Тисячоліття людської історії були й тисячоліттями розвитку оптичної астрономії. І лише за останні 50 років ми змогли побачити Всесвіт у найширшому діапазоні довжин хвиль — від радіо-, інфрачервоного та ультрафіолетового до рентгенівського й гамма-діапазонів.
Довжина хвилі радіовипромінювання може становити кілька метрів, тоді як для найкороткохвильовішого випромінювання, досліджуваного сучасними телескопами, вона не перевищує 10 –17 см. Характерна енергія фотонів при цьому змінюється майже на 20 порядків величини. І в кожному з цих діапазонів енергій картина Всесвіту виявляється такою ж насиченою та цікавою, як і в оптичному.
Рис. 1. Карта всього неба в діапазоні енергій 20–50 кеВ, отримана обсерваторією «Інтеграл». Яскраві точки — найпотужніші джерела рентгенівського випромінювання в Галактиці. Карту побудовано в галактичних координатах так, що центр Галактики відповідає середині карти. Чорні плями неправильної форми — ділянки неба, які обсерваторія ще не спостерігала. Сукупність яскравих джерел, що утворюють смугу вздовж площини Галактики, — це знайомий нам Чумацький Шлях, але в жорсткому рентгенівському випромінюванні.
Жорсткий рентгенівський і гамма-діапазон, що відповідають характерним енергіям фотонів від 10 –8 ерг до 10 –5 ерг, посідають особливе місце. Насамперед це пов’язано з природою астрономічних джерел, здатних утворювати випромінювання з такими високими енергіями. Серед них такі компактні й масивні об’єкти, як чорні діри, нейтронні зорі та білі карлики. Наприклад, типова нейтронна зоря в нашій Галактиці за маси на 40% більшої, ніж маса Сонця, має розмір порядку 10 км. Речовина, що падає на таку зорю, може розігрітися до колосальних температур, достатніх для виникнення рентгенівського випромінювання. Крім того, багато ядерних перетворень речовини відбуваються з випромінюванням квантів, що мають певні енергії, які потрапляють у діапазон від кількох сотень кеВ до кількох МеВ. Наприклад, перетворення радіоактивного ізотопу кобальту 56Со, що виникає під час вибухів наднових, на звичне нам залізо (56Fe) супроводжується випромінюванням ліній з енергією 847 кеВ і 1,23 МеВ. Побачити такі лінії означає краще зрозуміти процес виникнення багатьох хімічних елементів у надрах зір. Саме такі завдання стоять перед обсерваторією «Інтеграл» (INTEGRAL, International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), яка є спільним проєктом Європейського космічного агентства, федерального космічного агентства РФ і Національного управління США з аеронавтики та дослідження космічного простору. Супутник було виведено на орбіту російською ракетою-носієм «Протон» 17 жовтня 2002 р., відтоді він успішно працює і щодня передає на Землю нову інформацію. Російські вчені мають пріоритетні права на використання чверті всього спостережного часу обсерваторії.
Діапазон енергій, у якому працюють основні прилади обсерваторії, простягається від кількох кеВ до кількох МеВ. Фотони з такою енергією можуть легко проникати крізь товщі пилу та газу, що приховують від нас багато унікальних об’єктів нашої Галактики, наприклад, її центральну зону. В оптичному діапазоні випромінювання з цієї області до нас не доходить, оскільки пил послаблює оптичний потік у 1020 разів, а випромінювання в жорсткому рентгенівському та м’якому гамма-діапазонах практично не чутливе до нього. Водночас через високу проникну здатність жорсткого рентгенівського випромінювання майже неможливо виготовити дзеркало, здатне сфокусувати таке випромінювання, оскільки воно не відбивається від дзеркала, а проникає в нього. Альтернативою дзеркалам у жорстких рентгенівських променях є «кодуючі» (тіньові) маски. Над детектором рентгенівських променів установлюють пластину з вольфраму (маску) завтовшки кілька сантиметрів, у якій прорізано велику кількість отворів. Рентгенівське випромінювання проходить крізь ці отвори, і на поверхні детектора виникає картина яскравих плям, розташування яких залежить від координат джерела випромінювання. Іншими словами, можна сказати, що маска відкидає «тінь» на детектор. Подальший комп’ютерний аналіз тіні дає змогу відновлювати зображення неба (рис. 1). Метод кодованих масок добре знайомий астрофізикам у Росії. Його також використовували у двох інших російських орбітальних обсерваторіях — «Рентген» (на модулі «Квант» станції «Мир») і «Гранат».
