• Nie Znaleziono Wyników

wybuchach supernowych, układy pod­ wójne gwiazd, jak i pozagalaktyczne: aktywne jądra galaktyk, galaktyki i ich gromady, a t;ikżc pozostałość po supernowej SN 1987A. Niestety, trud­ ności z układem celowniczym spowo­ dowały, że przeprowadzono tylko ok. 1/3 planowanych obserwacji, część z nich w sytuacji, gdy źródło nie znajdowało się w polu widzenia detektora centralnego. Tym niemniej rezultaty b;irdzo interesujące. Zacznijmy od aktywnych jąder galak- tyk.

6 8 10 12

Rys. 2. Wysokoenergetyczna część widma

■n / l galaktyki NGC 1068 uzyskanego przez

Energia (kev

) BBXRT (Marschall i in.)

<x>

O

Si

j_J_i_i i /\ ■- I—i—i—i i 1 i i i ■ I i »

10 I* 0 -» 0 • ł o

Rys. 1. Wykonana przez satelitę Einstein mapa galaktyki NGC 1399 z nałożonym po­ lem widzenia teleskopu BB XR T (Serlemitsos i in.).

szerokim zakresie energii 0.3 - 12 keV. W ognisku teleskopu umiesz­ czony jest pięcioelementowy detektor półprzewodnikowy Si (Li), charak­ teryzujący się niskim poziomem szumów i dobrą zdolnością ener­ getyczną: 90 eV przy energiach fotonów rzędu 1 keV, 150 eV przy 6 keV. Pole widzenia B BX R T , nałożo­ ne na rentgenowską mapę galaktyki NGC 1399, pokazane jest na rys. 1. Detektor centralny ma pole widzenia o średnicy 4', mniejszy poziom szu­ mów własnych i niższy próg detekcji niż detektory zewnętrzne, których pole widzenia jest ok. 4 razy większe. Skala na powierzchni detektora środ­ kowego odpowiada 0.917mm. De­ tektory umieszczone są w próżnio­ wym kriostacie, w temperaturze ok.

100 K.

Rys. 3. Widmo galaktyki Mkn 3 (Marschall i in.)

Cały instrument tworzą dwa identyczne opisane wyżej teleskopy, umieszczone równolegle obok siebie. Dzięki zastosowaniu dwóch teles­ kopów podwojono liczbę rejestrowa­ nych fotonów, również awaria jedne­ go z nich nie spowodowałaby fiaska całej operacji. Cylinder, w którym umieszczono teleskopy wraz z oprzyrządowaniem, przymocowany był do palety wewnątrz przedziału ładunkowego Columbii przy pomocy dwuosiowego systemu Cardana z mo­ żliwością obrotu o ±17° w każdej osi. Oznacza to, że wahadłowiec w trakcie obserwacji musiał być skierowany w odpowiednim kierunku, tak aby cel obserwacji znajdował się w zasięgu wychyleń instrumentu.

Wstępne wyniki obserwacji prowa­ dzonych przy pomocy B B X R T przed­ stawiono na konferencji „Frontiers of X-Ray Astronomy” , która odbyła się w kwietniu 1991 roku w Japonii. Sprawozdanie z tej konferencji ukaza­ ło się właśnie w wydaniu książko­ wym, a właściwe prace powoli „dru­ kują się” ... Czego nowego dowiedzie­ liśmy się z tych obserwacji?

