Røntgenastronomi med Chandra

Av Erik Tronstad

Astronomisk røntgenstråling kommer fra noen av de voldsomste og mest dramatiske prosesser som foregår i Universet. Blant kildene til slik stråling finner vi kvasarer, aktive galaksekjerner, pulsarer og svarte hull. Chandra X-ray Observatory skal observere røntgenstråling fra blant andre slike kilder med større detaljrikdom enn før har vært mulig. NASA forventer at Chandra skal ha like stor betydning for røntgenastronomi som Hubble-romteleskopet har hatt og har for optisk astronomi.

Chandra X-ray Observatory omtales av NASA som ett av «de fire store observatorier». To av dem er allerede i drift i jordbane: Compton Gamma Ray Observatory og Hubble-romteleskopet. Chandra blir det tredje som skytes opp, før serien avsluttes med Space Infrared Telescope Facility (oppskyting i desember 2001). Til sammen vil de fire satellittene gi langt flere og bedre observasjoner i gammaområdet, røntgenområdet, det visuelle området og det infrarøde området av spekteret enn astronomene før har hatt tilgang til.

Avansert optikk

Chandra X-ray Observatory, som inntil desember 1998 hette Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF), skal ha to instrumenter for observasjoner av røntgenstråling. Akkurat som i Hubble-romteleskopet brukes optiske systemer for å fange og fokusere stråling slik at den kan registreres av de to instrumentene i Chandra. Men optikken i Chandra er helt forskjellig fra den i Hubble-romteleskopet.

I et teleskop som brukes til å observere synlig lys, kommer strålingen omtrent vinkelrett inn mot et stort, buet hovedspeil. Derfra reflekteres strålingen som regel til et sekundærspeil, og så til et kamera eller et annet instrument som gjør selve observasjonen.

Dette enkle og århundregamle prinsippet kan ikke brukes til å observere røntgenstråling. Om røntgenstråling kommer nær vinkelrett inn mot en reflekterende flate, vil den ikke bli reflektert slik synlig lys blir, men vil rett og slett bare bli absorbert av materialet den treffer. Røntgenstråling har langt større energi enn synlig lys. Når røntgenstråling treffer en flate, vil den trenge inn i flaten, omtrent på samme måte som en pistolkule vil trenge inn i en vegg. Derfor er det ikke mulig å fokusere og observere røntgenstråling med en tradisjonell teleskopkonstruksjon.

For at det skal være mulig å få reflektert røntgenstråling, må den komme inn mot den reflekterende flaten i svært liten vinkel. En analogi er måten en flat stein vil bli «reflektert» fra og sprette opp fra en vannflate dersom steinen kastes nesten parallelt med vannflaten. Den nøyaktige innfallsvinkelen varierer med hvilken energi røntgenstrålingen har, men ligger typisk rundt én grad. Strålingen må følgelig komme inn nesten parallelt med flaten, slik at strålingen bare streifer den reflekterende flaten. På norsk kan vi kalle denne type speil for «streifspeil» (engelsk «grazing incidence mirror») og optikken for «streifoptikk».

Streifoptikken i Chandra er oppdelt i to grupper, som hver inneholder fire speil. Hvert speil er ikke flatt, men har form som en sylinder, eller som veggen i en rett tønne om man vil. Begge gruppene består av fire slike sylindriske speil. Hver sylinder har forskjellig diameter, og de fire sylindrene i hver gruppe er plassert innenfor hverandre.

Innsiden av hvert speil i den ene speilgruppen har form som en paraboloideflate. I den andre gruppen har innsiden av hvert av de fire speilene form som en hyperboloideflate. Speilgruppen med paraboloide speil vender ut mot verdensrommet, og den med hyperboloide inn mot instrumentene som skal registrere og observere røntgenstråling. Begge speilgruppene er åpne i endene. Dermed kan røntgenstråling passere gjennom dem på langs av sylinderflatene. Speilgruppene er montert etter hverandre, omtrent som to tønner som står oppå hverandre.

