Rys. 3. Schematyczne przedstawienie wzmocnienia dopplerowskiego dla przypadku obiektów pozagalaktycznych
tu Comptona. Po prostu, jeżeli parametr cT jest dostatecznie duży, emisja Comptona jest niewielka i nieobserwowalna.
Jakościowo podobny obraz został przedstawiony przez B l a n d f o r d a i K o n i g l a w 1980 r. (a również K o n i g l a w 1981 oraz z G h i s e 1- l i n i e g o , M a r a s c h i i T r e v e s a w 1985), gdzie cała emisja źródła jest w postaci dżetu. Obraz taki jest dość atrakcyjny - może lacertydy to po prostu kwazary, w których emisja dżetu jest o wiele silniejsza od emisji w li niach i dzięki temu linie są po prostu zbyt słabe, aby były obserwowalne? Geome tria takich dżetów jest stożkowa, gdzie gęstość cząstek relatywistycznych i na tężenie pola magnetycznego zależą od odległości od osi symetrii i od samego źród ła cząstek. Powszechnie uważa się, źe źródłem cząstek jest materia opadająca na czarną dziurę. W takiej sytuacji część dżetu, która jest najbliżej czarnej dziury, odpowiedzialna jest za emisję optyczną, podczas gdy dalsze części dżetu promie niują w podczerwieni i w zakresie radiowym. Promieniowanie rentgenowskie jest wy nikiem komptonizacji w dżecie, co pozwala na określenie czynnika Dopplera. Nieste ty, konstrukcja jakichkolwiek modeli z dżetami jest trudna, bo modele mają wie le wolnych parametrów, co komplikuje określenie wielkości fizycznych.
Teoria dżetów ma dwie zasadnicze słabości: po pierwsze, lacertydy powinny być zawsze jaśniejsze, przynajmniej optycznie, od kwazarów. Tymczasem znamy wiele bar dzo jasnych kwazarów i również sporo względnie słabych lacertyd. Bardziej istot ne jest, co wynika z obliczeń, że czynnik Dopplera & musi wynosić oko ło 5 - 10, a więc czynnik Lorentza T musi być podobnej wielkości. Teoria względ ności mówi nam, źe poruszający się obiekt wyświeca większość swojej energii w stożku o kącie rozwarcia około 1/P- W takim razie kąt bryłowy takiego dżetu
wyno-^ O
siXX
=5T(l/n
- Pozostaje więc pytanie: gdzie są lacertydy, któr świecą „na bok", z dala od linii widzenia? Jak podkreślili w 1983 r. S c h w a r t z i K u , je żeli Wszechświat jest rzeczywiście izotropowy, to ilość źródeł skierowanych z da la od linii widzenia jest około (4?)/draży większa niż źródeł skierowanych do nas. Przy P = 5 wymagamy 100 lacertyd skierowanych „na bok" na każdą lacertydę skierowaną do nas. Cóż to mogą być za obiekty?5. EMISJA RENTGENOWSKA
W takiej sytuacji dokładniejsze zrozumienie emisji rentgenowskiej stało się bardzo istotne do wyznaczenia wielkości fizycznych. W roku 1976 na podstawie da nych z angielskiego satelity Ariel V, R i c k e t t s , C o o k e i P o u n d s odkryli emisję rentgenowską z lacertydy Markarian 421. W 1979, na podstawie do kładnych pozycji ustalonych z obserwacji satelity HEAO-A, S c h w a r t z i in. wskazali pięć lacertyd, które są źródłami rentgenowskimi i zasugerowali, że emi sja rentgenowska jest generalnie cechą lacertyd. Dokładne obserwacje przy pomocy liczników proporcjonalnych - zamontowanych również na HEAO-A - pokazały, że emi sja rentgenowska jest zmienna; w przypadku obiektu PKS 2155-304, jak wykazali U r r y i M u s h o t z k y (1982), jasność może się podwoić w ciągu 6 godzin. Dalsze badania S c h w a r t z a , M a d e j s k i e g o i K u (1983) wyka zały, że zmienność rentgenowska lacertyd jest regułą raczej niż wyjątkiem. Dla przykładu, rentgenowska krzywa blasku lacertydy IZw 186, pokazana jest na rys. 4. (Dane pochodzą z satelity EINSTEIN). Zmienność widoczna jest w skali czasowej kil ku dni (o amplitudzie około 30%) jak i w skali miesięcy, gdzie jasność się podwa ja. Najkrótszą skalę zmienności spośród wszystkich źródeł pozagalaktycznych wyka zał obiekt 0323+022, który na 30 sekund przestał emitować promieniowanie rentge nowskie powyżej 1 keV, podczas gdy poniżej tej energii emisja się nie zmieniła (D o x s e y i in. 1983; F e i g e l s o n i in. 1986). S c h w a r t z i M a d e j s k i (1987), porównując zmienność rentgenowską lacertyd ze zmiennością kwa zarów (opublikowaną przez Z a m o r a n i e g o i in. w 1984), stwierdzili, że w lacertydach amplituda zmienności jest wyższa, a skale czasowe są krótsze.Co cie kawe, lacertydy odkryte na podstawie ich emisji rentgenowskiej były słabymi źród łami radiowymi w porównaniu z uprzednio znanymi obiektami odkrytymi dzięki ich
Dni
Rys. 4. Rentgenowska krzywa blasku lacertydy I Zw 186 zmierzona przv pomocy obra zowego licznika proporcjonalnego (Imaging Proportional Counter, IPC) na sateli cie EINSTEIN. Każdy punkt na krzywej odpowiada jednej orbicie satelity. Pokazany jest strumień w energii 1 keV (w>uJy). Dzień 830 odpowiada 10 kwietnia 1980
emisji radiowej. Korzystając z danych z HEAO-A, M u s h o t z k y i in. (patrz U r r y , M u s h o t z k y i H o l t , 1986) pokazali, że widma tych obiektów w zakresie 2 - 1 0 keV są potęgowe z wykładnikiem równym około 2- Dla porównania, M u s h o t z k y (1984) podaje, że wykładnik widm kwazarów i galaktyk Seyferta należy do wąskiego przedziału liczb wokół 0.7, a więc widma te są bardziej pła skie. Wygląda na to, że poza brakiem linii emisyjnych lacertydy różnią się od kwa zarów nachyleniem widma - przynajmniej w zakresie 2 - 1 0 keV - tak jak i skalą zmienności rentgenowskiej.
