|
по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу |
<< 2. Ультрафиолетовая и оптическая ... | Оглавление | 4. Инфракрасная и субмиллиметровая >>
Разделы
3. Рентгеновская астрономия
3.1. Компактные источники
До 1968 г. астрономы и не пытались искать рентгеновское излучение от несолнечных источников. В самом деле, потоки рентгена от нормальных звезд типа Солнца были в тысячи раз меньше, чем позволяла регистрировать имевшаяся тогда в распоряжении астрофизиков аппаратура, поднимаемая на ракетах и спутниках. Искать же "рентгеновские звезды" казалось бесперспективным. Ведь для излучения рентгена требуются температуры в миллионы и десятки миллионов градусов. Нормальная звезда с радиусом порядка солнечного и с такой температурой поверхности будет излучать в миллиарды раз мощнее Солнца - как целая галактика!
Рентгеновские источники были открыты в 1968 г. случайно в ракетном эксперименте американских физиков Бруно Росси и Риккардо Джиаккони, которые хотели обнаружить рентгеновскую люминесценцию лунной поверхности под действием космических лучей. Используя рентгеновский гейгеровский счетчик диаметром всего 1 см, они обнаружили на небе в созвездии Скорпиона рентгеновский источник с потоком 20 фотонов/(см2 с) в спектральном диапазоне 0.15-0.6 нм (2-8 кэВ). Источник располагался далеко от галактического экватора. При расстоянии до него в 100 пк его светимость превышала бы полную светимость Солнца почти в миллион раз. Это было фантастическим открытием! Вскоре Росси и Джиаккони повторили эксперимент со счетчиком в 10 раз большей площади и обнаружили несколько новых рентгеновских источников раз в 10 слабее первого источника в Скорпионе. Их стали именовать по созвездиям и по относительной яркости в пределах каждого созвездия. Первый назвали Sco X-1, что значит "ярчайший рентгеновский источник в созвездии Скорпиона" (рентгеновские лучи в США называют Х-гау).
В 1972 г. под руководством Р. Джиаккони был осуществлен запуск специального рентгеновского спутника "Ухуру" с двумя рентгеновским детекторами площадью 880 см2 каждый. С его помощью было обнаружено свыше 300 источников. Поиски оптических партнеров рентгеновских источников вскоре увенчались успехом. Сравнительно яркий источник Her X-1 был отождествлен с известной переменной звездой HZ Геркулеса. Это как Розетский камень позволило понять природу источников такого типа. Некоторые из них, например, Таи Х-1 (Крабовидная туманность), были отождествлены с остатками вспышек сверхновых звезд. Был найден и первый внегалактический источник- ярчайший квазар ЗС 273. Некоторые были отождествлены с ближайшими галактиками и скоплениями галактик.
В целом среди рентгеновских источников, открытых "Ухуру", преобладали галактические объекты, на что указывала их концентрация к плоскости и к центру Галактики. Это означало, что они расположены на больших расстояниях от Солнца, и мы видим их существенную часть, а не только ближайшие к нам. В противном случае мы бы наблюдали их изотропное (равномерное) распределение по небу. Среди открытых рентгеновских источников были обнаружены переменные объекты типа Her X-1, которые имеют два периода - один короткий (секунды) и второй длинный (многие часы или даже дни). Совпадение периода источника Her X-1 с периодом затменной звезды HZ Her позволило выдвинуть гипотезу, что все источники такого типа принадлежат двойным звездам, один компонент у которых - нормальная звезда (голубой или красный гигант), а второй - компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра).
Дальнейшие наблюдения и теоретические исследования помогли понять, что вещество из атмосферы нормальной звезды падает на компактный объект и образует вокруг него аккреционный диск. Быстрое орбитальное движение газа в диске и взаимное трение его слоев повышают температуру газа до миллионов Кельвинов и делают его источником рентгеновского излучения. Если компактным объектом является нейтронная звезда, то ионизованный газ из внутренней части диска захватывается е магнитным полем и выпадает на магнитные полюса. Нечто похожее происходит с солнечным ветром и геомагнитным полем, а заканчивается полярными сияниями.
Магнитное поле нейтронных звезд весьма велико (
1012 гаусс), оно
легко управляет движением плотного и невероятно тяжелого газа. Вблизи
полюсов нейтронной звезды образуются два газовых столба - аккреционные
колонки - диаметром около 1 км и высотой в сотни километров. Оседающее в них
вещество выделяет громадную энергию, в 103-106 раз превышающая
полную светимость Солнца. Этот механизм преобразования гравитационной
энергии в излучение - самый эффективный из механизмов переработки массы в
энергию, в 10 раз более эффективный, чем протекающие в недрах звезд
термоядерные реакции. Его эффективность может достигать 15% от полной
энергии Е = mc2. Такова природа компактных рентгеновских источников.
