T - Gammaspectrometrie - SRON Netherlands Institute for Space Research

Gammaspectrometrie: Samenstelling meten van de heetste gassen

Uitdaging

Gammastraling is de meest energierijke elektromagnetische straling in het heelal. De energie wordt meestal uitgedrukt in elektronvolt. Een elektronvolt is de energie die een elektron krijgt als het wordt versneld in een elektrisch veld met een potentiaalverschil van 1 Volt. Gammafotonen hebben een energie van 100 keV of meer (100 000 elektronvolt). De meeste kosmische gammafotonen hebben een energie tussen ruwweg 10 MeV en 10 GeV (M – mega, een miljoen; G – giga, een miljard). Er bestaan nog veel krachtiger gammafotonen maar die zijn erg zeldzaam. De recordhouder heeft een energie van 7,5 x 1014 eV, ruim 50 maal meer dan we op aarde kunnen maken in de grootste deeltjesversnellers. De energie van één zo’n foton komt overeen met die van de hardst geslagen tennisballen.

Er is genoeg aanleiding om de hemel af te speuren naar gammastraling omdat je zo informatie kunt verzamelen over zeer energierijke gebeurtenissen in het heelal. Helaas is het meten van gammastraling niet gemakkelijk om een aantal redenen:

Weinig fotonen. De eerste satelliet die gammastraling kon meten, de Explorer XI in de jaren zestig van de vorige eeuw, registreerde 31 fotonen… Er zijn bronnen waarvan we maar 1 foton per dag ontvangen. In het algemeen moet je dus heel lang naar een gammabron ‘kijken’ om voldoende straling op te vangen, zeker als je ook nog spectraallijnen wilt meten.
Geen focus. Gammastraling kun je niet focusseren (en dus concentreren) met behulp van lenzen of spiegels. Bijgevolg kun je ook geen telescoop bouwen in de klassieke zin, waarmee je de herkomstrichting kan vaststellen.
Veel storing. Gammadetectoren meten in principe ook de inslagen van kosmische deeltjes: snelle protonen, elektronen, heliumkernen en zo verder. Deze ruis is vele malen sterker dan de intensiteit van de kosmische gammafotonen.
Groot energiebereik. Om iets te kunnen zeggen over de aard van de gammastraling die van een bron afkomstig is, moet je de intensiteit over een groot energiebereik meten (het spectrum). Elk eerder genoemd proces heeft zijn eigen karakteristieke continu-spectrum.

