Niewidoczne dla oka: egzotyczny wszechświat wysokich energii Understand article

Tłumaczenie Ewa Stokłosa. W trzecim artykule z serii poświęconej astronomii i spektrum elektromagnetycznemu przyjrzymy się egzotycznym i potężnym zjawiskom kosmicznym badanym przez astronomów przy pomocy obserwatoriów rentgenowskich i gamma, w tym dwóch misji Europejskiej Agencji…

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ AOES Medialab

W latach 60., wraz z nadejściem ery kosmicznej, nastała era astronomii wysokich energii. Po raz pierwszy astronomowie mogli zaobserwować wszechświat oczami promieniowania X i gamma. Promieniowanie elektromagnetyczne (EM) o tych długościach fal emitowane jest przez kosmiczne źródła o skrajnych właściwościach, takich jak niezwykle wysokie temperatury, niespotykanie wielkie gęstości czy wyjątkowo silne pola magnetyczne. Obserwatoria naziemne nie miały jednak możliwości zarejestrowania tego promieniowania, gdyż jego fale są zbyt krótkie żeby przebić się przez ziemską atmosferę (ryc. 1). Dopiero pierwsze obserwatoria kosmiczne odkryły ten niespokojny, stale zmieniający się wszechświat.

W ciągu zaledwie pół wieku obserwacje w zakresie najwyższych energii znacząco zmieniły nasze spojrzenie na kosmos. Badając niebo w paśmie rentgenowskim oraz gamma astronomowie odkryli kilka nowych rodzajów astronomicznych źródeł promieniowania i poszerzyli swoją wiedzę o wielu innych rodzajach obiektów. W celu przeglądu wszechświata w zakresie promieniowania X oraz gammaw1, ESA (zob. poniżej) rozpoczęła dwie misje: kosmiczne obserwatorium XXM-Newton (promieniowanie X) oraz kosmiczne obserwatorium INTEGRAL (promieniowanie X i gamma). Techniki wykorzystywane w astronomii promieniowania X oraz gamma jak również w tych misjach zostały omówione w drugim artykule z tej serii (Mignone & Barnes, 2011b); niniejszy artykuł zawiera przegląd zagadnień, które misje te nam przybliżyły, od życia gwiazd do struktury wszechświata. Zainteresowanych kwestią spektrum EM i rolą jaką odgrywa ono w astronomii odsyłamy do pierwszego artykułu z serii (Mignone & Barnes, 2011a).

Rycina 1: Spektrum EM z zaznaczonymi regionami wysokoenergetycznymi obserwowanymi przez obserwatoria kosmiczne należące do ESA, XMM-Newton oraz INTEGRAL. Promieniowanie X emitowane jest przez źródła kosmiczne mające temperaturę milionów stopni Celsjusza; promieniowanie gamma pochodzi ze źródeł o temperaturze setek milionów stopni Celsjusza. XMM-Newton odbiera promienie X o energiach 150-1,5 x 104 eV, natomiast INTEGRAL odbiera zarówno promienie X o energiach 3 x 103-3,5 x 104 eV jaki i promieniowanie gamma o energiach 1,5 x 104 keV – 1,0 x 107 keV. Kliknij, aby powiększyć
Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA/ AOES Medialab

Zgłębianie narodzin i śmierci gwiazd

Gwiazdy rodzą się gdy grawitacja prowadzi do kolapsu i fragmentacji ogromnych obłoków gazu i pyłu, z których powstają protogwiazdy. Z czasem stają się one w pełni rozwiniętymi gwiazdami, ponieważ w ich jądrach rozpoczyna się fuzja nuklearna. To w jaki sposób gwiazda ewoluuje zależy od jej masy: gwiazdy masywne będą żyły krócej, a ich koniec będzie bardziej spektakularny niż śmierć gwiazd o niższej masie (ryc. 2).