3.2. Межгалактический газ
Одним из важнейших результатов рентгеновской астрономии стало открытие теплового рентгеновского излучения крупных скоплений галактик, излучаемое горячим межгалактическим газом. Спектр этого излучения дал возможность определить температуру газа: она оказалась очень велика, около 108 К. Рентгеновская светимость каждого скопления позволила определить массу и среднюю плотность газа в нем. Хотя плотность оказалась весьма малой (10-4-10-6 протонов/см3), но из-за громадного объема скоплений масса горячего газа в них очень значительна. [Возникает вопрос - является ли этот газ "строительным мусором", оставшимся после формирования галактик, или он был выброшен из галактик в процессе их эволюции?
В первом случае газ должен состоять из водорода и гелия, так как в эпоху образования галактик более тяжелых элементов практически еще не было (они появились позже в результате горения водорода в недрах звезд). Во втором случае межгалактический газ в скоплениях должен иметь нормальный химический состав, сходный с составом Солнца. Наблюдения подтвердили именно это предположение: в рентгеновском спектре межгалактического газа была обнаружена линия излучения железа, что и решило вопрос о его происхождении. По-видимому, этот газ был выброшен из галактик в период их молодости, под действием частых взрывов сверхновых звезд. Полная масса этого газа обычно составляет 10-50% от массы звезд, входящих в галактики скопления. Но даже их совместного тяготения не достаточно, чтобы удержать в скоплении быстро движущиеся галактики. Поэтому кроме звездных галактик и межгалактического газа в крупных скоплениях галактик должно быть и неизвестное пока "скрытое" вещество.
3.3. Гамма-всплески
Замечательным открытием рентгеновской астрономии было обнаружение в 1972 г. космических рентгеновских и гамма всплесков. Суть явления в том, что неожиданно на небе возникает ярчайший источник рентгеновского и гамма излучения, который через несколько секунд или десятков секунд гаснет. Форма кривых блеска этих всплесков никогда не повторяется. При нынешней чувствительности рентгеновской аппаратуры их вспышки регистрируются примерно раз в сутки. На сегодня уже обнаружено свыше 2000 таких событий. Самое замечательное, что они равномерно распределены по небесной сфере. Не наблюдается их концентрация ни к плоскости, ни к центру Галактики, ни к каким-либо другим точкам или линиям на небесной сфере. Спектры этих всплесков также весьма разнообразны. К сожалению, точность определения небесных координат тысяч всплесков порядка 2o и лишь для нескольких десятков всплесков достигает минут или секунд дуги, что до последнего времени не позволяло отождествить эти таинственные короткоживущие объекты ни с какими известными астрономическими объектами.
Существенный сдвиг произошел лишь в 1998 г. когда на итало-голландском спутнике BeppoSAX одновременно с гамма-всплеском зарегистрировали его мягкое рентгеновское излучение и по нему определили координаты вспыхнувшего источника с точностью в несколько угловых минут. Это позволило уже через несколько часов навести на это место неба большие оптические телескопы и, наконец-то, зарегистрировать объект в оптике (см. подробнее в главе "Двойные звезды", раздел Гравитационные волны и гамма-всплески). В другом случае автоматический наземный телескоп (ROTSE), специально построенный для этой цели, зарегистрировал одновременно с рентгеновской и оптическую яркую вспышку (8m), которая наблюдалась в течение многих дней на больших наземных телескопах, когда ее блеск упал до 20m. Таких эффектов послесвечения сегодня уже известно свыше десяти. Для некоторых их них были найдены и "родительские" очень слабые (27m) галактики.
По спектрам оптического послесвечения на крупнейшем в мире 10-метровом телескопе Кека было измерено красное смещение (z) объектов и тем самым определено их расстояние. Оно оказалось огромным (z > 1). По расстоянию и наблюдаемому в рентгене и оптике блеску вычислили мощность (светимость) всплесков. Она оказалась фантастической - 1047 Вт, что вполне соизмеримо со светимостью всех звезд Вселенной во всем диапазоне электромагнитных волн! В оптике светимость вспыхнувшего источника составляет лишь 10-5 от его рентгеновского потока. Таким образом, пока торжествует внегалактическая гипотеза происхождения этих самых таинственных объектов современной астрофизики. Она без труда объясняет изотропное распределение всплесков по небу. Осталось только понять их физическую природу и, в первую очередь, их огромную, фантастическую светимость.