Satelita EINSTEIN, który zbierał dane rentgenowskie od 1978 do 1981, obserwo wał wiele lacertyd. Dane z tego satelity potwierdziły sugestie S c h w a r t z a z 1979 r , wykazując, że ponad 40 z 50 obserwowanych lacertyd rzeczywiście świeci w rentgenowskim obszarze energii ( S c h w a r t z i K u 1983). Dla niewtajem niczonych w kulisy obserwacji rentgenowskich trzeba dodać, że satelita EINSTEIN wyposażony był w specjalne lustro, które było w stanie odbijać promienie rentge nowskie i tworzyć obraz źródła tych promieni w płaszczyźnie ogniskowej. Tam znaj dowały się odbiorniki czułe na pozycję odebranego fotonu. Dzięki zastosowaniu lu ster rentgenowskich odjęcie tła było o wiele łatwiejsze. Odbiornikiem używanym najczęściej w płaszczyźnie ogniskowej był IPC (Imaging Proportional Counter). IPC i lustro EINSTEINa były czułe dla energii od 0.2 keV do 4 keV, a więc na bar dziej „miękkie" fotony niż HEAO-A. Efektywna powierzchnia tego systemu jest
poka-2
zana na rys. 5a; przy energii 1 keV wynosi ona około 150 cm . Jak widać z rys. 5b (gdzie pokazana jest odpowiedź IPC na monochromatyczną linię rentgenowską), IPC miał słabą widmową zdolność rozdzielczą, przez to określenie widina obiektu nie mogło być dokonane drogą dekonwolucji, ale wymagało modelowania tegoż widma. (Dalsze informacje na temat EINSTEINa można znaleźć w pracy G i a c c o n i e g o i in. z 1979).
W energiach poniżej około 0.3 - 0.6 keV - zależnie od gęstości kolumnowej ga zu w linii widzenia - duża część fotonów ze wszystkich obiektów pozagalaktycznych jest pochłaniana w gazie znajdującym się w naszej Galaktyce. W takim razie dane z EINSTEINa dają „za darmo" możliwość diagnostyki składu i gęstości ośrodka mię- dzygwiazdowego. Spośród około 40 lacertyd, dla których istnieją pomiary w paśmie rentgenowskim, dla 13 dane są wystarczające, aby wyznaczyć widma. We wszystkich przypadkach widma dają się opisać przy pomocy modelu potęgowego z zagięciem w ni skich energiach spowodowanym przez absorpcję w gazie międzygwiazdowym o galak tycznym składzie chemicznym. Wolnymi parametrami był wykładnik widma i gęstość ko lumnowa gazu. Taki model potęgowy z absorpcją bardzo dobrze opisuje widma rentge nowskie lacertyd, ale biorąc pod uwagę słabą zdolność rozdzielczą energii fotonów przez IPC, nie możemy całkowicie odrzucić innych typów-widm, jakkolwiek widmo ter miczne definitywnie nie pasuje do danych. Wykładniki widma a przyjmują wartość od 0.75 do 2.3 i jedna wartość wykładnika nie może opisać widm wszystkich obiektów.
E (keV)
Rys. 5. Górna część rysunku: efektywna powierzchnia (A) teleskopu EINSTEINa i IPC jako funkcja energii. Dolna część rysunku: rozdzielczość energetyczna IPC; pokaza na jest odpowiedź licznika na linię węgla (0.3 keV), aluminium (1.5 keV) i srebra
(3 keV) .
Energia (k e V j
Rys. 6. Widmo rentgenowskie lacertydy OJ 287. Dolna część rysunku przedstawia zli
czenia rentgenowskie jako funkcję energii (pokazane są również błędy Poissona).Mo
del narysowany jako histogram odpowiada parze parametrów minimalizujących x* JLwy~
kładnik potęgowyoc = 0.91, gęstość kolumnowa pochłaniającego gazu NH = 1.0 1020 ato-
2