Promieniowanie nietermiczne galaktyk

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: [email protected]
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! Źródła 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