Właściwości ośrodka inię dzygwiazdowego w naturalny sposób określają nisko- i wy­ sokoenergetyczny zakres promieniowania elektromagnetycznego docierającego do Ziemi

Mianowicie jeżeli pominąć py ł, ośrodek międzygwiazdowy jest praktycznie przezro­

czysty dla promieniowania o fali dłuższej niż 912 A (13,5 eV). Wartość ta jest uznana za

granicę pomiędzy wspomnianymi zakresami promieniowania. Rozciągające się od niej ku

falom krótszym pasmo promieniowania rentgenowskiego jest dosyć umownie dzielone na

miękkie promieniowanie rentgenowskie (od 13,5 eV do ok. 15keV ) oraz twarde (od

15 keV do ok. 0,5 MeV). Promieniowanie o większej energii jest już promieniowaniem

gamma. Obserwacje w promieniach rentgenowskich wymagają oczywiście wysyłania apa­

ratury poza granice ziemskiej atmosfery.

56 T. Kwasi

Za początek astronomii

X

X

Najnowszym w pewnym sensie ukoronowaniem dotychczasowych prac w tej dzie­ dzinie b y ło opublikowanie katalogu 125 źródeł rentgenowskich zarejestrowanych przez amerykańskiego sztucznego satelitę Uhuru = Explorer 42. Satelita ten, wprowadzony na orbitę 12 grudnia 1970 r., dokonał pierwszego systematycznego przeglądu prawie całego nieba w zakresie promieniowania A" od 2 do 6 keV, czyli od 6 do 2 A. Zaopatrzony został w dwa, skierowane w przeciwne strony, liczniki fotonów rentgenowskich, jeden o polu widzenia 5°

x

x

x

X

X

2,0 • 1037 erg/sek. w Obłokach Magellana - odległość 60 kpc, 2.2 • 1039 erg/sek. w M31 - odległość 630 kpc,

1.2 • 1042 erg/sek. w gromadzie Virgo - odległość 15 Mpc, 5.3 • 1043 erg/sek. z odległości 100 Mpc,

5.3 ■ 1045 erg/sek. z odległości 1000 Mpc.

Przegląd nieba odbywał się poprzez powolny obrót całego satelity, przy czym prze­ glądanie jednego pasa nieba dokonywane b y ło wielokrotnie. Na sygnał z Ziemi satelita zmieniał położenie swojej osi obrotu i znowu przez kilka obrotów trwało przeglądanie innego pasa nieba. W wyniku wielomiesięcznej pracy satelity Uhuru zostało wykryte 90 nowych źródeł promieniowania

X,

125 pozycji w katalogu.

Katalog Uhuru zawiera następujące informacje: numer katalogowy źródła, najbardziej prawdopodobne współrzędne (równikowe i galaktyczne), współrzędne wierzchołków prostokąta (error box), wewnątrz którego źródło zawiera się z prawdopodobieństwem 90% (ma on na ogół rozmiary 0°,1

x

Źródła rentgenowskie katalogu Uhuru wyraźnie koncentrują się w pobliżu płaszczyzny równika galaktycznego, jednak ponad 40 obiektów ma szerokość galaktyczną większą od 20° (zarówno na północ jak i na południe). Zależność liczby obiektów od ich obserwo­ wanego natężenia jest zdecydowanie inna dla źródeł leżących daleko od równika niż dla źródeł bliskich równika galaktycznego. Mianowicie obie te zależności są w skali logaryt­ micznej w dobrym przybliżeniu liniowe, lecz pierwsza ma nachylenie -1,5 podczas gdy druga 0,4. Sugeruje to, że obiekty pierwszej grupy, o ile mają jednakową jasność abso­ lutną, są równomiernie rozmieszczone w przestrzeni, a więc mogą być obiektami w więk­ szości pozagalaktycznymi.

W czasach poprzedzających lot satelity Uhuru znanych b y ło kilka pozagalaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego. B yły to np. galaktyki M87, NGC1275,

Pozagalaktyczne źródła promieniowania rentgenowskiego

57

NGC5128, kwazar 3C273, gromada Coma jako całość. Uhuru wykrył co najmniej 15

obiektów zidentyfikowanych następnie z galaktykami lub ich gromadami w sposób nie­

wątpliwy, a jest wielce prawdopodobne, że takich obiektów jest więcej. Załączona tabela

podaje krótkie informacje o kilku pozagalaktycznych źródłach rentgenowskich. Przy­

pomnijmy główne cechy kilku najbardziej znanych obiektów.

