Korrespondierender Autor

Dr. Konrad Dennerl
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Astronomy • Astrophysics

Research report (imported) 2014 - Max Planck Institute for extraterrestrial Physics

Unser Sonnensystem im Röntgenlicht − ein neuer Blick auf unsere kosmische Heimat

Our Solar System in X-rays – a novel view of our cosmic home

Authors

Dennerl, Konrad

Departments

Hochenergie-Astrophysik

Die Erforschung der Röntgenstrahlung aus dem Sonnensystem hat in den letzten beiden Jahrzehnten einen stürmischen Aufschwung erlebt. Während bis 1996 nur Sonne, Erde, Mond und Jupiter als Röntgenquellen bekannt waren, sind seitdem Merkur, Venus, Mars, Saturn, die Jupitermonde Io und Europa, der Io-Plasmatorus, die Saturnringe und zwei Asteroiden hinzugekommen, dazu die Kometen als unerwartete neue Klasse und sogar die Heliosphäre selbst. Der Beitrag zeigt die Abfolge dieser Entdeckungen, beschreibt die Röntgenemissionsprozesse und deren Bedeutung und endet mit einem Ausblick für die Zukunft.
Solar system X-ray research has experienced a boost during the last two decades. Before 1996, Sun, Earth, Moon, and Jupiter were the only solar system X-ray sources known. Since then, this number has considerably increased, including now also Mercury, Venus, Mars, Saturn, the Jovian moons Io and Europa, the Io plasma torus, the rings of Saturn, two asteroids, as well as comets as an unexpected new class, and even the heliosphere itself. This article outlines the sequence of discoveries, describes how the X-ray emissions originate, explains their importance, and concludes with an outlook.

Die Anfänge

Die Erforschung der Röntgenstrahlung aus dem Sonnensystem ist eng mit der Geschichte der Röntgenastronomie verbunden. Das naheliegendste Objekt, von dem man erwarten konnte, dass es Röntgenstrahlung aussendet, war die Sonne. Um 1930 war bereits bekannt, dass die Sonnenkorona mehrere Millionen Grad heiß sein musste, da sich im optischen Spektrum Hinweise auf hochionisierte Eisenatome fanden. Im Jahr 1949 gelang es erstmals, solare Röntgenstrahlung nachzuweisen. Dabei stellte sich allerdings heraus, dass die Sonne nur etwa ein Millionstel ihrer Energie im Röntgenlicht abstrahlt und es erschien wenig erfolgversprechend nach möglichen weiteren Röntgenquellen am Himmel Ausschau zu halten. Seit 1957 häuften sich die Hinweise darauf, dass in Erdnähe Röntgenstrahlung entsteht. Der Nachweis erfolgte aber indirekt, über einen erhöhten Strahlungshintergund. Erst 1962 wurde versucht, Röntgenstrahlung von einem weiteren Objekt nachzuweisen, wieder einem aus dem Sonnensystem: dem Mond. Obwohl dies nicht gelang, wurde dabei Röntgenstrahlung von Quellen außerhalb des Sonnensystems entdeckt, was den eigentlichen Beginn der Röntgenastronomie markiert. Die Zahl bekannter Röntgenquellen stieg in den folgenden Jahrzehnten stark an. Im Jahr 1991, nach der erfolgreichen Durchmusterung des gesamten Himmels mit dem am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE) entwickelten Satelliten ROSAT, überschritt sie die Zahl von Einhunderttausend. Die Zahl von Sonnensystemobjekten, von denen Röntgenstrahlung nachgewiesen werden konnte, stieg in dieser Zeit aber nur um zwei: Mond und Jupiter − und daran änderte sich nichts bis 1996.