Jedną z głównych pozycji w pla­ nach obserwacyjnych było zbadanie widma w pobliżu 6-7 keV, gdzie znajdują się wyraźne, obserwowane już wcześniej, linie emisyjne i kra­ wędź absorpcji żelaza (patrz artykuł B. Czerny „O pewnej linii żelaza” , l'A 3/91). Badane miały być zarówno obiekty galaktyczne: pozostałości po

> CD C/2

1 10

Energia (keV)

Postępy Astronomii 3—4/1992 149

W c z e śn ie jsz e o b se rw a c je galak ty k i N G C 4 1 5 1 (jest to g a la k ty k a S ey fcrta 1 typu) w sk az y w ały n a zło żo n y c h a ­ rak te r je j ren tg e n o w sk ie g o w idm a, który zo stał p o tw ie rd z o n y przez B B X R T . W id m o cią g łe m o ż n a opisać p rzy p o m o c y za le żn o śc i potęgow ej

Fy~ v~“, g d zie a = 0 .5 . W m iękkiej

części w id m a isto tn ą rolę o d g ry w a ab ­ so rp cja p rze z zim n y o śro d ek , ale nie m oże być to o śro d ek je d n o ro d n y , z a ­ sła n ia jąc y ź ró d ło ca łk o w ic ie . O b se r­ w ow ane w id m o m o ż n a w y tłu m a cz y ć p rzy jm u ją c c z ęścio w e (~ 93 % ) z a sło ­ n ię cie o b sz aru em isji zim n y m ab so r­

berem . In n ą m o ż liw ą in te rp re ta c ją je s t a b o rp c ja p rze z ciep ły , a w ięc c z ę ś c io ­ w o z jo n izo w a n y , m a teria ł. W idm o cią g łe je s t z m ie n n e w sw ojej w y so k o ­ en erg ety c zn e j cz ęści (w ciąg u 17 go ­ dzin d z ie lą c y c h d w ie o b se rw ac je n a­ tężen ie p ro m ie n io w a n ia zm n iejszy ło się o ok. 35 % ), w części n isk o e n erg e- tycznej (p o n iżej lk e V ) zm ien n o ści nie za o b se rw o w an o . W y ra źn ie w id o ­ c z n a by ła lin ia flu o re sc e n c y jn a ż e la za o sz ero k o ści ró w n o w a żn e j ~ 150 eV, energii w sk az u ją cej na p o w sta n ie w ch ło d n y m ośro d k u i m ałej szerokości sp ek traln ej - p o n iż ej 160 eV . L in ia o tej sz ero k o ści m o ż e p o w sta ć w o b sz a ­ rze p o w sta w a n ia sz ero k ich linii e m i­ syjnych w id o cz n y ch w w id m ie o p ­ tycznym (B L R - B road L ine R egion) lub w w y n ik u o d b ic ia p ro m ie n io w an ia

p ad a ją ce g o na dysk akrecyjny, który w idzim y en fa c e . R o zstrzy g n ięcie m iędzy tym i d w iem a m ożliw ościam i m ogłyby dać p om iary charakteru zm ienności linii (ze w zględu na b;ir- dzo ró żn e ro zm iary ob szaró w p o w ­ staw an ia linii w obu przypadkach), ale dan e są zb y t m ało dokładne, aby m ożliw e było w y ciąg n ięcie je d n o z n a ­ czn y ch w niosków .

Linii żelaza nic zaob serw o w an o w w id m ie innej g alaktyki S ey fcrta 1 ty ­ pu - M kn 335. W idm o ciąg łe tego o biektu sk ład a się w yraźnie z kilku składników . W części nisk o en crg ety

-cznej (poniżej 1 keV ) rejestrow any strum ień je s t zdecydow anie w iększy niż w ynikałoby to z ek strap o lacji z zak resu „tw ard eg o " („m ięk k ie” p ro ­ m ien io w an ie rentgenow skie je s t b ar­ dzo siln ie ab sorbow ane przez gaz). N adw yżkę tę m o ż n a opisać stro m ą z a ­ leżn o ścią potęg o w ą lub praw em P lancka dla tem peratury - 0 . 1 0 keV ; je d n ą z m ożliw ości p o w sta n ia takiej n adw yżki je s t b ezpośrednie p ro m ie ­ niow anie dysku akrecyjnego.