Народження і загибель позитронів
Один з основних телескопів обсерваторії «Інтеграл», спектрометр SPI на основі кристалів германію високої чистоти, здатний реєструвати емісійні лінії на енергіях сотень і тисяч кеВ. Ці лінії — прямі джерела інформації про ядерні перетворення речовини в Галактиці. Найяскравішою з них у гамма-діапазоні є лінія анігіляції електронів та їхніх античастинок, позитронів, на енергії 511 кеВ. Позитрони (антиелектрони) народжуються і на Землі, і в космосі. Зіткнення позитрона зі звичайним електроном може призвести до анігіляції — зникнення цих двох частинок і народження замість них двох або трьох гамма-квантів. Коли під час анігіляції позитрона й електрона народжуються два фотони, то кожен із них забирає енергію, що дорівнює масі спокою електрона або позитрона, — 511 кеВ. Особливо сильне випромінювання в цій лінії йде з центральної зони нашої Галактики (рис. 2), де щосекунди народжуються і зникають понад 1043 позитронів. Незважаючи на те, що вперше лінію 511 кеВ виявили у випромінюванні центральної зони Галактики понад 30 років тому, однозначної відповіді щодо природи анігіляційного випромінювання досі немає, оскільки утворення позитронів можуть забезпечити відразу кілька конкуруючих фізичних механізмів.
Рис. 2. Карта неба в анігіляційному випромінюванні електрон-позитронних пар. Яскрава пляма в центрі означає, що в центральній області нашої Галактики щосекунди анігілює понад 10 43 позитронів (угорі).
Спектр анігіляційного випромінювання центральної зони Галактики. Червона крива показує внесок парапозитронію, синя — ортопозитронію (внизу).
Найприродніший механізм — народження позитронів під час ядерних перетворень речовини, наприклад, під час розпаду радіоактивних ізотопів 26Al або 56Со, що виникають під час спалахів наднових або нових зір. Ніхто не сумнівається, що такий процес справді відбувається в Галактиці, але невідомо, чи забезпечує він домінантний внесок у спостережуване анігіляційне випромінювання. Наприклад, важливим постачальником ізотопу 26Al є спалахи наднових другого типу (кінцевої стадії еволюції масивних зір), які «живуть» головним чином у диску нашої Галактики. Можна було б припустити, що диск Галактики і має бути особливо яскравим в анігіляційному випромінюванні. Однак карти, отримані обсерваторією, радше свідчать про те, що найпотужнішим джерелом позитронів є не диск Галактики, а її центральна область, де мало масивних зір (рис. 2). З цього погляду перевагу має гіпотеза, згідно з якою позитрони породжуються термоядерними вибухами значно менш масивних і старіших зір. Були й сміливіші припущення, наприклад, що позитрони народжуються під час взаємодії космічних променів з нейтральним або молекулярним газом чи в найближчих околицях чорних дір або нейтронних зір. Але найекзотичнішою стала гіпотеза, згідно з якою позитрони народжуються під час анігіляції частинок темної матерії, чия густина має бути максимальною в центральній зоні Галактики. Концепція «темної» матерії виникла в астрофізиці досить давно — вимірювання мас галактик та їхніх скупчень незмінно приводили до значень, що значно перевищують масу зір і газу, видимих за допомогою телескопів. Сучасна астрофізика постулює наявність слабковзаємодіючих частинок (темної матерії): речовини, яка має масу, але яку неможливо (або складно) побачити. Хоча природу темної матерії поки що зрозуміло недостатньо, теорія допускає, що вона може породжувати й позитрони. Вищесказане передбачає перегляд багатьох загальноприйнятих поглядів у сучасній фізиці, але саме тому гіпотеза і цікава.
