Twee Röntgen-groothoekcamera's (WFCs)
aan boord van BeppoSAX

Een Nederlandstalige beschrijving voor de geïnteresseerde leek

Op koninginnedag 1996 werd de Italiaans-Nederlandse astronomische satelliet 'BeppoSAX' gelanceerd vanaf Cape Canaveral in Florida met aan boord o.a. twee röntgengroothoekcamera's. Deze camera's zijn gebouwd door de Stichting Ruimteonderzoek Nederland (SRON) om te zoeken naar röntgenflitsen uit het heelal. Het instrument wordt aangeduid met "WFC", de Engelse afkorting "Wide Field Cameras". Sommige metingen met WFC spelen op dit moment een cruciale rol bij de oplossing van het decennia oude mysterie van de gamma-ray bursts, de meest energierijke uitbarstingen in het heelal.

De naam BeppoSAX is een samenstelling van de Italiaanse afkorting "Satellite per Astronomia a raggi X" (satelliet voor röntgensterrekunde) en "Beppo" hetgeen de koosnaam is voor de Italiaanse pionier in ruimteonderzoek Giuseppe Occhialini.

Na bijna drie jaar functioneren alle BeppoSAX instrumenten nog steeds naar behoren en is er veel belangstelling van wetenschappers om er waarnemingen mee te verrichten. Onlangs is de financiering van de operationele fase van de missie voorbij de nominale duur verlengd tot het jaar 2001.

In het navolgende wordt U geinformeerd over wat de drijfveer was om het WFC instrument te bouwen, hoe WFC werkt, hoe de operatie in zijn werk gaat en wat een typisch edoch interessante meting behelst. Tot slot verwijzen we naar gedetailleerde informatie.

Waarom WFC?

In röntgenstraling van ruwweg 2 tot 30 keV (0.5 tot 5 Angstrom) wordt de hemel gedomineerd door enkele honderden sterk variabele puntbronnen. Dit zijn grotendeels zgn. röntgendubbelsterren waarvan 1 component bestaat uit een compact object (een witte dwerg, neutronenster of zwart gat) en de andere - de begeleider - een 'normale' ster is met energieopwekking d.m.v. kernfusie van waterstof. De begeleider verliest massa die (deels) opgevangen wordt door het compacte object. Daarbij wordt zeer veel potentiële energie omgezet, tot ruim 40% van de rustmassa, die voor een groot deel vrij komt in de vorm van röntgenstraling.


Artistieke impressie van een dubbelster. Deze dubbelster is zo compact dat hij gemakkelijk binnen de zon zou passen

De accretie van massa door het compacte object gaat meestal niet in een constante stroom, maar wordt gemoduleerd door onregelmatig massaverlies van de begeleider, excentrische dubbelsterbanen, instabiliteiten in een accretieschijf of thermonucleaire verbranding van ingevangen materiaal op het oppervlak van een neutronenster. Dit is de oorzaak van de sterke variabiliteit van de heldere röntgenstraling. Deze variabiliteit maakt dat het zeer wel mogelijk is dat de ster slechts een kleine fractie van de tijd merkbaar helder is. Dit gegeven is de voornaamste drijfveer geweest voor Bert Brinkman, John Heise e.a. van de Stichting Ruimteonderzoek Nederland (SRON) begin tachtiger jaren om het Wide Field Camera (WFC) instrument te gaan bouwen: om te zoeken naar röntgendubbelsterren die tot nu toe alleen onopgemerkt in 'slapende' toestand verkeerden. Het vinden en analyseren van zulke systemen levert belangrijke randvoorwaarden voor evolutieschema's van dubbelsterren.

Waarom een schaduwmaskercamera?

Voor het zoeken naar onverwachte en soms kortdurende röntgenbronnen is een groot beeldveld nodig in combinatie met een voldoende groot scheidend vermogen. Technisch gezien is het onmogelijk om groothoekcamera's met beeldvelden van enkele tientallen graden doorsnede voor harde röntgenstraling te bouwen met behulp van conventionele afbeeldingstechnieken. Het is mogelijk spiegeltelescopen voor röntgenstraling te bouwen maar de spiegels zijn alleen bruikbaar bij scherende inval vanwege het snel afnemende reflectievermogen bij hogere invalshoeken; dit beperkt het beeldveld tot om en nabij 1 graad.

Sinds enkele decennia wordt bij het ontwerp van röntgengroothoekcamera's voor astronomische doeleinden gebruik gemaakt van een oud afbeeldingsprincipe: dat van de camera obscura. In de camera obscura wordt geen straling gebroken of gespiegeld, zodat bovenstaande beperking geen rol speelt. De camera obscura heeft een groot nadeel: voor een scherpe afbeelding is een klein gat nodig hetgeen ten koste gaat van de gevoeligheid. Ables en Dicke stelden in de zestiger jaren een simpele oplossing voor: gebruik niet 1 maar N gaten waarbij N veel groter is dan 1. Op die manier wordt het licht-verzamelend oppervlak vergroot met een factor N terwijl het scheidend vermogen hetzelfde blijft. Natuurlijk betekent dit een verlies van de directe afbeelding. De gevoelige plaat detecteert namelijk tegelijkertijd N maal het object op verschillende plekken. Dit is schematisch weergegeven in de volgende figuur.


