centauri csillagon észrevehető egy 100 km-es folt, tanulmányozhatók az anyagbefogási (akkréciós) korongok részletei, vagy a Magellán-felhők csillagainak felszíne.

A gammacsillagászat előélete korántsem olyan eseménydús, mint a röntgencsillagászaté. A 60-as években nem készült műhold a spektrum e tartományának megfigyelésére, bár 1967-ben a Vela műholdak észleltek gammakitöréseket, de ezeket az eredményeket csak 1973-ban publikálták. Az első gammacsillagászati műhold a SAS-2-es volt, 1972-ben. Pályája 440 és 640 km körül húzódott az egyenlítő felett. Elvégezte az égbolt első feltérképezését a 20-200 MeV tartományban. Az ESA által készített COS-B 1975-77 között repült, mérései sokkal pontosabbak voltak, mint a SAS-2-esé. 25 és 1000 MeV közötti tartományban mért és 30’ pontossággal állapította meg a források helyzetét. Összesen 26 gammaforrást talált, köztük a 3C273 kvazárt. A HEAO sorozat tagjai is végeztek megfigyeléseket a lágy gamma tartományban.

Megemlítendő még az orosz Signe-3 és Sznyeg-3, melyek 1977-től működtek. Orosz és amerikai űrszondákon (Venyera, Pioneer-Venus) is helyeztek el gammadetektorokat, melyek közel 140 gammakitörést regisztráltak.

A 80-as években csak az SMM amerikai műhold érdemes említésre, amely főleg a napflerek gammasugárzását figyelte.

1990-ben bocsátották fel a Gamma-1 nevű holdat, mely a 100 MeV körüli tartományban elkészítette az égbolt pontosabb gammatérképét.

A nagy áttörést az 1991-ben pályára állított 17 tonnás Compton Gammasugár Obszervatórium (CGRO) hozta. A műhold kilenc évig működött, ez idő alatt közel 2500 gammakitörést (GRB-t) detektált, nyolcszor többet, mint amit előtte összesen találtak. Emellett felfedezett 400 új gammaforrást. A Comptont 2000 júniusában semmisítették meg, visszahozva a Föld légkörébe.

Az orosz vezetéssel, nemzetközi (köztük magyar) partnerekkel tervezett SXG (Spectrum-X-Gamma) űrteleszkóp fellövése régóta csúszik, 2001 tavaszán még csak tesztelték a berendezéseket. Az ESA-NASA-orosz együttműködésben fejlesztett Integral (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) gamma-űrtávcsövet 2002 áprilisában Proton rakétával állítják majd pályára. Fő műszerei: egy nagyfelbontású germánium gamma-spektrométer és egy kadmium-tellurid/cézium-jodid képalkotó kamera, valamint optikai és röntgen monitor kamera.

A "gyorsabb, olcsóbb, jobb" programok közé tartozik az olaszok AGILE (Astro-rivelatore Gamma a Immagini Leggero) kisméretű gammateleszkópja. Ez 2003-tól két éven át végez majd méréseket a 30 MeV - 50 GeV tartományban.

A NASA tervei között szereplő Swift nevű távcső 2003-ban indul egy Delta-2-es rakétával és 600 km magasan fog keringeni. Három éves programjában elsősorban a gammafelvillanások (GRB-k) tanulmányozása szerepel. A közeljövő terve a GLAST (Gamma Ray Large Area Space Telescope) névre hallgató űrtávcső is, mely 2005-ben indulna és 20 MeV-300 GeV tartományban működne. A felbocsátást követően 10 évig végezné méréseit 540 km magas pályán. Tömege 4 tonna, és szintén egy Delta-2-es típusú rakétával bocsátanák útjára. Programjai között szerepel az égbolt újbóli feltérképezése, a kozmikus háttérsugárzás tanulmányozása, a GRB-k megfigyelése és a sötét anyag egy részének megtalálása.

A Naprendszeren belül

A Nap nagy energiájú sugárzásának vizsgálata, a napkitörések nyomon követése olyan fontos a földi élet számára, hogy speciális, csak ezt figyelő műholdakat bocsátottak fel. Az Ulysses, a Yohkoh, a SOHO és újabban a HESSI rengeteg új információval gazdagította ismereteinket a Napról. Mivel ezekről az eredményekről napfizikusaink folyamatosan hírt adnak a Meteor és az évkönyv lapjain (pl. [5.], [10.]), e cikk keretében a témával nem foglalkozunk.

A Mars Odyssey űrszonda 2001 végén ért a Marshoz és pályára állt körülötte. Számos fedélzeti műszere között két neutrondetektor és egy gammaspektrométer is van, amelyek lehetővé teszik sokféle kémiai anyag kimutatását a marsi talajban. Hasonló módon térképezte fel a Lunar Prospector a Holdon például a tórium eloszlását. A mérési elv azon alapul, hogy a kozmikus sugárzás (szupernóvákból és a Napból származó nagy energiájú töltött részecskék) hatására a talajban lévő anyagok atommagjaiból gyors neutronok lépnek ki, amelyek más atomokkal ütközve jellegzetes gammafotonokat gerjesztenek. A marsfelszín felső rétegéből érkező neutronok alapján következtetni lehet a talajban lévő hidrogén mennyiségére is. Mivel a hidrogén főleg víz formájában van jelen, ezzel a módszerrel végeredményben a víz előfordulása térképezhető fel.

A gammacsillagászati célokra kifejlesztett detektorok kisebb változtatásokkal a Földön is hasznosíthatók. Daganatos betegeknek gyorsan elbomló radioaktív anyagot injekcióznak be, amely gammasugarakat bocsát ki. A tumorokban felhalmozódó anyag kimutatható, így például elkerülhetők a felesleges műtétek.