Рис. 3. Позитрон і електрон разом можуть утворити подобу атома водню, де роль протона виконує позитрон. Такий «атом» називають позитронієм. Проіснувавши мізерну частку секунди, позитроній анігілює з утворенням двох або трьох фотонів, залежно від того, як були зорієнтовані спіни частинок у позитронії. При загибелі парапозитронію (ліворуч) утворюються два фотони з енергією 511 кеВ. А для ортопозитронію закони збереження кутового моменту забороняють його розпад на два кванти, і він розпадається з утворенням трьох фотонів. Телескоп SPI бачить випромінювання кожного виду позитронію.
Одним з етапів на шляху до розуміння природи позитронів у Галактиці стало дослідження параметрів середовища, у якому відбувається анігіляція позитронів. Практично всі процеси народження позитронів приводять до утворення «гарячих» позитронів, тобто частинок, чия кінетична енергія порівнянна з їхньою масою спокою або перевищує її. При цьому ймовірність анігіляції досить мала, і позитрони, як правило, встигають втратити значну частину своєї енергії до того, як відбудеться анігіляція. Час між народженням та анігіляцією може становити від десятків тисяч до мільйонів років, протягом яких позитрон дрейфує від місця свого народження до місця зникнення. Якщо речовина навколо позитрона досить холодна, то до анігіляції позитрон захоплює електрон і утворює так званий «позитроній» (аналог атома водню), у якому роль позитивно зарядженого ядра (протона у випадку атома водню) виконує позитрон. Проіснувавши недовго, позитроній зрештою анігілює, випускаючи жорсткі гамма-промені. Розрізняють два типи позитронію — парапозитроній та ортопозитроній, що відрізняються взаємною орієнтацією спінів електрона й позитрона. Парапозитроній породжує два фотони з енергією 511 кеВ, тоді як ортопозитроній анігілює з утворенням трьох фотонів різних енергій. У результаті для спостерігача із Землі спектр анігіляційного випромінювання розпадається на дві компоненти. Перша — вузька лінія з енергією 511 кеВ, а друга — неперервний спектр за нижчих енергій, пов’язаний з анігіляцією ортопозитронію (рис. 2 і 3). Альтернативою анігіляції через утворення позитронію є пряма анігіляція, коли електрон і позитрон гинуть «на льоту», породжуючи два фотони. Виявляється, частка прямих анігіляцій і ширина лінії 511 кеВ, яка при цьому виникає, чутливі до температури середовища та ступеня його іонізації. Спектрометр SPI виконав рекордні за точністю вимірювання спектра анігіляційного випромінювання. З’ясувалося, що дані спостережень найкраще узгоджуються з анігіляцією позитронів у «теплій» фазі міжзоряного середовища з характерною температурою близько 8 тис. K і ступенем іонізації середовища близько 10%. Середовище з такими параметрами справді часто трапляється в Галактиці, і на нього припадає значна частка маси газу. А ось у найгарячішій фазі міжзоряного середовища, яка має температуру близько мільйона градусів і заповнює значний об’єм, анігіляція майже не відбувається — частка позитронів, що гинуть у цій фазі, не перевищує 10%.
Крім того, вимірюючи енергію анігіляційної лінії та її ширину, ми можемо сказати, що позитрони гинуть у середовищі, яке як ціле рухається відносно Землі зі швидкістю, що не перевищує 40–50 км/с. Справді, виміряна енергія центра лінії з дуже високою точністю збігається з енергією спокою електрона/позитрона: E/mc2 = 0,99991±0,00015. За загальної швидкості руху середовища відносно нас понад 50 км/с ефект Доплера спричинив би значнішу розбіжність. Так само спостережувана ширина лінії показує, що розкид внутрішніх швидкостей у середовищі не перевищує 800 км/с.
Усі факти свідчать про те, що утворення позитронів не пов’язане з наймасивнішими зорями в диску Галактики. Спостережуване анігіляційне випромінювання концентрується в її центральній області розміром близько кілопарсека. При цьому анігіляція відбувається, найімовірніше, у дифузному середовищі. Моделі, що пов’язують позитрони з маломасивними зорями або темною матерією, видаються кращими. Завдання, яке зараз стоїть перед обсерваторією, — спробувати знайти надійні свідчення за чи проти запропонованих моделей.
Нейтронні зорі в зоряному вітрі
Одним із несподіваних і цікавих результатів, отриманих обсерваторією, стало відкриття нового класу рентгенівських джерел, що дістали назву «поглинутих».