{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: de natuurkundige processen die gammastraling veroorzaken.{end-link}Remstraling. Wanneer snel bewegende elektrisch geladen deeltjes vlak langs elkaar bewegen kunnen ze afremmen en van richting veranderen. Het energieverschil tussen de oorspronkelijke en de nieuwe situatie wordt uitgezonden via een foton. Bij zeer hoge snelheden zijn dit gammafotonen. Dit verschijnsel doet zich voor in het vlak van het Melkwegstelsel, waar snelle elektronen en protonen op geïoniseerd gas kunnen botsen. Deze straling komt ook voor in supernovaresten, de gaswolken van uiteengespatte sterren. Comptonstraling. Gammastraling verstrooit in gaswolken en bij de wisselwerking met elektronen draagt het foton wat energie over terwijl het van richting wordt veranderd. Inverse Comptonstraling komt ook voor. Dan dragen snel bewegende elektronen wat energie over aan gammafotonen waardoor die nog meer energie krijgen. Ook deze straling zien we bij supernovaresten en in de buurt van de materieschijven die bijvoorbeeld om zwarte gaten draaien. Synchrotronstraling. Elektrisch geladen deeltjes – met name elektronen – kunnen door magneetvelden worden versneld. Ze bewegen spiraalsgewijs in een kurketrekkerbaan om de magnetische velden. Bij snelheden tegen de lichtsnelheid wordt de straling in een nauwe, voorwaartsgerichte kegel uitgezonden. Via synchrotronstraling kunnen sterrenkundigen de sterkte, vorm en ligging van magnetische velden bepalen. Door deze straling te bestuderen kunnen sterrenkundigen meer te weten komen over bijvoorbeeld de structuur van supernovaresten, of de manier waarop zwarte gaten via nauwe stralingsbundels materie uit de ronddraaiende schijf kunnen wegschieten. Radioactief verval. In de natuur komen 92 chemische elementen voor. De kleinste eenheid is een atoom, bestaande uit een kern en een elektronenwolk. In de kern bepaalt het aantal protonen het type element. Zo heeft aluminium 13 elektrisch positief geladen protonen in de kern. Daarnaast bevinden zich in de kern neutronen. Bij stabiel aluminium zijn dat er 14. Nu bestaat er ook een variant (een isotoop) met 13 neutronen. Zo’n kern is niet stabiel en valt uiteen waarbij onder andere gammastraling vrijkomt. Dit kunnen we zien als een emissielijn in het gammaspectrum. Het isotoop bestaat kosmisch gezien nooit lang: na een miljoen jaar is de helft vervallen, na twee miljoen jaar driekwart, en zo verder. Er bestaan verschillende isotopen van diverse elementen die gamma-lijnstraling produceren. Ze gelden als indicatoren voor recente supernovae. Kernfusie en kernsplijting. Bij deze processen botsen lichtere atoomkernen op elkaar om zwaardere te vormen, of vallen zwaardere kernen uiteen in lichtere. Gammastraling wordt voor korte tijd in grote hoeveelheden geproduceerd bij zeer zware supernova-explosies, bij het samensmelten van witte dwergen en neutronensterren en bij het ontstaan van zwarte gaten. We nemen deze fenomenen waar via gammaflitsen. Onder de categorie Resultaten zijn vensters opgenomen over het gedrag van extreme materie in de buurt van bijvoorbeeld supernovae en zwarte gaten, en over de zwaarste sterexplosies waarbij gammaflitsen ontstaan. {end-tooltip}

Doorbraak

In de loop van (meer dan) vijftig jaar ruimteonderzoek zijn er verschillende manieren ontwikkeld om kosmische gammastraling te meten.