Meglepőnek tűnhet, de az üstökösöknek is van lágy röntgensugárzása. Erről részletesen írt cikkében Tóth Imre ([9.]). Bár az elméleti okok még nem teljesen tisztázottak, a következő lehetőségek merültek fel a röntgensugarak eredetére: töltéscsere a napszél és a nehéz üstökös-ionok között, nagyon erős mágneses viharok az üstökösnél, a Nap röntgenfényének szóródása nagyon kis méretű (2-3 nm) porszemcséken és gázon, fluoreszcencia (gázban), fékezési röntgensugárzás.

4. ábra. Az XMM-Newton röntgentávcső képe egy üstökösről 2001 tavaszán

A Chandra űrtávcső

A Chandra röntgentávcsövet a Columbia űrrepülőgéppel állították Föld körüli pályára 1999 júliusában. A S. Chandrasekhar asztrofizikusról elnevezett űrtávcső első évének eredményeiről olvashatunk Szabados László cikkében ([8.]), valamint gyakran szerepel a Meteor havilap és a Csillagászati évkönyv újdonságok rovataiban. Lássuk, két év alatt milyen eredményeket ért el!

A Chandra kétségkívül minőségi változást hozott a röntgencsillagászatban. Harmincszor jobb felbontású képeket tud készíteni, mint bármelyik korábbi röntgenműszer, ugyanakkor detektorainak érzékenysége minden eddiginél halványabb röntgenforrások tanulmányozását is lehetővé teszi. Az egyik legkorábbi Chandra-kép megmutatta azt az objektumot, ami valószínűleg a Cassiopeia A szupernóva-maradvány már hosszú ideje keresett neutroncsillaga lehet, kb. 11 000 fényévre tőlünk. Ezt megelőzően rádió-, optikai és korábbi röntgenteleszkópok serege kereste ezt a csillagtetemet, ám a Chandra előtt kudarcba fulladt minden azonosítási kísérlet.

Röntgensugarak mindenütt

Nagyon sok csillagász számára a röntgensugárzás jelöli meg a legizgalmasabb pontokat a Világegyetemben. A röntgenfotonok több százszor, akár több ezerszer nagyobb energiájúak, mint az optikai társaik, továbbá a röntgenszínkép ezerszer szélesebb energiasávot fog át, mint a szivárvány színeivel kijelölt optikai tartomány. A röntgensugarakat általában olyan kataklizmikus események keltik, mint a csillagok robbanásai, vagy az anyag közel fénysebességű örvénylése egy szélsőségesen erős gravitációs térben. A nagy energiájú röntgenfotonok ráadásul a galaxisok magját körülvevő porfelhőkön is át tudnak hatolni, amire a látható fény nem képes. Éppen ezért furcsának tűnhet, hogy ezek a nagy áthatoló képességű fotonok (a mi szerencsénkre) teljes mértékben elnyelődnek a földi légkörben.

A Chandra felfedezései erre az igen fiatal tudományterületre rendkívül intenzíven és azonnal hatottak. Nézzük egy példát! A tudósok már Giacconi rakétakísérlete óta tudták, hogy az Univerzum minden irányából egy diffúz röntgensugárzás, a röntgen háttérsugárzás detektálható. Azt azonban senki nem tudta megmondani, hogy ez a háttér valamilyen ritka, forró gáztól, vagy egyedi galaxisok sokaságától származik-e. A Chandra mérései öt hónap után megadták a választ. Egymástól függetlenül három kutatócsoport is arra használta a Chandrát, hogy az ég különböző területein nagyon hosszú expozíciós idejű felvételeket készítsen. Ezek a megfigyelések ezernyi, különálló forrásra bontották a röntgenhátteret. A források egy része minden bizonnyal egy eddig ismeretlen objektumtípus képviselője, legtöbbjük azonban olyan galaxis, amelynek magjában egy hatalmas tömegű fekete lyuk található. A fekete lyukat egy sűrű porburok veszi körül, ami csak a röntgen és az infravörös tartományban látszik át. Ezek a galaxisok olyan halványak és távoliak, hogy még a Hubble-űrtávcső, vagy a Keck-teleszkópok sem képesek érzékelni őket. A Chandra adatai azt sugallják, hogy a korábbi optikai felmérések nagyon alábecsülték a galaxisokban található aktív fekete lyukak arányát. Ez óriási felfedezés, ami régi rejtélyt oldott meg.

Ezek a fekete lyukak a korai Univerzumban jöhettek létre, amikor hatalmas gázfelhők estek össze a gravitáció hatására. A több millió, esetleg több milliárd naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyukak mindössze akkora térfogatot töltenek ki, mint a mi Naprendszerünk bolygókat tartalmazó része. A fekete lyukba spirális pályán bezuhanó anyag befogási (akkréciós) korongot képez, aminek belső tartományai több millió fokos hőmérsékletre hevülve erős röntgensugárzást bocsátanak ki.

De mi volt előbb, a fekete lyukak, vagy a galaxisok? Milyen szerepet játszottak ezek az egzotikus objektumok a galaxisok kialakulásában és fejlődésében? A Chandra jó úton halad a kérdések tisztázása felé, habár valószínűleg még ez a röntgenobszervatórium sem lesz képes teljesen egyértelmű válaszokat adni. A Chandra pontos koordináta-mérései sokat segítenek a távoli objektumok egyértelmű optikai azonosításában. Összevetették a Chandra pontforrásait az optikai megfelelőkkel, és azt találták, hogy a Világegyetem egy adott korszakában az összes galaxismagbeli fekete lyuknak kb. 10%-a az, ami éppen aktívan begyűjti a körülötte keringő gázfelhők anyagát. Ezek nagyjából 1 milliárd évig aktívak, ami jóval hosszabb idő, mint korábban gondolták. A fekete lyukaknak kb. 15%-a az Univerzum eddigi élettartamának második felében vált aktívvá. Mindez arra utal, hogy kozmológiai "közelmúltban" is voltak még aktív galaxismagok, ez pedig nehezen egyeztethető össze azzal a széles körben elfogadott képpel, hogy az aktív galaxismagok csak a korai Univerzumban, a galaxisok kialakulásakor és kezdeti erős kölcsönhatásaiknak eredményeképpen léteztek. Valószínűleg más folyamatok is felelősek lehetnek kialakulásukért, ám ezek természete jelenleg még ismeretlen.