W id m a opty czn e n iektórych g a la k ­ tyk S ey fcrta typu 2 w skazyw ały, że są to w rzeczyw istości g alaktyki S eyfcrta typu 1 osło n ięte grubym pierścien iem lub torusem g a z o w o -p y ło w y m , p rze­ słaniającym b ezpośrednie p ro m ie n io ­ w anie o b szaru centraln eg o . P oniew aż do o b se rw ato ra d o ciera w takich w a ­

ru n k ac h tylk o n ie w ie lk a cz ęść w id m a c iąg łe g o , g łó w n ie d zięk i ro zp ro sze n iu i sk ie ro w a n iu w n aszą stro n ę, p rzez g az elek tro n o w y , foto n ó w w y d o sta ją­ cych się z o b ie k tu w zd łu ż osi lorusa, to flu o re sc e n c y jn a lin ia ż e la z a po­ w inna być w y jątk o w o d o b rze w id o cz­ na. D ane z trw ają ce g o ~ 26 0 0 sekund „sea n su ” o b se rw a c y jn e g o galak ty k i NC1C 1068 p o tw ie rd z a ją te p rze w i­ d y w an ia (R ys. 2). W y n ik i d a ją się opisać m o d e lem z trz e m a w ąskim i lin iam i, z któ ry ch je d n a o d p o w iad a chłodnej m aterii (ż e la z o n ie zjo n izo - w anc), d w ie - że la zu /.jonizow anem u praw ie c a łk o w ic ie. Ł ą c z n a szerokość ró w n o w a żn a tych linii w ynosi ok. 2500 eV . O b serw o w an o ta k że szero k ą stru k tu rę e m isy jn ą przy en erg ii ok. 900 cV , k tó rą in te rp re tu je się ja k o n ic ro z d z ie lo n c linie flu o rescen cy jn e, p o w sta jąc e przy p rze jściac h e le k tro ­ nów p o m ię d zy p o zio m am i M i L ato m u że la z a (t/.w. linie Fe L). Z k o ­ lei brak linii e m isy jn y c h p o c h o d z ą ­ cy ch od tlenu, św ia d c z ą c y o niem al całk o w itej jo n iz a c ji ato m ó w tego p ierw iastk a, p o z w a la w yciąg n ąć w nioski n a te m a t stru m ie n ia p ro m ie ­ nio w an ia w re jo n ie p o w sta w a n ia linii - m usi on być o d p o w ie d n io duży. W raz z za ło ż e n ia m i o g e o m e trii tego o bszaru u m o ż liw ia to o sz ac o w a n ie j e ­ go rozm iiirów i k o n ce n trac ji e le k tro ­ nów . D uża w arto ść stosunku strum ień

p rom ien iow an ia / k on cen tracja e lek ­ tron ów (t/.w. p a ra m e tr jo n iz a c ji) je st

ró w n ież z g o d n a z o b serw o w an y m i en e rg iam i linii że la z a /.jonizow anego. Jednak fakt istn ie n ia linii em ito w an ej p rzez ż e la z o n eu tra ln e o z n a cz a, że o śro d ek , w któ ry m linie p o w sta ją, nie je s t je d n o ro d n y : m u sz ą istn ieć o b sz a­ ry z n a cz n ie gęstsze i c h ło d n ie jsz e niż o to c ze n ie. M odele o b ie k tó w takich ja k N G C 1068 d alek ie są je d n a k od

kom p letn o ści.

Innym o b se rw o w an y m o b ie k tem , n ależ ąc y m do g a la k ty k S ey fcrta 2 ty­ pu, była g a la k ty k a M kn 3. Jej w idm o c iąg łe (Rys. 3) je s t ró w n ież k ilku- składnikow c: pow yżej kilku keV w i­ d oczn y je s t siln ie a b so rb o w an y sk ła d ­ nik o p isy w a n y z a le ż n o śc ią p otęgow ą

F y ~ v “ z a ~ 0.5. Z faktu, że ta

c z ęść w id m a z a ła m u je się poniżej ok. 6 keV , w ynika, że g ęsto ść k o lu m n o w a m a teria łu ab s o b u ją c e g o w ynosi ok. > OJ C/i C O