Principe van de schaduwmasker camera: er worden net zoveel afbeeldingen van het object gemaakt als er gaatjes in het masker zitten. Als men een computer voedt met de afbeelding en het patroon van de gaatjes kan het object gereconstrueerd worden.

Men zal derhalve het object moeten decoderen uit het gemetene. Zo'n afbeeldend systeem noemt men een schaduwmaskercamera. Het is goed om te realiseren dat in schaduwmaskercamera's veel overspraak plaats vindt: de overlappende detectorbeelden resulteren erin dat elke positie in het beeldveld hinder ondervindt van de Poisson-ruis van andere bronnen in het beeldveld. Schaduwmaskercamera's zijn daarom een stuk minder gevoelig dan direct afbeeldende systemen met een gelijk gevoelig oppervlak. Dit wordt op de koop toe genomen.

Onder leiding van Rieks Jager van SRON werd WFC gebouwd en getest. Er werd gebruik gemaakt van de ervaring met het bouwen van een prototype dat minder stringente eisen kende op het gebied van vermogen, gewicht, levensduur, en hands-off operatie. Dit prototype werd in 1987 in de Kvant-1 module van het Mir ruimtestation geplaatst en verkeert na 10 jaar nog steeds in een goede conditie.


Het patroon van 20 000 gaatjes zoals gebruikt voor beide WFC's

De operationele fase

BeppoSAX werd vanuit Cape Canaveral (Florida) m.b.v. een Centaur raket in een bijna equatoriale en lage aardbaan geschoten. De inclinatiehoek is slechts 4o. Dit heeft twee voordelen: er wordt weinig hinder ondervonden van de hoge flux van geladen deeltjes in de Zuid-Atlantische Geomagnetische Anomalie en de data kan iedere satellietbaan naar 1 grondstation op aarde verzonden worden. Dit station is in Malindi, aan de Keniase kust. Iedere data 'dump' wordt direct doorgestuurd naar het satellite operation center (SOC) te Rome, Italië. Groepen van twee duty scientists verrichten aldaar dag en nacht eerste checks van de data. Deze checks behelzen de conditie van de satelliet en de wetenschappelijke instrumenten, en de wetenschappelijke data van de WFC. De data kan namelijk aanleiding geven tot een 'target of opportunity': een interessant en kort durend verschijnsel dat snel gevolgd dient te worden door metingen met andere instrumenten aan boord van BeppoSAX.

Het waarneemprogramma van BeppoSAX wordt opgesteld aan de hand van voorstellen die door wetenschappers over de hele wereld zijn ingediend. Tijdens de eerste twee ronden bleek er een grote belangstelling voor het gebruik van BeppoSAX te zijn: de voorstellen overvragen de beschikbare waarneemtijd met een factor 4 a 5.

Het prepareren van de data (ter verspreiding aan de 'principal investigators') wordt uitgevoerd door het 'science data center' (SDC) in Rome. Het SDC behandelt ook vragen c.q. verzoeken van de gebruikers groep en coördineert het waarneemprogramma. De financiering van het SOC en SDC wordt gedragen door de Italiaanse en Nederlandse overheid en is gegarandeerd voor de eerste twee jaar na de lancering.

Illustratie van WFC wetenschappelijke resultaten:
de oplossing van het gamma-ray burst mysterie

Van de wetenschappelijke resultaten behaald met WFC springt die met betrekking tot de gamma-ray bursts (GRBs) het meest in het oog. Onlangs kreeg het BeppoSAX team hiervoor, samen met Jan van Paradijs van de Universiteit van Amsterdam, de prestigieuze 'Rossi' prijs voor onderzoek in de hoge-energie astrofysica. Aan het einde van de jaren zestig werden GRBs voor het eerst ontdekt door Amerikaanse instrumenten die speciaal ontworpen waren voor de verificatie van het banverdrag op atmosferische experimentele kernexplosies. Men vond flitsen uit het heelal die gedurende een fractie van een seconde tot tientallen seconden de helderste objecten in de ruimte waren in foton energieen van 10 tot enkele honderden keV. In de loop der decennia zijn grote inspanningen verricht, op zowel instrumenteel als theoretisch gebied, om deze enigmatische objecten te verklaren. Men vond enkele interessante karakteristieken, o.a. m.b.v. van de in 1990 gelanceerde Amerikaans-Europese Compton Gamma-Ray Observatory. Zo is de distributie van GRBs aan de hemel met grote precisie isotroop en komt de helderheidsverdeling overeen met die van een homogene verdeling tot een (onbepaalde) maximale afstand. Ondanks alle inspanningen kon men niet vaststellen wat de oorzaak van de GRBs is.

