Högenergiastrofysik och kosmologi Ulf Torkelsson. 2 Röntgenastronomi och röntgendubbelstjärnor

Transkript

1 1 Högenergiastrofysik Föreläsning 13/11 Högenergiastrofysik och kosmologi Ulf Torkelsson Högenergiastrofysik handlar främst om att observera kosmisk röntgen- och gamma-strålning. Plasmor, joniserade gaser, med temperaturer på miljontals grader sänder ut röntgenstrålning. Sådana plasmor kan förekomma runt kompakta objekt som svarta hål och neutronstjärnor, men det finns också utbredda gasmoln som fyller upp utrymmet mellan galaxerna i galaxhopar. Gammastrålning kan ha olika ursprung, en del radioaktiva atomkärnor sänder ut gammastrålning, men annan gammastrålning bildas av extremt energetiska partiklar som rör sig med hastigheter nära ljushastigheten. I det senare fallet är den stora utmaningen att lista ut hur dessa partiklar har fått sina höga energier. Vår atmosfär är ogenomskinlig för röntgen- och gammastrålning, så man studerar den med hjälp av satelliter. 2 Röntgenastronomi och röntgendubbelstjärnor Den första röntgenkällan utanför vårt solsystem, Scorpius X-1, upptäcktes 1962 av Giacconi och hans medarbetare, som hade placerat en röntgendetektor på en sondraket. Det ursprungliga skälet till att man flög sondraketen var för att leta efter röntgenstrålning från Månen. De forskare som drev projektet räknade inte med att hitta någon strålning från Månen, men de var övertygade om att man skulle hitta något som sände ut röntgenstrålning. Man kunde dock inte få pengar till att leta efter röngtenkällor, men å andra sidan var utforskningen av Månen ett prioriterat område vid den här tiden. Giacconi har också senare varit en av de pådrivande forskarna inom röntgenastronomin, och tilldelades 2002 Nobel-priset i fysik för sina insatser inom röntgenastronomin. Med hjälp av ytterligare sondraketer och senare också tidiga röntgensatelliterna som Uhuru upptäckte man sedan flera likartade röntgenkällor. Man började också kunna identifiera en del av röntgenkällorna i optiskt. Det visade sig då att flera av dem var dubbelstjärnor, vilka består av en vanlig stjärna och ett litet kompakt objekt som är antingen en neutronstjärna eller ett svart hål. Neutronstjärnor och svarta hål uppstår då tunga stjärnor dör i supernovaexplosioner. En neutronstjärna är vanligen ungefär 40 % tyngre än solen, men hela dess massa är komprimerad till en boll med en radie på bara 10 km. Vid de höga densiteter som uppstår inne i en neutronstjärna trycks elektronerna in i protonerna, som då bildar neutroner, vilka är den huvudsakliga beståndsdelen i neutronstjärnor. Det finns en övre gräns för hur tung en neutronstjärna kan bli. Om stjärnans massa överstiger två till tre solmassor, så räcker dess inre tryck inte till att för att hålla emot gravitationen, utan stjärnan måste kollapsa till ett svart hål. De svarta hålen är tyngre, men ofta mindre än neutronstjärnorna, solen skulle till exempel ha en radie på bara 3 km om den var ett svart hål. Vid så höga tätheter blir gravitationen så stark att inte ens ljuset kan lämna det svarta hålet, som därigenom blir svart. Om den vanliga stjärnan är lätt och kretsar nära det kompakta objektet, så kan gravitationen från det kompakta objektet deformera stjärnan så att massa börjar att strömma över från stjärnan till det kompakta objektet. Gasen samlas i en insamlingsskiva, en ackretionsskiva, kring det kompakta objektet. Friktionen i skivan leder till att gasen i skivan värms upp och sänder ut röntgenstrålning samtidigt som att gasen långsamt strömmar in mot det kompakta objektet. Den här formen av Roche-lob-överflöde är ett mycket effektivt sätt att överföra gas mellan två stjärnor, och därigenom alstras det stora mängder röntgenstrålning. En annan viktig effekt kommer av att den innersta delen av ackretionsskivan roterar snabbare än det kompakta objektet, vilket leder till att ackretionsskivan gradvis får det kompakta objektet att rotera allt snabbare. Om det kompakta objektet är ett svart hål går det inte direkt att mäta hur snabbt det roterar, men om det är en neutronstjärna, såkan man mäta det eftersom gasen från ackretionsskivan främst faller ned 1

