Astronomie

Gibt es Hinweise auf superschwere Elemente im Röntgen- und Gammastrahlenspektrum von Neutronensternen?

Gibt es Hinweise auf superschwere Elemente im Röntgen- und Gammastrahlenspektrum von Neutronensternen?


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Mir kommt der Gedanke, dass zwischen der Oberfläche und dem Inneren von Neutronensternen der Gravitationsdruck superschwere Elemente erzeugen könnte und dass Signaturen solcher Elemente im Spektrum des Sterns nachweisbar sein könnten.


Die Krusten von Neutronensternen werden "superschwere", neutronenreiche Kerne enthalten. Dies ist eine unvermeidliche Folge des hochdichten Materials, der begleitenden entarteten Elektronen (die blockieren $eta$-Zerfall) und was wir über Kernphysik wissen.

Die einzigen Dinge, die zum beobachtbaren Spektrum eines Neutronensterns beitragen, sind jedoch Materialien innerhalb weniger cm der Oberfläche des Neutronensterns. Es wird erwartet, dass dies aus hochionisierten "Eisenpeak"-Kernen (Fe, Co, Mn usw.) und möglicherweise aus Wasserstoff und Helium besteht, die aus dem interstellaren Medium akkretiert wurden.

Die "superschweren Elemente" werden erst dann vorhanden sein, wenn die Dichten viel höher sind als in den Oberflächenschichten. In einem Material geringer Dichte durchlaufen diese exotischen Kerne einfach eine Reihe von $alpha$ und $eta$ Zerfall oder gar Spaltung. In Materialien mit hoher Dichte kann die Fermi-Energie des Elektrons die maximal mögliche Zerfallsenergie aller Beta-Elektronen überschreiten und den Zerfallsprozess blockieren.

z.B. Für eine Flächendichte der Ordnung $10^{9}$ kg/m²$^{3}$ (an diesem Punkt entsteht nichts sehr Exotisches), die Elektronenzahldichte beträgt ungefähr $3mal 10^{35}$ ich$^{-3}$. Weiche Röntgenstrahlung emittiert bei $10^{6}$K, erfährt eine Thomson-Streuung mit einer mittleren freien Weglänge von $1/n_esigma sim 50$ nm. Unter solchen Umständen können keine (detaillierten) Informationen über den Innenraum entstehen.


Gibt es Hinweise auf superschwere Elemente im Röntgen- und Gammastrahlenspektrum von Neutronensternen? - Astronomie

2 - 170 Angström und ist ein leistungsstarkes Werkzeug, um heiße Plasmen in einer Vielzahl von astrophysikalischen Umgebungen zu untersuchen, von Sternkoronaen bis hin zu Galaxienhaufen. Hier berichten wir über den Stand dieses Instruments und beschreiben einige der damit erzielten wissenschaftlichen Ergebnisse.

keV hauptsächlich aufgrund der Existenz starker Linien in der ACIS-Kalibrierquelle in diesem Energiebereich. Die Kalibrierung bei Energien unter 1,5 keV ist wegen des Fehlens starker Linien in der Kalibrierungsquelle und auch wegen der inhärenten nichtlinearen Abhängigkeit von der Energie des CTI und der Absorption durch die Kontaminationsschicht eine Herausforderung. Wir haben Daten von Himmelsquellen mit relativ einfachen Spektren verwendet, um die Qualität der Kalibrierung unter 1,5 keV zu bestimmen. Wir haben Beobachtungen von 1E0102.2-7219 (dem hellsten Supernova-Überrest im SMC), PKS2155-304 (einem hellen Blazar) und dem Pulsar PSR . verwendet

0656+14 (naher Pulsar mit weichem Spektrum), da die Spektren dieser Objekte durch die Gitter auf dem CXO gut charakterisiert wurden. Die Analyse dieser Beobachtungen zeigt, dass die CTI-Korrektur einen signifikanten Teil der spektralen Auflösung der FI-CCDs wiederherstellt und die Modelle der zeitabhängigen Absorption zu konsistenten Messungen des Flusses bei niedrigen Energien für Daten von einem BI (S3) CCD führen .

300--3000), während ein breites Energieband (0,25-60 keV) abgedeckt wird. Durch die Vergrößerung der Teleskopöffnung und den Einsatz effizienter Spektrometer wird die Mission eine um den Faktor 25-100 erhöhte Empfindlichkeit gegenüber aktuellen hochauflösenden Röntgenspektroskopie-Missionen erreichen. Constellation-X ist das Röntgenastronomie-Äquivalent großer bodengestützter optischer Teleskope wie dem Keck und dem VLT und ergänzt die hohe räumliche Auflösung von Chandra. Zu den Schlüsseltechnologien, die für die Mission entwickelt werden, gehören leichte Röntgenoptiken mit hohem Durchsatz, Mehrschichtbeschichtungen zur Verbesserung der harten Röntgenleistung von Röntgenoptiken, Mikrokalorimeter-Spektrometer-Arrays, CCD-Arrays mit geringem Stromverbrauch und geringem Gewicht, leichte Gitter und harte Röntgendetektoren. Constellation-X wird erstmals die hochauflösende Röntgenspektroskopie schwacher Röntgenquellenpopulationen zur Routine machen. Mit seinen erweiterten Fähigkeiten wird Constellation-X viele grundlegende astrophysikalische Fragen beantworten, wie die Beobachtung der Bildung und Entwicklung von Galaxienhaufen, die Beschränkung des Baryonengehalts des Universums, die Beobachtung der Auswirkungen starker Gravitation nahe dem Ereignishorizont von Schwarzen Löchern und die Verwendung von diese Effekte, um die Rotation des Schwarzen Lochs zu bestimmen. Die Mission Constellation-X hat in zwei jüngsten Berichten der National Academy of Sciences starke Unterstützung erhalten: dem Astronomy and Astrophysics Survey und dem Committee on the Physics of the Universe.

0.05mCrab, es wird die ROSAT-Soft-Röntgen- und die vorgeschlagenen ROSITA-Medium-Röntgen-Untersuchungen auf den harten Röntgenbereich ausdehnen und die Identifizierung und Untersuchung von Quellen ermöglichen

10-20x schwächer als mit dem

15-100keV-Umfrage für die bevorstehende Swift-Mission geplant. Beim

Die 1mCrab-Empfindlichkeit ist 300-mal höher als bei der einzigen vorherigen All-Sky-Vermessung. EXIST wird ein breites Spektrum wichtiger wissenschaftlicher Ziele ansprechen: von verdeckten AGN und Vermessungen nach Schwarzen Löchern aller Größenordnungen, die die Entstehungsgeschichte des Universums einschränken, bis hin zu Studien mit höchster Empfindlichkeit und Auflösung von Gammastrahlenausbrüchen, die es als Next . durchführen wird Generation Gamma-Ray Burst-Mission. Wir fassen die wissenschaftlichen Ziele und Missionstreiber sowie die Ergebnisse einer Missionsdesignstudie für die Umsetzung als Freifliegermission mit dem Start von Delta IV zusammen. Es werden Schlüsselthemen diskutiert, die das Teleskop- und Detektordesign beeinflussen, und eine Zusammenfassung einiger der aktuellen Designkonzepte, die zur Unterstützung von EXIST untersucht werden, wird für die Weitfeld-, aber hochauflösende Bildgebung mit codierter Apertur und das sehr großflächige Array von bildgebenden CZT-Detektoren vorgestellt. Der Gesamtentwurf der Mission wird zusammengefasst und der Technologieentwicklungsbedarf sowie ein Entwicklungsprogramm skizziert, die den Start von EXIST bis zum Ende des Jahrzehnts ermöglichen würden, wie von der NAS/NRC Decadal Survey empfohlen.

6000. Diese Auflösung ist physikgetrieben, da sie die Messung der thermischen Breiten koronaler Röntgenlinien ermöglicht, und astrophysikgetrieben, da 50 km/s interne Galaxienbewegungen und Galaxienbewegungen innerhalb größerer Strukturen auflösen. Eine solche Mission könnte klein sein und eine schnelle Reaktion haben, die es uns ermöglicht, das Universum zu durchleuchten, indem wir das Nachleuchten von Gamma-Ray Bursts (GRBs) als starke Hintergrundquellen für Röntgenstrahlen verwenden und so das 'Kosmische Netz' beleuchten. Es wird vorhergesagt, dass das Kosmische Netz den größten Teil der normalen Materie (Baryonen) im nahegelegenen Universum enthält.