Die „Neuzeit”

Das Jahr 1996 markiert einen Wendepunkt in der Erforschung der Röntgenstrahlung aus dem Sonnensystem. Auslöser war der sehr nahe und seltene Vorbeiflug eines Kometen (C/1996 B2) an der Erde, der dabei auch mit dem Röntgensatelliten ROSAT beobachtet wurde und sich völlig unerwartet als helle Röntgenquelle erwies [1]. Als dann in ROSAT-Archivdaten weitere Kometen gefunden wurden, war klar, dass eine neue Klasse von Röntgenquellen entdeckt war [2]. Es war eine große Überraschung, dass kalte Kometen Röntgenstrahlung aussenden können, und es dauerte auch Monate, bis die Ursache dafür gefunden wurde: Umladungsprozesse zwischen Sonnenwindionen und Kometengas [3]. Sobald die Bedeutung dieses Vorgangs für die Entstehung von Röntgenstrahlung erkannt war, war auch endlich eine Erklärung für die zeitlich befristeten Aufhellungen des Röntgenhimmels während der ROSAT-Himmelsdurchmusterung gefunden sowie für die Röntgenstrahlung, die von der dunklen Seite des Mondes zu kommen schien: All das war die Folge von Umladungsprozessen, die die obersten Schichten der Erdatmosphäre ähnlich wie einen Kometen im Röntgenlicht aufleuchten ließen. Die Idee, dass dieselben Prozesse auch bei unseren Nachbarplaneten Venus und Mars auftreten sollten, führte im Jahr 2002 zu deren Entdeckung als Röntgenquellen [4,5]. Im gleichen Jahr wurde im Jupitersystem Röntgenstrahlung von dessen Monden Io und Europa sowie vom Io-Plasmatorus gefunden, und 2004 konnte Röntgenstrahlung von Saturn und seinem Ring nachgewiesen werden. Es gelang sogar eine räumlich aufgelöste Röntgenaufnahme des Saturnmonds Titan, die ihn allerdings nicht in Emission, sondern in Absorption zeigt, als er vor dem Crab-Supernovaüberrest vorbeizog. Wie bei einer medizinischen Untersuchung konnte dabei dessen Atmosphäre geröntgt werden. All diese Beobachtungen fanden aus der Ferne statt. Bei Objekten im Sonnensystem besteht zusätzlich die einzigartige Möglichkeit, Messungen aus der Nähe durchzuführen. Auch dies gelang seit 1996 bereits mehrfach im Röntgenlicht: im Jahr 2000 beim Asteroiden 433 Eros, 2005 beim Asteroiden 25143 Itokawa und seit 2011 beim sonnennächsten Planeten Merkur. Diese kurze Übersicht (mehr dazu in [6]) zeigt, wie reichhaltig sich in den letzten Jahren unser Sonnensystem für Untersuchungen im Röntgenlicht erwiesen hat. Dies betrifft nicht nur die Vielfalt an Objekten, sondern auch die Verschiedenartigkeit der Röntgenemissionsprozesse, die im Folgenden zusammengestellt werden.

Wie entsteht die Röntgenstrahlung?

Thermische Emission:
Die Röntgenstrahlung der Sonne entsteht in ihrer Korona, in der sich sehr dünnes und mehrere Millionen Grad heißes Plasma befindet. Dies ist der einzige Ort im Sonnensystem, der eine ausreichend hohe Temperatur besitzt, um auf thermischem Weg Röntgenstrahlung zu erzeugen. Eine Besonderheit stellt der kürzlich beobachtete Flug eines Kometen (C/2011 W3) durch die innere Sonnenkorona dar, bei dem das Kometengas so stark ionisiert wurde, dass es aufgrund seiner thermischen Emission im Röntgenlicht beobachtet werden konnte.