A galaxisok magjában lévő óriási fekete lyukak észlelése viszonylag könnyű, amíg aktív anyaggyűjtő fázisban vannak. A Chandra lehetőségei azonban kiterjednek a közelünkben található magányos és "normális" tömegű fekete lyukak kimutatására is.

Csillagtetemek

A legnagyobb tömegű csillagok élete II típusú szupernóva-robbanásban ér véget, ami után jó eséllyel egy 3-20 naptömeg közötti tömegű fekete lyuk marad. Éppen ezért a Tejútrendszerben milliónyi ilyen viszonylag kisebb fekete lyuknak kell lennie. Hol vannak ezek?

A kutatók 2001 elején közvetlen megfigyelési bizonyítékokat mutattak be, amelyek igazolják az eseményhorizont, a fekete lyukat a mi világunktól elválasztó határfelület létét. Ezen a határon az anyag csak belépni tud, visszajönni már nem. Egy tucatnyi röntgenkettõst tanulmányoztak a Chandra segítségével. Ezek olyan kölcsönható kettőscsillagok, amelyekben a főkomponens egy neutroncsillag vagy fekete lyuk, ami a kisebb tömegű másodkomponenstől anyagot szív el. Ez az anyag egy anyagbefogási (akkréciós) korongot hoz létre (az aktív galaxismagokhoz hasonlóan), a korongban kialakuló magas hőmérséklet okozza a röntgensugárzást. Ha az akkréciós korong közepén egy neutroncsillag van, akkor a korongból behulló anyagnak a neutroncsillaggal való ütközésekor is röntgenkitörések történnek. A vizsgált esetben azonban azt találták, hogy az akkréciós korong befelé valóban egyre forróbb, egyre erősebb röntgenforrás, de a korong közepén nincsenek röntgenkitörések, hanem ott az anyag egyszerűen eltűnik a röntgenszemű megfigyelő elől - következésképp ott nem neutroncsillag van, hanem fekete lyuk.

Az XTE J1118+480 jelű kettőscsillag egy hét naptömegnyi fekete lyukból és egy sárga törpéből áll. Az anyagbefogási korong belső széle mintegy 1000 km-re van a fekete lyuk eseményhorizontjától. Hasonló objektum az RXTE űrtávcsővel vizsgált GRO J1655-40 rendszer. Ott 100 km-nél is közelebb keringhet a korong anyaga a fekete lyukhoz, amely másodpercenként 450-szer (!) fordul meg a tengelye körül.

A Chandra, a HST és földi rádiótávcsövek megfigyelései alapján részletesen vizsgálták a 12 milliárd éves 47 Tucanae gömbhalmazt (6. ábra). Az abban található kettőscsillagok nagy része olyan, hogy egy Napunkhoz hasonló csillag és egy kompakt objektum, fehér törpe vagy neutroncsillag alkotja. Utóbbi erős gravitációja anyagot szippant át a normál csillagról, ami rázuhan, és ekkor röntgensugárzás jön létre.

A Chandra a fekete lyukak kutatásának újabb fejezetét is megnyitotta, jelesül a közepes tömegű fekete lyukak vizsgálatát. Már 1999-ben, az ASCA és ROSAT röntgenműholdak mérései utaltak arra, hogy léteznek olyan fekete lyukak is, amelyek félúton helyezkednek el a csillagtömegű és a nagyon nagy tömegű (szupermasszív) fekete lyukak között. A Chandra egy évvel később sikerrel igazolta ezek létét. Az M82 galaxis magjától nagyjából 600 fényévre találtak egy olyan röntgenforrást, ami egy legalább 500 naptömegű fekete lyuk. Ezt a tömegbecslést az objektum abszolút fényessége alapján tették, amit pedig az határoz meg, hogy mennyi anyagot fog be az akkréciós korongján keresztül. A Chandra kitűnő felbontásának köszönhetően megbizonyosodhattak arról, hogy az észlelt röntgensugárzás valóban egy pontforrásból érkezik. Ha az objektum 100 000 naptömegnél nehezebb lenne, akkor már rég elnyelte volna a galaxis magja. Így tömegét tekintve ez az égitest jóval felülmúlja a nagy tömegű csillagok pusztulásával keletkező fekete lyukakat, azonban messze elmarad a galaxisok magjában található óriási fekete lyukaktól.

2001 januárjában felvetették annak a lehetőségét, hogy közepes tömegű fekete lyukak jöhetnek létre hipercsillagok segítségével (ezek akár 100 naptömeget is elérő csillagok). Hipercsillagok még a galaxisok kialakulása előtt születhettek, majd a pusztulásukkal kiváltották a kisebb csillagok képződését, valamint létrehozhattak olyan, nagyobb tömegű fekete lyukakat, amiket a galaxisok magja a köré vonzott. Közben kölcsönös ütközéseikkel kialakíthatták a ma megfigyelt közepes tömegű fekete lyukakat. Az Antenna kölcsönható galaxispár megfigyelései közben néhány olyan pontszerű röntgenforrást fedeztek fel, amelyek 100 naptömegnél nagyobbak lehetnek. Így mára a közepes tömegű fekete lyukak vadászata lett a röntgencsillagászat egyik legnépszerűbb sportja.

A Chandra egyik újabb célpontja volt a 8 millió fényévre lévő NGC 253 galaxis. A mag körül legalább négy nagyon erős röntgenforrás látszik (7. ábra). Valószínűleg a mag felé mozognak és bele fognak zuhanni.