500 Linien/mm) mit Linien senkrecht zur Einfallsebene, wodurch die Röntgenstrahlen in die Ebene gestreut werden. Diese Geometrie ähnelt dem Reflexionsgitter-Spektrometer, das bei der Röntgen-Multi-Mirror (XMM)-Mission eingesetzt wurde. Außerplanmäßige oder konische Gitter erfordern Linien mit viel höherer Dichte (> 5000 Linien/mm) mit Linien parallel zur Einfallsebene, wodurch Röntgenstrahlen senkrecht zur Ebene gestreut werden. Beide Typen bieten einzigartige Herausforderungen und Vorteile und werden intensiv weiterentwickelt. In beiden Fällen werden Gitterplanheit und Montagetoleranzen jedoch durch die hohen spektralen Auflösungsziele der Mission und die relativ schlechte Auflösung der Wolter-Folienoptik des Spektroskopie-Röntgenteleskops (SXT), das in Verbindung mit dem RGS verwendet wird, getrieben. Im Allgemeinen erfordern beide Geometrien leichte Gittersubstrate mit Bogensekunden-Ebenheit und Montagetoleranzen, um eine hohe spektrale Auflösung zu erreichen. Dies impliziert eine Genauigkeit und Präzision im Submikrometerbereich, die weit über das hinausgeht, was mit früheren optischen Foliensystemen erreicht wurde. Hier präsentieren wir einen Fortschrittsbericht der Technologieentwicklung für die präzise Formgebung, Montage und Messtechnik der dünnen, ebenen Gittersubstrate.

5000 erreicht werden. Das Design erfüllt das Missionsziel für den Durchsatz und kann auch die Montagetoleranzen erheblich reduzieren. Detailliertes Raytracing und Leistungsbewertung einer Strohmann-Konfiguration sind enthalten.

150 - 170 keV. Wir haben das Reflexionsvermögen von harten Röntgenstrahlen mit neu abgeleiteten optischen Konstanten modelliert, die wir aus Reflexions-gegen-Einfallswinkel-Messungen bestimmt haben, die ebenfalls unter Verwendung von Synchrotronstrahlung im Bereich E=120 - 180 keV durchgeführt wurden. Wir beschreiben unsere experimentelle Untersuchung im Detail, vergleichen die neuen W/SiC-Multilayer mit W/Si und W/B4C-Filme, die zuvor untersucht wurden, und diskutieren die Bedeutung dieser Ergebnisse im Hinblick auf die mögliche Entwicklung eines harten Röntgen-Kernlinienteleskops.

m lange Schiene für Detektortisch und zwei Positionen des Teleskoptischs ermöglichen Brennweiten von 4,5 bis 12 m, während das bisherige System 4,5 oder 4,75 m Brennweite aufnehmen kann. Die vorläufige Leistung dieses Systems ist in diesem Papier zusammengefasst. Für den Post-Astro-EII-Satelliten, einen harten Röntgen-Mehrschicht-Superspiegel mit einer beispiellosen Empfindlichkeit von bis zu 80

keV wird dringend erwartet. Diese Strahlanlage ist von Bedeutung, da die harten Röntgenspiegel aufgrund des kleinen Reflexionswinkels (ca. 0,3 Grad) immer eine lange Brennweite von 8-12 m benötigen. Brennweite und Durchmesser zukünftiger Teleskope werden immer durch die Randbedingungen der Mission im letzten Moment des Design Freeze entschieden. Unsere neue Röntgenstrahlanlage ist so konzipiert, dass sie mit jeder Art von Röntgenteleskopparametern übereinstimmt.

10 %, was den Raytracing-Simulationen entspricht. Insgesamt reduziert der EM-Vorkollimator Streulicht mit nur

10% Abnahme des XRT F.O.V.

100x von XMM ist letztendlich vorgesehen. Bei einer Brennweite von 50 m ist der Plattenmaßstab der Optik 6,5-fach größer als der von XMM, wodurch das effektive Sichtfeld mit der vorhandenen Brennebenentechnologie auf wenige Bogenminuten reduziert wird. Kryo-Instrumente mit Detektorgrößen von wenigen mm können nur für enge Feldstudien von Zielobjekten verwendet werden, und ein Weitfeld-Instrument wird in Betracht gezogen, das ein DEPFET-Pixel-Array verwendet, um einen Durchmesser von 5 Bogenminuten abzubilden, was ein Array von Dimensionen erfordert 70mm. Da sich das nutzbare Sichtfeld der XEUS-Optik auf einen Durchmesser von 30 Bogenminuten erstrecken wird, könnte das Potenzial der Optik stark ausgeschöpft werden. Hier schlagen wir eine Erweiterung des Weitfeld-Imagers, den E-WFI, vor, der aus einem Ringarray von CCDs besteht, die die Abdeckung der Brennebene erhöhen und die aus der Mission resultierende zufällige Wissenschaft erheblich verbessern wird. Hier beschreiben wir das erste Designkonzept für das E-WFI und diskutieren die technischen Fortschritte in der MOS-CCD-Technologie, die die Wissenschaft der Mission verbessern werden.

2 keV sind ebenfalls wünschenswert. In diesem Papier beschreiben wir die gewünschten Leistungsmerkmale des Detektors und berichten über den Stand unserer Entwicklungsbemühungen. Insbesondere präsentieren wir die Ergebnisse einer 1152-Kanal benutzerdefinierten rauscharmen VLSI-Auslesung, die eine hervorragende spektrale Auflösung und eine gute Abbildungsleistung im Bereich von 5 bis 100 . erreicht

5×10 -3 zählt cm -2 s -1 keV -1 bei 100 keV und hat einen Potenzgesetz-Index von

2 bei hohen Energien. Der Detektor von eV Products hat ein ähnliches Spektrum, obwohl aufgrund von Kalibrierungskomplikationen mehr Unsicherheit in der Energieskala besteht.

80 keV) ist die Grenzflächenrauheit ein ernstes Problem. Im praktischen Einsatz muss die Grenzflächenrauhigkeit kleiner als 0,3 nm sein. In unserem ballongetragenen Experiment beträgt die durchschnittliche Grenzflächenrauhigkeit des Superspiegels etwa 0,38 nm. Wir versuchen, die Grenzflächenrauheit von Platin-Kohlenstoff-Multilayern durch Ionenstrahlsputtern zu verbessern.

(Monitor of All-Sky X-ray Image) CCD-Kamera namens SSC, die an Bord der Internationalen Raumstation ISS sein soll

(ISS) im Jahr 2005. Es besteht aus 1024×1024 Pixeln mit 24μm Quadrat. Es ist mit einer "Notch"-Struktur in der Mitte des Pixels ausgestattet, so dass es strahlungshart ausgelegt ist. Ein Mesh-Experiment ist bisher die einzige praktische Technik, um die CCD-Antwort mit Subpixel-Auflösung zu untersuchen. Das Netz ist aus Gold mit einer Dicke von 10 &mgr;m mit vielen Löchern von 2μm Durchmesser. Der Protonenstrahl wird so gesteuert, dass das durch das Maschenloch hindurchtretende Proton in den CCD-Chip eindringen kann und dabei Schäden in der Nähe des vergrabenen Kanals im Inneren hinterlässt.