Рис. 4. Спектр першого «поглинутого» джерела IGR J16318–4848, відкритого обсерваторією «Інтеграл». Жорстка частина спектра (E > 20 кеВ) отримана за допомогою телескопа IBIS обсерваторії «Інтеграл» (сині точки); спектр нижче 20 кеВ побудовано за даними обсерваторії RXTE (червоні точки). Нижче 10 кеВ випромінювання практично повністю поглинуте, що й зумовило назву цього класу об’єктів.
У нашій Галактиці найяскравіші джерела рентгенівського випромінювання — це особливий клас подвійних зоряних систем, у яких один із компаньйонів є звичайною зорею, як наше Сонце, а другий — компактним об’єктом: чорною дірою або нейтронною зорею. Речовина зі звичайної зорі захоплюється гравітаційним полем компактного об’єкта й падає на нього, виділяючи при цьому величезну кількість енергії, аж до 10–50% енергії спокою речовини, що падає E = mc2. При цьому вона розігрівається до температур у десятки й сотні мільйонів градусів і стає потужним джерелом рентгенівського випромінювання. Сотні подібних об’єктів відкрив один із перших спеціалізованих рентгенівських супутників «Ухуру» (у перекладі із суахілі — «свобода», запущений у Кенії) у 70-х рр. минулого століття. Однак джерело IGR J16318–4848 (цифри, що нагадують телефонний номер, указують на положення джерела на небі), відкрите обсерваторією, виявилося зовсім іншим. У жорстких рентгенівських променях це яскраве джерело, але що нижча енергія фотонів, то слабшим воно стає. У результаті численні спостереження тієї самої ділянки неба супутниками, які працюють у стандартному рентгенівському діапазоні (як, наприклад, згадана вище обсерваторія «Ухуру»), просто не могли виявити подібний об’єкт. Дуже характерна форма спектра джерела IGR J16318–4848 означає, що за низьких енергій випромінювання поглинається газом або пилом (рис. 4). За першим «поглинутим» джерелом з’явилося друге, третє, і на цей час обсерваторія відкрила вже понад десяток представників цього унікального класу об’єктів.
Рис. 5. Схематичне зображення «поглинутого» рентгенівського джерела, компактним об’єктом у якому є молода нейтронна зоря з магнітним полем. Потужний зоряний вітер оптичної зорі живить акрецію на нейтронну зорю з магнітним полем і водночас створює оболонку, у якій поглинається м’яке рентгенівське випромінювання, що виходить із магнітних полюсів нейтронної зорі.
Природа джерел стала зрозумілою після дослідження в широкому діапазоні довжин хвиль (від радіо- до жорсткого рентгенівського діапазону). Було виявлено, що рентгенівський потік значної частини нових джерел зазнає регулярних коливань із періодом у сотні секунд. Те, що період таких коливань із високою точністю залишається сталим, указує на те, що компактним об’єктом у подвійній системі є нейтронна зоря із сильним магнітним полем (>1012 Гс). Настільки сильне поле змушує речовину, яка падає на нейтронну зорю й дає рентгенівське випромінювання, збиратися в трубки та канали поблизу магнітних полюсів зорі. Обертання зорі спричиняє спостережувані пульсації. Принциповим для розв’язання питання про природу цих об’єктів є сильне поглинання. Новий клас джерел, відкритий обсерваторією, — це, найімовірніше, молоді зоряні системи, у яких маса звичайної зорі в багато разів перевищує масу Сонця. Масивні зорі мають потужний зоряний вітер, що витікає з їхньої поверхні й оточує нейтронну зорю щільним шаром речовини, яка поглинає випромінювання (рис. 5). За вищих енергій поглинання в зоряному вітрі слабшає і джерело стає яскравим.