£

Energia (keV)

Rys. 4. Widmo lacertydy P K S 2155-304 z wyraźną strukturą absorpcyjną (Madejski i in.).

f i x 1()23 c m '2. P oniżej ok. 3 keV w id ­ m o c ią g łe je s t su m ą w id m a p o tę g o w e ­ go z a = 0 .5 i n ad w y żk i w o b szarze poniżej 1 keV . T en o sta tn i składnik m o że być o p isa n y k ilk o m a sp o so b a­ mi: ja k o w id m o p o tę g o w e i a = 3,

p ro m ie n io w an ie c ia ła dosk o n ale cz arn e g o lub w id m o dysku ak re cy j- nego. A b so rp cja w n isk o e n erg ety cz - nej cz ęści w id m a p o ch o d z i je d y n ie od m aterii w naszej G a la k ty c e (gęstość k o lu m n o w a ok. 8 x l()20c n r 2). Z a p ro ­ po n o w an o d w a m o d e le tłu m ac zą ce istn ien ie n ic ab so rb o w an e g o sk ła d n i­ ka: „ d z iu ry ” w m a te ria le p o ch ła n ia ­ ją c y m , p rze z które w y d o sta je się ok. 3 % tw ard e g o p ro m ie n io w a n ia z o b ­ szaru ce n tra ln e g o lub ro zp ro sze n ie tej sam ej ilości p ro m ie n io w an ia , p o ru sz a ­ ją c e g o się p ie rw o tn ie w innym kie­ runku, w któ ry m w arstw a ab so rb e ra je s t cien k a , p rze z g az elek tro n o w y w kierunku p ro m ie n ia w id zen ia. Mr;ik zm ien n o ści w id m a su g e ru je raczej ten drugi w ariant. E m isja flu o re sc en cy jn a że la za je s t w id o c z n a w yraźn ie, ale m a ła lic z b a za reje stro w a n y c h fotonów nie p o zw a la n a stw ie rd z en ie, czy je s t to p o je d y n cz a, sz ero k a linia, czy

m am y raczej do c z y n ie n ia z w ielom a w ąskim i liniam i. P oniew aż szerokość ró w n o w ażn a linii szerokiej m usiałaby w ynieść aż. 36(H) eV , w ydaję się je d n a k , że słuszniejsze je s t przyjęcie opisu z w ąskim i liniam i; w ynik ająca stąd szerokość rów n o w ażn a (~ 4(H) cV ) je s t p orów nyw alna ze zm ierzo n ą przez Ginf>ę.

P rzep ro w ad zo n e przez B B X R T o b ­ serw acje kilku lacertyd p o tw ierd zają istn ien ie struktur abso rp cy jn y ch , z n a ­ nych z w cześn iejszy ch o bserw acji

Einsteina (Rys. 4). P rzykładem je s t

szeroki „d o łek ” w w idm ie o biektu PKS 2 1 5 5 -3 0 4 , zn ajd u jący się w o k o ­ licach 600 eV , o szerokości w id m o ­ wej 120 eV i rów now ażnej 90 eV (przy zało żen iu k ształtu g au sso w sk ie­ go). Jest to p raw dopodobnie ab so rp ­ c y jn a linia L y a tlenu O V III o la boratoryjnej energii 654 eV , p rze su ­ n ię ta ku fioletow i. P rzesunięcie to su ­ g eruje silny w ypływ m asy z ją d ra obiektu. Aby uniknąć w niosku o n a d ­ m iernej utracie m asy, postuluje się w ypływ skolim ow any (dżet). W idm o ciąg łe o bserw ow anych lacertyd opisać m o żn a zale żn o śc ią p o tę g o w ą /. z a ła ­

m a n iem w o k o lic a c h 1 . 5 - 2 keV , g d zie staje się o n o bard ziej strom e. T ak ie z a ła m a n ie m o ż e być w ynikiem n ało ż e n ia w ielu linii i k raw ęd zi a b ­ sorpcji p o c h o d z ąc y ch o d ró żn y ch j o ­ nów p ie rw ia stk ó w c ię ż sz y c h niż tlen.