150,keV, da niederenergetische Protonen ihre Energie hauptsächlich am Ladungsübertragungskanal abgeben, was zu einer Abnahme der Ladungsübertragungseffizienz führt. Daher haben wir uns in unseren Experimenten auf die niederenergetischen Protonen konzentriert. Eine gegebene Vorrichtung wurde mit einem Protonenstrahl von 171 keV bis 3,91 MeV bestrahlt. Wir haben die Verschlechterung der Ladungsübertragungsineffizienz (CTI) und des Dunkelstroms als Funktion der inkrementellen Fluenz gemessen. Ein 292 keV Protonenstrahl verschlechterte die CTI am stärksten. Unter Berücksichtigung der Protonenenergieabhängigkeit des CTI bestätigten wir, dass der Übertragungskanal die geringste Strahlungstoleranz aufweist. Andererseits nahm der Dunkelstrom nach Protonenbestrahlung für alle Energien außer 171 keV zu. Wir haben auch die verschiedenen Gerätearchitekturen entwickelt, um die Strahlenschäden im Orbit zu reduzieren. Anschließend untersuchten wir die räumliche Verteilung der niederenergetischen Protonen in der Umlaufbahn der ISS. Wir haben festgestellt, dass ihre Dichte einen Peak um l . hat

-55° unabhängig von der Einstellung. Der Spitzenwert ist etwa zwei Größenordnungen größer als der bei der Südatlantischen Anomalie. Unter Berücksichtigung der neuen Anomalie und des Orbits der ISS schätzen wir die Ladungstransfer-Ineffizienz von MAXI-CCDs auf 1,1 & mal 10 -5 pro Transfer nach zwei Jahren Missionslebensdauer in der Worst-Case-Analyse, wenn das Gerät mit der höchsten Strahlungstoleranz ist beschäftigt. Dieser Wert liegt innerhalb der Anforderungen und wir haben die hohe Strahlungstoleranz der MAXI CCDs bestätigt.

20 MeV bis über 300 GeV und (2) der GLAST Burst Monitor (GBM), der auf transiente Bursts von 10 keV bis 25 MeV empfindlich ist. Das GBM wird an anderer Stelle in diesem Verfahren von Lichti et al. Das LAT, ein Paarkonversionsteleskop, wird von einer internationalen Zusammenarbeit aus den Vereinigten Staaten, Frankreich, Italien, Japan und Schweden entwickelt. Es hat eine mehr als 40-mal bessere Empfindlichkeit als EGRET. In diesem Beitrag werden das LAT-Instrument, seine erwartete Leistung und der aktuelle Entwicklungsstand beschrieben.

1 sr). AGILE wird die einzige Mission sein, die sich im Zeitraum 2004-2006 ausschließlich der Quellenerkennung über 30 MeV widmet.

300 GeV. Um die Energiemessung in Richtung niedrigerer Energien zu erweitern, misst der GLAST Burst Monitor (GBM) GRBs von

25 MeV und ermöglicht somit die Untersuchung des Zusammenhangs zwischen der keV- und der MeV-GeV-Emission von GRBs. Das GBM besteht aus 12 kreisförmigen NaI-Kristallscheiben und 2 zylindrischen BGO-Kristallen. Die NaI-Kristalle sind optimiert für Gammastrahlung von

1 MeV und die BGO-Kristalle von

25 MeV. Die NaI-Kristalle sind so ausgerichtet, dass die gemessenen relativen Zählraten eine schnelle Positionsbestimmung eines Gammablitzes innerhalb eines weiten FoV von erlauben

8,6 sr. Diese Position wird innerhalb von Sekunden an das LAT übermittelt, das dann neu ausgerichtet werden kann, um die langanhaltende hochenergetische Gammastrahlung von GRBs zu beobachten. Dies wird die Erforschung der unbekannten Aspekte der hochenergetischen Burst-Emission und ihrer Verbindung mit der wohlbekannten niederenergetischen Emission ermöglichen. Ein weiteres wichtiges Merkmal des GBM ist seine hohe Zeitauflösung von

10 Mikrosekunden für zeitaufgelöste Gammaspektroskopie.

100 cm², ein großes Sehfeld von

130 Grad, Winkelauflösung von

2 Grad und Energieauflösung von

2 MeV). Die wichtigsten wissenschaftlichen Ziele von MEGA sind die Untersuchung kosmischer Hochenergiebeschleuniger, Nukleosynthesestellen mit Gammastrahlenlinien und die Kartierung großräumiger Strukturen in der Galaxie und darüber hinaus. Bei Betrieb auf einem auf den Zenit zeigenden Satelliten ist MEGA ein idealer kontinuierlicher All-Sky-Monitor für transiente Quellen. Dieses Papier beschreibt die Entwicklung eines kleinmaßstäblichen Prototyps und das Konzept einer Weltraummission für MEGA.

200keV bis 10 MeV. Die Kammer besteht aus zwei empfindlichen Volumina von 20 cm x 20 cm x 5 cm. Zwei Anodensysteme befinden sich im Zentrum der effektiven Fläche und bestehen aus einem Drucksubstrat, das Streifenanoden und Induktionselektroden aufweist.

1,6 besser als Germanium und ein Faktor von

1,9 besser als die von Xenon. Betrachtet man die Dopplergrenze von Materialien von Z=1 bis 90, so kann die beste Winkelauflösung für Alkali- und Erdalkalimetalle erreicht werden, die schlechteste für Elemente mit gefüllten p-Orbitalen (Edelgase) und d-Orbitalen (zB Pd und Au) . Von allen Halbleitern, die in einem Compton-Teleskop der nächsten Generation verwendet werden könnten, scheint Silizium die beste Wahl zu sein.

10 Bogenmin. Die Zähler und die Elektronik werden von RIKEN entwickelt und hergestellt, und die Blenden und die integrierte Software werden vom Los Alamos National Laboratory entworfen und bereitgestellt. Das WXM spielt eine wichtige Rolle bei der GRB-Lokalisierung und seiner Spektroskopie im Energiebereich zwischen 2 keV und 25 keV. Im ersten Beobachtungsjahr wurden mit dem WXM eine Reihe von stationären Röntgenquellen sowie hochenergetische Transienten nachgewiesen. Bei der Beobachtung von Krebsnebel und Sco X-1 haben wir die Detektorausrichtung zwischen dem WXM und dem optischen Kamerasystem mit einer Genauigkeit von 2 Bogenminuten kalibriert. Mit Stand vom 29. Juli 2002 wurden in den 18 Monaten des stabilen Betriebs neunzehn GRBs mit dem WXM lokalisiert. Zwölf davon wurden innerhalb von 10 Stunden an das GCN gemeldet, und vier optische Transienten wurden von bodengestützten Teleskopen identifiziert. Die Energieantwort der Detektoren wurde ebenfalls mit dem Crab-Spektrum kalibriert. Wir berichten über die Leistung des WXM-Instruments im Orbit während der ersten 18 Monate.


Kosmischer Kokon, hervorgebracht durch mächtigen Neutronenstern-Crash

Zum ersten Mal haben Astronomen Beweise dafür entdeckt, dass ein Kokon aus Material aus einem Paar verschmelzender Neutronensterne herausschleudert. Solche Verschmelzungen können die Quelle vieler der schwersten Elemente des Universums sein.

Im August erlebten Astronomen das noch nie dagewesene Phänomen der Verschmelzung zweier Neutronensterne. Neutronensterne sind Leichen großer Sterne, die in katastrophalen Explosionen, den sogenannten Supernovae, umgekommen sind. Obwohl Neutronensterne normalerweise klein sind, mit einem Durchmesser von etwa 19 Kilometern oder so, sind sie extrem dicht. Die Masse eines Neutronensterns kann etwa der der Sonne entsprechen, ein Teelöffel Neutronensternmaterial hat eine Masse von etwa einer Milliarde Tonnen, was Neutronensterne neben Schwarzen Löchern zu den dichtesten Objekten des Universums macht.

Die Entdeckung im August wurde gemacht, als Wissenschaftler als Gravitationswellen bekannte Wellen im Gefüge von Raum und Zeit entdeckten, die von einem Zusammenstoß zwischen zwei Neutronensternen ausgingen, die sich etwa 130 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt befinden, einer Fusion namens GW170817. Astronomen folgten diesem Fund schnell mit Beobachtungen von herkömmlichen Teleskopen und markierten das erste Mal, dass sowohl Gravitationswellen als auch elektromagnetische Wellen bei einem astronomischen Ereignis beobachtet wurden. [Erster Blick auf kollidierende Neutronensterne liefert atemberaubende Bilder]

Die Lichtwellenlängen, die von dem aus GW170817 ausgestoßenen Material freigesetzt wurden, zeigten, dass diese Materie mit neu synthetisierten Elementen beladen war. Diese Ergebnisse bestätigten 70 Jahre Forschung, die darauf hindeuteten, dass Neutronen-Stern-Verschmelzungen stark genug sind, um schwere Elemente wie Gold, Platin und Blei zu synthetisieren.