Rycina 2: Cykl życia gwiazd. Kliknij, aby powiększyć
Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA / AOES Medialab
 

Dla astronomów zajmujących się promieniowaniem X i gamma najciekawsze są wczesne i późne etapy cyklu życia gwiazdy. Niektóre z bardzo jasnych gwiazd świecą mocno w zakresie rentgenowskim, więc astronomowie są w stanie znaleźć wiele z nich obserwując rejony formowania się gwiazd teleskopami rentgenowskimi, takimi jak XMM-Newton (ryc. 3). Najmasywniejsze młode gwiazdy uwalniają niezwykle wysokoenergetyczne promieniowanie oraz nadzwyczaj gorący gaz, co można zaobserwować w zakresie rentgenowskim i co ma wpływ na to, jak formowane są inne gwiazdy w najbliższym otoczeniu. Astronomowie obsługujący XMM-Newton wykryli bąble gorącego gazu pochodzące z młodych, masywnych gwiazd w wielu rejonach niebaw2, w tym w Mgławicy Oriona oraz w rejonie powstawania gwiazd NGC 346. Dzięki tym odkryciom lepiej rozumiemy, jak młode, masywne gwiazdy wpływają na formowanie się gwiazd w ich pobliżu – modny temat we współczesnej astronomii.

Rycina 4: Rentgenowski
obraz pozostałości po
supernowej SN 1006
widziany przez XXM-Newton
. Jest to pozostałość po
supernowej widzianej przez
chińskich astronomów w
1006 roku n.e. W lewym
górnym i prawym dolnym
rogu widoczne są fale
uderzeniowe, gdzie cząstki
takie jak elektrony
przyspieszane są do
ogromnych prędkości

Zdjęcie dzięki uprzejmości CEA
/ DSM / DAPNIA / SAp / J Ballet
oraz ESA
Rycina 5: Artystyczne
przedstawienie
rentgenowskiego układu
podwójnego. Silne pole
grawitacyjne czarnej dziury z
prawej strony przyciąga
materię z kompana,
błękitnego nadolbrzyma z
lewej strony. Wyrwana
materia zatacza spiralę
wokół czarnej dziury tworząc
dysk akrecyjny świecący
mocno w najwyższych
energiach. Dwa potężne
dżety wysokoenergetycznych
cząstek wybijane są z okolic
czarnej dziury

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ AOES Medialab
Rycina 3: Rejon formowania
się gwiazd NGC 346 znajduje
się w Małym Obłoku
Magellana, jednej z galaktyk
sąsiadujących z Drogą
Mleczną. Ta podkolorowana
fotografia jest połączniem
obserwacji wykonanych
przez XMM-Newton w
zakresie rentgenowskim
(kolor niebieski) oraz danych
zebranych w zakresie
widzialnym (zielony) oraz
podczerwonym (czerwony)
kolejno przez teleskopy
Hubble’a i Spitzera

Zdjęcie dzięki uprzejmości
NASA / JPL-Caltech / D
Gouliermis (Max-Planck
Institute for Astronomy,
Heidelberg, Niemcy) oraz ESA

Masywne gwiazdy pod koniec swojego życia wybuchają jako supernowe (jak opisano w Székely & Benedekfi, 2007), podgrzewając otaczający je gaz do niezwykle wysokich temperatur i nadając cząstkom, na przykład elektronom, bardzo duże prędkości. W rezultacie emitowane są ogromne ilości promieniowania X oraz gamma (ryc. 4). Co więcej, wiele pierwiastkó1)w cięższych od żelaza, jak ołów, nikiel czy złoto, syntezowanych jest podczas eksplozji supernowych (zob. Rebusco et al., 2007). Niektóre z tych pierwiastkó1)w są radioaktywne i w końcu rozpadają się na stabilne izotopy emitując w tym procesie promieniowanie gamma. Astronomowie pracujący przy INTEGRAL zbadali Drogę Mleczną i odnaleźli ślady radioaktywnego izotopu glinu 26. Niczym archeologowie, zanurzyli się w historię Galaktyki i dokonali spisu dawnych supernowych. Wyniki pokazują, że w Drodze Mlecznej wybuch supernowej ma miejsce średnio co 50 latw3.

Po wybuchu supernowej to, co pozostaje po masywnej gwieździe to niezwykle zwarty i gęsty obiekt – gwiazda neutronowa albo czarna dziura.