K olejnym ce le m o b serw acji B B X R T by ła g ro m a d a g ala k ty k w P erseuszu. Z a re je stro w a n e w idm o (Rys. 5) c h a ra k te ry z u je się d u ż ą lic z­ bą sz cz eg ó łó w em isy jn y c h , któ re m o ­ ż n a zin te rp re to w a ć ja k o linie p o ch o ­ d zą ce od ato m ó w tlenu, że laza, k rze­ m u, siarki, arg o n u , w ap n ia, m agnezu. K ształt w id m a cią g łe g o m o ż n a op isać m o d elem p ro m ie n io w a n ia go rącej, ro zrzed zo n ej p la zm y , przy cz y m , aby u zy sk ać d o b re d o p aso w a n ie , n ależy zało ży ć, że em itu ją c y g a z m a (co n aj­ m niej) dw ie sk ła d o w e o różn y ch tem ­ p eratu rach . Je st to p ie rw sz y p rzy p a­ d ek sy tu a cji, g d y w id m o p o ch o d z ąc e sp o za ce n tru m g ro m ad y w y m ag a do o pisu kilku sk ła d n ik ó w ró żn ią cy c h się tem p eratu rą.

L in ia ż e la z a Fe K je s t b ard z o w y­ raźna, je j en e rg ia, p o u w zg lęd n ien iu sto p n ia jo n iz a c ji że la za , w sk az u je na p rze su n ięc ie ku cz erw ie n i o w artości

10

Energia (keV)

O b s z a r linii Fe K

Fe+Mg Fe + O

Rys. 5 Zarejestrowane widmo gromady galaktyk w Perseuszu wraz z widmami modelowymi, zakładającymi plazmę jednoskładnikową (linia przerywana) i dwuskładnikową (linia ciągła) (Arnaud i in.).

(z = 0.0182 ± 0.003) doskonale zgod­ ne z w artością otrzym aną z widma optycznego.

Ponad godzinę (dokładniej 3850 sekund) trw ało zbieranie fotonów od galaktyki NGC 1399 - centralnej ga­ laktyki w grom adzie Fornax. Uzyska­ ne w idm a są różne dla obszarów cen­ tralnych i zew nętrznych tej galaktyki. Różnice w ystępują w tem peraturze plazm y, która w ysyła prom ieniow anie - gaz w obszarach zew nętrznych jest

gorętszy - oraz w jej składzie che­ micznym: skład gazu w obszarze cen­ tralnym je st zbliżony do słonecznego, w obszarach zew nętrznych zawartość metali je st dw ukrotnie m niejsza. Po­ miary przeprow adzone przez BBXRT wskazują na istnienie w tej galaktyce dużych ilości ciem nej m aterii. Biorąc pod uwagę jasność pow ierzchniow ą galaktyki, a stąd rozkład masy, uzys­ kany rozkład tem peratury i gęstości gorącego gazu oraz em isję całej gro­ m ady Fornax, która określa m aksy­ m alne ciśnienie zew nętrzne działające

-) ang. South A tlantic A n o m a ly - o b szar nad p o ­ łudniow ą częścią A tlantyku, w którym kon­ centracja naładow anych cząstek je st w ielo­ krotnie w iększa niż typow a w artość w prze­ strzeni kosm icznej.

na gaz w tej galaktyce, otrzym uje się , że masa ciemnej materii musi być przynajmniej 6 razy większa od masy materii świecącej, aby ta ostatnia mogła znajdować się w równowadze.