Термоядерні реакції, що відбуваються в надрах зір, забезпечують енергією і наше Сонце, і масивніші зорі, але в останніх термоядерне горіння відбувається значно ефективніше. Наприклад, зоря, у 10 разів масивніша за Сонце, щосекунди виробляє в 10 тис. разів більше енергії, ніж Сонце. Дуже масивні зорі швидко витрачають свій запас термоядерного пального й живуть порівняно недовго. Те, що відкриті обсерваторією джерела входять до подвійних систем із дуже масивними зорями, означає, що вони утворилися 10 млн років тому. Області Галактики, де спостерігається інтенсивне зореутворення, добре відомі. Насамперед ідеться про спіральні рукави Галактики, де збурення густини, що поширюються в газі, спричиняють нестійкості, які ведуть до формування зір. Подібні рукави добре видно на знімках багатьох спіральних галактик, наприклад у галактиці Туманність Андромеди. Порівняння карти рукавів нашої Галактики та розподілу «поглинутих» джерел справді показало, що вони тяжіють до галактичних рукавів. Це розвіяло останні сумніви щодо того, що обсерваторія виявила нову популяцію дуже молодих і потужних рентгенівських джерел, прихованих хмарою зоряного вітру від телескопів, які працюють за нижчих енергій.
Гіганти й карлики
Справді яскравих рентгенівських джерел — чорних дір або нейтронних зір, які активно поглинають речовину із сусідньої зорі-компаньйона, — у Галактиці порівняно небагато, не більш як кілька сотень. Але саме ці джерела забезпечують понад 95% рентгенівського випромінювання Галактики. Це справжні гіганти у світі рентгенівських джерел, особливо порівняно з оптичним діапазоном, у якому світність Галактики визначається сукупністю 100 млрд зір, подібних до Сонця. Природа решти кількох відсотків повного рентгенівського випромінювання Галактики тривалий час залишалася загадкою.
Уже понад 20 років тому було виявлено, що поряд із яскравими рентгенівськими джерелами, про які йшлося вище, уся галактична площина є джерелом слабкого рентгенівського випромінювання. Спроби «побачити», що випромінювання створюється сукупністю компактних рентгенівських джерел, не дали результатів. Навіть за найвищої чутливості та кутової роздільної здатності телескопи бачили лише слабке й протяжне світіння, що йшло від площини Галактики. Дослідники припустили, що спостережуване випромінювання народжується в гарячій і розрідженій плазмі, яка заповнює значний об’єм у диску Галактики, про що свідчили спостереження спектра випромінювання диска, який має всі характеристики випромінювання гарячої плазми. Практично єдиною, але надзвичайно серйозною проблемою в цьому підході було те, що, судячи зі спостережуваного спектра, ця плазма має бути розігріта до температури близько 100 млн °C. Гравітаційне поле Галактики не здатне втримати в диску плазму з такою температурою, отже, плазма має постійно витікати з диска Галактики, забираючи із собою величезну кількість енергії. Для підтримання концентрації плазми в диску Галактики потрібне джерело енергії, що на кілька порядків перевищує очікуване енерговиділення під час вибухів наднових, якщо наші оцінки частоти їхніх появ правильні. Ще екзотичнішим видається припущення про якесь принципово нове джерело енергії, яке компенсує втрати енергії плазмою, що витікає. У такому вигляді дилема природи слабкого рентгенівського світіння площини Галактики (так званий «хребет Галактики») проіснувала багато років. Але чи такий непорушний висновок про те, що світіння не пов’язане з окремими рентгенівськими джерелами? Адже цілком упевнено ми знаємо лише те, що ці гіпотетичні джерела не можуть бути надто яскравими (зі світністю більшою за 1035 ерг/с), інакше їх уже виявили б.
Рис. 6. Карта випромінювання хребта Галактики, отримана обсерваторією «Інтеграл». Контурами показано розподіл поверхневої яскравості Галактики в ближньому інфрачервоному діапазоні, який добре відстежує розподіл зір.
