Naturalne kosmiczne źródła promieniowania rentgenowskiego

Transkrypt

1 Naturalne kosmiczne źródła promieniowania rentgenowskiego Krzysztof Besztak BOT Elektrownia Opole S.A. Promieniowanie X zostało odkryte przez W.K. Roentgena w 1895 r. i szybko znalazło szerokie zastosowanie w różnych dziedzinach życia i pracach badawczych. Ale trzeba było ponad 50 lat, aby stwierdzić emisję promieniowania rentgenowskiego z ciał niebieskich. Od dawna wprawdzie podejrzewano, że istnieją w kosmosie źródła promieniujące w tym zakresie, ale brak możliwości obserwacji tego zakresu widma z powierzchni ziemi skutecznie ograniczał badania. Problem z obserwowaniem emisji rentgenowskiej, pochodzącej ze źródeł zlokalizowanych w tym bliższym i tym bardzo dalekim kosmosie, polega przede wszystkim na tym, że promieniowanie to, które tak łatwo przenika przez ludzkie ciało, jest prawie całkowicie absorbowane przez ziemską atmosferę. Promieniowanie tła i promieniowanie atmosfery pobudzanej twardym promieniowaniem kosmicznym skutecznie maskuje słabe promieniowanie rentgenowskie docierające z kosmosu w okolice Ziemi. Dzięki temu żyjemy, ale też jesteśmy ślepi na to, co dzieje się w kosmosie. Prawdziwym paradoksem jest, że promieniowanie, które jest w stanie dotrzeć do nas z krańców wszechświata, przenikając całą napotkaną po drodze materię, jest w całości pochłaniane przez zaniedbywalnie cienką, jak na kosmiczne odległości, ziemską atmosferę. Rys 1. Pochłanianie składowych widma elektromagnetycznego przez atmosferę ziemską Umożliwić badania tego zakresu widma mogło jedynie wyniesienie przyrządów badawczych w górne warstwy atmosfery lub, jeszcze lepiej, ponad atmosferę w przestrzeń kosmiczną. W początkowym okresie obserwacji dokonywano dzięki wykorzystaniu balonów do wynoszenia przyrządów badawczych, jednakże był to jedynie półśrodek, gdyż nie umożliwiał całkowitego pozbycia się wpływu atmosfery (maksymalna uzyskiwana wysokość to około 35 km). Prawdziwym dobrodziejstwem stał się rozwój technik rakietowych, które pozwoliły bez trudu wynosić odbiorniki promieniowania X ponad gęste warstwy atmosfery. 1