Rycina 6: Pobliska galaktyka
aktywna, Centaurus A (NGC
5128). Ten podkolorowany
obraz łączy wyniki
obserwacji wykonanych
przez XMM-Newton oraz
INTEGRAL (turkusowy,
niebieski i fioletowy w
kolejności od najniższej do
najwyższej energii) oraz
dane uzyskane z dłuższych
fal, czyli zakresu dalekiej
podczerwieni (żółty) i
submilimetrowego
(czerwony) z pomocą
kosmicznego obserwatorium
Herschela należącego do ESA.
W zakresie rentgenowskim
widoczna jest pewna ilość
źródeł punktowych w tle: są
to podwójne układy
rentgenowskie należące do
naszej Galaktyki, Drogi
Mlecznej

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ XMM-Newton (promienie X);
ESA / Herschel / PACS / SPIRE /
CD Wilson, McMaster
University, Hamilton, Ontario
, Canada (zakres dalekiej
podczerwieni i
submilimetrowy)

Tak ogromna masa ubita w ograniczonej przestrzeni sprawia, że obiekty te posiadają niezwykle silne pola grawitacyjne i powodują intensywne przyciąganie pobliskiej materii, aczkolwiek są dość trudne do wykrycia. Jednak gdy gwiazda neutronowa lub czarna dziura jest elementem układu podwójnego (dwóch gwiazd krążących wokół wspólnego środka masy) może stopniowo pożerać materię ze swojego towarzysza; materia podlegająca akrecji nagrzewa się do milionów stopni emitując promienie X oraz gamma. Możemy wykorzystać tę wysokoenergetyczną emisję do tego, żeby stwierdzić obecność gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury.

Układy te nazywane są rentgenowskimi układami podwójnymi (ryc. 5), a odkryte zostały pod koniec lat 60. dzięki obserwacjom w zakresie rentgenowskim. Wcześniej gwiazdy neutronowe i czarne dziury były tworami teoretycznymi, więc obserwacje dostarczyły pierwszych dowodó1)w ich istnienia.

Od tego czasu kilka generacji obserwatoriów kosmicznych pozwoliło astronomom dowiedzieć się na ich temat więcej. XMM-Newton oraz INTEGRAL zajmują się badaniem wielu rentgenowskich układów podwójnych (które mogą emitować również promienie gamma) i ujawniły ważne szczegóły dotyczące fizyki czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Na przykład obserwacje promieni gamma pochodzących z obiektu Cygnus X-1 z pomocą INTEGRALw4, umożliwiły astronomom lepsze zrozumienie tego, w jaki sposób materia podlega akrecji przez dysk na czarną dziurę oraz jest częściowo wyrzucana w postaci dwóch symetrycznych dżetów.

Odległy wszech1)świat

Rycina 7: Obserwacje bardzo
odległej gromady galaktyk CL
J1449+0856 wykonane w
zakresie rentgenowskim
(fioletowa poświata) z
pomocą XMM-Newton
nałożone są na obraz
uzyskany z teleskopów
naziemnych w paśmie
bliskiej podczerwieni.
Większość obiektów
widoczna na zdjęciu to
bardzo słabe i odległe
galaktyki. Galaktyki należące
do gromady widoczne są jako
zbitek słabych, czerwonych
obiektów. Gorący gaz o
temperaturze ponad 20
milionów Kelwinó1)w
przenika przestrzeń
międzygalaktyczną i świeci
wyraźnie w zakresie
rentgenowskim

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ ESO / Subaru / R Gobat i inni

Astronomia wysokich energii to nie tylko obserwacje narodzin i śmierci gwiazd Drogi Mlecznej oraz najbliższych galaktyk, ale również wykorzystanie promieni X i gamma do badania o wiele bardziej odległego wszechświata – w tym supermasywnych czarnych dziur oraz gromad galaktyk.