Телескопи обсерваторії «Інтеграл» виявилися якнайкраще пристосованими для дослідження природи хребта Галактики в жорсткому рентгенівському діапазоні. Справді, світіння хребта Галактики дуже слабке, а отже, щоб зібрати великий потік від нього, телескоп має мати широке поле зору (наприклад, таке, як у телескопа IBIS обсерваторії «Інтеграл», 29×29 градусів). Водночас необхідно позбутися внеску яскравих галактичних джерел, на тлі яких випромінювання галактичної площини практично не видно. Усі ці завдання можна успішно розв’язати за допомогою обсерваторії «Інтеграл». Обсерваторія методично оглядала одну ділянку площини Галактики за іншою, віднімаючи внески найяскравіших джерел і накопичуючи інформацію про випромінювання хребта. Результатом цих спостережень став однозначний висновок: розподіл слабкого рентгенівського світіння площини Галактики точно відповідає розподілу інфрачервоного випромінювання, створюваного звичайними зорями типу Сонця (рис. 6). Іншими словами, існує пряма пропорційність між кількістю зір у певному об’ємі й рентгенівським випромінюванням цього самого об’єму. Отже, замість припущення про дифузне випромінювання розрідженої плазми на перший план виходить гіпотеза про те, що рентгенівське випромінювання пов’язане з особливим підкласом зір або зоряних систем, які є дуже слабкими рентгенівськими джерелами. Але якщо це так, то подібні системи, причому в чітко визначеній пропорції, можна виявити й у «найближчих» — у межах сотні парсеків — околицях Сонця, де ми знаємо наперелік навіть слабкі джерела рентгенівського випромінювання. І справді, докладний аналіз отриманих даних показав, що в наших околицях зорі з активними коронами та білі карлики, що акреціюють, зі світностями на рівні 1030–1033 ерг/с дають рівно стільки рентгенівського випромінювання, скільки потрібно, щоб пояснити слабке світіння хребта Галактики. У жорсткому рентгенівському діапазоні, там, де працюють основні інструменти обсерваторії, головний внесок у фонове випромінювання дають білі карлики, що акреціюють. За результатами, отриманими обсерваторією, можна оцінити їхню загальну кількість у Галактиці — кілька мільйонів. Саме така кількість дуже слабких джерел і стала реальною альтернативою гіпотезі про дифузну природу хребта Галактики.
Рис. 7. Речовина, що падає на білий карлик із великих відстаней, розганяється до швидкостей у тисячі кілометрів за секунду. Удар об поверхню білого карлика створює ударну хвилю, яка розігріває речовину до сотень мільйонів градусів. Рентгенівське випромінювання мільйонів таких джерел реєструється приладами обсерваторії «Інтеграл» як слабке світіння хребта Галактики.
Виявилося, що й проблема форми спектра рентгенівського випромінювання розв’язується майже автоматично. Типовий білий карлик має масу порядку маси Сонця та радіус близько 10 тис. км. Неважко підрахувати, що речовина, яка падає на поверхню білого карлика, може розігнатися до швидкості порядку кількох тисяч кілометрів за секунду. Зіткнення з поверхнею карлика (рис. 7) призводить до розігрівання речовини до температури близько сотні мільйонів градусів — саме така температура й потрібна для пояснення форми рентгенівського спектра хребта Галактики. Тобто джерелом світіння справді виявилася гаряча плазма, але її втримує не слабке тяжіння Галактики, а потужне гравітаційне поле білих карликів; проблема утримання плазми зникає сама собою.
Отже, гіпотеза про те, що мільйони вкрай слабких джерел забезпечують рентгенівське світіння площини Галактики, виявилася дуже плідною. Залишилося небагато — спробувати безпосередньо побачити, що випромінювання хребта Галактики справді розпадається на величезну кількість окремих джерел. Таке завдання можна розв’язати сучасними телескопами, але на абсолютній межі їхніх можливостей.
Наведені вище теми автори статті досить довільно вибрали з усього різноманіття завдань обсерваторії, яка й сьогодні продовжує успішно працювати на орбіті та працюватиме ще багато років.
Про авторів:
Сергій Андрійович Гребенєв — провідний науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, доктор фізико-математичних наук.
Роман Олександрович Кривонос — науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, аспірант.
Олександр Анатолійович Лутовінов — старший науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, кандидат фізико-математичних наук.
Михайло Геннадійович Ревнівцев — старший науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, кандидат фізико-математичних наук.
Рашид Алієвич Сюняєв
— академік Російської академії наук, головний науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, науковий керівник обсерваторії «Інтеграл» від Росії, директор Інституту астрофізики імені Макса Планка.
Євген Михайлович Чуразов — провідний науковий співробітник Інституту космічних досліджень РАН, доктор фізико-математичних наук.
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):