På samme måte som et konvensjonelt teleskop vil Chandra bli rettet mot den kilden teleskopet skal observere. Røntgenstråling kommer da inn mot gruppen av paraboloide speil, nesten parallelt med speilflatene. Strålingen passerer inn mellom de fire sylindrene med paraboloide speil. Der reflekteres røntgenstrålingen fra innsiden av de paraboloide speilene, og avbøyes litt og på en bestemt måte videre mot gruppen på fire hyperboloide speil. Også der kommer røntgenstrålingen inn mellom de fire sylindriske speilene, treffer dem på innsiden og reflekteres videre. Til sammen reflekteres røntgenstrålingen på en slik måte at den fokuseres der selve instrumentene i Chandra sitter.

Røntgenstråling må ha en vinkel med 21-45' (bueminutter) med de paraboloide streifspeilene i Chandra for å bli reflektert videre på riktig måte til de hyperboloide speilene, og så fokuseres i brennplanet. Diameteren på det ytterste av de fire paraboloide speilene er 1,2 m. De tre innenfor har diametre på henholdsvis 0,97 m, 0,85 m og 0,63 m. Tykkelsene på glassveggene i disse speilsylindrene varierer fra 24 mm for den ytterste sylinderen (med diameter 1,2 m) og til 16 mm for den innerste. Hver sylinder er 0,83 m lang. Samlet vekt på speilene er nesten 1000 kg. Hele optikken, inkludert støttestrukturene rundt som sørger for å holde streifspeilene i riktig posisjon i forhold til hverandre, veier 1800 kg.

Brennvidden for streifspeilene er hele 10 m. De er derfor montert i den ene enden av et nesten like langt rør, med instrumentene i den andre enden.

Historiens mest avanserte speil

Generelt gjelder det at for at et speil skal kunne reflektere stråling på en god måte, må ujevnhetene i speiloverflaten være mindre enn bølgelengden på strålingen som skal reflekteres. Chandra skal observere røntgenstråling med bølgelengder i intervallet 0,1-10 keV, hvilket tilsvarer bølgelengder på 1,2-124 Å. Dermed skal helst ujevnhetene i speilflatene på de ovenfor nevnte speilene være under 1 Å.

I virkeligheten er de sylindriske paraboloide- og hyperboloideformede speilflatene slipt og polert så nøyaktig at avvikene fra en perfekt flate bare er 1,85-3,44 Å (som er i området 1/350 000 til 1/250 000 av tykkelsen av et hårstrå). Om speilflatene ble forstørret til samme størrelse som Jorden, ville det betydd at det høyeste fjellet ville vært mindre enn to meter høyt. Speilene ble så grundig rengjort at det i gjennomsnitt var høyst ett støvkorn på en flate på størrelse med en dataskjerm. Deretter la man på et 600 Å tykt lag av det sjeldne grunnstoffet iridium, som danner selve den reflekterende flaten i speilene.

Chandra-speilene hevdes å være de reneste og best slipte og polerte som noensinne er laget. Speilene er også de største som er laget i sitt slag.

Sammenmonteringen av speilene er også gjort med en særdeles høy grad av presisjon. Den er så god at unøyaktigheten fra den ene enden av det 2,7 m lange speilopphenget til det andre er mindre enn 1,3 mikrometer, noe som tilsvarer 1/50 av tykkelsen på et hårstrå.

Slipingen og poleringen av streifspeilene har vært en formidabel teknisk utfordring. Måleinstrumentene som ble brukt til kontroller under prosessen, var montert på granittblokker for å være lite utsatt for vibrasjoner. For å unngå forstyrrelser fra trafikken utenfor og fra ansatte som gikk omkring inne i bygningen, måtte de mest følsomme målingene gjøres om natten. Under noen av målingene måtte man til og med slå av luftventilasjonssystemet i bygningen der arbeidet pågikk.

Alle speilene er slipt og polert ved det som i dag heter Raytheon Optical Systems i Danbury, Connecticut. Den samme bedriften var i sin tid eid av Perkin-Elmer og stod for den skandaløse feilslipingen av hovedspeilet til Hubble-romteleskopet. (Se artikkelen Alvorlige problemer med Hubble-romteleskopet i Nytt om Romfart nummer 75, 1990, sidene 98-99.) Mens optikken til sistnevnte aldri ble testet på bakken i sammenmontert tilstand, har man gjort meget grundige tester med hele den optiske konstruksjonen til Chandra.