Streuung solarer Röntgenphotonen mit Anregung charakteristischer Linien:
Da die Sonne ihre Umgebung nicht nur mit sichtbarem Licht, sondern auch mit Röntgenstrahlung beleuchtet, sollte dieser Prozess bei allen Objekten stattfinden, die von solarer Röntgenstrahlung getroffen werden. Da er kleine Wirkungsquerschnitte aufweist, ist er jedoch nur bei Objekten mit ausreichender Dichte wirksam. Solche Objekte sind die Atmosphären bzw. Oberflächen von Planeten, Planetenmonden und Planetenringen sowie von Asteroiden und Kometenkernen. Der Nachweis gelang bisher bei den Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter und Saturn mit seinem Ring, dem Erdmond sowie (aus der Nähe) bei den Asteroiden 433 Eros und 25143 Itokawa. Bei Gasen mit sehr niedrigen Dichten, wie den Exosphären von Planeten und Kometenatmosphären oder gar dem interstellaren Gas, das durch unser Sonnensystem strömt, spielt er dagegen so gut wie keine Rolle.

Energetische Elektronen:
Neben Photonen emittiert unsere Sonne auch geladene Teilchen, den sogenannten Sonnenwind. In diesem befinden sich energetische Elektronen, bei deren Ablenkung Röntgen-Bremsstrahlung entstehen kann. Dazu sind ausreichend starke Magnetfelder erforderlich, wie sie in den Magnetosphären von Erde und Jupiter vorhanden sind. Dort entsteht auf diese Weise in den Polarregionen Röntgenstrahlung. Eine Besonderheit stellt Jupiter dar, der aufgrund seines hohen Magnetfelds in der Lage ist, Elektronen „selbstständig” in seiner Magnetosphäre soweit zu beschleunigen, dass sie Röntgenstrahlung erzeugen können. Die so beschleunigten Elektronen sind vermutlich eine Ursache für die Röntgenstrahlung des Io-Plasmatorus, einem Ring um Jupiter auf der Bahn seines Mondes Io, der durch dessen Vulkanismus gespeist wird. Energetische Elektronen können auch durch Stoßionisation eine Röntgenemission bewirken, die in diesem Fall aus den charakteristischen Linien der getroffenen Atome besteht. Dieser Effekt wird in den Polarregionen der Erdatmosphäre beobachtet sowie auf der Nachtseite von Merkur.

Energetische Ionen:
Aufgrund seines hohen Magnetfelds ist Jupiter in der Lage, auch Ionen soweit zu beschleunigen, dass sie über Bremsstrahlung bzw. Stoßanregung Röntgenstrahlung erzeugen können. Hinweise auf diese zusätzliche Strahlungskomponente wurden im Röntgenspektrum von Jupiter gefunden. Das direkte Auftreffen energetischer Ionen auf die Oberflächen der Jupitermonde Io und Europa wird als mögliche Ursache für deren Röntgenstrahlung angesehen.

Umladung zwischen hochionisierten Sonnenwindatomen und Neutralgas:
Der Sonnenwind, der im Wesentlichen aus Protonen, Heliumkernen und Elektronen besteht, enthält etwa ein Promille an schwereren Atomen, die beim Durchlaufen der heißen Sonnenkorona hochgradig ionisiert werden und infolge der darauffolgenden schnellen Expansion diesen Ionisationsgrad beibehalten, bis sie auf Materie treffen. Wenn sie dann mit Elektronen rekombinieren, kann es zur Emission von Röntgenstrahlung kommen. Da diese Strahlung nur bei bestimmten, durch den Umladungsprozess vorgegebenen Energien erfolgt, enthält sie Informationen über den Ionisationsgrad und die chemische Zusammensetzung des Sonnenwinds. Charakteristisch für den Umladungsprozess sind Wechselwirkungsquerschnitte, die erheblich größer sind als die der anderen Röntgenemissionsprozesse. Aufgrund dieser Tatsache entfaltet dieser Prozess seine volle Stärke, wenn der Sonnenwind auf ausgedehnte Gaswolken geringer Dichte trifft, wie sie in Kometen, den Exosphären von Venus, Erde und Mars und der gesamten Heliosphäre vorkommen [7]. Ein Spezialfall ist auch hier Jupiter, der aufgrund seines hohen Magnetfelds in der Lage ist, zusätzlich zu den Sonnenwindionen auch eigene Ionen zu erzeugen.