Wissenschaftler wussten bereits, wo leichtere Elemente synthetisiert wurden. Der größte Teil des Wasserstoffs und Helium stammte aus dem Urknall, und Elemente bis hin zum Eisen des Periodensystems werden hauptsächlich in den Kernen von Sternen geschmiedet. GW170817 lieferte den ersten konkreten Beweis dafür, dass Neutronen-Stern-Verschmelzungen die Geburtsstätten der Hälfte der Elemente des Universums sind, die schwerer als Eisen sind.

Die Emissionen von nahinfrarotem, sichtbarem und ultraviolettem Licht, die die Forscher sahen, können durch den radioaktiven Zerfall schwerer Elemente wie Uran und Gold erklärt werden, die während GW170817 ausgestoßen wurden. Die Emissionen von Radiowellen, Röntgen- und Gammastrahlen, die die Wissenschaftler entdeckten, stellten jedoch ein Rätsel dar, sagten die Forscher der neuen Studie in einer Erklärung.

Nach einem Modell von Neutronen-Stern-Kollisionen waren diese rätselhaften Emissionen das Ergebnis starker, schmaler Strahlungsstrahlen, die während GW170817 abgegeben und "außerhalb der Achse" oder außerhalb der Sichtlinie der Erde gerichtet waren. Dieses Modell legt auch nahe, dass Neutronen-Stern-Verschmelzungen die Hauptquellen für kurze Gammastrahlenausbrüche sind, die zu den stärksten Explosionen im Universum gehören.

Forscher, die die Fusion mit Radioteleskopen beobachteten, stellten jedoch fest, dass die Radioemissionen von GW170817 im Laufe der Zeit stetig an Stärke gewannen. Dies steht nicht im Einklang mit dem Off-Axis-Jet-Modell, das darauf hindeutet, dass die Funkemissionen im Laufe der Zeit langsam nachlassen würden.

Stattdessen vermuten die Forscher nun, dass die verschmelzenden Neutronensterne einen Kokon aus Material hervorgebracht haben. "Dies ist das erste Mal, dass eine solche Struktur gesehen wurde", sagte der Hauptautor der Studie Kunal Mooley, Astrophysiker am California Institute of Technology in Pasadena, gegenüber Space.com. Die Forscher vermuten, dass ein großer Teil der Neutronen-Stern-Verschmelzungen solche Kokons erzeugen könnte, was impliziert, dass „es eine ganz neue Population von noch nicht identifizierten vorübergehenden astrophysikalischen Ereignissen gibt, nach denen wir jetzt suchen müssen“, sagte Mooley.

Beide Modelle legen nahe, dass die Verschmelzung von Neutronensternen zu einer Explosion führt, die als Kilonova bezeichnet wird und eine kugelförmige sich ausdehnende Hülle aus Trümmern abgibt. Während jedoch ein Modell nahelegt, dass die Verschmelzung auch ein Paar dichter Strahlungsstrahlen aussendet, die diese Hülle durchdringen, legt das Kokon-Modell nahe, dass eine Verschmelzung ein Paar viel breiterer Strahlungskegel aussenden kann, die im Wesentlichen einen breiten Kokon aus Materie nach außen sprengen "im Fall von GW170817 bei 90 Prozent der Lichtgeschwindigkeit", sagte Mooley. Die Analyse der Kokons aus Neutronen-Stern-Verschmelzungen könnte Aufschluss über den Ursprung vieler der schwersten Elemente des Universums geben. "Wir wollen herausfinden, wie häufig solche Kokon-Ereignisse auftreten und welche Dynamik des chemisch angereicherten Materials besteht, das Neutronenstern-Verschmelzungen im Laufe der Geschichte des Universums hervorgebracht haben", sagte Mooley.

Er fügte hinzu, dass solche Verschmelzungen auch der Ursprung der kosmischen Strahlung sein könnten, die aus Atomkernen besteht, die mit außergewöhnlich hoher Energie durch den Weltraum rasen.

Die Wissenschaftler haben ihre Ergebnisse am 20. Dezember online in der Zeitschrift Nature detailliert beschrieben.


Explodierende Sterne: Ist die Erde in Gefahr?

Wenn Sterne platzen, wird ein mörderischer Energiestrom freigesetzt. Das Leben auf der Erde mag durch einen solchen gewaltsamen Ausbruch teilweise ausgelöscht worden sein, aber es gibt noch wenig stichhaltige Beweise, um eine solche Behauptung zu rechtfertigen. Eine neue Studie plant, die forensischen Details auszufüllen.

"Wir versuchen, die Gefährlichkeit eines bestimmten Ereignisses besser einzuschätzen", sagt Brian Thomas von der Washburn University in Topeka, Kansas.

Thomas und seine Kollegen werden das breite Spektrum astrophysikalischer Phänomene untersuchen, die hochenergetische Strahlung durch den interstellaren Raum bis zur Haustür der Erde schleudern könnten [wie bei einer kolossalen Explosion, die 2004 entdeckt wurde]. Das Team wird auch verschiedene Arten von Phytoplankton bestrahlen, um zu verstehen, wie das Leben von einer Sternexplosion beeinflusst wird, da das Leben auf der ganzen Welt stark von diesen mikroskopisch kleinen Pflanzen abhängt.

Die Gefahr von Sternexplosionen wurde bereits in Betracht gezogen, aber dies wird die erste umfassende Studie sein. „Wir bauen auf früheren Arbeiten auf, indem wir sie auf ein breites Spektrum astrophysikalischer Ereignisse ausweiten und die biologische Modellierung präzisieren“, sagt Thomas. Das Projekt ist Teil des Exobiology and Evolutionary Biology Program der NASA.

Die üblichen Verdächtigen

Sterne sind im Allgemeinen zu weit entfernt, um für das Leben auf unserem Planeten von Bedeutung zu sein. Aber bestimmte Sterneruptionen haben das Potenzial, sich über zehn oder sogar Tausende von Lichtjahren zu erstrecken.

Die bekannteste davon ist eine Supernova, die der Vorhang eines massereichen Sterns mit der acht- oder mehrfachen Masse unserer Sonne ist. Wenn der Kernbrennstoff für ein solches Ungetüm ausgeht, erzeugt der einstürzende Kern eine Explosion, die eine ganze Galaxie an Sternen überstrahlt, solange sie andauert.

Jedes Jahrhundert gehen in unserer Galaxie ein paar Supernovae los. Aber damit einer davon ernsthafte Folgen für die Erde hat, müssten wir uns ungefähr in einem Radius von 10 Lichtjahren um die Explosion befinden.

Bestimmte Sternexplosionen, Hypernovae genannt, haben eine viel größere Reichweite. Zehnmal stärker als typische Supernovae, sind Hypernovae die Quelle für lang anhaltende Gamma-Ray Bursts (GRBs), bei denen es sich um hochenergetische Strahlen handelt, die entlang der Achse des sterbenden Sterns emittiert werden. Ein GRB könnte 6.500 Lichtjahre reisen und der Erde immer noch gewaltigen Schaden zufügen, sagt Thomas.

Die Zahl der GRBs ist viel geringer als die Zahl der Supernovae, aber die genaue Rate in unserer Galaxie ist noch umstritten. Vor einigen Jahren berechnete eine Gruppe von Astronomen, dass die Wahrscheinlichkeit, dass ein GRB in unserer Nähe explodiert, sehr gering ist, da GRBs dazu neigen, in jungen Galaxien mit weniger schweren Elementen als der Milchstraße zu entstehen.

Aber Thomas sagt, dass spätere Analysen diese Berechnung in Frage gestellt haben, auch weil unsere Galaxie in der Vergangenheit mit kleineren, jüngeren Galaxien verschmolzen ist, die GRB-Ticking-Zeitbomben mitgebracht haben könnten. "Unsere Wahrscheinlichkeit, ein GRB zu veranstalten, kann mit der Zeit variieren", sagt Thomas.

Er spekuliert, dass im Durchschnitt alle 10 Millionen Jahre ein GRB unsere Galaxie erleuchtet.