Ved Marshall Space Flight Center har man bygd opp et eget senter for utprøving av den ferdigmonterte optikken i Chandra. Der har både teleskopsystemet, optikken og instrumentene vært gjennom tusenvis av forskjellige prøver. Forsøkene viser at Chandra vil ta bilder av røntgenkilder som er 25 ganger skarpere enn tidligere røntgenteleskoper har kunnet. Det skal følgelig ikke være noen fare for at vi med Chandra får noen gjentakelse av skandalen med Hubble-romteleskopet, der man først etter at teleskopet var i jordbane oppdaget feilslipingen av hovedspeilet.

Instrumentene

Chandra X-ray Observatory skal utstyres med to instrumenter for observasjon av den røntgenstrålingen de ovenfor nevnte speilene fokuserer. Instrumentene er et høyoppløsningskamera (High Resolution Camera, HRC) og et bildedannende spektrometer (AXAF CCD Imaging Spectrometer, ACIS).

Med høyoppløsningskameraet kan man ta røntgenbilder med en oppløsning på 0,5″. Det er nesten 10 ganger bedre romlig oppløsning enn på noen tidligere røntgensatellitt. Synsfeltet kameraet dekker er 30' x 30'. I tid kan det skille fra hverandre hendelser med en oppløsning på 16 µs (= 0,000016 s). Massen til kameraet er litt under 113 kg, og det bruker 40 W med elektrisitet.

Kameraet vil bli brukt til både å ta bilder med høy romlig oppløsning og der det er viktig å ta mange bilder i hurtig sekvens etter hverandre. Sistnevnte egenskap er viktig når man for eksempel skal studere røntgenkilder som oppviser raske tidsvariasjoner. Blant «motivene» for kameraet vil være varm materie i supernovarester, fjerne galakser og galaksehoper. Videre vil det bli brukt til å ta bilder av meget svake røntgenkilder.

Det bildedannende spektrometeret inneholder blant annet flere CCD-brikker (Charge Coupled Devices), som i prinsipp er av samme konstruksjon som dem man finner i moderne videokameraer og elektroniske stillbildekameraer. Dette kameraet kan både ta bilder og måle energien til røntgenstrålingen som treffer det. Kameraet kan skjelne opptil 50 forskjellige energiintervaller fra hverandre, innenfor den delen av røntgenområdet som kameraet er følsomt for. At kameraet kan skjelne mellom røntgenstråling med forskjellig energi, er det samme som at det kan skjelne stråling med ulike bølgelengder. På en måte kan vi si at kameraet kan se i «farger» i røntgenområdet.

Jo høyere energi røntgenstrålingen fra en kilde har, jo høyere temperatur har kilden. Følgelig kan det bildedannende spektrometeret brukes til å studere temperaturfordelingen i røntgenkilder. Temperaturvariasjonene i en kilde kan gi viktig informasjon om hvilke fysiske prosesser som foregår der, og hvordan energi transporteres innenfor, til og fra en kilde.

I tillegg til disse to instrumentene, vil Chandra ha to gullbelagte gitterspektrometre. De kan svinges inn i strålegangen mellom streifspeilene og de to instrumentene. Begge kameraene kan derfor brukes med begge gitterspektrometrene. Spektrometrene danner røntgenspektra i henholdsvis den nedre og øvre del av det bølgelengdeområdet med røntgenstråling som Chandra kan observere.

Instrumentene er montert i det som kalles den vitenskapelige instrumentmodulen. Den har blant annet utstyr for å svinge de nevnte instrumentene inn og ut av brennplanet, isolasjon for temperaturkontroll og elektronikk for å kontrollere bruken av instrumentene.

Kvaliteten på optikken og instrumentene i Chandra gjør at satellitten kan foreta observasjoner med 10 ganger bedre romlig oppløsning og 50-100 ganger bedre følsomhet enn noen tidligere røntgensatellitt.

Romfartøyet

Grovt sett ser Chandra X-ray Observatory ut som et langt rør der instrumentene sitter i den ene enden, streifspeilene, kommunikasjonsutstyr, kontrollsystemer og solcellepaneler for strømforsyning i den andre.

Foran åpningen inn til streifspeilene sitter en luke som kan åpnes og lukkes etter behov. Luken vil forbli lukket til Chandra er på plass i sin endelige bane etter oppskyting og har den riktige stillingen i rommet. Etter at den er åpnet, vil den fungere som en solblender mot Solen. Dermed kan teleskopet rettes mot røntgenkilder som ligger inntil 45° fra retningen til Solen.