<strong>Abb. 1:</strong> Röntgenaufnahmen von Sonnensystemobjekten. Linke Spalte: Komet C/2000 WM1 mit optischer Aufnahme innen (XMM-Newton, Dennerl <
Abb. 1: Röntgenaufnahmen von Sonnensystemobjekten. Linke Spalte: Komet C/2000 WM1 mit optischer Aufnahme innen (XMM-Newton, Dennerl et al. 2003), Venus (links: Umladungsemission, rechts: solare Röntgenphotonen; Chandra, [7]), Mars (grün/blau: Umladungsemission, orange/gelb: solare Röntgenphotonen, XMM-Newton, [8]). Rechte Spalte: Mond (ROSAT, Schmitt et al. 1991), Jupiter (Chandra, Gladstone et al. 2002), Saturn (Chandra, Ness et al. 2004).

Was lernen wir aus der Röntgenstrahlung?
Die Röntgenstrahlung lässt die uns in optischen Wellenlängen vertrauten Objekte buchstäblich in einem neuen Licht erscheinen. Abbildung 1 zeigt Röntgenaufnahmen eines Kometen, unseres Mondes sowie der Planeten Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Kometen lassen sich, da sie aufgrund von Umladungsprozessen mit Sonnenwindionen leuchten, als natürliche Raumsonden nutzen, die den Ionisationszustand und die chemische Zusammensetzung des Sonnenwinds an verschiedenen Stellen und zu verschiedenen Phasen im elfjährigen Sonnenzyklus messen und per Röntgenstrahlung zu uns übertragen [8]. Bei den Planeten Venus und Mars ist es vor allem der außerordentlich hohe Wechselwirkungsquerschnitt der Umladungsprozesse, der diese so interessant macht, da auf diese Weise noch geringste Gasmengen im Röntgenlicht aufleuchten. Eine globale Erfassung des Atmosphärenverlusts ist wichtig für unser Verständnis der Entwicklung von Planetenatmosphären und damit nicht zuletzt für das Verständnis der Entwicklung von Leben. Gleichzeitig liefert die Streuung solarer Röntgenstrahlung, die bei Venus und Mars in einer Höhe von 100−140km am wirksamsten ist, ein Bild der Hochatmosphäre. Beide Strahlungskomponenten lassen sich spektroskopisch trennen ([9], Abb. 2). Beim Mond lässt sich durch hochauflösende Spektroskopie der sonnenbeschienenen Seite die chemische Zusammensetzung seiner Oberfläche aus der Ferne bestimmen. Die sonnenabgewandte Seite ist besonders interessant, da sie es ermöglicht, die Röntgenstrahlung, die im Detektor sowie zwischen Satellit und Mond entsteht, von der dahinterliegenden diffusen Strahlung zu trennen, was vor allem für kosmologische Untersuchungen von Bedeutung ist. Im Jupitersystem sind es vor allem die hochkomplexen und bisher nur teilweise verstandenen Vorgänge in der Magnetosphäre, die seine Röntgenstrahlung so interessant machen, während bei Saturn die Abwesenheit von magnetosphärischer Emission sowie die Hinweise auf Röntgenstrahlung aus bestimmten Gebieten seiner Ringe zeigen, dass es dort noch viel zu erforschen gibt.

