Promieniowanie nietermiczne galaktyk. Michał Satława Ul. P.O.W. 3 m. 40a 42-200 Częstochowa II Liceum Ogólnokształcące im. R. Traugutta w Częstochowie Ul. Kilińskiego 62 42-200 Częstochowa tel./fax: 0-34 361-25-68, e-mail: dyrektor-2lo@oswiata.org.pl Klasa II b, nauczyciel: mgr Edyta Rećko Literatura: Marian Soida, Obserwacje radiowe galaktyk spiralnych gromady Virgo, Urania PA 1/2009 Marcin Gawroński, Aktywne jądra galaktyk, Urania PA 6/2008 Michał Ostrowski, Astronomia teraelektronowoltowych fotonów gamma w dobie obserwatorium HESS, Urania PA 5/2006 Rafał Kosiński, Teoria dynamo, czyli istnienie pola magnetycznego we Wszechświecie, Urania PA 5/2004 Edward A. Görlich, Więcej światła! Źródł a promieniowania synchrotronowego, FOTON 88, Wiosna 2005 Włodzimierz Bednarek, Astronomia promieniowania γ źródłem informacji o procesach wysokoenergetycznych we Wszechświecie, zamieszczone w MATERIAŁY XXXVI ZJAZDU FIZYKÓW POLSKICH TORUN 2001 WYKŁADY PLENARNE http://news.astronet.pl/news.cgi?2738 (29. 01. 2009) http://news.astronet.pl/news.cgi?2582 (29. 01. 2009) http://news.astronet.pl/news.cgi?5878 (29. 01. 2009) Michał Satława, Promieniowanie nietermiczne galaktyk, 1
Promieniowanie radiowe pochodzące z Drogi Mlecznej, jakie w 1931r. zaobserwował Karl Janski było pierwszym tego typu sygnałem odebranym z pozaziemskiego źródła. Stało się także początkiem zupełnie nowej dziedziny nauki - radioastronomi. Obecnie, obserwacje odległych galaktyk są cennym źródłem informacji o warunkach panujących w trakcie tworzenia się takich struktur. Jest to wiedza kluczowa dla zrozumienia ewolucji całego Wszechświata. Promieniowanie elektromagnetyczne, jakie emitują galaktyki. możemy podzielić na termiczne i nietermiczne. Fale cieplne są emitowane przez wszystkie ciała o temperaturze powyżej zera bezwzględnego. Powstają one w wyniku chaotycznych zderzeń cząsteczek, atomów, czy elektronów, a ich emisja odbywa się kosztem energii kinetycznej. Promieniowanie takie jest niespolaryzowane. Może zawierać także linie spektralne: emisyjne, jeśli fale pochodziły z rozgrzanego gazu, którego składniki emitującą promieniowanie o określonych częstotliwościach, bądź absorpcyjne, jeśli zostało ono zaabsorbowane przez gaz o mniejszej temperaturze. Źródłem takiej termicznej emisji są w galaktykach głównie obszary zjonizowanego i ogrzewanego przez gwiazdy wodoru (H II), oraz dyski akrecyjne w aktywnych centrach. Promieniowanie nietermiczne (a w zakresie od kilku, do kilkunastu centymetrów dł. fali stanowi ono większość całkowitej emisji galaktyk) jest powodowane ruchami naładowanych elektrycznie cząstek w polu magnetycznym (jest to tzw. promieniowanie synchrotronowe) lub hamowaniem takowych w wyniku oddziaływań coulombowskich (promieniowanie hamowania, niem. bremsstrahlung). Inną, nietermiczną emisją fal, jaka ma duże zastosowanie w badaniach radioastronomicznych jest promieniowanie Czerenkowa (nazwane tak od nazwiska Pawła A. Czerenkowa, który jako pierwszy je zaobserwował w 1934r.). Powstaje ono, gdy cząstka porusza się z prędkością większą niż prędkość fazowa światła w danym ośrodku (jak ma to miejsce np. podczas wchodzenia kwantów gamma w ziemską atmosferę). Widmo takiego promieniowania stanowi światło widzialne i nadfioletowe, a kierunek jego rozchodzenia zależą od prędkości cząstki. Czasami udaje się zaobserwować fale elektromagnetyczne mające swoje źródło w anihilacji elektronów i pozytonów. Jednym ze źródeł takiego promieniowania jest tzw. Wielki Anihilator (1E 1740.7-2942) znajdujący się w pobliżu centrum Drogi Mlecznej. Przypuszczalnie jest to układ podwójny składający się z masywnej gwiazdy oraz czarnej dziury o masie kilka razy przewyższającej masę Słońca. Emitowane