Wszystkie duże galaktyki posiadają w swoim centrum supermasywne czarne dziury o masach o kilka milionów lub kilka miliardó1)w razy większych od masy Słońca. Niektóre galaktyki, nazywane galaktykami aktywnymi, zawierają supermasywne czarne dziury, które w przeciwieństwie do tej znajdującej się w centrum Drogi Mlecznej są aktywne. Pożerają materię ze swojego otoczenia i emitują wysokoenergetyczne promieniowanie jak również potężne dżety wysokoenergetycznych cząstek (ryc. 6).

XMM-Newton oraz INTEGRAL należące do ESA są więc idealnymi narzędziami do wyszukiwania aktywnych galaktyk oraz do badania mechanizmó1)w, które je napędzają. Astronomowie nie są w stanie zaobserwować wszystkich istotnych szczegółó2)w wysokoenergetycznych obiektó3)w znajdujących się daleko, więc zbierają też dane z tylu pobliskich aktywnych galaktyk, z ilu jest to możliwe. Łącząc dane pochodzące z bliskich i odległych galaktyk astronomie zrozumieli w jaki sposób supermasywne czarne dziury gromadzą materię poprzez dyski oraz dlaczego dyski te bywają otoczone przez absorbujące światło obłoki gazowew5.

Rycina 8: Mapa porównuje
rozłożenie „normalnej”
materii nakreślone poprzez
gorący gaz widziany przez
XMM-Newton (czerwony)
oraz gwiazd i galaktyk
obserwowanych z pomocą
kosmicznego teleskopu
Hubble’a (szary) z
dystrybucją niewidzialnej
ciemnej materii (niebieski),
której rozmieszczenie
zostało wywnioskowane ze
zjawiska soczewkowania
grawitacyjnego. Mapa
pokazuje jak „normalna”
materia we wszechświecie
ustawia się zgodnie ze
strukturą ukrytego
„rusztowania” ciemnej
materii

Zdjęcie dzięki uprzejmości
NASA / ESA / R Massey
(California Institute of
Technology

W skalach jeszcze większych, galaktyki łączą się zwykle w gromady składające się nawet z kilku tysięcy galaktyk. Gromady te są największymi strukturami we wszechświecie złączonymi grawitacją i emitują rozproszoną łunę w paśmie rentgenowskim. Łuna, po raz pierwszy zaobserwowana w latach 70., pokazała, że przestrzeń międzygalaktyczna w gromadach zawiera ogromne ilości gorącego gazu. Wraz z innymi obserwatoriami sondującymi niebo w różnych zakresach spektrum EM, XMM-Newton zaobserwował setki gromad galaktyk (ryc. 7).

Jedną z nich jest bardzo odległa gromada będącą jedną z najwcześniej powstałych struktur we wszechświeciew6, zaledwie 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu. Może się wydawać, że to długo, ale jest to mniej niż jedna czwarta obecnego wieku wszechświata.

Gromady galaktyk znajdują się w najgęstszych węzłach kosmicznej sieci, będącej gigantyczną strukturą tworzącą wszechświat i składającą się głównie z niewidzialnej ciemnej materiiw7. Z pomocą XMM-Newton astronomowie dostrzegli miejsca najgęściej skoncentrowanej materii i w ten sposób ustalili dystrybucję kosmicznej struktury we wszechświecie (ryc. 8)

Od narodzin gwiazdy do struktury wszechświata – co dalej? Obserwatoria gamma i rentgenowskie, w tym XMM-Newton i INTEGRAL należące do ESA, nie zaprzestają obserwowania nieustannie zmieniającego się, wysokoenergetycznego nieba, rejestrując nagłe, gwałtowne wybuchy promieni X i gamma. Kontynuując odkrywanie przed astronomami kosmicznych cudó1)w, te niezwykłe obserwatoria kosmiczne pomagają zrozumieć tajemnice naszego wszechświata.

 

Więcej o ESA

Europejska Agencja Kosmiczna (European Space Agency, ESA)w8 to europejska brama do kosmosu organizująca programy mające na celu zgłębianie wiedzy o Ziemi, jej najbliższym kosmicznym otoczeniu, Układzie Słonecznym i wszechświecie, jak również współpracę w zakresie kosmicznej eksploracji w celu rozwijania technologii opartych na satelitach oraz promowania europejskiego przemysłu.