<span id="tinymce" class="mceContentBody " dir="ltr"><strong>Abb. 2:</strong> Ein Ausschnitt aus dem R&ouml;ntgenspektrum unseres Nachbarplaneten Mars Bild vergrößern
Abb. 2: Ein Ausschnitt aus dem Röntgenspektrum unseres Nachbarplaneten Mars, aufgenommen mit dem RGS-Spektrographen auf dem ESA-Satelliten XMM-Newton. Es zeigt Emissionslinien von Sauerstoff, die auf verschiedene Weise entstehen: durch Umladungsprozesse von Sauerstoffionen im Sonnenwind (links) und durch Fluoreszenz in Sauerstoffatomen der Kohlendioxid-haltigen Marsatmosphäre (rechts), angeregt durch die Röntgenstrahlung der Sonne [8]. [weniger]

Aus der Röntgenstrahlung von Sonnensystemobjekten lernen wir aber nicht nur etwas über diese Objekte selbst. Wie sehr die Konsequenzen über die Sonnensystemforschung hinausgehen können, lässt sich besonders deutlich an der bei den Kometen entdeckten Bedeutung von Umladungsprozessen [10] für die Entstehung von Röntgenstrahlung demonstrieren. Während schon lange bekannt war, dass das Sonnensystem ständig von interstellarer Materie durchströmt wird, weiß man jetzt, dass diese den Sonnenwind dazu bringt, im Röntgenlicht zu leuchten. Dies hat zur Folge, dass alle Röntgenbeobachtungen aus einer leuchtenden Wolke heraus stattfinden, deren diffuse Strahlung sich mit der zu untersuchenden Röntgenstrahlung von weiter entfernten Objekten überlagert und fälschlicherweise der diffusen galaktischen Emission zugeordnet werden kann oder als Röntgenhalo um Galaxien oder Galaxienhaufen fehlinterpretiert werden kann. Daneben hat diese Entdeckung zu der Einsicht geführt, dass Umladungsprozesse auch in den Tiefen des Weltalls überall dort, wo ionisiertes Gas mit kühlem Gas zusammentrifft, in größerem Maß für die dort beobachtete Röntgenstrahlung verantwortlich sein können als bislang angenommen. Und nicht zuletzt bieten die viele zehntausend Kilometer großen, kalten Gaswolken sehr geringer Dichte um Kometen ein einzigartiges Labor, in dem die Physik der Umladungsprozesse − gewissermaßen vor unserer Haustür − durch hochauflösende Spektroskopie der dabei entstehenden Röntgenstrahlung untersucht werden kann. Die dabei gewonnenen Erkenntnisse sind von grundlegender Bedeutung für unser Verständnis atomphysikalischer Vorgänge, wie sie nicht nur für die astrophysikalische Plasmadiagnostik wichtig sind, sondern auch für die angewandte Forschung, insbesondere die Energiegewinnung durch Kernfusion, bei der sich auch ein heißes Plasma in unmittelbarer Nähe zu einer kalten Gefäßwand befindet.

Wie geht es weiter?

Bei all den Erfolgen der letzten Jahre in der Erforschung der Röntgenstrahlung aus dem Sonnensystem ist zu beachten, dass sich dieses Forschungsgebiet noch weitgehend in einer Pionierphase befindet, die gerade erst die neuartigen Möglichkeiten aufzuzeigen beginnt, die sich damit für ein besseres Verständnis der Vorgänge in unserer kosmischen Heimat eröffnen. In vielen Fällen wird derzeit eine genauere Analyse durch die geringe Zahl von aufgesammelten Röntgenphotonen begrenzt sowie dadurch, dass Beobachtungen nur stichprobenartig durchgeführt werden können und angesichts der ausgeprägten zeitlichen Dynamik vieler Prozesse noch kein repräsentatives Bild liefern. Es ist daher zu erwarten, dass zukünftige Röntgenbeobachtungen von Objekten im Sonnensystem weitere, vielleicht auch wieder überraschende Erkenntnisse liefern werden. Erkenntnisse, die auch helfen werden, Vorgänge in den Tiefen des Weltalls besser zu verstehen. Das Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, an dem die erste Röntgenaufnahme des Mondes gelungen ist, an dem die Röntgenstrahlung von Kometen sowie von Venus und Mars entdeckt wurde und das an der Entdeckung der Röntgenstrahlung von Saturn beteiligt war, wird auf diesem Gebiet auch weiterhin eine weltweit führende Rolle spielen.