Geigerteller. De meest eenvoudige manier om gammastraling te meten is de geigerteller. Hij bestaat uit een buis waar elektrisch geïsoleerd een draad door heen loopt. In de buis bevindt zich onder lage druk een geschikt gas, bijvoorbeeld neon, helium of argon, plus een kleine hoeveelheid van een halogeen gas, zoals fluor, chloor of broom.{tooltip class=tooltip_50jaar}
Lees meer{end-link}Het gammafoton komt via het intredevenster (gat gas afsluit maar de straling doorlaat) in het gas en veroorzaakt ionisatie. Elektronen worden uit de gasatomen losgeslagen en bewegen zich door het elektrisch spanningsverschil tussen de buis en de draad naar de draad. Onderweg slaan ze nog weer andere elektronen los. Uiteindelijk bereikt een lawine van elektronen de draad en dat levert een elektrisch pulsje op. De sterkte van het pulsje is een maat voor de energie van het gammafoton. Vrijwel alle eerste generatie gammastralingssatellieten hebben detectoren aan boord die op dit principe werken.{end-tooltip}
Vonkenkamer. Het nadeel van de geigerteller is dat het detectie-oppervlak klein is en dat je de herkomstrichting van het foton niet kunt bepalen. Dat kan wel met de zogeheten vonkenkamer die ook op het ionisatieprincipe werkt. De ESA-satelliet COS-B is de eerste satelliet waarin dit principe wordt toegepast via een in Nederland ontwikkeld en gebouwd experiment.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer{end-link}De vonkenkamer bestaat uit een kubus met een ribbe van 24 centimeter. Daarbinnen bevinden zich ‘plakjes’, elk bestaand uit een dradenrooster. De roosters worden van elkaar gescheiden door dunne plaatjes van het metaal wolfram. Een binnenkomend gammafoton valt via het wolframplaatje uiteen in een elektron en een anti-elektron – een elektron met een positieve elektrische lading. Beide deeltjes veroorzaken in de vonkenkamer een kenmerkend ionisatiespoor onder invloed van een aangebracht magnetisch veld. De sporen worden dankzij de dradenroosters ruimtelijk vastgelegd via de roosterpunten in elk vlak. De vonkenkamer is dus richtingsgevoelig. Het elektron en anti-elektron worden opgevangen in een absorptie-element dat uit cesiumjodide bestaat. Kleine temperatuurveranderingen zijn een maat voor de energie van het gammafoton. Daarmee is de vonkenkamer ook spectraalgevoelig. Om valse signalen, van snelle elektrisch geladen deeltjes die de detector treffen, te onderdrukken staat de vonkenkamer onder een speciale kap. Gammastraling passeert de kap ongehinderd maar de deeltjes veroorzaken een botsing die wordt geregistreerd via het lichtflitsje dat met de botsing gepaard gaat (scintillatie-effect). Als nu zowel deze ‘kap-detector’ als de vonkenkamer gelijktijdig een registratie doen, gaat het om een elektrisch geladen deeltje van de zonnewind of van de kosmische straling. Geeft alleen de vonkenkamer een signaal, dan gaat het om een gammafoton. COS-B heeft een blikveld van ongeveer 20 graden en kan tot 2 graden scherp zien. De gevoeligheid voor gammafotonen loopt van 150 MeV tot 10 GeV.{end-tooltip}
Scintillatie. Mede naar aanleiding van de fascinerende resultaten van de COS-B missie lanceert NASA in 1991 het Compton Gamma Ray Observatory (CGRO). Een van de vier gammatelescopen is gebouwd in Nederland onder leiding van SRON. Het instrument heet COMPTEL, dat staat voor Compton Telescope. Het detectieprincipe is gebaseerd op scintillatie waarbij gebruik wordt gemaakt van het principe van Compton-verstrooiing.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer{end-link}In kort bestek werkt het als volgt. Gammafotonen dragen een beetje energie over aan elektronen van vloeistofmoleculen, die daarmee een lichtpuls genereren. Dit flitsje kan met een fotomultiplicatorbuis (FMB) – een soort lichtversterker – worden gemeten. COMPTEL bestaat uit twee lagen detectoren met een tussenruimte van 1,5 meter. In de bovenste bevinden zich zeven blikken (27,6 cm diameter en 8,5 cm dik) met detectorvloeistof en FMB’s, ingesloten door een kap die voorzien is van eigen FMB’s en dient om de valse detecties door passerende elektrisch geladen deeltjes op te sporen. De onderste laag, ook weer omsloten door een kap om deeltjes te onderscheiden van fotonen, bestaat uit veertien kristallen natriumjodide (28 cm diameter, 7,5 cm dik). Daarin worden de gammafotonen geabsorbeerd en de opgevangen energie veroorzaakt weer een lichtflitsje dat met FMB’s wordt gemeten. Uit de inslagposities die via de FMB’s worden gemeten kan de herkomstrichting van het gammafoton worden bepaald. De sterkte van de lichtpulsjes is een maat voor de energie van het foton. COMPTEL heeft dus richtingsgevoeligheid en spectrale gevoeligheid. Het energiebereik loopt van 0,8 tot 30 MeV en het hoekscheidend vermogen (dat is de hoekafstand aan de hemel waarbij je twee bronnen die bij elkaar liggen nog kunt onderscheiden) ligt tussen de 1,7 en 4,4 graden, afhankelijk van de fotonenergie.{end-tooltip}
Halfgeleiders. Materialen zoals silicium en met name germanium kunnen op zo’n manier worden ‘ingericht’ dat ze een elektrische stroom wel in de ene richting doorlaten maar niet in de andere. Germanium is geschikt als gammastralingsdetector.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer{end-link}Een binnenkomend foton veroorzaakt ionisatiestroompjes waarvan de plaats, richting en energie met het halfgeleidermateriaal kan worden bepaald. Om de verschillende energie van de gammafotonen goed te kunnen onderscheiden moet het materiaal flink worden afgekoeld tot de temperatuur van vloeibaar stikstof (77 Kelvin). Dit kan door gebruik te maken van koelmotoren, zoals de Sterlingmotor. Het nadeel is dat de detector met de koelapparatuur heel zwaar wordt, en de satelliet dus heel duur. Deze techniek wordt toegepast in ESA’s Integral gammamissie; het ‘detectorblok’ alleen al weegt 1300 kilogram. De telescoop heeft ook afbeeldend vermogen dankzij de combinatie van de detectorblokken en het masker van wolframplaten bij de opening van de telescoop. Dit coded-maskprincipe is ook toegepast op de röntgensatelliet BeppoSax voor de groothoekcamera’s (WFC’s), gebouwd onder leiding van SRON.{end-tooltip}