Wydział ds. nauki i eksploracji robotycznej zajmuje się programem nauk kosmicznych w ESA oraz robotyczną eksploracją Układu Słonecznego. W celu zrozumienia wszechświata, gwiazd, planet i początków samego życia, kosmiczne satelity naukowe ESA zaglądają w głębię kosmosu i obserwują najdalsze galaktyki, badają Słońce w niespotykanym szczególe oraz eksplorują nasze planetarne sąsiedztwo.

ESA jest członkiem EIROforumw9, wydawcy Science in School.

 

Download

Download this article as a PDF

References

Web References

Resources

Institution

ESA

Author(s)

Claudia Mignone z Vitrociset Belgium dla ESA – Europejskiej Agencji Kosmicznej jest popularyzatorką nauki w ESA. Studiowała astronomię na Uniwersytecie Bolońskim, a doktorat z kosmologii uzyskała na Uniwersytecie w Heidelbergu. Zanim dołączyła do ESA pracowała w biurze edukacyjnym w Europejskim Obserwatorium Południowym (English Southern Observatory, ESO).

Rebecca Barnes jest specjalistką ds. edukacji w wydziale ds. nauki Europejskiej Agencji Kosmicznej (HE Space Operations). Studiowała fizykę z astrofizyką na Uniwersytecie w Leicester i pracowała w wydziałach edukacji i popularyzacji nauk o kosmosie w brytyjskim National Space Centre. Jeśli chcesz wiedzieć więcej o działalności edukacyjnej wydziału ds. nauki ESA, możesz skontaktować się z Rebbeccą pod adresem SciEdu@esa.int


Review

Niniejszy artykuł, trzeci z serii, opisuje europejskie badania w zakresie astronomii wysokich energii. Drugi artykuł z serii opisywał techniki wykorzystywane przez dwie misje ESA, XMM-Newton (promienie X) oraz INTEGRAL (promienie X i gamma); ten artykuł opisuje niektóre z wyników, w tym szczegóły dotyczące narodzin i śmierci gwiazd, jak również bardziej odległego wszechświata.

Dla starszych uczniów (16+) artykuł jest idealny na lekcje fizyki, podczas których może zostać wykorzystany do zajęć dotyczących astrofizyki (życie gwiazd, obiekty kosmiczne, Wielki Wybuch), optyki a nawet fizyki kwantowej (zakres spektralny, relacja pomiędzy długością fali a energią, fale EM), masy czy grawitacji. Może również zostać wykorzystany na lekcjach geografii dotyczących wszechświata, Układu Słonecznego i obiektów kosmicznych.

Aby artykuł był bardziej przystępny dla młodszych ucznió1)w (10-15 lat), nauczyciel może wybrać jego fragmenty do dyskusji.
Artykuł może być też przydatny na lekcji języka angielskiego lub – gdy zostanie przetłumaczony – niemieckiego, francuskiego czy innych języków. Artykuł nie jest nazbyt techniczny, więc mogą go wykorzystać nawet nauczyciele nie obeznani z fizyką.

Artykuł może również zostać wykorzystany jako przyczynek do dyskusji na poniższe tematy:

  1. Opisz europejskie misje kosmiczne XMM-Newton oraz INTEGRAL.
  2. Omów spektrum elektromagnetyczne (w tym światło widzialne, podczerwień i nadfiolet).
  3. Jaka jest zależność pomiędzy długością fali, energią i częstotliwością?
  4. Dlaczego poza obserwatoriami ziemskimi potrzebujemy obserwatoriów kosmicznych?
  5. Dlaczego źródła świecące najjaśniej w zakresie gamma są cieplejsze niż te, które świecą najjaśniej w zakresie rentgenowskim?
  6. Czym są podwójne układy rentgenowskie?
  7. Co może się stać z masywną gwiazdą pod koniec jej życia?

Gerd Vogt, Higher Secondary School for Environment and Economics, Yspertal, Austria




License

CC-BY-NC-ND