przez opadające na nią masy gazu fotony są tak energetyczne, że powodują kreacje par elektron + pozyton, które anihilują w tempie 5 x 10^43 takich par na sekundę. Promieniowanie hamowania powstaje, gdy rozpędzony elektron hamuje w wyniku oddziaływań elektrostatycznych z jądrami atomów i elektronami (zmiana prędkości elektronu powoduje emisję fotonu). Zjawisko takie obserwuje się na falach rentgenowskich w jądrach galaktyk, gdzie cząstki o prędkościach relatywistycznych natrafiają na gęstniejącą plazmę dysku akrecyjnego. Promieniowanie synchrotronowe zostało zaobserwowane po raz pierwszy w 1947 roku w akceleratorze (elektrony o energii 70 MeV w szklanym pierścieniu akumulacyjnym). Wykrycie przez Geoffreya R. Burbridge'a w 1956 promieniowania Michał Satława, Promieniowanie nietermiczne galaktyk, 2
synchrotronowego pochodzącego z galaktyki M87 (NGC 4486, Virgo A) potwierdziło przewidywania Hannesa Alfvéna i Nicolaia Herlofsona z 1950 o emisji takiego promieniowania z kosmosu. Powstaje ono, gdy naładowana elektrycznie cząstka (zwykle elektron) poruszająca się z prędkością bliską prędkości światła znajdzie się w polu magnetycznym zakrzywiającym tor jej lotu - zmiana wektora prędkości ładunku powoduje emisję fali. Obserwacja takiego promieniowania pochodzącego z kosmosu dostarcza wielu cennych informacji - jego widmo jest wskazówką co do energii poruszających się cząstek (wymaga to jednak pewnych wcześniejszych założeń, gdyż podobne promieniowanie emitują mniejsze ich ilości w silniejszym polu, co większe ilości w polu słabszym). Cennych informacji dostarcza także jego polaryzacja. Przyspieszać cząstki emitujące promieniowane synchrotronowe mogą supernowe lub pola magnetyczne towarzyszące czarnym dziurom, układom podwójnym zawierającym gwiazdę neutronową, czy zderzeniom galaktyk i ich gromad. Intensywność promieniowania synchrotronowego galaktyk świadczy więc o wysokoenergetycznych procesach, jakie mają w nich miejsce. Powstawanie pola magnetycznego galaktyk wiąże się z działaniem tzw. dynama magnetohydrodynamicznego. Istnienie takiego mechanizmu zasugerował po raz pierwszy Joseph Larmor w 1919 roku, jako wyjaśnienie powstania pola magnetycznego Słońca. Polega ono na wzmacnianiu lokalnych pół magnetycznych tworzących się chaotycznie w ruchomej plazmie. Występuje tu efekt "wmrożenia" linii sił pola magnetycznego w plazmę, tzn. poruszają się wraz z nią, co w przypadku rotacji różnicowej (obiekty dalsze od osi poruszają się wolniej, inaczej niż w bryłach sztywnych), jaką obserwujemy m. in. w dyskach galaktyk, powoduje skręcanie linii sił poloidalnej (prostopadłej do osi obrotu) składowej pola, co wzmacnia toroidalną (równoległą do osi obrotu dysku) składową pola magnetycznego. Składowa poloidalna pola w przypadku galaktyk zostaje wzmocniona w wyniku ruchów plazmy w poprzek dysku - jeśli jakaś jej część uniesie się ponad obszar o dużym zagęszczeniu materii, to opadając z powrotem na dysk porusza się ruchem spiralnym dzięki sile Coriolisa, co skutkuje skręcaniem niesionej przez nią linii toroidalnej składowej pola i wzmocnienie składowej poloidalnej. Ponieważ elektrony (czy inne cząstki posiadające ładunek elektryczny) poruszają wzdłuż linii sił pola, polaryzacja emitowanych przez nie fal odpowiada kierunkom tych linii. Obrazy galaktyk w promieniowaniu spolaryzowanym są dużym uzupełnieniem dla tych, które uzyskuje się w niespolaryzowanym świetle widzialnym i pozostałych częściach widma. Wspomniane zakrzywienie linii poloidalnej składowej pola magnetycznego jest w galaktykach zwykle zgodne z przebiegiem ramion galaktyk (obszarów o większej gęstości gazu, obserwowanych u większości galaktyk - tzw. galaktykach spiralnych). Same ramiona, mimo iż całkowite ich promieniowanie jest silniejsze, emitują mniej promieniowania spolaryzowanego niż obszary między nimi - dzieje się tak, gdyż w zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze z którymi związane są splątania pola magnetycznego. Przypuszcza się, iż mechanizm ten może działać w obie strony, tzn., że silne pole magnetyczne może hamować zapadanie się obłoków Michał Satława, Promieniowanie nietermiczne galaktyk, 3