Andere mögliche Täter

Langzeit-GRBs und Supernovae mögen die am besten verstandenen sein, aber sie sind nicht die einzigen superstellaren Katastrophen.

Kurzfristige GRBs entstehen nicht durch massive Sternsterben, sondern werden hauptsächlich als Verschmelzung zweier Neutronensterne angesehen. Obwohl weniger Energie freigesetzt wird als bei einem Langzeit-GRB, ist der Anteil hochenergetischer Gammastrahlen höher. Darüber hinaus treten kurzzeitige GRBs eher in reifen Galaxien wie unserer auf, wo Neutronensterne häufiger vorkommen.

Weiche Gammastrahlen-Repeater stammen auch von Neutronensternen und angeblich wenn die superdichte Oberfläche reißt. Wenn einer davon in 10 Lichtjahren Entfernung passiert, könnten die Auswirkungen dramatisch sein. Tatsächlich unterbrach am 27. Dezember 2004 die Strahlung eines weichen Gammastrahlen-Repeaters die Funkwellenübertragung auf der Erde. Nichts wurde beschädigt, aber das Quellobjekt war erstaunliche 50.000 Lichtjahre entfernt.

Thomas und seine Kollegen werden aktuelle Daten des Swift-Satelliten und des Fermi-Gamma-Ray-Weltraumteleskops zusammentragen, um die Raten und die Strahlungsleistung von weichen Gammastrahlen-Repeatern, GRBs und Supernovae besser abzuschätzen.

Obwohl es keine Beweise dafür gibt, dass einer davon kürzlich in unserer Nachbarschaft explodiert ist, ist es wichtig anzumerken, dass unsere Sonne um die Galaxie wandert und daher neben einem Stern mit einem Hochenergie-Fit gebürstet haben könnte.

Weltweites Ozonloch

Die andere Hälfte der Studie befasst sich mit den möglichen biologischen Folgen eines astrophysikalischen Feuerwerks in der Nähe.

Gammastrahlen und Röntgenstrahlen können nicht sehr weit in die Erdatmosphäre eindringen, können aber dennoch eine lang anhaltende Wirkung haben. Die hochenergetische Strahlung spaltet Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle in der Stratosphäre der Erde auf, sodass sie sich zu Stickoxid (NO) umwandeln. Dieses Molekül zerstört Ozon auf die gleiche Weise wie Fluorchlorkohlenwasserstoffe (FCKW).

„Der Effekt ist wie beim aktuellen Ozonloch, aber über den ganzen Globus verteilt“, sagt Thomas.

Ozon schützt das Leben auf der Erde vor den ultravioletten Strahlen der Sonne. Durch das Zerschlagen dieses atmosphärischen Schildes könnte eine astrophysikalische Explosion zu höheren DNA- und Protein-Schäden in Organismen durch stärkere Sonneneinstrahlung führen.

Thomas' Gruppe hat zuvor festgestellt, dass ein relativ naher GRB in bestimmten Regionen 75 Prozent des Ozons zerstören könnte, mit einem weltweiten durchschnittlichen Abbau von etwa 35 bis 40 Prozent. Im Gegensatz dazu ist das Ozonloch, das derzeit über der Antarktis schwebt, höchstens zu 60 Prozent erschöpft, macht aber im weltweiten Durchschnitt nur 3 bis 5 Prozent aus.

Thomas sagt, dass die Ozonzerstörung beginnen würde, sobald die Strahlung eintrifft, und sie würde mehrere Jahre andauern. Es kann mehr als ein Jahrzehnt dauern, bis der Ozonschild der Erde wieder seine volle Stärke erreicht.

Gebratenes Plankton

Der Verlust von Ozon hätte schwerwiegende Auswirkungen auf das Leben auf der ganzen Welt. Einer der anfälligsten Organismen wäre Phytoplankton. Diese einzelligen Organismen leben an der Spitze der Wassersäule, wo UV-Licht hinkommt. Sie vermehren sich auch schnell, sodass sich DNA-Schäden über mehrere Generationen ansammeln würden.

Wenn Phytoplankton absterben würde, würden sich die Auswirkungen auf den ganzen Ozean ausbreiten, da diese photosynthetischen Mikroben die Basis der marinen Nahrungskette sind. Außerdem produzieren sie mindestens die Hälfte des weltweiten Sauerstoffs.

Das Team hat einige repräsentative Phytoplankton-Arten ausgewählt, die auf verschiedenen Ebenen bestrahlt werden und wie sich ihr Produktivitätsniveau ändert. Die Ergebnisse der Studie sollen Astrobiologen ein besseres Gefühl dafür geben, wie wahrscheinlich es ist, dass unser Planet oder ein anderer Planet in unserer Galaxie von einer Sterneruption zerstört wurde.

Mögliche Anzeichen eines solchen astrophysikalischen Foulspiels werden beim Aussterben des Ordoviziums gesehen, das vor 450 Millionen Jahren stattfand und zum Verlust von 60 Prozent der wirbellosen Meerestiere führte. Der Fossilienbestand zeigt, dass Organismen am oberen Rand der Wassersäule und in mittleren Breiten am stärksten betroffen waren, wie man es von einem plötzlichen Ozonverlust erwarten würde.


Was Europium ist und wie es hergestellt wird

Europium ist Element Nummer 63 im Periodensystem, und es ist ein etwas hartes, silbriges Metall, das mit Sauerstoff und Wasser reagiert – daher kommt es nie in reiner Form vor. Wenn es rein ist, wird es in Inertgasen (z. B. Argon) gelagert, um Oxidation und Anlaufen zu verhindern.

Das Element wird verwendet, um einige rote Laser, elektronische Teile und die roten Phosphore von Fernsehgeräten im Kathodenstrahlstil herzustellen. (Eine Schätzung geht davon aus, dass in jedem CRT-Bildschirm 0,5-1 Gramm Europium enthalten sind.) Seine Fähigkeit, auf ultraviolettes Licht zu reagieren, macht es auch zu einem fälschungssicheren Maß für Euro-Papiergeld.

Europium sieht auch einen neuen Einsatz in ultrahellen roten LEDs und könnte – wenn die Technologie sich bewährt – zu einer stabilen Quantenfestplatte führen.

Die Forscher vermuteten, dass Europium durch kollidierende Neutronensterne gebildet wurde, konnten aber nicht sicher sein, wie viel, bis einer entdeckt wurde. Eine andere Erklärung ist, dass katastrophale Explosionen von Sternen, Supernovae genannt, die meisten Europium und andere Elemente bilden, die schwerer als Stickstoff sind.

Ein bisschen nukleare Alchemie, genannt der schnelle Prozess oder r-Prozess, treibt die Entstehung solcher schweren Elemente an.

Der r-Prozess läuft ungefähr so ​​ab: Wenn sich Neutronensterne aufeinander zubewegen, wird ein winziger Teil ihres Materials mit unglaublicher Geschwindigkeit in den Weltraum geschossen. Diese Neutronen sind sehr heiß und dicht gedrängt, so dass sie bei ihrer Bewegung nach außen zusammenschlagen und riesige Atomkerne bilden.

Da sehr große Atome sehr instabil sind, brechen sie fast sofort auseinander und zerfallen in kleinere Atome – Dinge wie Platin, Gold, Silber und Europium.

Glücklicherweise brauchen wir kein Raumschiff, um dieses von Neutronensternen geschaffene Zeug zu finden – es ist hier auf der Erde. Unzählige Zusammenstöße im Laufe der Jahrtausende verbreiteten sich um genug dieser exotischen Metalle, die bei der Entstehung unseres Planeten direkt in seine Kruste eingebrannt wurden.

„Die Rate dieser Neutronenstern-Verschmelzungen in unserer Galaxie beträgt etwa eine alle 100.000 Jahre. Auf der menschlichen Zeitskala ist das eine lange Zeit“, sagte Duncan Brown, ein Astronom an der Syracuse University, der Mitglied der LIGO-Forschungskooperation ist, gegenüber Business Insider . "But on galactic time scales, when you're creating stars and solar systems, that's not that much time."

What's still uncertain is how much colliding neutron stars might contribute to europium. If LIGO finds more and more colliding neutron stars over the years, it's likely those events — not supernovas — are where the most valuable materials on the planet come from.