2 Prekursorem w tym względzie był Herbert Friedman. W 1949 r. wykorzystał on rakietę V-2 do wyniesienia liczników Geigera powyżej gęstych warstw atmosfery w celu obserwacji Słońca. Odkrył, że obszary plam i erupcji słonecznych oraz korona słoneczna są źródłami promieniowania rentgenowskiego. Ponieważ badania kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego wiążą się nieodłącznie z tą postacią, konieczne jest przybliżenie sylwetki tego naukowca choćby w kilku zdaniach. Herbert Friedman ( ) amerykański naukowiec, którego naukowa kariera łączyła się z Naval Research Laboratory. Od roku 1950 zajmował się konstrukcją detektorów promieniowania rentgenowskiego - liczników Geigera, błon i zastosowaniem fluorescencji X do analizy promieniowania. Był współautorem licznika prom. gamma, który posłużył do wykrycia pierwszej rosyjskiej eksplozji nuklearnej w roku Z początkiem lat 50-tych jego zainteresowania zwróciły się w kierunku astronomii promieniowania X. Można śmiało powiedzieć, że był on prekursorem astronomii satelitarnej (wspomniana wcześniej rakieta V-2). Był również autorem pierwszej fotografii Słońca w promieniach rentgenowskich wykonanej kamerą otworkową. Aż do połowy lat 70 brał czynny udział we wszystkich przedsięwzięciach mających na celu badanie kosmosu w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Przez długi czas Friedman pozostawał jedynym, a badania nie były rozwijane ze względu na ogromne koszty związane z każdorazowym wyniesieniem aparatury ponad atmosferę. Pamiętajmy, że techniki kosmiczne były wówczas jeszcze w powijakach i trzeba było zaczekać kilkanaście lat na bujny ich rozwój. Intensywny rozwój badań kosmosu miał miejsce dopiero w początkach lat 60-tych XX wieku. Przyczynił się do tego rozwój technik kosmicznych oraz ogromny nacisk, jaki powstał w tym okresie na skuteczne wykrywanie promieniowania rentgenowskiego. Wcale nie był on spowodowany chęcią poznania kosmosu detektory promieniowania X skierowane były na Ziemię. Jednakże na marginesie zastosowań wojskowych mogły się rozwijać również badania podstawowe. W tym właśnie okresie pojawili się nowi naukowcy, uważani dzisiaj za pionierów tej dziedziny jak choćby Bruno Rossi (zwykle jego nazwisko kojarzone jest z pracami nad bombą atomową) lub laureat Nagrody Nobla z roku 2002 Riccardo Giacconi. Riccardo Giacconi (ur.1931) - z pochodzenia Włoch, urodził się w Genui. Doktorat uzyskał w 1954 r. na Uniwersytecie w Mediolanie. Od 1959 pracował w USA w firmie American Science and Engineering, która prowadziła liczne projekty naukowe na zlecenie amerykańskiej agencji kosmicznej NASA. W latach był dyrektorem centrum NASA zarządzającego kosmicznym teleskopem Hubble'a (Space Telescope Science Institute w Baltimore). Później był dyrektorem generalnym European Southern Observatory (ESO), europejskiego konsorcjum astronomicznego, które posiada kilka wielkich obserwatoriów w Chile, m.in. największy w tej chwili układ czterech współdziałających teleskopów VLT (Very Large Telescope), w Obserwatorium Paranal. Obecnie R. Giacconi jest profesorem w Johns Hopkins University w Baltimore, a także prezesem organizacji Associated Universities, Inc., która administruje amerykańskim centrum radioastronomicznym NRAO National Radio Astronomy Observatory. W roku 2002 współlaureat Nagrody Nobla za pionierski wkład w astrofizykę, dzięki któremu odkryto źródła promieniowania X w Kosmosie. Następne etapy odkrywania promieniowania rentgenowskiego ciał niebieskich dokonywały się właśnie przy znaczącym udziale tego włosko-amerykańskiego laureata Nagrody Nobla i nazwisko jego często będzie się powtarzać w dalszej części. Pierwszy eksperyment rakietowy przeprowadzono w 1962 roku. Instrument zbudowany przez Giacconiego i jego grupę składał się tylko liczników Geigera i wzbił się na 6 minut nad atmosferę na dziobie rakiety Aerobee w czerwcu 1962 r. Celem eksperymentu było sprawdzenie, czy powierzchnia Księżyca promieniuje w zakresie promieniowania X. 2

3 Dokładnie rzecz biorąc chodziło o stwierdzenie fluorescencji w promieniach X wywołanej wiatrem słonecznym. Badania te wykonywano pod kątem ewentualnej przyszłej wizyty człowieka na Srebrnym Globie (misja Apollo). Nie stwierdzono promieniowania X Księżyca, ale niespodziewanie zarejestrowano jakieś silne odległe źródło X w centralnych rejonach Drogi Mlecznej i ogólne tło rentgenowskie całego nieba. To źródło zostało później nazwane Sco X-1, a inne źródła odkryte w tym pionierskim eksperymencie to Cyg X-1, X-2 i X-3. Te ostatnie, to gwiazdy rentgenowskie, będące, co wiemy już dzisiaj, ciasnymi układami podwójnymi, w których jeden ze składników jest gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Takie były początki. Łączny czas obserwacji w latach 60-tych zamknął się liczbą około 60 minut, na którą złożyły się pięciominutowe odcinki, kiedy to aparatura znajdowała się na wysokości ponad 100 km w ponad dziesięciu lotach. Prawdziwy skok i przejście od obserwacji fenomenologicznych do badań astrofizycznych nastąpił 12 grudnia 1970 roku. Wówczas to został wyniesiony na orbitę okołoziemską UHURU pierwszy mały satelita astronomiczny. Nazwę UHURU nadano temu obserwatorium dla uhonorowania miejsca startu (UHURU znaczy wolność w języku suahili). Start rakiety z włoskiej platformy startowej San Marco w Kenii stał się dla zespołu Giacconiego zwieńczeniem trwającej 7 lat pracy, obejmującej studia koncepcyjne, budowę, testy i montaż całości. UHURU był pierwszym satelitą przeznaczonym w całości do badań w zakresie promieniowania X. Zmienił on czas obserwacji z minut do lat (pracował nieprzerwanie do marca 1973). Aparatura tego satelity, składająca się z zestawionych plecami dwóch zestawów liczników jednego o dużej czułości i polu widzenia wynoszącym około 5 stopni kątowych oraz drugiego, o mniejszej czułości, ale za to o polu widzenia poniżej jednego stopnia kątowego pozwalała na zeskanowanie całego nieboskłonu w czasie około trzech miesięcy. W efekcie zarejestrowano położenia około 340 nowych źródeł promieniowania X z dokładnością rzędu 1 kątowej, co często pozwalało na identyfikację źródła X z obiektem optycznym. Rys. 2. Satelita Explorer 42 (UHURU) przeznaczony do obserwacji w dziedzinie promieniowania X (1-20keV). Masa 141,5 kg, wymiary: długość 117 cm. średnica 57 cm, moc urządzeń pokładowych 9,6 W W porównaniu do niemal bezkierunkowych detektorów stosowanych przez Friedmana był to wynik, który należało uznać za bardzo dobry, biorąc pod uwagę, że uzyskano go 3