gazowych i powstawanie gwiazd w protogalaktykach lub galaktykach zderzających się. Obrazy galaktyk wykazujące bardziej skomplikowane wielkoskalowe pola magnetyczne są natomiast cennym źródłem informacji w modelowani oddziaływań między nimi, a sąsiednimi galaktykami, np. wewnątrz gromady. Mogą to być oddziaływania (bądź pozostałości takowych, mających miejsce w przeszłości) grawitacyjne, magnetyczne, jak i polegające na działaniu ciśnienia ośrodka międzygalaktycznego (np. powolnym "wywiewaniu" zjonizowanej plazmy na zewnątrz galaktyki). W świetle widzialnym, lub w całkowitym promieniowaniu radiowym nie zawsze widać ich skutki (jak np. w regularnej galaktyce NGC 4535 posiadającej nieregularny rozkład pola magnetycznego). Niekiedy, badania takie dostarczają nam świadectw katastrof, takich jak zderzenia galaktyk, czy nawet całych ich grup, jak to prawdopodobniej miało miejsce wewnątrz gromady Abell 3376 (pozostałością po tym kataklizmie są położone wokół gromady pierścienie wysokoenergetycznych elektronów emitujących promieniowanie synchotronowe). Obserwacje polarymetryczne dostarczają także wskazówek odnośnie położenia galaktyk i warunków w ich sąsiedztwie (np. właściwościach halo galaktycznego). Obszary emitujące promieniowanie o większym stopniu polaryzacji mogą się znajdować bliżej obserwatora, niż dalsze, z których promieniowanie przebyło dłuższą drogę przez znajdujący się w pobliżu galaktyk zjonizowany gaz zaburzający polaryzację (w wyniku tzw. rotacji Faradaya). Ten sam efekt może umożliwiać także określanie ilości plazmy, jaka znajduje się w polu magnetycznym. Dla centrum Drogi Mlecznej badania takie przeprowadzili Geoffrey Bower, Don Backer i Melvyn Wright z Uniwersytetu stanu California oraz Heino Falcke z Instytu Radioastronomii Maxa Plancka przy użyciu urządzenia Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA). Obserwacje polarymetryczne odległych galaktyk mają duże znaczenie dla modelowania warunków panujących w młodym Wszechświecie. Średnia indukcja pola w Drodze Mlecznej wynosi 10^-6 Gs (10^-10 Ts). W innych galaktykach wartość ta może być nawet 10 razy większa, co w przypadku młodych galaktyk odległych o 6,5 miliardów lat świetlnych, jakich pola badano przy użyciu Robert C. Byrd Green Bank Telescope wymaga jeszcze wyjaśnienia. Dynamo magnetohydrodynamiczne powoduje stopniowe powstawanie pola magnetycznego powoli obracających się galaktyk, natomiast obserwacje odległych galaktyk sugerują, iż we Wszechświecie liczącym 1/3 obecnego wieku pole magnetyczne było równie silne. Być może powodowane było to znacznie większą intensywnością akrecji w centrach galaktyk sprzed miliardów lat, lub falą uderzeniową powstałą przy zderzeniach badanych galaktyk. Ciekawymi obiektami badań radioastronomicznych są galaktyki aktywne, czyli takie, które emitują duże ilości promieniowania w całym zakresie widma, głównie z obszarów położonych w pobliżu ich centrów. Energia potrzebna do uzyskania przez takie stosunkowo niewielkie obszary jasności nawet 10^4 razy większej od pozostałych części ich macierzystych galaktyk jest uzyskiwana w wyniku akrecji zjonizowanego gazu na centralną, supermasywną czarną dziurę (przypuszcza się, że Droga Mleczna także mogła być w przeszłości galaktyką aktywną, a pozostałością po jej burzliwej przeszłości jest Sagittarius A*, supermasywna czarna dziura, która pochłonęła już otaczający ja niegdyś gaz). Promieniowanie takich aktywnych jąder Michał Satława, Promieniowanie nietermiczne galaktyk, 4