Из рассказанного ясно, что сегодня орбитальные рентгеновские обсерватории дают значительную долю новых наблюдательных фактов для астрофизики. Высокие затраты на создание рентгеновских спутников, подобных недавно запущенным "Чандра" и ХММ, стоимость каждого из которых превышает миллиард долларов, окупаются высокой ценностью полученных с их помощью данных. Отечественная наука также внесла значительный вклад в развитие рентгеновской астрономии. В нашей стране были запущены специализированные рентгеновские аппараты "Астрон" (1983 г.), "Мир-Квант" (1987 ), "Гранат" (1989 г.). Готовятся к запуску и более совершенные отечественные и международные рентгеновские обсерватории.
3.4. Гамма-астрономия
Фотоны с энергией выше 100 кэВ принято относить к гамма-диапазону. От этой весьма условной границы и до 10 МэВ лежит "мягкий гамма-диапазон", от 10 до 100 МэВ - "средний", а свыше 100 МэВ - "жесткий". Все это излучение поглощается в земной атмосфере на высотах 35-40 км. Фотоны столь высоких энергий могут рождаться при ядерных взаимодействиях высокоэнергичных частиц с веществом. Такие процессы происходят при попадании космических лучей в плотную межзвездную среду, а также при взрывах сверхновых звезд. Наблюдаемые потоки жестких гамма-фотонов очень малы. Самые яркие источники дают у Земли поток 10-5-10-6 фотон/(см2 с). Для их регистрации требуются детекторы с площадью порядка 1 м2 и экспозиции в несколько дней. Аппаратура для этих исследований подобна той, что используют в ядерно-физических экспериментах на ускорителях заряженных частиц (с массой в несколько тонн).
Для низких энергий, как правило, используют сцинтилляционные детекторы. Это кристаллы NaI(TI) или CsI(TI) площадью в несколько сотен см2. При поглощении в них гамма-фотонов генерируются фотоны видимого или УФ света, которые регистрируют фотоэлектронными умножителями (ФЭУ). Количество фотонов видимого диапазона прямо пропорционально энергии поглощенного гамма-кванта, поэтому можно определить и спектр источника. В качестве "объектива", выделяющего на небе тот или иной источник, применяют сотовые коллиматоры из вольфрама или свинца, просто ограничивающие поле зрения детектора. Для учета фона от заряженных частиц космических лучей детектор окружают экранами из кристалла NaI или CsI. Снимаемый с них сигнал (с помощью дополнительного или того же ФЭУ) подается на схему антисовпадений, которая блокирует паразитные импульсы от заряженных частиц. Для гамма-квантов этот экран почти полностью прозрачен.
В области энергий свыше 30 МэВ применяют искровые камеры, регистрирующие каждый гамма-фотон. Принцип работы этой камеры таков. Космический фотон попадает в металлический конвертор (молибденовый или вольфрамовый лист), в котором рождается пара - электрон-позитрон. Эти частицы пролетают через камеру, наполненную инертным газом (ксеноном или криптоном), в которой расположены плоские электроды из металлической тонкой фольги. Проходя через камеру, частицы оставляют за собой "ионизационный след" - цепочку ионизованных атомов газа. В этот момент на электроды пода тся импульс высокого (20 кВ) напряжения, и между ними вдоль ионизационного следа проскакивает искра, которую регистрирует фото- или телекамера. Биссектриса между треками частиц указывает направление прилета гамма-фотона. В конце пути электрон-позитронную пару поглощает "бутерброд" из свинца и сцинтиллятора, яркость вспышки в котором пропорциональна энергии гамма-кванта. Таким образом, искровая камера регистрирует как энергию каждого фотона, так и направление его прихода. При полезной площади детектора около 1 м2 такой прибор весит свыше тонны, а его габариты более 3-5 м3. Но даже при такой площади детектора время экспозиции составляет много дней. Поле зрения искровой камеры довольно велико, порядка 30-40o.
Каковы же результаты исследований в гамма-диапазоне? К настоящему времени на орбиту было запущено не более 5-7 аппаратов с гамма-телескопами (COS-B, SAS-2, "Гамма-1", GRO и еще несколько с меньшими приборами. В гамма-диапазоне хорошо прослеживается галактическая плоскость, где расположены остатки сверхновых и газо-пылевые комплексы. Однако, большинство из нескольких десятков гамма-источников до сих пор не отождествлены с объектами, известными в других диапазонах спектра. Хорошо наблюдаются туманности Краб, Паруса (Vela) и несколько других, более старых остатков сверхновых. Отождествлено несколько квазаров, среди них ближайший квазар ЗС 273. Наиболее успешно работает обсерватория GRO им. Комптона (США, 1992 г.) с несколькими гамма-телескопами на борту. Стоимость таких сложных и многотонных обсерваторий очень велика, более миллиарда долларов.
<< 2. Ультрафиолетовая и оптическая ... | Оглавление | 4. Инфракрасная и субмиллиметровая >>
|
Публикации с ключевыми словами:
внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории
Публикации со словами: внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