Der unter der Leitung des MPE derzeit in Bau befindliche Röntgensatellit eROSITA wird in der Tradition von ROSAT wieder den ganzen Himmel kartographieren, diesmal aber gleich achtmal im Zeitraum von vier Jahren. Bei der dafür angewandten Beobachtungstechnik ist das Gesichtsfeld nicht begrenzt, was von großem Vorteil für die Untersuchung der ausgedehnten Emission von Kometen ist. Mit seiner hervorragenden Sammelfläche für Energien im Bereich von 1keV und seinem gegenüber ROSAT erheblich gesteigerten Energieauflösungsvermögen ist eROSITA für die Untersuchung der Röntgenstrahlung von Kometen wie geschaffen. Darüber hinaus wird eROSITA durch die mehrfache Kartographie des gesamten Röntgenhimmels aus über einer Million Kilometer Entfernung von der Erde und damit fern von Röntgenstrahlung aus der oberen Erdatmosphäre als erster Satellit die Gelegenheit bieten, die diffuse Röntgenstrahlung der Heliosphäre von diffuser Strahlung aus dahinterliegenden Bereichen zu trennen und es damit möglich machen, wissenschaftliches Neuland zu betreten.

In fernerer Zukunft werden sich mit dem Röntgensatelliten ATHENA, an dem das MPE maßgeblich beteiligt ist, neuartige Möglichkeiten bieten. Bei der Erforschung der Prozesse in unserem Sonnensystem wird dabei vor allem die Kombination aus hoher Sensitivität und hochauflösender Spektroskopie eine wichtige Rolle spielen. So sollte es möglich werden, die Röntgenstrahlung von Planeten und Kometen, räumlich und zeitlich aufgelöst, in einer bisher unerreichten spektralen Qualität zu erforschen. Unserem Sonnensystem wird dabei immer mehr die Rolle eines großen Labors zukommen, in dem Phänomene detailliert untersucht werden können, die sich in den Tiefen des Weltalls abspielen.

Literaturhinweise

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Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, F. E.; Mumma, M. J.; Petre, R.; Pye, J. P.; Ricketts, M. J.; Schmitt, J.; Trümper, J.; West, R. G.
Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2
2.
Dennerl, K.; Englhauser, J.; Trümper, J.
X-ray emissions from comets detected in the Röntgen X-ray satellite all-sky survey
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Cravens, T. E.
Comet Hyakutake x-ray source: Charge transfer of solar wind heavy ions
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Dennerl, K.; Burwitz, V.; Englhauser, J.; Lisse, C.; Wolk, S.
Discovery of X-rays from Venus with Chandra
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Dennerl K.
Discovery of X-rays from Mars with Chandra
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Bhardwaj, A.; Elsner, R. F.; Gladstone, R. G.; Cravens, Th. E.; Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Branduardi-Raymont, G.; Wargelin, B. J.; Waite, J. H.; Robertson, I.; Østgaard, N.; Beiersdorfer, P.; Snowden, S. L.; Kharchenko, V.
X-rays from solar system objects
7.
Dennerl, K.; Lisse, C. M.; Bhardwaj, A.; Christian, D. J.; Wolk, S. J.; Bodewits, D.; Zurbuchen, T. H.; Combi, M.; Lepri, S.
Solar system X-rays from charge exchange processes
8.
Bodewits, D.; Christian, D. J.; Torney, M.; Dryer, M.; Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Zurbuchen, T. H.; Wolk, S. J.; Tielens, A. G. G. M.; Hoekstra, R.
Spectral analysis of the Chandra comet survey
9.
Dennerl, K., Lisse, C. M.; Bhardwaj, A.; Burwitz, V.; Englhauser, J.; Gunell, H.; Holmström, M.; Jansen, F.; Kharchenko, V.; Rodríguez-Pascual, P. M.
First observation of Mars with XMM-Newton – High resolution spectroscopy with RGS
10.
Dennerl, K.
Charge Transfer Reactions
 
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