(AGN - active galactic nuclei) w dużej części (szczególnie w zakresie fal gamma i rentgenowskich) ma charakter nietermiczny. Około 15-20% z nich jest aktywnych radiowo, tzn. że ich emisja na częstotliwości 5 GHz jest znacznie większa niż w świetle widzialnym. Dużą część ich promieniowania emitują tzw. dżety (ang. jets). Są to długie i zwarte strumienie zjonizowanego gazu rozchodzące się wzdłuż osi obrotu dysku akrecyjnego galaktyk. Dżety mogą także towarzyszyć czarnym dziurom nie związanym z centrami galaktyk, gwiazdom neutronowym, młodym gwiazdom, czy białym karłom. Powstają one gdy naładowane elektrycznie cząstki podążają wzdłuż linii sił pola magnetycznego ku biegunom centralnego ciała (np. jądra galaktyki). Gdy są wystarczająco zagęszczone, liczne kolizje powodują wyrzucenie części z nich z relatywistycznymi prędkościami wzdłuż prawie pionowych w rejonach biegunów linii sił pola magnetycznego. Ich ruch powoduje deformację pola magnetycznego - kosztem energii kinetycznej wzmacniają pole za sobą, a osłabiają przed sobą, zmniejszając rozbieżność linii jego sił. Strugi takiej zjonizowanej materii są silnym źródłem promieniowania synchrotronowego w zakresie fal rentgenowskich. W wyniku oddziaływań ze środowiskiem międzygalaktycznym dżety są spowalniane, a ich promieniowanie hamowania jest obserwowane u niektórych galaktyk jako tzw. gorące plamy. Przykładem takiego zjawiska mogą być galaktyki 3C 274.1, czy 3C 445 u której zaobserwowano plany w podczerwieni i w świetle widzialnym (przy użyciu Very Large Telescope znajdującego się w Europejskim Obserwatorium Południowym w Chile). Przyspieszone w dżetach elektrony ulegają tzw. odwrotnemu zjawisku Comptona. Polega ono na rozpraszaniu fotonów o małej energii i przekazaniem im części energii relatywistycznego elektronu. W ten sposób powstaje promieniowanie o wyższej częstotliwości (np. gamma). Widmo takich wysokoenergetycznych (sięgających nawet skali TeV) fotonów nie zależy już od pola magnetycznego galaktyki, ale tylko od widma energetycznego rozpraszanych fotonów i rozpraszających je elektronów. Porównanie promieniowania synchorotronowego dżetów z emisją spowodowaną efektem Comptona pozwala na mierzenie wartości pola magnetycznego galaktyk i badanie warunków panujących w przestrzeniach między nimi. Szczególnie silna polaryzacja wysyłanych fal, jaką odbiera się od niektórych galaktyk aktywnych radiowo, może być związana z ich położeniem względem obserwatora. Takie obiekty, jak np. HPQ (ang. Hight Polarized Quasars) i OVV (ang. Optical Violently Variable Quasars) prawdopodobnie obserwujemy pod małym kątem do ich osi (świadczyć mogą o tym także szerokie linie emisyjne obserwowane w ich niespolaryzowanym promieniowaniu termicznym). Innymi obiektami o takim położeniu, ale widmie nie posiadającym linii spektralnych są lacertydy (BL Lacertae, OJ 287, AP Librae i inne). Aktywne radiowo galaktyki, których promieniowanie pochodzi w dużej mierze od dżetów skierowanych pod małym kątem do obserwatora określa się jako Blazary. Polaryzacja ich widma dochodzi nawet do 10%. Obserwacje polarymetryczne odległych obiektów są czasochłonne i wymagają kosztownych radioteleskopów, ale wiedza o procesach powodujących promieniowanie nietermiczne ma duże zastosowanie. Są to badania nie tylko ciekawe, ale także praktyczne. W przyszłości informacje odnośnie zachowania plazmy w polu magnetycznym zapewne znajdą duże zastosowanie w technice. Michał Satława, Promieniowanie nietermiczne galaktyk, 5