  • Scientists have made the fifth detection of gravitational waves on Earth
  • They used telescopes to see light and radiation pouring out of the stellar fireball
  • Every other gravitational wave detection has been traced to black holes
  • The latest detection reveal that neutron stars create short gamma-ray bursts

Published: 15:00 BST, 16 October 2017 | Updated: 08:16 BST, 17 October 2017

Scientists yesterday discovered a vast supply of gold on the far side of the universe.

The extraordinary hoard is the result of a huge collision between two ultra-dense neutron stars.

The resulting gravitational waves and radiation flash were picked up by powerful detectors and telescopes on Earth and in orbit.

The explosion happened 130 million years ago in the Hydra constellation, which is so far away that the light and the ripples in space and time have only just reached us.

The gold created by the blast is estimated to weigh more than the whole of the Earth’s mass. Huge quantities of platinum, uranium and other heavy elements such as lead were also created.

Scientists not only 'heard' the phenomenon by measuring vibrations in space-time, they also used satellite and ground-based telescopes to see light and radiation pouring out of the stellar fireball, dubbed a 'kilonova'.

Excited astronomers talked of opening a 'new chapter in astrophysics' and unlocking a 'treasure trove' of new science.

The discovery will help scientists better understand the inner workings and emissions of neutron stars, as well as more fundamental physics such as general relativity and the expansion of our universe.

One scientists suggests the event 'will be remembered as one of the most studied astrophysical events in history.'

Two super-dense neutron stars collided in a stellar fireball dubbed a 'kilonova' 130 million light years from Earth in a discovery that could 'open a new chapter in astrophysics'. This graphic shows the sequence of events that led to the detection of the gravitational waves

WHY IS THIS IMPORTANT?

The discovery has answered three questions that astronomers have been puzzling for decades:

1) What happens when neutron stars merge?

The research support the long-held belief that the merging of two neutron stars causes an ejection of radioactive material.

This material fires out from the collision point as part of a low-light explosive event known as a kilonova.

2) What causes short duration gamma-ray bursts?

Gamma ray bursts (GRBs), marked by an eruption of gamma rays lasting milliseconds to several minutes, are the most powerful explosions known.

Scientists now know that one type of GRB is generated when neutron stars collide.

3) Where are the heavy elements, like gold, made?

The origins of gold and other heavy elements have been a long-standing mystery.

Recent evidence has suggested colliding neutron stars could have a hand in their creation.

Today's find confirms this theory, showing that the heavy elements are the 'cinders' of merging neutron stars.

At a press conference in Washington today, researcher Dr David Reitze, Executive Director at the Ligo Laboratory at Caltech, said: 'This is the first time the cosmos has provided us with a talking movie rather than a silent movie.'

'The audio is the gravitation waves, the video is the light that came afterwards.'

Every other gravitational wave detection has been traced to black holes crashing together in remote regions of the universe more than a billion light years away.

The new event - though still very distant - was much closer and completely different in nature.

It was caused by colliding neutron stars - burned out remnants of giant stars so dense that a teaspoon of their material on Earth would weigh a billion tons.

Professor David Blair, a gravitational wave scientist at the University of Western Australia, said: 'I started working on the first high sensitivity gravitational wave detectors in the USA in 1973.

'We pinned our hopes on gravitational waves from neutron stars. This was our holy grail, but it eluded us even when gravity waves from black holes had been detected.

'Forty four years later we have found the holy grail!'

The two objects, each about 12 miles in diameter, stretched and distorted space-time as they spiralled towards each other and finally collided.


[edit] Uses

Gamma-ray image of a truck with two stowaways taken with a VACIS (vehicle and container imaging system)

Gamma rays travel to Earth across vast distances of the universe, only to be absorbed by Earth’s atmosphere. Different wavelengths of light penetrate Earth’s atmosphere to different depths. Instruments aboard high-altitude balloons and such satellites as the Compton Observatory provide our only view of the gamma spectrum sky.

Gamma-induced molecular changes can also be used to alter the properties of semi-precious stones, and is often used to change white topaz into blue topaz.

Non-contact industrial sensors used in the Refining, Mining, Chemical, Food, Soaps and Detergents, and Pulp and Paper industries, in applications measuring levels, density, and thicknesses commonly use sources of gamma. Typically these use Co-60 or Cs-137 isotopes as the radiation source.

In the US, gamma ray detectors are beginning to be used as part of the Container Security Initiative (CSI). These US$5 million machines are advertised to scan 30 containers per hour. The objective of this technique is to screen merchant ship containers before they enter US ports.

Gamma radiation is often used to kill living organisms, in a process called irradiation. Applications of this include sterilizing medical equipment (as an alternative to autoclaves or chemical means), removing decay-causing bacteria from many foods or preventing fruit and vegetables from sprouting to maintain freshness and flavor.

Despite their cancer-causing properties, gamma rays are also used to treat some types of cancer, since the rays kill cancer cells also. In the procedure called gamma-knife surgery, multiple concentrated beams of gamma rays are directed on the growth in order to kill the cancerous cells. The beams are aimed from different angles to concentrate the radiation on the growth while minimizing damage to surrounding tissues.

Gamma rays are also used for diagnostic purposes in nuclear medicine in imaging techniques. A number of different gamma-emitting radioisotopes are used. For example, in a PET scan a radiolabled sugar called fludeoxyglucose emits positrons that are converted to pairs of gamma rays that localize cancer (which often takes up more sugar than other surrounding tissues). The most common gamma emitter used in medical applications is the nuclear isomer technetium-99m which emits gamma rays in the same energy range as diagnostic X-rays. When this radionuclide tracer is administered to a patient, a gamma camera can be used to form an image of the radioisotope’s distribution by detecting the gamma radiation emitted (see also SPECT). Depending on what molecule has been labeled with the tracer, such techniques can be employed to diagnose a wide range of conditions (for example, the spread of cancer to the bones in a bone scan).

[edit] Body response

When gamma radiation breaks DNA molecules, a cell may be able to repair the damaged genetic material, within limits. However, a study of Rothkamm and Lobrich has shown that this repair process works well after high-dose exposure but is much slower in the case of a low-dose exposure. [fünfzehn]

[edit] Risk assessment

The natural outdoor exposure in Great Britain ranges from 2 to 4 nSv/h (nanosieverts per hour). [16] Natural exposure to gamma rays is about 1 to 2 mSv per year, and the average total amount of radiation received in one year per inhabitant in the USA is 3.6 mSv. [17] There is a small increase in the dose, due to naturally occurring gamma radiation, around small particles of high atomic number materials in the human body caused by the photoelectric effect. [18]

By comparison, the radiation dose from chest radiography (about 0.06 mSv) is a fraction of the annual naturally occurring background radiation dose,. [19] A chest CT delivers 5 to 8 mSv. A whole-body PET/CT scan can deliver 14 to 32 mSv depending on the protocol. [20] The dose from fluoroscopy of the stomach is much higher, approximately 50 mSv (14 times the annual yearly background).

An acute full-body equivalent single exposure dose of 1 Sv (1000 mSv) causes slight blood changes, but 2.0–3.5 Sv (2.0–3.5 Gy) causes very severe syndrome of nausea, hair loss, and hemorrhaging, and will cause death in a sizable number of cases—-about 10% to 35% without medical treatment. A dose of 5 Sv [21] (5 Gy) is considered approximately the LD50 (lethal dose for 50% of exposed population) for an acute exposure to radiation even with standard medical treatment. A dose higher than 5 Sv (5 Gy) brings an increasing chance of death above 50%. Above 7.5–10 Sv (7.5–10 Gy) to the entire body, even extraordinary treatment, such as bone-marrow transplants, will not prevent the death of the individual exposed (see Radiation poisoning). [Zitat benötigt] . (Doses much larger than this may, however, be delivered to selected parts of the body in the course of radiation therapy.)