Systemet for temperaturkontroll består av en radiator for avkjøling, isolerende elementer, varmeelementer og termostater. Til sammen skal de sørge for at de forskjellige delene av Chandra til enhver tid har temperaturer innenfor ønskede temperaturintervaller. Særlig viktig er det at optikken og komponentene rundt og nærmest streifspeilene har riktig temperatur. Det er påkrevd for at speilene skal kunne fokusere røntgenstråling i brennplanet.

To solcellepaneler sørger for energiforsyningen til Chandra X-ray Observatory. I strømforsyningssystemet inngår også tre nikkel-hydrogen-batterier med en kapasitet på 40 Ah, som lades opp av solcellepanelene. Sistnevnte leverer en effekt på 2350 W. Batteriene skal brukes i perioder der Chandra befinner seg i jordskyggen og når solcellepanelene ellers ikke er belyst av Solen.

Stillingskontrollsystemet om bord består av et aspektkamera, gyroer, stillingskontrollmotorer og jord- og solsensorer. Satellitten kan rettes mot et punkt på himmelen og holdes rettet mot dette med stor nøyaktighet. Pekenøyaktigheten tilsvarer det å rette Chandra mot en kilde 1 km borte med en usikkerhet på bare 3 mm.

Chandra har kapasitet til å lagre data fra 16 timer med observasjoner. Normalt vil dog data bli sendt ned til bakken med åtte timers mellomrom. Den høye banen Chandra skal gå i, gjør at dataene vil bli overført via NASAs Deep Space Network (DSN). DSN brukes normalt til kommunikasjon med planetromfartøyer, ikke med satellitter i jordbane.

Idet Chandra skytes opp har satellitten en total masse på 5654 kg, mens lengden med luken over inngangen til streifspeilene lukket er 11,8 m. Satellittens masse uten drivstoff til banejusteringer og stillingskontroll er 4790 kg.

Levetiden Chandra er bygd for, er fem år. Satellitten har tilstrekkelig med drivstoff til stillingskontroll til å være i drift i 10 år. Målsettingen er da også å kunne observere med Chandra så lenge.

De opprinnelige planene for Chandra var mer ambisiøse enn dette. Satellitten var planlagt å skulle ha seks sylindriske speil inni hverandre, ikke fire som nå. Den skulle også ha flere instrumenter og gå i lav jordbane. Meningen var at Chandra skulle ha en levetid på i hvert fall 15 år. Romfergeferder skulle brukes til bytte av instrumenter og vedlikehold, slik det er tilfelle for driften av Hubble-romteleskopet. Av økonomiske grunner måtte man i 1992 ta en fullstendig gjennomgang av hele prosjektet, som da stod i fare for å bli skrinlagt. Ambisjonene ble redusert og satellitten betydelig omkonstruert.

Oppkalt etter indisk astrofysiker

Chandra X-ray Observatory hette opprinnelig Advanced X-ray Astrophysics Facility (AXAF). NASA utlyste en navnekonkurranse, og en jury på syv personer valgte forslaget Chandra som navn på dette røntgenobservatoriet.

Chandra er kjælenavnet til den indiskfødte astrofysikeren Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995). I 1939 utledet Chandrasekhar likningene for den grunnleggende strukturen til en hvit dvergstjerne og forholdene mellom masse, radius og kjemisk sammensetning, som på en korrekt måte kombinerte både kvantemekanikk og relativitetsteori. Der ga han en kvantemekanisk begrunnelse for hvorfor hvite dverger aldri kan få en masse på over 1,4 solmasser. For dette arbeidet ble han i 1983 tildelt nobelprisen i fysikk, sammen med William Fowler. Chandrasekhar gjorde også en rekke betydelige arbeider om andre temaer innen astrofysikk.

Oppskyting med romfergen

Romfergen Columbia skal brukes for å bringe Chandra X-ray Observatory opp i jordbane, på romfergeferd STS-93. I skrivende stund ligger det an til oppskyting 22. juli 1999, men ferden kan bli forsinket. På denne ferden vil en kvinne, Eileen Collins, for første gang være kommandør på en romfergeferd.