Hasonló, rendkívül nagy luminozitású ("ultraluminózus") pontszerű röntgenforrásokat találtak az M82 galaxis központi részén (8. ábra), amelyek valószínűleg fekete lyukaknál kialakuló forró gáznyaláboktól származnak.

A Chandra felbontása azt is lehetővé teszi, hogy a csillagászok a fekete lyukak aktivitásának időbeli változásait is tanulmányozhassák. 2000 májusában a Chandra egy 1,5 millió km/órás sebességű kifújást észlelt az NGC 3783 galaxis magja körül, amit a központi fekete lyuk körüli térség sugárnyomása váltott ki. Miközben a fekete lyuk akkréciós korongjában több millió fokosra melegedik fel a gáz, intenzív sugárzása hatással van a távolabbi gázfelhőkre, amiket a sugárnyomás elkezd kifelé hajtani. A Chandra által felvett röntgenspektrum igen gazdag, magas ionizációs állapotú oxigén, neon, magnézium, szilícium, kén, argon és vas jelenlétéről árulkodik.

A Chandra egy másik észlelése a híres 3C273 kvazárról árult el újdonságokat. A felbontása ahhoz is elég volt, hogy megkülönböztethessük a galaxis magjából, illetve az azt közel fénysebességgel elhagyó jetből származó röntgensugarakat.

Kicsit közelebb hozzánk, a Chandra figyelme a 26 000 fényévnyire levő saját galaxismagunkra is irányult. A Tejútrendszer magjában található a Sgr A* rádióforrás, ami egy 2,6 millió naptömegnyi fekete lyuk. A Chandrát és az ASCA-t használó kutatók arra voltak kíváncsiak, mi történik a Sgr A* környékén. Kiderült, hogy most nyugalomban van, ám az 1900-as évek elején kb. egymilliószor intenzívebb röntgenforrás lehetett, mint ma. Egy kutatócsoport a Sgr A Kelet nevű objektumot figyelte meg, ami egy Sgr A* melletti szupernóva-maradvány. Úgy találták, hogy a szupernóva-robbanás lökéshulláma kb. 100 évvel ezelőtt nagy mennyiségű gázt juttathatott a Sgr A* térségébe. Egy másik csoport szerint ezt alátámasztja a Sgr B2 forrás, ami éppen 100 fényévre található a Sgr A*-tól, és mint egy tükör, most veri vissza felénk a 100 évvel ezelőtti aktivitás hatásait.

Csillaghalál és születés

A Chandra leglátványosabb felvételei a Tejútrendszerben lévő, közeli szupernóva-maradványokról készültek. A Cassiopeia A volt az első ilyen objektum, amit megvizsgált. A maradvány közepén felfedeztek egy pontszerű sugárforrást, ami legnagyobb valószínűséggel a robbanás után megmaradt neutroncsillag. Az ezzel foglalkozó kutatócsoport azóta készített egy csaknem 14 órás expozíciót. Ennek segítségével azt kívánják eldönteni, hogy valóban a robbanásért felelős csillag maradványa-e az a pontforrás. Egyes tudósok kételkednek a sikerben, szerintük a Chandra mellett az európai XMM-Newton röntgenműhold méréseire is szükség lesz (ez utóbbinak kisebb a szögfelbontása, azonban jobb az érzékenysége és spektrális felbontása, ami nagyon jó kiegészíti a Chandra lehetőségeit).

Más csoportok a Cas A-t övező gázhéjat vizsgálták meg röntgen tartományban, elemezve a ledobott gázfelhõ kémiai összetevőit. Feltérképezték a vas, szilícium, kén és kalcium térbeli eloszlását, valamint összmennyiségét. A Cas A felhőjében pl. annyi kalcium van, ami 10³¹ liter tejhez elég lenne. A Chandra Cas A megfigyelései azzal a meglepő eredménnyel szolgáltak, hogy az olyan elemek, mint a kalcium, nikkel és vas nem egyenletesen oszlott szét a robbanás felhőjében, hanem nagyobb csomagokban maradt. Különösen a vas eloszlása mutat érdekes, gyűrű alakú szerkezetet. A vas az egykori csillag életének legutolsó fázisában keletkezett a csillagmagban. Érdekes módon azonban ez a vas messze leelőzte a csillag belsejében még felette elhelyezkedett elemeket, és mára már a felhő legkülső tartományaiban jár. Az elméleti szakemberek még csak most kezdenek el "hümmögni" a kérdés felett: mi okozhatta ezt az első pillantásra igen furcsa szelektív eloszlást?

A minden csillagász szívében előkelő helyen található Rák-köd volt a második megvizsgált szupernóva-maradvány. Az 1054-ben megfigyelt robbanás óta eltelt közel 1000 év alatt a köd kitágult, de még mindig erősen sugároz mindenféle hullámhosszon. A Chandra a köd legbelső 40%-át vizsgálta meg, és kb. egyharmad fényévnyire a központi pulzártól igen érdekes gyűrűs és szálas szerkezeteket talált. Ezekért valószínűleg a pulzár mágneses terében csaknem fénysebességre felgyorsult szubatomi részecskék a felelősek. A Chandra előtt a csillagászok számára nem volt világos, hogy egy alig 15-20 km-es neutroncsillag hogyan képes gerjeszteni egy 6 fényév átmérőjű ködöt. Az újonnan felfedezett gyűrű valahogyan átjuttatja a pulzár energiáját a külső gázfelhőbe, habár a pontos mechanizmus még nem világos.

Az SN 1987A szupernóva a színkép látható tartományában a Nagy Magellán Felhő rendkívül látványos objektuma volt. A robbanás kezdeti röntgenvillanása után a maradvány 13 éven keresztül meglehetősen szerény röntgenforrás volt. Az utóbbi egy évben azonban, az elméleti jóslatoknak éppen megfelelően, a helyzet alapvetően kezd megváltozni, és az SN 1987A ismét a röntgencsillagászok kedvelt célpontja lett.

