Naturalne kosmiczne źródła promieniowania X

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
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 (1916-2000) 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 1949. 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 1981–1993 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
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
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
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; 0.4-4.0 keV; obszar czynny 100 cm2, pole
widzenia - 75´ kątowych, rozdzielczość - ~1´ kątowa;
o HRI – detektor obrazujący wysokiej rozdzielczości; 0.15-3.0 keV; obszar czynny 5-20 cm2, pole widzenia - 25´, rozdzielczość - ~2´´kątowe;
o SSS – spektrometr scyntylacyjny; 0.5-4.5 keV; obszar czynny 200 cm2, pole
widzenia 6´ kątowych, rozdzielczość E/dE=3-25
o FPCS – spektrometr krystaliczny 0.42-2.6 keV; obszar czynny 0.1-1.0 cm2, pole
widzenia 6,1´x20´, 2´x20´, 3´x30´, E/dE=50-100 dla E<0.4 keV, E/dE=100-1000 dla
E>0.4 keV
•
MPC – monitorujący licznik proporcjonalny; 0.41-20 keV); obszar czynny 667 cm2, 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 - 1450 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
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 1981.
Po nim nastąpił szereg kolejnych misji, wyposażanych w coraz doskonalsze instrumenty.
Wymienić tu można:
• EXOSAT (1983–1986) – ESA (European Space Agency);
• ROSAT (1990–1999) – Niemcy;
• ASCA (1993–2000) – Japonia;
• RXTE (1995–do dziś) – NASA;
• BeppoSAX (1996 – 2002) – Włochy/Holandia;
• AXAF (Chandra) (1999–do dziś) – NASA;
• XMM-Newton (1999–do dziś) – ESA;
• HETE-2 (2000–do dziś) – USA/Japonia/Francja/Włochy
6
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 - 4970 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 cm2, 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
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:
• http://xanth.msfc.nasa.gov/xray – NASA/MSFC – strony poświęcone badaniom kosmosu w
dziedzinie promieniowania X
• http://chandra.msfc.nasa.gov – NASA – strony projektu Chandra
• http://asc.harvard.edu – Uniwersytet Harwarda – strony poświęcone projektowi Chandra
• http://chandra.harvard.edu/chronicle – Uniwersytet Harwarda – jak wyżej
• http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database – NASA – bazy danych dotyczących satelitów i misji
kosmicznych
• http://postepy.camk.edu.pl – artykuły z archiwalnych numerów pisma „URANIA-Postępy
Astronomii”
• http://postepy.fuw.edu.pl – artykuły z archiwalnych numerów pisma „Postępy Fizyki”
• http://www.aip.org/history/esva – Visual Archives American Instytute of Physics
8