I lasterommet i Columbia vil Chandra være montert til toppen av et rakettrinn av typen Inertial Upper Stage (IUS). Samlet lengde for denne kombinasjonen blir 17,3 m, mens total masse er 22 543 kg. Begge tallene er helt på grensen av hva Columbia har kapasitet til. Romfergens nyttelastkapasitet på denne ferden er 22 753 kg.

Lasterommet i Columbia har en lengde på 18,4 m. Det inkluderer imidlertid noe NASA har erklært som en «frisone» på 1,2 m. Chandra vil følgelig trenge omtrent 10 cm inn i denne sonen.

Romfergen vil plassere Chandra X-ray Observatory i en lav jordbane. IUS vil så bli brukt til å heve apogeum (banens høyeste punkt) til 60 000 km over jordoverflaten. Innebygd i Chandra er fire små rakettmotorer, kalt Integral Propulsion System (IPS). Gjennom to avfyringer vil IPS heve apogeum til hele 140 000 km, som er nesten en tredel av avstanden til Månen. En tredje og siste avfyring av IPS hever så perigeum (banens laveste punkt) til 10 000 km. Inklinasjonen blir 28,5°. Romfergen vil aldri kunne nå opp i en så høy bane. Følgelig vil det aldri bli mulig å foreta reparasjoner og/eller vedlikehold av Chandra etter at satellitten er kommet opp i sin endelige bane.

Banen Chandra X-ray Observatory skal gå i, er forskjellig fra baner brukt av andre vitenskapelige satellitter. Den langstrakte banen vil ha en omløpstid på hele 64 timer. Det meste av tiden på hvert omløp vil Chandra tilbringe langt utenfor Jordens strålingsbelter, van Allen-beltene. Partikkelstrålingen i van Allen-beltene er såpass sterk at den vil skape problemer for den følsomme elektronikken om bord i Chandra. På hvert omløp vil Chandra kunne foreta observasjoner i 55 timer. De ni timene på hvert omløp som observatoriet tilbringer i van Allen-beltene, vil forstyrrelsene fra partikkelstrålingen der være for stor til at observasjoner kan utføres.

Observasjonsmål

Alle tenkelige astronomiske kilder er mulige observasjonsmål for Chandra X-ray Observatory, fra planeter og kometer i vårt solsystem og til de fjerneste galakser og kvasarer.

Instrumentene i Chandra vil kunne registrere de fleste av de omtrent 300 stjernene i Pleiadene. I De magellanske skyene regner man med å se enkeltstjerner av spektraltype O, som er den varmeste stjernetypen vi kjenner til. For hundrevis av stjerner regner man med å få tatt røntgenspektra med høy oppløsning. Blant formålene med dette er å bestemme temperaturen, utstrekningen og tettheten til stjernenes koronaer. Fra formørkelsesvariable dobbeltstjerner forventer man enda mer detaljerte data om koronaer.

Fordelingen av røntgenstråling fra supernovarester (som Krabbetåken og Tychos supernova) i vår egen galakse kan kartlegges både romlig og spektralt. Når instrumentene i Chandra kan registrere røntgenstråling på forskjellige bølgelengder, tilsvarer det at de kan skjelne stråling fra forskjellige grunnstoffer og ionetyper. Dermed kan røntgenstrålingen fra ioner av grunnstoffer som for eksempel silisium, svovel og jern kartlegges, og følgelig fordelingen av disse grunnstoffene i en supernovarest, eller i en annen kilde. Instrumentene vil ha høy nok følsomhet til også å kunne observere omtrent 200 supernovarester i Andromeda-galaksen (M31), som ligger 2,2 millioner lysår borte.

Røntgenstråling med høy energi (kort bølgelengde) er i stand til å trenge gjennom interstellar gass og støv. Følgelig regner man med at det skal være greit for Chandra å observere røntgenstråling fra Melkeveisystemets sentrum. Likeledes vil man kunne observere kilder i spiralarmene på den andre siden av senteret.

Selv i galakser i Virgo-hopen, som ligger omtrent 50 millioner lysår borte, regner man med å kunne observere og oppløse sterke enkeltrøntgenkilder, som en del dobbeltstjernesystemer. Selvsagt kan tilsvarende kilder i nærmereliggende galakser da også observeres. Dermed kan man kartlegge fordelingen av sterke røntgenkilder i hundrevis av galakser.