A Chandra 1999 októberében és 2000 januárjában figyelte meg az SN 1987A-t. Ez utóbbi alkalommal látták a kutatók az első jeleit annak, hogy a szupernóva-robbanás lökéshulláma elérte a szülőcsillag által évezredekkel ezelőtt ledobott anyagfelhőt, és azzal ütközve elkezdte azt felmelegíteni, aminek következtében röntgensugárzás is keletkezik. Most vagyunk először tanúi egy szupernóva-maradvány keletkezésének. Az elkövetkező években a lökéshullám felmelegíti az egész anyaggyűrűt, ami így a röntgenben egyik legfényesebb szupernóvamaradvánnyá válhat.

1999. december 16-án a Chandra először észlelt egy gammafelvillanást (GRB-t) a röntgen tartományban is. Egyesek szerint ez egy hipernóva-robbanásnak a jele, aminek az észlelését az elméleti szakemberek már régóta várták. Az Ősrobbanás óta a gammafelvillanások az Univerzum legnagyobb energiájú robbanásai, de a kutatók ma még tulajdonképpen nem tudják, mi okozza õket. Nagyon sok elképzelés látott már napvilágot, ezek közül az egyik szerint egy 100 naptömeg körüli csillag magjának összeomlása, majd az egész csillag szétrobbanása állhat a jelenségek egy részének hátterében.

A gammafelvillanás helyét két nappal a később célba vették a Chandrával. Ekkor mutatták ki először a vas emissziós vonalait egy GRB spektrumában. A vas a nagy tömegű csillagok magjában keletkezik, ami után rövidesen bekövetkezik a szupernóva-robbanás. Így a megfigyelt vas-emisszió arra utalhat, hogy a jelenséget egy nagyon nagy energiájú szupernóva-robbanás okozta.

Még a legfiatalabb csillagok is igen erős röntgenforrások lehetnek. A közelmúlt felfedezése, hogy a protocsillagok helyét olyan röntgensugárzás jelzi, amit egy a Nap flerjeinél tízszer forróbb és százszor-százezerszer fényesebb plazma kelt. Ezek a szuperflerek már jóval a nukleáris fúzió beindulása előtt jelentkeznek a protocsillagokban. Egy kutatócsoport a rho Ophiuchi molekulafelhőjében tucatnyi protocsillagot azonosított, amelyeket a korábbi érzéketlenebb röntgentávcsövek még nem tudtak kimutatni, az optikai tartományban pedig nem látszanak a sűrű porburkon keresztül.

A Tejútrendszer magjától alig 100 fényévre van egy csillaghalmaz, amelyben mintegy 150 fiatal, 1-2 millió éves forró csillag zsúfolódik össze egy kb.1 fényéves térrészben. A Chandra felvételeiből (9. ábra) kiderült, hogy a csillagok egy szokatlanul magas hőmérsékletű, 60 millió fokos gázfelhőbe ágyazódnak, amely röntgenben erősen világít. Ez megerősíti azt az elméleti feltételezést, hogy a nagy tömegű csillagokról elinduló intenzív részecskeáramlások, a csillagszelek egymással ütközve nagyon forró gázfelhőt hozhatnak létre.

A Chandra első két éve megmutatta a lehetőségeket és a korlátokat. Várhatóan még sokszor fogunk találkozni eredményeivel. A legnagyobb visszhangot kiváltó mérések valószínűleg a kozmológiai jelentőségű kérdésekkel lesznek kapcsolatosak: a kvazárok, galaxishalmazok, forró plazmák röntgensugárzásának vizsgálata ígéretes területnek látszik. 2001 márciusában elkészült a Chandra Deep Field, összesen 1 millió másodperces (11,6 nap) expozícióval. Ezen minden eddiginél messzebb lévő röntgenforrások, alighanem kvazárok látszanak, valódi természetük még homályban van.

A Newtonról elnevezett űrtávcsőről és első évének eredményeiről olvashatunk Perjés Zoltán cikkében ([7.]), valamint gyakran szerepel a Meteor és a Csillagászati évkönyv újdonságok rovataiban is.

10. ábra. Az XMM-Newton röntgentávcső

A főleg európai pénzből finanszírozott XMM-Newton és a főleg amerikai pénzből fizetett Chandra röntgenműholdak kiegészítik egymást. A kapcsolatukat leíró hivatalos kifejezés a "kiegészítő jellegű" (persze időnként a vetélkedés nyomait is felfedezhetjük). Ebben az esetben azonban ez nem pusztán formális udvariaskodás, hanem tényleg így van. Mindkét űrobszervatórium jobb valamiben. A Chandra rendkívül jó minőségű röntgentükrei jelenleg felülmúlhatatlan képfelbontást tesznek lehetővé. Ezzel szemben az XMM-Newton nagyobb méretű tükrei halványabb források jobb felbontású spektroszkópiáját engedik meg. Az európai misszió négyszer-hatszor hatékonyabban gyűjti a röntgenfotonokat. Ez alapvető fontosságú a színképelemzésben, ami a program fő célja.

Az első megfigyelésekből áttörésként értékelhető mérési eredmények születtek az aktív galaxisok, csillagok ritka plazmaburkaival (koronáival), a fekete lyukak akkréciójával és szupernóva-maradványok sugárzásával kapcsolatban. Az XMM-Newton detektorai érzékelték a jelenleg ismert legtávolabbi kvazár röntgensugárzását.