4 bez zastosowania układów ogniskujących, a jedynie dzięki zastosowaniu kolimatorów, układów koincydencyjnych i liczników scyntylacyjnych. Niestety, stosowanie przysłon i kolimatorów nadających przyrządom kierunkowość pociągało za sobą spadek czułości. Chcąc poprawić czułość należało powiększać powierzchnię detektorów. Oczywistym było, że jest to droga prowadząca w ślepy zaułek i trzeba było raczej szukać możliwości zogniskowania promieniowania X na niewielkim detektorze przy pomocy układu analogicznego do optyki teleskopu. Pozwoliłoby to poprawić czułość i stosunek sygnału do szumu. Dzięki optyce ogniskującej możliwe byłoby uzyskanie dobrej rozdzielczości kątowej i uzyskanie obrazu całego wybranego obszaru nieba bez konieczności skanowania, co z kolei pozwalałoby wydłużyć czas ekspozycji i poprawiło czułość. Wprawdzie Giacconi pracował nad zasadami budowy teleskopu rentgenowskiego już od roku 1959, ale na wyniki trzeba było jeszcze zaczekać. Problem polegał na tym, że dla promieniowania X nie można zastosować zwierciadeł podobnych do tych z teleskopów optycznych, bo promieniowanie X po prostu przenika przez typowe lustra. Okazuje się jednak, że promieniowanie to może się odbijać, gdy pada na powierzchnię odbijającą prawie stycznie. Stąd też teleskopy rentgenowskie podobne są do lejka. Konstruując swój teleskop rentgenowski Giacconi początkowo próbował wykorzystać typową powierzchnię paraboliczną (odpowiednio głęboką lejkowatą). Nie przyniosło to oczekiwanych rezultatów obrazy obiektów leżących poza osią optyczną teleskopu były silnie zniekształcone. Znalazł wsparcie w dorobku niemieckiego fizyka Hansa Woltera, który w 1952 studiował to zagadnienie w kontekście zastosowania go w konstrukcji mikroskopów elektronowych. Giacconi wybrał jedną z konfiguracji zaproponowanych przez Woltera i postanowił wykorzystać ją do badania nie mikro- ale makroświata. Pierwszy teleskop, wykonany został z płyt ołowianych i ważył ponad 3 tony, ale następne konstrukcje stawały się coraz poręczniejsze. W roku 1973 prace nad wysokorozdzielczym teleskopem rentgenowskim uznano za zakończone. Rys. 3. Idea działania teleskopu rentgenowskiego Uzyskano rozdzielczość kątową rzędu 5, a więc porównywalną z rozdzielczością przyrządów optycznych. Przez pewien czas teleskop ten testowano, wykorzystując go do obserwacji Słońca z powierzchni Ziemi. Doświadczenia Giacconiego i jego autorytet przekonały NASA, że trzeba zbudować kolejne orbitalne obserwatorium promieniowania X, tym razem już ze układem optycznym dającym obrazy dobrej jakości. Teleskop taki wysłano na orbitę w roku 1979 na pokładzie nowego satelity nazwanego EINSTEIN (pracował do kwietnia 4