For low dose exposure, for example among nuclear workers, who receive an average yearly radiation dose of 19 mSv, [Klärung nötig] the risk of dying from cancer (excluding leukemia) increases by 2 percent. For a dose of 100 mSv, that risk increase is at 10 percent. By comparison, risk of dying from cancer was increased by 32 percent for the survivors of the atomic bombing of Hiroshima and Nagasaki. [22]


Gamma Ray Detectors

Gamma ray detectors are made from semiconductor materials, which contain atoms with orbiting electrons that can easily absorb the energy of a passing gamma ray. This absorption pushes the electron into a higher orbit, allowing it to be swept away in an electrical current. The lower orbit is called the valence band, and the higher orbit is called the conduction band. These bands are close together in semiconductor materials such that valence electrons can easily join the conduction band by absorbing the energy of a gamma ray. In germanium atoms, the band-gap is only 0.74 eV (electron volts), making it an ideal semiconductor for use in gamma ray detectors. The small band-gap means only a small amount of energy is required to produce a charge carrier, resulting in large output signals and high energy resolution.

To sweep the electrons away, a voltage is applied to the semiconductor to create an electric field. To help achieve this, it is infused, or doped, with an element that has fewer valence band electrons. These are called n-type elements, having only three valence electrons compared with the semiconductor’s four. The n-type element (e.g. lithium) drags electrons away from the semiconductor material, becoming negatively charged. By applying a reverse biased voltage to the material, this charge can be pulled towards a positive electrode. The removal of electrons from the semiconductor atoms creates positively charged holes that can be pulled towards a negative electrode. This depletes charge carriers from the center of the material, and by increasing the voltage, the depletion region can be grown to encompass most of the material. An interacting gamma ray will create electron-hole pairs in the depletion region, which are swept up in the electric field and deposited on the electrodes. The collected charge is amplified and converted to a voltage pulse of a measurable size that is proportional to the energy of the gamma ray.

As gamma rays are an extremely penetrating form of radiation, they require large depletion depths. This can be achieved by using large germanium crystals with impurities of less than 1 part in 10 12 (a trillion). The small band-gap requires the detector to be cooled to prevent noise from leakage current. Germanium detectors are therefore placed in thermal contact with liquid nitrogen with the whole setup housed within a vacuum chamber.

Europium (Eu) is a metallic element that commonly emits gamma rays when it has a mass of 152 atomic units (see nuclear chart). Below is a gamma ray spectrum that was observed by placing a small lump of 152 Eu in front of a germanium detector.

Europium-152 gamma ray spectrum. The larger the peak, the more frequent the emission from the europium source. The energies of the peaks are in electron volts.


Introduction

Nuclear structure studies far from stability are entering into a high-precision era with increased intensities and purity of radioactive ion beams and new methods to produce exotic nuclei using stable beams. High-resolution (gamma ) -ray spectroscopy is the only method capable of unravelling the complex nature of excited states and has therefore always played a prominent role in the understanding of nuclear structure. Improved efficiency and sensitivity of the instruments are mandatory to focus on essential observables to validate the theoretical predictions and guide future developments, This has led to a continuous improvement of the instrumentation, from the High-Purity Germanium (HPGe) multi-detector arrays of the 1990s (e.g., [1, 2] in Europe, Gammasphere [3] in the USA), through the first arrays consisting of segmented HPGe detectors (e.g., MINIBALL [4, 5], EXOGAM [6] in Europe, Gammasphere in the USA), to the development of the Advanced Gamma Tracking Array (AGATA) [7], a (4pi ) spectrometer solely built from position-sensitive HPGe detectors. Parallel developments are also being pursued in the USA leading to the realisation of the Gamma-Ray Energy Tracking Array (GRETA) [8, 9].

Artist’s view of the 4 (pi ) AGATA spectrometer showing the mechanical holding frame (yellow) and cryostat dewars (blue) of the Ge detectors

AGATA is a major European project to develop, build, and operate a world-leading precision (gamma ) -ray detection instrument for in-beam studies of nuclei. AGATA uses a technique known as (gamma ) -ray tracking, which relies on determining every (gamma ) -ray interaction point in any of the HPGe detectors so that the whole path of a (gamma ) ray can be tracked and used to measure not just the energy, but also the angle at which the original (gamma ) ray was emitted. The technique relies on segmentation of Ge-detector contacts and digital signal processing to perform pulse-shape analysis enabling the interaction positions to be determined with high precision. The path of the (gamma ) ray is then reconstructed from the Compton-scattering formula, allowing each individual (gamma ) ray (out of many incident on the detector) to be tracked and recorded. A recent review of the technical advances in (gamma ) -ray tracking can be found in [10]. Gamma-ray spectroscopy benefits hugely from tracking since the Compton suppression shields, which surround each individual Ge crystal and are used to improve the Ge spectrum quality, e.g., [1,2,3], are no longer required. The entire 4 (pi ) solid angle can thus be filled with closely-packed Ge detectors, vastly increasing the efficiency of the array, even for a very high multiplicity of (simultaneously emitted) (gamma ) -rays. Tracking also, crucially, allows precise Doppler correction of the measured (gamma ) -ray energies from fast moving nuclei.

In its complete (4pi ) geometry AGATA will be composed of 180 36-fold segmented, hexagonal-shaped and tapered HPGe crystals, each one situated at 23.5 cm from the source of the photons of interest (see Fig. 1).

Artist’s view of the nuclear landscape illustrating some of the key properties that can be studied using high-resolution (gamma ) -ray spectroscopy: ein the variety of nuclear shapes, b shape coexistence and isomerism, c reactions of astrophysical interest, d coupling to the continuum of unbound states, e cluster structure in nuclei, f evolution of the shell structure, G nuclear superconductivity, ha understanding nuclear fusion and fission reactions, and ich the journey towards the heaviest elements

AGATA is a truly universal high-resolution spectrometer, capable of measuring (gamma ) rays from a few tens of keV to beyond 10 MeV, with unprecedented efficiency, excellent position resolution for individual (gamma ) -ray interactions and correspondingly unparalleled angular resolution, and very high count-rate capability. These features will give rise to a resolving power that is in specific cases up to two orders of magnitude larger than current arrays, and allow AGATA to be operated in diverse environments such as using relativistic beams from the FAIR/Super-FRS facility [11, 12], high-intensity ISOL beams from the second-generation Radioactive Ion Beam (RIB) facilities (HIE-ISOLDE [13], SPES [14], SPIRAL2 [15]), and at the high-intensity stable beam facilities at GANIL [15], JYFL [16], and LNL [17].

AGATA started as an R&D project in the late 1990s and the AGATA demonstrator became operational in 2009. Steadily growing over the years, AGATA has been in constant use for experiments. Currently a solid-angle coverage of approximately (1pi ) has been achieved. Exciting new results were obtained in campaigns at LNL (2009–2011), GSI (2012–2014) and GANIL (since 2015). This success led to the recommendation in the 2017 NuPECC Long-Range Plan [18] that “the timely completion of the full AGATA spectrometer and the provision of adequate support and maintenance are of the highest importance to address the exciting science programme at both the stable and radioactive beam facilities”.

Direct information on the proton–neutron interaction can be obtained, for example, from odd–odd nuclei around double shell closures, by studying multiplets arising from correlations between valence particles. Of special interest are nuclei like (i) (^<134>hbox ) , located north-east of (^<132>hbox ) , with one proton valence particle and one neutron valence particle, and (ii) the one proton hole-one neutron particle nucleus (^<208>hbox ) , situated south-east of (^<208>hbox ) . Predictions for the multiplets up to 3.5 MeV excitation energy in (^<134>hbox ) (negative parity) and (^<208>hbox ) (positive parity), obtained from shell-model calculations using realistic interactions [19], are shown on the right hand side. In both cases the experimental information is rather scarce. Only members of the lowest-lying multiplets are known. Higher-lying states belonging to other multiplets and being characterised by more significant configuration mixing can be established with AGATA, which will allow testing their diagonal and off-diagonal matrix elements and those of the proton–neutron interaction in much greater detail. All this information will become accessible with AGATA in hitherto unknown territories

This paper describes new physics opportunities opened up by AGATA. In Sect. 2 the various physics cases are described for which the use of AGATA will be pivotal. Some examples are indicated in Fig. 2 and include:

studying the evolution of the nuclear shell structure and the occurrence of new magic numbers,

understanding the microscopic origin of nuclear deformation and the interplay between single-particle and collective degrees of freedom,

searching for exotic and extreme shapes (e.g., hyperdeformation),

establishing shape coexistence and shape transitions, and understanding the mechanisms leading to their appearance,

testing theoretical predictions for neutron and proton skins,

probing the nature of pair correlations and investigating how angular momentum is generated,

measuring the degree of isospin-symmetry breaking,

finding fingerprints of chaotic behaviour in nuclei,

In Sect. 3 more specific physics cases and simulations of experimental investigations are described that will profit from the unique capabilities of AGATA combined with specific advantages of the anticipated AGATA host laboratories.