Een grote handicap bleef de totale onbekendheid van de afstand tot de flitsen en derhalve het energiebudget dat in het geding is. Dit heeft grotendeels te maken met het feit dat men geen tegenhangers in andere golflengte gebieden kon vinden. De technische reden hiervan is dat de richting van gammastraling van enkele honderden keV op zijn best met een nauwkeurigheid van slechts enkele graden bepaald kan worden. Voor sommige gevallen zijn boogminuut-nauwkeurige posities bekend maar met een dergelijk grote vertraging (dagen tot weken) dat follow-up waarnemingen in andere golflengte gebieden niets opbrachten; de flits was allang voorbij. Het is technisch onmogelijk (of beter gezegd, te kostbaar) om gammastraling van onverwachte flitsen snel en nauwkeurig te positioneren. Röntgenemissie van GRBs biedt meer perspectieven wat dat betreft. Dit heeft men pas onlangs beseft, nadat rond 1990 metingen aan het licht brachten dat veel GRBs aanzienlijke röntgenemissie vertonen. WFC is nu het eerste instrument dat hiervan gebruik maakt bij het snel localiseren van GRBs en speelt op dit moment een cruciale rol in het kraken van het GRB mysterie.

Bij het schrijven van deze tekst heeft WFC 16 GRBs binnen enkele uren met een nauwkeurigheid van enkele boogminuten gelocaliseerd. Het mooiste voorbeeld is 'GRB 970228' (GRB namen worden aangeduid met de datum van de gebeurtenis): WFC localiseerde deze in eerste instantie met 99% betrouwbaarheid binnen een cirkel met een straal van 3 boogminuten.


Drie opeenvolgende opnamen van GRB~970228 voor, tijdens en na de burst. De opnamen zijn gemaakt met BeppoSAX-WFC. Slechts gedurende een kleine tijd is GRB~970228 detecteerbaar, op een afstand van ongeveer 13 graden van een van de helderste constante röntgenbronnen (Crab nevel). Getoond is een 7 bij 20 graden deel van het beeldveld BeppoSAX-WFC. Ter illustratie is bovenop de tweede opname in een curve de telsnelheid van de hele detector gedurende 220~s rondom de burst weergegeven. De twee pieken zijn veroorzaakt door GRB~970228; de geleidelijke toename is toe te wijten aan de deeltjesachtergrond.

Gealarmeerd hierdoor werden vele optische en radiotelescopen gericht. Bovendien werden metingen verricht met gevoelige röntgentelescopen (met klein beeldveld) aan boord van BeppoSAX. Deze detecteerden de zwakker wordende burst gedurende de dagen daarna en konden de positienauwkeurigheid verbeteren. Een röntgendetectie zo lang na een burst was een unicum. De kleine foutencirkel bood uitstekende vooruitzichten op het identificeren van de unieke optische tegenhanger. Dit werd bewezen door Jan van Paradijs, Paul Groot en Titus Galama van de Universiteit van Amsterdam e.a.). Zij vonden een zwakker wordend sterretje waar omheen later een klein gebiedje van diffuse straling gedetecteerd werd dat typisch is voor een melkwegstelsel op een grote z.g.n. 'kosmologische' afstand. Een directe afstandsmeting voor GRB 970228 bleef helaas uit.


De localisatie van GRB~970228 in equatoriale coördinaten m.b.v. drie verschillende instrumenten, met 99% betrouwbaarheid. De WFC localisatie (grote cirkel) gaf aanleiding tot spoedige metingen met de narrow-field instrumenten op BeppoSAX (kleine cirkel) en leidde tot het vinden van de optische tegenhanger (sterretje). De band geeft de localisatie m.b.v. interplanetair satelliet netwerk (IPN) weer. Het IPN bestaat uit gammastraling-detectoren op drie satellieten (BeppoSAX, CGRO en Ulysses). Het verschil in aankomsttijd van een GRB op twee satellieten definiëert een cirkel aan de hemel waar binnen de GRB moet liggen. De afstand tussen Ulysses en de twee andere satellieten is in de orde van 1 licht-uur. De WFC localisatie komt uit de zogenaamde 'quick look', naderhand kan deze m.b.v. een verfijnde analyse flink verbeterd worden.

Het liep anders in mei 1997 toen WFC een andere GRB localiseerde. Ook hier werd een optische tegenhanger gevonden en men heeft kunnen aantonen via de roodverschuiving van lijnen in het spectrum (t.g.v. de expansie van het heelal) dat dit object zich op een afstand van tenminste enkele miljarden lichtjaren bevindt. Dit is de eerste keer dat een betrouwbare afstand is bepaald voor een GRB en legt stringente randvoorwaarden op aan fysische modellen voor GRBs. De energie die bij GRB 970508 vrij kwam, 1052 erg, is 1 tot 10 maal zoveel als die van een supernova. Toch is het waarschijnlijk niet een supernova omdat het moeilijk te verklaren is dat zoveel energie in de vorm van gammastraling vrijkomt. Een mogelijk scenario voor GRBs is het opeen vallen van twee compacte objecten (neutronensterren en/of zwarte gaten).

Verdere informatie

Jean in 't Zand, SRON, March 23, 1999