Høyenergetisk røntgenstråling svekkes som nevnt ikke av interstellar gass og støv. Det betyr at røntgenlysstyrken til kildene nevnt i forrige avsnitt kan måles med en betydelig grad av nøyaktighet. Herfra håper man å finne om noen av dem kan brukes som «standardlys» til å bestemme avstander i Universet. Hvis man finner slike «standardlys» i røntgenområdet, kan de brukes til å bestemme avstandene til de nærmeste galaksene. Disse avstandene er meget viktige trinn i stigen for å bestemme avstandene til fjernere objekter.

Chandra kan ta bilder av fjerne galaksehoper, som er lyssvake og små, og foreta spektralobservasjoner på forskjellige steder i hopene. Siden galaksehopene også sender ut røntgenstråling på en karakteristisk bølgelengde for jern, kan rødforskyvninger måles direkte. Romlige data og spektraldata gir til sammen data om fordelingen av materie, også såkalt mørk materie, innenfor galaksehoper. Røntgenobservasjoner vil også gi informasjon om hvordan strukturene av galaksehoper har utviklet seg med tiden.

Ny informasjon om strukturen til og utviklingen av galaksehoper og superhoper forventes å gi ny innsikt i hvordan forholdene var tidlig i Universets historie.

Instrumentene i Chandra vil kunne observere kvasarer og aktive galakser som er betydelig mer lyssvake i røntgenområdet enn tidligere satellitter har kunnet. Dermed kan også Chandra se lenger tilbake i tid.

Røntgenastronomien 50 år

De første astronomiske røntgenobservasjonene ble gjort for 50 år siden, i 1949. Røntgenastronomien er således en meget ung gren av astronomien.

Strålingsdetektorer i forskningsraketter som i 1949 gjorde korte besøk over jordatmosfæren, registrerte røntgenstråling fra Solen. Det tok over 10 år før en langt bedre detektor registrerte røntgenstråling fra kilder utenfor Solsystemet.

Andre generasjons røntgeninstrumenter ble fløyet på satellitter tidlig i 1970-årene. Den mest kjente av disse satellittene er nok Uhuru, som opprinnelig het Small Astronomy Satellite 1. Observasjoner fra Uhuru viste at mange dobbeltstjernesystemer i Melkeveisystemet sender ut røntgenstråling. I slike systemer transporteres ofte masse fra den ene stjernen til den andre på en slik måte at det dannes områder med svært høye temperaturer, og som det sendes ut røntgenstråling fra. Uhuru fant at dette blant annet er tilfelle i dobbeltstjernesystemer der den ene stjernen er en nøytronstjerne eller et svart hull. En annen viktig oppdagelse Uhuru gjorde, er at rommet mellom galaksene i galaksehoper er fylt med intergalaktisk gass med temperaturer på 10-100 millioner grader.

Uhuru ble senere i 1970-årene etterfulgt av High Energy Astronomical Observatory 1 (HEAO 1) og HEAO 2. Sistnevnte fikk også navnet Einstein. Denne satellitten hadde instrumenter av en helt ny konstruksjon, som kunne ta en slags bilder i røntgenområdet. Med HEAO 1 foretok man for første gang en komplett kartlegging av hele himmelen i røntgenområdet. Einstein ble brukt til nærmere detaljobservasjoner av mange av de kildene man oppdaget med HEAO 1.

Mens alle disse satellittene var bygd av NASA, har senere også andre nasjoner bygd og skutt opp røntgensatellitter. Den europeiske romorganisasjonen ESA stod bak Exosat, som var meget vellykket. Det samme var Rosat, som var et samarbeidsprosjekt mellom Tyskland, Storbritannia og USA, med Tyskland som viktigste bidragsyter. (Se artikkelen ROSAT - Røntgenvindu mot Universet i Nytt om Romfart nummer 76, 1990, sidene 147-149.) Japan har, i samarbeid med USA, skutt opp Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA).

Rosat avsluttet sin virksomhet forholdsvis nylig, i desember 1998, etter åtte års drift - langt mer enn planlagt ved oppskytingen. I løpet av sin levetid oppdaget Rosat hele 150 000 røntgenkilder, 20 ganger flere enn de man kjente til før Rosat. Med Rosat har man også sett temperaturvariasjoner i varm gass i supernovarester og galaksehoper. Tilsvarende observasjoner, med bedre romlig og temperaturmessig oppløsning, skal også gjøres med Chandra.