T a b e l a 1

Inform acje o kilku pozagalaktycznych ź ró d ła c h rentgenow skich

O biekt (num er wg katalogu N atężenie ^{T yp o b iek tu i uwagi} U huru) (fo to n ó w /se k .)

M31 (0 0 2 2 + 4 2 ) 1,9 N orm alna galaktyka Sb

Cen A ( 1 3 2 2 - 4 2 ) 7,4 R adiogalaktyka N G C 5128, osobliw a Cyg A (1 9 5 7 + 4 0 ) 5,1 R a d io ź ró d ło 3C405

Her A (1 6 4 2 + 0 4 ) 6,7 R adiogalaktyka 3C348

NGC4151 (12 0 7 + 39) 3,5 Izolow ana galaktyka seyfertow ska Virgo (1 2 2 8 + 12) 21,7 Ź ró d ło ro zciąg łe, c en tru m w pobliżu

radiogalaktyki M87 =

yir

Perseus (0 3 1 6 + 4 1 ) 43,1 Ź ró d ło ro zciąg łe, cen tru m w pobliżu ga­ lak ty k i seyfertow skiej N G C 1275 = 3C84, grom ada g alaktyk

C om a (1 2 5 7 + 2 8 ) 14,9 Ź ró d ło ro zciąg łe, cen tru m w pobliżu galak­ ty k i N G C 4889, także ro zciąg łe ra d io ź ró ­ d ło , grom ada g alaktyk

C entaurus (1247*-41) 5,9 Ź ró d ło ro zciąg łe, cen tru m w pobliżu rad io ­ galaktyki N G C 4696 = PKS 1 2 4 5 - 4 1 , gro­ m ada galaktyk

3C273 (1 2 2 4 + 0 2 ) 4,2 Kwazar

M31 (numer w katalogu Uhuru: 0022+42): normalna, najbliższa naszej galaktyka. Jej

promieniowanie rentgenowskie pochodzi od kilku dyskretnych źródeł, najprawdopo­

dobniej gwiazd podwójnych i pozostałości po supernowych, podobnie jak w naszej Ga­

laktyce.

NGC5128 = Cen A (1322-42): najsilniejsze radioźródło nieba, jest galaktyką osobliwą.

Źródłem promieniowania radiowego, rentgenowskiego i podczerwonego wydaje się w niej

być bardzo m ałe jądro tej galaktyki. Wprawdzie dokładność wyznaczenia położenia

źródła przez Uhuru nie pozwala zidentyfikować go z jądrem galaktyki, lecz wskazuje na

to brak w tej galaktyce gorącego gazu, który mógłby być odpowiedzialny za promienio­

wanie rentgenowskie.

NGC4151 (1207+39): jest jedną z najjaśniejszych galaktyk seyfertowskich. W galak­

tyce tej obserwuje się ruch wielu obłoków gazu z dużymi prędkościami, a więc

ogrze-58 _{T. Kwast}

wając się w wyniku zderzeń obłoki te mogłyby być źródłem promieniowania X . Ocenia się jednak, że gaz ten ma zbyt m ały zasób energii kinetycznej aby wytłumaczyć długo­ trwałe świecenie z obserwowaną mocą. Dlatego prawdopodobnie i w tym przypadku pro­ mieniowanie rentgenowskie musi pochodzić z samego jądra galaktyki.

3C 273 ( 1 2 2 + 0 2 ): najjaśniejszy znany kwazar. Ma słaby „jet” długości 2 0 ''. W wid­ mie tego kwazaru brak linii emisyjnych, które mogłyby wskazywać na obecność bardzo gorącego gazu.

Gromada Virgo (1 2 2 8 + 1 2 ): źródło rentgenowskie rozciągłe (średnica ok. 5 0 ') , choć w zakresie możliwości Uhuru o nie dającym się określić kształcie ani strukturze. Centrum źródła przypada w pobliżu galaktyki M87 = Vir A = NGC4486, która jest wielką ga­ laktyką eliptyczną. Jest też silnym radioźródłem oraz ma dwa, w przeciwne strony skie­ rowane „jęty” .