5 1981 r.). Był on w istocie całym obserwatorium astronomicznym, a jego wyposażenie naukowe było doprawdy imponujące: Teleskop rentgenowski (0.1-4 kev). W którego ognisku mógł być umieszczony jeden z czterech instrumentów: o IPC obrazujący licznik proporcjonalny; kev; obszar czynny 100 cm 2, pole widzenia - 75 kątowych, rozdzielczość - ~1 kątowa; o HRI detektor obrazujący wysokiej rozdzielczości; kev; obszar czynny cm 2, pole widzenia - 25, rozdzielczość - ~2 kątowe; o SSS spektrometr scyntylacyjny; kev; obszar czynny 200 cm 2, pole widzenia 6 kątowych, rozdzielczość E/dE=3-25 o FPCS spektrometr krystaliczny kev; obszar czynny cm 2, pole widzenia 6,1 x20, 2 x20, 3 x30, E/dE= dla E<0.4 kev, E/dE= dla E>0.4 kev MPC monitorujący licznik proporcjonalny; kev); obszar czynny 667 cm 2, pole widzenia 1.5, rozdzielczość energetyczna ~20% dla 6 kev. Sprzężony z teleskopem rentgenowskim. OGS spektrometr : 500 mm -1 oraz 1000 mm -1, rozdzielczość energetyczna E/dE=~50. Używany razem z HRI. Oprócz rejestracji obrazów z czułością 1000 razy większą niż UHURU, EINSTEIN umożliwiał analizę widmową odbieranego promieniowania. Jego czułość była tak wielka, że mógł rejestrować źródła promieniowania X milion razy słabsze od Sco X-1. Rys. 4. Satelita HEAO-2 (EINSTEIN). Pierwszy satelita wyposażony w teleskop do obserwacji w dziedzinie promieniowania X. Masa: 3130 kg (w tym instrumenty naukowe kg); wysokość - 5,68 m; przekątna 2,67 m; ogniwa słoneczne o mocy 600 To obserwatorium dokonało wielu fundamentalnych odkryć. Obserwowało 7000 źródeł X. Zostało przebadanych wiele układów podwójnych, w których skład wchodziła gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Odkryto promieniowanie rentgenowskie normalnych gwiazd i odległych galaktyk, wybuchy promieniowania X z jąder aktywnych galaktyk itp. Przeanalizowano promieniowanie pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych i materii zalegającej w przestrzeniach międzygalaktycznych. 5

6 Ten zasadniczy postęp w technice rentgenowskiej umożliwił obserwację niemal wszystkich znanych rodzajów zjawisk astrofizycznych. Nadmienić tu należy, że promieniowanie X powstaje wtedy, kiedy np. rozgrzana plazma wiruje wokół czarnej dziury, zderza się z powierzchnią gwiazdy neutronowej albo jest porywana przez falę uderzeniową eksplodującej gwiazdy. Może też powstawać, gdy ściskany niewyobrażalną grawitacją gaz nagrzewa się do temperatury rzędu miliona stopni. W tym miejscu nie od rzeczy będzie, przypomnieć o pewnych faktach dotyczących źródeł promieniowania X. Nas, jako radiologów, w pewnym stopniu skrzywiono, wpajając nam od początku, że promieniowanie X powstaje w wyniku zahamowania na tarczy elektronów rozpędzonych uprzednio w polu elektrycznym. Po pewnym czasie wielu z nas przyjęło ten opis działania lampy rentgenowskiej jako definicję promieniowania X. Tymczasem, elektrony nie muszą wcale zostać zahamowane wystarczy zmiana pędu (a więc np. zmiana szybkości lub kierunku ruchu w polu magnetycznym). Promieniowanie uzyskane tą metodą to tak zwane promieniowanie X nietermiczne (nonthermal). Łatwo się domyślić, że istnieje również promieniowanie X termiczne (thermal), które powstaje, po prostu, jako wynik świecenia ciała ogrzanego do odpowiednio wysokiej temperatury. Ciała ogrzane do temperatury pokojowej promieniują głównie w zakresie podczerwieni, a ciała ogrzane do temperatury kilku-kilkunastu tysięcy stopni, większość energii wypromieniowują w zakresie światła widzialnego. Ale istnieją w kosmosie również obiekty o temperaturze dziesiątków-setek, a nawet milionów stopni one wypromieniowują głównie ultrafiolet, promieniowanie X, a nawet głównie promieniowanie gamma. Ich emisja nie ma nic wspólnego z przemianami jądrowymi, ani z hamowaniem elektronów. Rys. 5. Rozkład widmowy promieniowania emitowanego przez ciało doskonale czarne opisany równaniem Plancka EINSTEIN pracował na orbicie wokółziemskiej do kwietnia roku Po nim nastąpił szereg kolejnych misji, wyposażanych w coraz doskonalsze instrumenty. Wymienić tu można: EXOSAT ( ) ESA (European Space Agency); ROSAT ( ) Niemcy; ASCA ( ) Japonia; RXTE (1995 do dziś) NASA; BeppoSAX ( ) Włochy/Holandia; AXAF (Chandra) (1999 do dziś) NASA; XMM-Newton (1999 do dziś) ESA; HETE-2 (2000 do dziś) USA/Japonia/Francja/Włochy 6