Observasjoner med røntgensatellitter før Rosat tydet på at det i Universet fantes en svak kosmisk bakgrunnsstråling i røntgenområdet, analogt til den langt mer kjente kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen. Rosat hadde så mye bedre røntgenoptikk og instrumenter enn tidligere røntgensatellitter at den greide å løse opp nesten hele den kosmiske røntgenbakgrunnsstrålingen i enkeltkilder fra galakser og kvasarer. Også her vil man gjøre mer detaljerte observasjoner med Chandra X-ray Observatory. Man ønsker å se nærmere på egenskapene til denne strålingen, og hvordan forskjellige kilder i kosmologiske avstander - som kvasarer, tidlige galakser og intergalaktisk gass - bidrar til den kosmiske bakgrunnsstrålingen.

Italia og Nederland har samarbeidet om BeppoSAX, som fremdeles er i bruk. Satellitten er blant annet meget nyttig til observasjoner av kilder forbundet med de mystiske gammastråleutbruddene. Observasjoner med den brukes både til bedre posisjonsbestemmelser av slike kilder og til å studere røntgenettergløden av gammastråleutbrudd.

NASAs Rossi X-ray Timing Explorer er en annen røntgensatellitt som fortsatt er i bruk. Den kan ikke ta bilder i røntgenområdet, men er spesialbygd for å observere kilder der røntgenstrålingen varierer raskt over tid. Man regner med at slike observasjoner vil bidra til økt forståelse av prosessene nær nøytronstjerner og svarte hull.

Flere røntgensatellitter er også under bygging, som vil bli sendt opp før og etter Chandra X-ray Observatory. Tyskland skjøt opp sin ABRIXAS (A Broad-band Imaging X-ray All-sky Survey) 28. april 1999. Japan bygger, i samarbeid med NASA, Astro-E for oppskyting i februar 2000. Samme vår skal ESA skyte opp X-ray Multimirror Mission (XMM).

Både fra nåværende satellitter, Chandra og andre røntgensatellitter kan vi vente oss nye og spennende resultater i årene som kommer. Astrofysikerne som arbeider med å analysere observasjoner i røntgenområdet, vil i hvert fall ha nok å gjøre.

Tekst til illustrasjoner brukt i artikkelen

I bane vil Chandra grovt sett se ut som et langt rør med to solcellepaneler. De indre sirklene i midten av modulen med solcellepanelene viser den ene enden på de fire paraboloideformede streifspeilene. Bak dem sitter fire tilsvarende glassylindere med hyperboloideformede streifspeil. I den bakre enden av den 7,6 m lange optiske benken (det lange «røret») sitter den vitenskapelige instrumentmodulen. Der finner vi instrumentene som skal observere røntgenstrålingen som fokuseres av sylindrene med streifspeil.

Fra bunn til topp er Chandra X-ray Observatory nesten 12 m langt. I bane vil det ut fra modulen nederst på bildet stå to solcellepaneler. De vil stå normalt på teleskopets lengdeakse og parallelt med gulvet på bildet. Legg merke til teknikerne ved foten av teleskopet.

Denne gjennomskårne tegningen viser konstruksjonen av streifspeilene. Til venstre, vendt mot verdensrommet, sitter fire glassylindre inni hverandre. Den indre flaten i hver av dem er formet som en paraboloide. Rett til høyre for dem sitter en tilsvarende speilgruppe, men der har innerflatene form som hyperboloider. Røntgenstråling som reflekteres via disse flatene, fokuseres i brennplanet bak i Chandra, der instrumentene sitter.

De sylinderformede streifspeilene ble montert sammen inni hverandre i et renrom av svært høy standard. I bakgrunnen ses et speil som skal monteres sammen med de i forgrunnen, som alt er på plass.

Den omtrent firkantede satellittbussen inneholder de fleste støttesystemene til Chandra. Bussen omslutter den ene enden av streifspeilene.

I ringseksjonene til høyre og venstre er de to spektrometrene til Chandra kommet på plass. De skal monteres inn rett bak de hyperboloide streifspeilene i satellitten.