Prawie cztery lata po wybuchu, su­ pernowa 1987A była jednym z w aż­ nych punktów w planie obserwacji BBXRT. Spodziewano się rejestracji fotonów rentgenowskich, które po­ winny powstać w czasie oddziaływ a­ nia wyrzuconej z dużą prędkością,

otoczki z ośrodkiem m iędzygwiazdo- wym w Wielkim Obłoku M agellana. Drugim źródłem prom ieniowania rentgenowskiego powinna być em isja z obszaru centralnego. Podczas trw a­ jącej 984 s ekspozycji zarejestrowano

ogółem 27 fotonów o energii powyżej 2 keV, podczas gdy spodziewane tło wynosiło 25 fotonów. O znacza to fak­ tycznie brak zauważalnej emisji rent­ genowskiej, a dokładniej obniżenie górnej granicy strum ienia prom ienio­ wania o ok. rząd wielkości w stosunku do obserwacji ROSAT- a i Gingi. Rentgenowskie widmo W ielkiego O b­ łoku M agellana pasuje do modelu prom ieniow ania optycznie cienkiej plazm y o tem peraturze ok. 9 keV i za­

wartości m etali ok. 3 -k ro tn ie m niej­ szej niż słoneczna.

Źródła rentgenow skie należące do naszej Galaktyki również były obser­ wowane przez BBXRT. Rejestracja sygnałów od pulsara rentgenow skiego Cygnus X -3 podczas przelotu w aha­ dłowca przez A nom alię Południowo- atlantycką ’’ um ożliw iła dokładne ok­ reślenie tła cząstek oraz dowiodła doskonalej czułości teleskopu. W widmie obiektu w idoczna je st dosko­ nale dw uskładnikow a linia żelaza: składow a o energii 6.4 keV, em ito­ wana przez nie/jonizow ane atomy, pochodzi najpraw dopodobniej z w ia­ tru gw iazdow ego, zaś składow a o energii ok. 6.8 keV, produkowana przez w ysokozjonizow ane żelazo, powstaje zapew ne w dysku akrecyj- nym krążącym wokół zw artego skład­ nika tego układu podwójnego.

O bserw acje gorących gwiazd:

tSco i £ Ori dostarczyły istotnych in­ formacji na tem at form ow ania się rentgenow skiego w idm a ciągłego w takich obiektach, (idyby prom ienio­ wanie to pow stało przy powierzchni gwiazd, w ów czas w iatr gwiazdowy, którego obecność m ożna stwierdzić na podstawie widm optycznych, po­ wodowałaby silną absorpcję w zakre­ sie „m iękkiego” prom ieniowania. Brak takiej absorpcji pozw ala w yciąg­ nąć wniosek, że em isja zachodzi z dala od pow ierzchni, w łaśnie w wietrze ogrzew anym prawdopodobnie przez fale uderzeniowe.

W yniki obserw acji przeprow adzo­ nych przez BBXRT dodały nam z pew nością kilka elem entów do m oza­ iki pod nazw ą „wysokoenergetyczny W szechśw iat” . Szkoda tylko, że na­ pięty rozkład lotów w ahadłow ców nie przewiduje ponownej m isji laborato­ rium „A stro” .

N iech żyje i um acnia się w spółpraca po lsko - p o lo n ijn a ! G rzegorz (G reg) M adejski, nasz człow iek u’ G oddard S p a ce F light Center, głów nej instytucji sp o n so ru ją ce j IW X R T w y­ je c h a ł Z Polski na sta łe w 1969 roku, zaraz p o ukończeniu szkoły śred n iej i studiow ał w Stanach, na M assachussets Institute o f T ech­ nology, doktorat zro b ił »r H a n a n lz ie .

P iotr Źycki na razie p rze n ió sł się tylko ze S zczecina d o W arszawy i z fizy k i d o a stro n o ­ mii. Co do tej ostatniej inform acji to badania statystyczne (Wł. K lu tn ia k) wskazują, iż fizy c y odnoszą w iększe su kcesy w astronom ii niż a stro n o m o w ie...

r

Obserwatorium Astro na promie

Pyłowe

W dokumencie Postępy Astronomii nr 3-4/1992 (Stron 58-63)

Powiązane dokumenty