7 Nie ulega najmniejszej wątpliwości, że spośród wymienionych wyżej kosmicznych laboratoriów, najlepiej wyposażona była Chandra (misja nazwana tak na cześć hinduskiego matematyka i astrofizyka Subrahmanyana Chandrasekhara, nb. laureata Nagrody Nobla z roku 1983). Nie trudno się domyślić, że pomysłodawcą i głównym motorem budowy tego kolejnego już, jeszcze większego i dającego jeszcze lepsze obrazy obserwatorium promieniowania X był nie kto inny jak znany nam już Giacconi. Rys. 6. Satelita AXAF (Chandra). Jak dotychczas, najdoskonalszy przyrząd do badań kosmosu w dziedzinie promieniowania X. Masa kg; długość - 15 metrów; moc urządzeń elektrycznych 2kW Nowe obserwatorium kosmiczne od 1999 r. znajduje się nad Ziemią. Zastosowane wyposażenie badawcze nie jest nowatorskie i nieco podobne do tego z misji EINSTEINA. Jednakże postęp technologiczny daje się zauważyć nawet w badaniach kosmicznych. Z braku miejsca pominięty zostanie opis wyposażenia aparaturowego. Aparatura Chandry charakteryzuje się doskonałą, dotychczas niespotykaną czułością. Powierzchnia zbiorcza teleskopu wynosi 1145 cm 2, co oznacza, że średnica równoważna lustra wynosi około 1,2 m. Teleskop ten daje obrazy ciał niebieskich w dziedzinie promieniowania X tak dokładne (0,5 kątowej), jak teleskop kosmiczny Hubble a w dziedzinie widzialnej widma (w pewnych przypadkach nawet dokładniejsze). Rys. 7. Supernowa 1987A. Po lewej obraz z Chandry, po prawej z teleskopu Habla. 7

8 Rys. 8. Przykłady zdjęć uzyskanych przy pomocy Chandry. Po lewej pozostałość po supernowej A w gwiazdozbiorze Kasiopei, po prawej mgławica w gwiazdozbiorze Kraba. Dzięki odkryciu promieniowania X pochodzącego od ciał niebieskich nasz obraz Wszechświata zmienił się zasadniczo. Jeszcze pięćdziesiąt lat temu był on zdominowany tym, co widzieliśmy w optycznym zakresie widma: gwiazdy i ich zgrupowania były stabilne, a zmiany zachodziły w nich powoli i stopniowo powiedzieć można majestatycznie i z rozwagą w ciągu milionów lat. Dzisiaj wiemy, że Wszechświat jest areną niezwykle szybkich, trwających czasem ułamki sekund procesów, w których uwalniają się olbrzymie ilości energii. Takie procesy często związane są z niezwykle małymi (znacznie mniejszymi niż Ziemia) obiektami, które charakteryzują się nadzwyczaj wielkimi gęstościami. Jeszcze kilkadziesiąt lat temu byliśmy tego zupełnie nieświadomi na szczęście, przyszło nam żyć, na peryferiach niezbyt dużej galaktyki, w bardzo spokojnym kącie Wszechświata. Badanie tych procesów i zjawisk oraz zjawisk zachodzących w aktywnych jądrach galaktyk oparte jest głównie na danych uzyskanych z obserwacji ich promieniowania rentgenowskiego. U progu XXI wieku jest planowane rozszyfrowanie tajemnic fizyki kosmicznych czarnych dziur, a w tym dziele obserwacje promieniowania X oddają nieocenione usługi. Astronomowie amerykańscy zaakceptowali już projekt instrumentu, który będzie się składał z kilku dużych teleskopów promieniowania X razem zawieszonych gdzieś w przestrzeni między Ziemią a Słońcem i pilnie obserwujących te niezwykłe obiekty. Źródła: NASA/MSFC strony poświęcone badaniom kosmosu w dziedzinie promieniowania X NASA strony projektu Chandra Uniwersytet Harwarda strony poświęcone projektowi Chandra Uniwersytet Harwarda jak wyżej NASA bazy danych dotyczących satelitów i misji kosmicznych artykuły z archiwalnych numerów pisma URANIA-Postępy Astronomii artykuły z archiwalnych numerów pisma Postępy Fizyki Visual Archives American Instytute of Physics 8