Z przykładów powyższych widać, że wśród pozagalaktycznych źródeł promienio­ wania rentgenowskiego znajdują się obiekty wszelkich typów: galaktyki normalne, seyfer- towskie, radiogalaktyki, kwazary oraz gromady galaktyk. Jeżeli pominąć galaktyki nor­ malne, u których mechanizm powstawania promieniowania X jest analogiczny jak w na­ szej Galaktyce, to z pozostałych czterech typów obiektów wyraźnie odróżniają się gro­ mady galaktyk. Przede wszystkim stwierdzona została dość wyraźna korelacja pomiędzy mocą w zakresie rentgenowskim a dyspersją prędkości: moc wydaje się proporcjonalna do czwartej potęgi dyspersji prędkości. Sugerowałoby to, że jeżeli część masy gromady stanowi gaz międzygalaktyczny, to ogrzewany ruchem galaktyk może stać się źródłem promieniowania X. Po drugie, widma gromad - przynajmniej na tyle na ile udało się je uzyskać za pomocą Uhuru — są inne niż obiektów pozostałych. Dowodzi to, że promie­ niowanie X w gromadach powstaje na drodze innego mechanizmu niż w obiektach „punk­ towych” i wszystko to razem świadczy o tym, że gromady galaktyk są rzeczywiście źródłam i rozciągłymi, a nie zbiorem źródeł punktowych.

Trzeba sobie z góry zdać sprawę z tego, że na obecnym etapie rozwoju astronomii rentgenowskiej nie ma całkowitej pewności w wyniku jakiego mechanizm powstaje pro­ mieniowanie X w obiektach pozagalaktycznych. Dopuszcza się trzy możliwości: ter­ miczne promieniowanie hamowania, promieniowanie synchrotronowe oraz zjawisko Comptona. U źródeł galaktycznych stwierdzono co najmniej dwa spośród nich, mia­ nowicie promieniowanie hamowania, np. u S c o X - l , oraz efekt synchrotronowy, np. w mgławicy Krab. Natomiast u źródeł pozagalaktycznych nie znaleziono właściwie w żadnym przypadku dostatecznych argumentów przemawiających za jakimś konkret­ nym mechanizmem. I tak aby promieniowanie X m ogło być promieniowaniem hamo­ wania potrzeba, by gaz miał temperaturę powyżej 107 stopni. Warunek ten prawdo­ podobnie spełniają pozostałości po supernowych oraz być może gaz w gromadach. Zatem mechanizm ten może być odpowiedzialny za promieniowanie X galaktyk normal­ nych oraz gromad. Z kolei dla efektywnego procesu synchrotronowego potrzebny jest obfity strumień szybkich elektronów oraz względnie silne pole magnetyczne. Między- galaktyczne pole magnetyczne oceniane jest na 10"5 gs, co wymagałoby kolosalnego strumienia elektronów, ale np. w jądrach galaktyk, gdzie pole jest silniejsze, promienio­ wanie X mogłoby powstawać na drodze tego mechanizmu. Promieniowanie to, dzięki swojej specyficznej polaryzacji mogłoby być dość łatwe do wykrycia, gdyby

przepro-P ozagalaktyczne ź r ó d ła prom ieniow ania rentgenowskiego 59

wadzić odpowiednie obserwacje. Wreszcie dość prawdopodobny w wielu sytuacjach jest

comptonowski mechanizm powstawania promieniowania rentgenowskiego. Właściwie

w najrozmaitszych warunkach strumień szybkich elektronów ma możliwość oddzia­

ływania z polem promieniowania. Na przykład w radioźródłach promieniujących

w wyniku procesu synchrotronowego, siłą rzeczy istnieje strumień relatywistycznych ele­

ktronów. Obszar w pobliżu aktywnego jądra danego obiektu, gdzie gęstość promienio­

wania jest dostatecznie wysoka, może wtedy stać się źródłem promieniowania rentgeno­

wskiego. Natomiast rozciągłe źródła rentgenowskie mogą być, przynajmniej częściowo,

wynikiem oddziaływania szybkich elektronów z mikrofalowym tłem promieniowania.

Rozstrzygnięcie, jaki mechanizm (lub mechanizmy) pracuje w konkretnym obiekcie