Az XMM-Newton egyik leglátványosabb eredménye egyben a legellentmondásosabb is. Két aktív galaxis kisenergiájú röntgenspektruma nem egyeztethetõ össze az ezen objektumokról jelenleg uralkodó képpel. A legtöbb csillagász eddig úgy gondolta, hogy a központi nagy tömegű fekete lyukat ezekben a galaxisokban egy viszonylag forró, az akkréciós korongból kidobott anyagfelhő veszi körül. Mivel ezek a felhők alig néhány fényhónapnyira találhatók a fekete lyuktól, tanulmányozásukkal betekinthetünk az aktív galaxismagok legbelsőbb régióiba. Az XMM-Newton spektrumai azonban nem mutatják ezt a meleg, abszorbeáló közeget, hanem közel fénysebességgel mozgó szén, nitrogén és oxigén jelenlétére utalnak. Ezeknek az elemeknek az emissziós vonalai a fekete lyuktól legfeljebb néhány fénynapnyira keletkeznek, ezért a spektrumvonalak eltolódnak, kiszélesednek és eltorzulnak. Mindeddig csak a vas vonalaiban tudták ezeket a torzulásokat kimutatni, és senki nem gondolta, hogy más elemeknél is jelentkezhet a jelenség. A mérések értelmezéseben a kutatók éles vitákat folytatnak, és várják az újabb adatokat.

Az XMM-Newton többi felfedezése kevésbé vitatott. Ezek új fényt vetettek a kvazárok színképében látható széles emissziós vonalakra, valamint a csillagok koronájának röntgenspektrumára. Utóbbi kapcsán még a Nappal való összehasonlítás is szolgált meglepetésekkel. Régóta ismert, hogy a napszél és a korona kémiai összetétele drasztikusan különbözik a fotoszféra összetételétõl. A könnyen ionizálható elemek (vas, nikkel, magnézium) erős feldúsulást mutatnak azon elemekkel szemben, amiket nehezebb ionizálni (neon, nitrogén, oxigén). Az elképzelések szerint az ionok különböző módon reagálnak a Nap mágneses terének gyorsító hatására, ám a részletek nem világosak. Az új Chandra és XMM-Newton mérések meglepő módon azt mutatták ki, hogy bizonyos csillagok koronájában éppen fordított a kémiai elemek feldúsulásának iránya! A jelenség oka jelenleg ismeretlen.

Egy másik figyelemreméltó XMM-Newton mérés az SDSS 1044-0125 kvazárhoz kötődik, ami z=5,8 vöröseltolódásával a jelenleg ismert legtávolabbi kvazárok egyike. Erről ugyan spektrumot nem sikerült felvenni, hiszen összesen 30 db fotont sikerült detektálni, és ez éppen tízszer kevesebb volt, mint amit a számítások alapján vártak.

A tudósok úgy gondolják, hogy a kvazárok magjában is egy nagy tömegű fekete lyuk van, ami egy akkréciós korongon keresztül begyűjti a környezete anyagát. Nem ismert, hogy hogyan keletkeznek ezek az óriási tömegű fekete lyukak, illetve az akkréció folyamatának részleteit is homály fedi. Minél távolabb van egy kvazár, annál kevesebb idő telt el az Ősrobbanástól az általunk megfigyelt állapotáig, annál kevesebb idő állt rendelkezésre a szupermasszív fekete lyuk kialakulására. Egy adott pontnál, bizonyos számítások szerint z=10 környékén, már annyira régmúltba tekintünk vissza, hogy addig egyszerűen nem lehetett idő a fekete lyukak létrejöttéhez. A távoli kvazárok röntgenképét felveszik a Chandrával, utána pedig megpróbálják rögzíteni spektrumukat az XMM-Newton-nal. Egyelőre fontos kérdés, hogy miért olyan halvány az SDSS 1044-0125, aminek kiderítése talán rávilágít a kvazárok magjában fellépő anyagbefogási (akkréciós) folyamatokra.

A gamma-csillagászat fő kutatási területe a rövid időtartamú, óriási energiakibocsátással járó pontszerű felvillanások, az úgynevezett gamma-burst-ök [börszt] (GRB: Gamma-Ray Burst) vizsgálata. Az 1997-ig terjedő időszakról, a CGRO űrobszervatórium szenzációs méréseiről Patkós László összefoglaló cikkéből tájékozódhatunk ([6.]). Mivel több hazai csillagász (Balázs Lajos, Horváth István, Bagoly Zsolt, Vavrek Roland) is tudományos sikereket ért el e témában, és remélhetőleg hamarosan írnak egy külön cikket az évkönyvbe a GRB-kről, most csak röviden említünk néhány új eredményt.

Korábban úgy gondolták, hogy a gammakitörések egyenletesen oszlanak el az égen. Nyitott kérdés azonban, hogy vajon ez minden kitörésre érvényes-e. Mészáros Attila (Prágai Egyetem) és magyar kollégái nemrég a kitörések között egy olyan alcsoport nyomaira bukkantak, amelynek tagjai egyenetlen (anizotróp) elhelyezkedésűek.

Régóta ismert, hogy a gammakitörések időtartamuk szerint két nagy csoportra oszlanak (12. ábra). Eszerint vannak rövid kitörések egy 0,3 s körüli gyakorisági maximummal, és hosszabbak egy 30 s körüli maximummal. Horváth István és tőle függetlenül egy indiai kutató nemrég egy 5 s körüli időtartamú, harmadik csoport nyomait találta a CGRO BATSE detektorának adataiban. Mészáros és kollégái most rájöttek, hogy ez a közbülső populáció, illetve kitöréseik anizotróp eloszlást mutatnak az éggömbön (13. ábra). Sajnos az eddigi adatok nem teszik lehetővé ezen források távolságának behatárolását. Az sem világos, hogy ezek más galaxisokban vagy a Tejútrendszerben vannak-e. A kutatók remélik, hogy ezekre a kérdésekre a gammacsillagászati műholdak új generációja feleletet fog adni. Főleg a HETE-2-ben bíznak és a Swift-ben, amelynek indítását 2003-ra tervezik.