Inzet

Met behulp van de steeds verfijndere techniek om gammafotonen te detecteren heeft de ontwikkeling van de hoge-energieastrofysica een geweldige impuls gekregen. Naast de diffuse achtergrondstraling afkomstig van het gas uit het Melkwegvlak, zijn tal van aparte bronnen ontdekt. Sommigen komen overeen met supernovarestanten waarbij de gammastraling afkomstig is van de directe omgeving van het sterrestant en van gaswolken die met grote snelheid op elkaar botsen. Andere bronnen wijzen op processen rond neutronensterren en (massieve) zwarte gaten in ver weggelegen sterrenstelsels.

COS-B produceert de eerste gammastralingskaart van de hemel. Naast de Melkwegstraling zijn zo’n 25 aparte bronnen te zien. Daaronder zijn snel ronddraaiende neutronensterren (pulsars) als Cygnus X-3, een quasar (3C273, een zwaar zwart gat in een ver sterrenstelsel) en een stervormingsgebied. De meeste bronnen kunnen ten tijde van de ontdekking nog niet worden geïdentificeerd. COMPTEL produceert een catalogus van 63 bronnen van gammastraling. Twee daarvan zijn heel jonge supernovarestanten omdat daar gammalijnstraling wordt gemeten, afkomstig van het verval van aluminium ²⁶Al en titanium ⁴⁴Ti. Een van deze bronnen is maar 700 jaar oud en moet toen hij explodeerde even helder zijn geweest aan onze hemel als de volle maan. Verder omvat de catalogus pulsars en actieve kernen van sterrenstelsels. Over COS-B is een apart venster opgenomen onder de categorie Experimenten.

INTEGRAL produceert een reeks van grensverleggende resultaten. Rond de kern van het Melkwegstelsel is de verdeling van gammastraling in kaart gebracht, afkomstig van het samensmelten van elektronen en anti-elektronen. Verder is op enkele plekken het radioactieve verval waargenomen van aluminium ²⁶Al, titanium ⁴⁴Ti en ijzer ⁶⁰Fe, waarmee de verdeling van jonge supernovarestanten nu beter bekend is. Aan compacte gammabronnen ziet Integral er in de eerste vijf jaar van de missie in totaal 421 stuks, waarvan een kwart nog niet is geïdentificeerd. Er is een nieuwe klasse van zware dubbelsterren ontdekt die röntgen- en gammastraling uitzenden. Ook zijn ‘magnetars’ gevonden: pulsars die extreem sterke magnetische velden blijken te bezitten. Verder zijn er nu meer dan 100 actieve kernen van sterrenstelsels bekend waarbij uit de directe omgeving van de reusachtige zwarte gaten gammastraling ontsnapt. En last-but-not-least ziet Integral regelmatig gammaflitsen, afkomstig van enorme supernovae, het versmelten van compacte objecten en de vorming van zwarte gaten.

Er zijn verschillende andere satellieten voor onderzoek van gammastraling, zoals NASA’s FERMI-missie die wordt beschouwd als de opvolger van het Compton Gamma Ray Observatory.