Determination of the black hole mass in Cyg X-1

Figure 1: An energy spectrum of Cyg X-1 in the soft-high state observed with ASCA GIS. The soft component is the emission from an optically thick accretion disk, and the hard-component, which is modeled by a power-law, is considered from thin-hot plasmas above or inside the optically thick disk. The figure was taken from Dotani et al. (1997).

The ASCA TOO observation was carried out simultaneously with the RXTE satellite to provide a sensitivity up to

60 keV. By combining the two complimentary instruments, the hard component and the iron features are tightly constrained. Cui et al. (1998, ApJ 493, L75) fitted the ASCA and RXTE spectra of the Cyg X-1 soft-high state simultaneously. The hard-component up to

60 keV was successfully modeled with a Comptonized black body model in which soft (

1 keV) X-ray photons are Comptonized by hot plasmas with T_e

0.9. In addition, the disk reflection component and a broad iron emission line were required to account for the iron feature and an excess above

10 keV. The soft component spectral parameters including the mass of the central object were not affected by adding the RXTE spectrum and adopting the different hard component models.

Elucidating the nature of new X-ray sources

The capability of ASCA to measure the energy spectrum down to

0.5 keV with the SIS is also crucial when studying the nature of new sources. As shown above in the example of Cyg X-1, the soft X-ray sensitivity is essential to determine the accretion disk parameters, hence mass of the compact objects in black hole candidates. GRS1009-45, Nova Velorum 1993, is another example in which ASCA helped to determine the origin of the source and constrained the mass of the compact object. The energy spectrum was extremely soft and accompanied with a hard-tail, characteristics of the soft-high state black hole candidates (Kubota et al. 1998, PASJ, submitted). Applying a theoretical accretion disk model to the soft component, the mass of the central object is estimated as > 3.9 Solar masses. Hence the compact object in GRS1009-45 is considered to be a black hole.

Spectroscopic observations of Galactic jet sources

SS433 has been observed more than thirty times to cover the phases of the 162.5-day precession and the 13-day orbital periods, including the orbital eclipses by the companion star. ASCA spectra, for the first time, detected doppler-shifted pairs of numerous emission lines (Kotani et al. 1994, PASJ 46, L147). Before ASCA, it had been generally accepted that the X-ray jets are shorter than the size of the accretion disk, and only one of the jets is directly seen. However, the ASCA data clearly indicated both X-ray jets are seen, and must be longer than previous estimates. The temperature structure of the jets was calculated from precise emission line spectral analysis (Kotani et al. 1996, PASJ 48, 619), and this jet model was used to determine the geometry of jets from the series of ASCA observations (Kotani et al. 1997, in the Proceedings of the Fourth Compton Symposium). The jet length has been determined as 2x10^13 cm, which is ten times longer than the previous estimate. The total mass outflow rate is estimated as 10^-5 Solar masses per year and the kinetic luminosity is as high as 10^40 erg/s. In contrast to SS433, ASCA observations show that neither GRO J1655-40 nor GRS1915+105 have prominent emission lines, but instead have absorption line features. The iron absorption line feature of GRO J1655-40 and its luminosity dependence have been studied by Ueda et al. (1998, ApJ 492, 782). When the luminosity is relatively low (

10^37 erg/s), the K-alpha and K-beta absorption lines of helium-like iron ions were observed at 6.63 keV and 7.66 keV respectively, whereas the hydrogenic K-alpha line was observed at 6.95 keV when the luminosity was six times higher (Fig. 2). This is considered to be evidence for photoionization, such that the absorption lines originate in the highly photoionized accretion disk corona irradiated by the central X-ray source. Ueda et al. (1998) carried out a ``curve of growth'' analysis, and determined the hydrogen column density of the absorbing corona as 3x10^23 cm^-2. The corona is considered to be located at r

10^ <10>cm from the central source and have an ionization parameter Xi

10^3 ergs cm/s to ionize iron up to the helium-like stage.

Figure 2: Spectral features of GRO J1655-40 in the iron K-band. In the high luminosity state, the K-alpha absorption line from hydrogenic iron is seen at 6.95 keV, while in the low luminosity state K-alpha and K-beta lines from helium-like iron are seen at 6.63 keV and 7.66 keV, respectively. During the intensity dip, the neutral iron edge due to the cold intervening matter is prominent at 7.1 keV. The figure is taken from Ueda et al. (1998).

GRS1915+105 seems to have more complicated absorption line features. It shows the K-alpha and K-beta lines from helium-like iron and K-alpha line from hydrogenic iron simultaneously. The K-beta line equivalent width relative to K-alpha is stronger than that expected from the ratio of the oscillator strengths. The K-edges of helium-like and hydrogenic iron are not as conspicuous as the absorption lines. The curve of growth analysis indicates that these conditions require that the temperature of the absorbing plasmas be >10 keV (Kotani et al. 1998, in preparation).

Spectroscopy of the Super-soft X-ray Sources

0.5 keV. The poor spectral resolution of the ROSAT PSPC has hampered efforts to understand the origin of the SSS. ASCA has observed the two ``hardest'' SSS, CAL87 and RXJ0925.7-4758, which do have X-ray emission above 0.5 keV, and carried out the first detailed X-ray spectroscopic study of SSS.

CAL87 is an eclipsing binary in the LMC. The ROSAT spectrum could be fitted with a single blackbody, and was not able to determine the nature of the compact object. The ASCA spectrum showed an extremely strong edge at 0.85 keV, such that practically no X-rays were detected above the edge (Asai et al. 1998, ApJ L, submitted). This spectrum is unique, in that no black hole or neutron star sources are known to show such strong absorption edges. On the other hand, such a strong absorption edge from highly ionized heavy elements is exactly what is predicted by theoretical spectral models for a nuclear-burning white dwarf atmosphere. Hence, CAL87, and presumably other SSS, are accreting white dwarfs.

Figure 3: CAL87 energy spectrum observed with SIS and residuals of the fits. Upper-panel: Observed spectrum and the best-fit model with a blackbody, inter-stellar absorption, and an absorption edge at 0.85 keV. Mid-panel: Residual of the fit without the absorption edge. The edge feature is clearly seen. Lower-panel: Residual of the fit including the absorption edge.

Shallow and broad orbital eclipses were observed with ASCA. This suggests the emission region is extended as large as the Roche radius and the emission region is partially eclipsed by the companion star. Presumably, the largely extended accretion disk corona is highly ionized and scatters X-ray photons generated at the white dwarf surface. Theoretical SSS spectral models have been applied to the ASCA spectrum, and the effective temperature and the emission region size determined (Ebisawa et al. 1998 in preparation). Precise spectral and light curve analysis indicate s that the white dwarf mass in CAL87 is

1.0 Solar mass, the emission region size is comparable to the accretion disk size,

80% of the Roche radius, and the white-dwarf surface is hidden from the direct view by the thickened outer-part of the accretion disk.

The energy spectrum of RXJ0925.7-4758 did not show the strong absorption edges as observed in CAL87, instead the spectrum was strongly absorbed (Ebisawa et al. 1998 in preparation). Theoretical SSS spectral models did not fit the ASCA spectrum unless a weak absorption edge at

1.0 keV was added. This edge may correspond to the Fe-L edges of moderately ionized iron in the accretion disk corona. It is suggested that the accretion disk corona in CAL87 is almost completely ionized and works as a scattering medium, whereas that in RXJ0925.7-4758 is moderately ionized and works rather as an absorber of the X-rays from the central white dwarf.

Spectral lines

Figure 4: Low energy line features detected in the spectra of three low mass X-ray binaries from a spectral survey being undertaken by Angelini et al. 1998). These are most likely associated with Oxygen Ly-alpha and beta emission.