A GRB-k mibenlétére sok elmélet született. A rövid felvillanások valószínűleg neutroncsillagok vagy fekete lyukak ütközésével magyarázhatók, míg a hosszabbak talán Ib és Ic típusú szupernóva robbanások során jönnek létre. Találtak néhány többször kitörő objektumot is (SGR: Soft Gamma Repeater), ezeket valószínűleg a Tejútrendszerünkben lévő neutroncsillagok felszínére hulló anyagfelhők okozzák.

Amerikai csillagászok bebizonyították, hogy a legrövidebb időtartamú kitörések , kozmológiai távolságokból és egészen másfajta forrásból származnak, mint a "klasszikus" felvillanások. A kitörések többsége véletlenszerűen oszlik el az éggömbön, de néhány, amelyek időtartama 100 ms vagy kevesebb, az ég egyik oldalára, csaknem pontosan a Cygnustól az Ursa Majorig és a Taurusig terjedő területre csoportosul. Más kitörésektől eltérően a legrövidebbek statisztikailag nem mutatják az idődilatáció jeleit, amelyet az Univerzum tágulása okoz. (Az időeltolódás volt az első világos utalás arra, hogy a legtöbb kitörés rendkívül messze van.) Ráadásul, a legrövidebb felvillanások energiaspektruma a nagyobb energiájú gammasugarak felé tolódik, amelyeket a többi kitörés általában nem tartalmaz. Nincs válasz arra a kérdésre, hogy mik a forrásobjektumok, ha sugárzásuk csak az égbolt egyik feléről érkezik, hiszen semmilyen ismert égitesttípus nem követ ilyen eloszlást.

Mikrolencse jelenség gamma-kitörésnél

Milliárd fényévekre tőlünk, a Corona Borealisban látható egy pici, névtelen galaxis 24 magnitudós fénypontja. A csillagok milliárdjai között van egy kicsiny törpecsillag a galaxis külső halójában, kb. fél naptömegű és mintegy 51 magnitudós fényességű; látszólag messze kívül az emberi tudás és megismerés hatókörén. Mégis, ez a magányos csillag beírta magát a tudomány történetébe, mégpedig egy olyan eseménnyel, amely a térben messze mögötte következett be.

2000 márciusában a Föld körüli pályán haladó RXTE, a Nap körül keringő Ulysses, és az Eros kisbolygónál lévő NEAR űrszonda mindegyike észlelt egy 10 másodpercig tartó gammakitörést. A következő napokban földi optikai-, infravörös- és rádiótávcsövekkel is sikerült megfigyelni a GRB 000301C jelű objektumot. A HST (14. ábra) és a Keck II színképfelvételei alapján a vöröseltolódása z=2,04. Ez azt jelenti, hogy tőlünk kb. 10 milliárd fényévnyire történt a robbanás, akkor, amikor az Univerzum életkora még csak kb. 20%-a volt a mainak.

A GRB-t széles hullámhossztartományú utánfénylés (afterglow) követte. Két nappal később egy 20 magnitudós, látható fényben bekövetkező villanást amatőrcsillagászok is észleltek. A kutatók az ezután következő hetekben figyelemmel kísérték a GRB utánfénylés lecsengését. A viselkedését szerfelett különösnek találták. Néhány napi halványodás után felfényesedett egy kicsit - egyenlő mértékben minden hullámhosszon - mielőtt ismét gyengülni kezdett a fénye. Ilyen jelenségeknél ez teljesen szokatlan. Az utánfénylést a kitöréssel majdnem egyvonalban, de hozzánk sokkal közelebb lévő előtércsillag gravitációs tere erősítette fel. A kitörés és az utánfénylés vélhetően egy, a mi irányunkba “célzott”, közel fénysebességű anyagkidobódásból származik.

A legnagyobb távcsövekben ez az utánfénylés a relativisztikus hatásoknak köszönhetően nagyon kicsi, fényes gyűrűként jelenik meg, ami látszólag a fénysebességnél is gyorsabban tágul. Meghatározták, milyen fajta gravitációs lencse okozná a gyűrű megfigyelt fényességtorzulását. Egy a megfigyelő és a kitörés között félúton elhelyezkedő, teljesen közönséges, fél naptömegű csillag erre csak akkor képes, ha a közelében van egy galaxis, mint ez esetben az említett 24 magnitudós. Amint a gyűrű szétterjedt, egyik oldala felnagyítva látszott, amint beúszott a csillag mögé, és mintha ez a - jobb oldali - rész minden hullámhosszon egyformán torzult volna el. A gyűrű szélessége 10%-a volt a sugarának, összhangban az elméleti várakozásokkal.

Ilyen távoli alakzatok megfigyelésére nincs más mód, mint a mikrolencse jelenség, amelynek segítségével a szögfelbontás mikroívmásodpercesnél is jobb volt. Az utánfénylés-gyűrű vizsgálható felbontása ahhoz hasonló, mintha egy itt látható "o" betűt a Hold távolságából fel tudnánk ismerni. Az olyan új űrtávcsövek, mint a HETE-2 és a Swift, sok lehetőséget adnak majd a GRB-utánfénylések tanulmányozására. A mikrolencse-fókuszált gammakitörések során kapott, kiváló minőségű, nagy hullámhossztartományt lefedő adatok elemzése használható eszköz lehet a GRB-utánfénylések fizikai szerkezetének kutatásában, mégpedig mikroívmásodperc alatti felbontással.

15. ábra. A gamma-kitörés utáni napokon az utánfénylés egy gravitációs lencse hatásának megfelelő módon megnövekedett. A folytonos vonal azt a felfényesedést mutatja, amelyet egy fél naptömegű, a kitöréstől kb. fele távolságban lévő csillag okozhatott. Amint az utánfénylés-gyűrű tágult, és bekerült a csillag mögé, annak gravitációs tere felnagyította az egyik oldalát. A szaggatott vonallal berajzolt kör mutatja a lencse “Einstein-rádiuszát"

A GRB-k vizsgálata a csillagászat új, önálló és nagyon gyorsan fejlődő fejezete. Széles körű nemzetközi együttműködés valósul meg, hiszen a felvillanások rövidek, a lehető legtöbb műszerrel kell lehető leghamarabb megfigyelni őket. A GRB Coordinates Network (GCN) internetes adatbázis feladata: azonnali híradás a gamma-kitörésekről az összes űreszköz mérései alapján, részben az optikai tartományban való nyomon követés céljából.

A nagy energiájú csillagászat forradalmi változásokat hozott és hoz majd a Világegyetem megismerésében. Csupán ízelítőt tudtunk nyújtani a témakörben, küzdve a bőség zavarával. A szokásosnál hosszabb irodalmi és honlap lista alapján tájékozódhat az Olvasó a részletekről.

Irodalom

[1.] Almár Iván: Csillagászat a légkörön túlról, ELTE jegyzet, Tankönyvkiadó 1990
[2.] Almár Iván-Both Előd-Horváth András és munkatársaik: SH atlasz, Űrtan, Springer Hungarica Kiadó, 1996, 166-173.o.
[3.] Barlai Katalin: Röntgensugárzás gömbhalmazokban, Csillagászati évkönyv 1981, 130-152.o.
[4.] Ill Márton: Röntgencsillagok, Csillagászati évkönyv 1977, 177-201.o.
[5.] Kálmán Béla: A SOHO első eredményeiből, Meteor Csillagászati évkönyv 1998, 126.o.
      Kálmán Béla: A SOHO első eredményeiből II., Meteor Csillagászati évkönyv 1999, 141.o.
      Kálmán Béla: A SOHO eredményei és problémái, Meteor 1999/9. 28-33.o.
[6.] Patkós László: A gamma bursterek, Meteor 1997/2. 6-14.o.
[7.] Perjés Zoltán: Az XMM röntgenműhold, Élet és Tudomány 2000/8. http://www.sulinet.hu/eletestudomany/archiv/2000/0008/xmm/azxmmr.htm
[8.] Szabados László: Mit lát a röntgenszemű Chandra?, Természet Világa 2000/11. http://www.kfki.hu/~cheminfo/TermVil/tv2000/tv0011/chandra.html
[9.] Tóth Imre: Az üstökösök lágy röntgensugárzása - új felfedezés a Hyakutake és a Hale-Bopp kapcsán, Fizikai Szemle 1998/7.
http://sunserv.kfki.hu/fszemle/archivum/fsz9807/toth.html
[10.] van Driel-Gesztelyi Lídia: Milyen a Nap röntgen fényben? (Yohkoh), Meteor Csillagászati évkönyv 1994, 157-166.o.
[11.] Wanjek, Christopher: Chandra delivers; Harrus, Ilana: XMM-Newton makes its mark, Mercury 2001 március-április
http://www.aspsky.org/mercury/ezine/zine30_02/chandragallery/index.htm

Magyar nyelvű honlapok az Interneten:

A Szegedi Csillagvizsgáló lapjai (e cikk forráshelye) http://www.jate.u-szeged.hu/obs
Az ELTE Csillagászati Tanszék lapjai http://astro.elte.hu/news/cikkek/Chandrah.html
Az [origo] tudományos hírei http://www.origo.hu/tudomany/
Az AKG szakkörének lapjai http://supernova.akg.hu/highe/index.htm

Angol nyelvű honlapok az Interneten:

Összefoglaló az űrtávcsövekről http://www.seds.org/~spider/oaos/oaos.html
AstroWeb - High Energy Astronomy http://www.cv.nrao.edu/fits/www/yp_high_energy.html
High Energy Astrophysics Center http://heasarc.gsfc.nasa.gov
High Energy Astrophysics SAO http://hea-www.harvard.edu
X-ray astronomy http://www.xray.mpe.mpg.de
Whipple telescope http://egret.sao.arizona.edu
CANGAROO telescope http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp
HEGRA (High Energy Gamma Ray Astronomy) http://wpos6.physik.uni-wuppertal.de:8080/, http://www-hegra.desy.de, http://hegra1.mppmu.mpg.de
Gamma-Ray Astrophysics 2001 conf. http://cossc.gsfc.nasa.gov/meetings/Gamma2001/
GRB Coordinates Network (GCN) http://gcn.gsfc.nasa.gov
Mars Odyssey GRS http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/technology/grs.html, http://grs8.lpl.arizona.edu/science/
Spectrum-X-Gamma project http://hea.iki.rssi.ru/SXG/SXG-home.html
KFKI RMKI űrfizika http://www.rmki.kfki.hu/kffo/
Integral http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/integral/integralgof.html
Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) http://cossc.gsfc.nasa.gov
Roentgen Satellite (ROSAT) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/rosat/rosat3.html, http://wave.xray.mpe.mpg.de/rosat/
Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) http://xte.mit.edu
BeppoSAX http://www.sdc.asi.it
Chandra X-ray Observatory Center http://chandra.harvard.edu, http://chandra.nasa.gov
Chandra X-ray Observatory News http://xrtpub.harvard.edu/pub.html
XMM-Newton X-ray Observatory http://www.xmm.ac.uk, http://sci.esa.int/xmm/
High Energy Transient Explorer (HETE-2) http://space.mit.edu/HETE/
AGILE http://www.ifctr.mi.cnr.it/Agile/
Swift http://swift.sonoma.edu
XEUS http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/XEUS/
Constellation-X http://constellation.gsfc.nasa.gov
MAXIM http://maxim.gsfc.nasa.gov
Gamma Ray Large Area Space Telescope (GLAST) http://www-glast.stanford.edu
Ulysses http://ulysses.jpl.nasa.gov/ULSHOME.html
Yohkoh http://www.lmsal.com/SXT/
Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) http://sohowww.nascom.nasa.gov
High Energy Solar Spectroscopic Imager (HESSI) http://hessi.ssl.berkeley.edu, http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/