2 nära de magnetiska polerna på neutronstjärnan. Då kommer vi att se hur röntgenstrålningen moduleras i takt med att polerna roterar in och ut från den delen av neutronstjärnan som vi ser. Sådana röntgenpulsarer hade man upptäckt redan på 1970-talet, men de flesta av dessa roterade mycket långsamt beroende på att de bara fångade in lite gas från stjärnvinden från en tung kompanjonstjärna, men det borde finnas neutronstjärnor som roterade mycket snabbare på grund av att de hade en omgivande ackretionsskiva. Ett lämpligt instrument för att leta efter sådana röntgenmodulationer var den europeiska EXOSAT-satelliten. Tidigare röntgensatelliter hade haft kortperiodiska banor nära jorden, så att jorden ofta skymde bort den röntgenkälla som man försökte observera, men EXOSAT fick en mycket mer utdragen bana med en längre period, så att man kunde observera samma röntgenkälla under en längre tid. EXOSAT upptäckte dock inte de regelbundna pulsationer man förväntar sig att hitta från en röntgenpulsar, utan upptäckte istället olika former av oregelbundna pulsationer med varierande frekvens, så kallade kvasiperiodiska oscillationer. Vissa typer av kvasiperiodiska oscillationer som observerades från EXOSAT kan ha frekvenser upp till 60 Hz, och man har hittat oscillationer från både dubbelstjärnor med neutronstjärnor och svarta hål. På 90-talet sköt man upp Rossi-XTE (X-ray Timing Explorer), vars huvuduppgift var att studera snabba variationer i röntgenstrålningen (Rossi kan mäta fluktuationer med frekvenser över Hz). I flera röntgendubbelstjärnor har Rossi också hitta kvasiperiodiska oscillationer på flera hundra hertz. Dessa oscillationer är betydligt mer stabila än de långsammare oscillationer som EXOSAT fann, men vår teoretiska förståelse av dem är fortfarande väldigt primitiv. Rossi-XTE stängdes av i början av Gas i galaxhopar I och med att USA 1979 sköt upp Einstein fick vi en ny generation av riktiga röntgenteleskop som kunde skapa bilder av det man såg. Tidigare röntgensatelliter hade inte använt riktiga teleskop, utan man hade bara satt en skärm med ett litet hål framför röntgendetektorn. Ett riktigt röntgenteleskop är ett spegelteleskop som utnyttjar att även röntgenstrålning kan reflekteras vid strykande infall. Teleskopet byggs då upp av flera paraboliska cylindrar som man sätter inuti varandra för att få en större spegelyta. I och med att man fick tillgång till riktiga bilder kunde man också studera svagare objekt och i synnerhet utbredda gasmoln som supernovarester. Den stora överraskningen var dock att man fann att rymden mellan galaxerna i många galaxhopar är fylld av en het gas som sänder ut röntgenstrålning. Fysiken som reglerar den här gasen är mycket komplex, och observationerna blir i många fall svårtolkade, och det är inte uppenbart om gasen har sitt ursprung i någon av de existerande galaxerna eller om det är gas som blev över när galaxerna bildades. En intressant möjlighet är att man kan använda gasen för att väga galaxhopen. I och med att gasen är så het, så skulle den strömma ut från galaxhopen om det inte fanns ett starkt gravitationsfält som höll den kvar i galaxhopen. För detta räcker det inte med gravitationen från galaxerna i galaxhopen, utan det krävs den extra gravitationen från en utbredd mörk materia i galaxhopen. Idag räknar man med att gasen och den mörka materien mellan galaxerna väger mycket mer än galaxerna i galaxhopen. 4 Gamma-ray bursts Efter att både USA och Sovjetunionen på 1960-talet hade undertecknat ett avtal som förbjöd testning av kärnvapen i rymden, så sköt det amerikanska försvaret upp en serie av satelliter, Vela, för att övervaka att provstoppsavtalet följdes. Vela-satelliterna registrerade aldrig några kärnvapenprov, däremot registrerade de ett antal kortvariga utbrott av gammastrålning. Dessa utbrott varade mellan några millisekunder och upp till ett par hundra sekunder. Utbrotten gick inte att förklara, och var under flera år hemligstämplade. När man slutligen var övertygade om att det var ett astronomiskt fenomen hävde man hemligstämpeln och publicerade resultaten Ett problem med studierna av gamma-ray bursts har alltid varit den dåliga positionsbestämningen inom gamma-astronomin. Ett sätt att lösa detta på har varit att placera gamma-detektorer 2

3 på rymdsonder till olika planeter. Genom att jämföra tidpunkterna vid vilka dessa rymdsonder har registrerat en gamma-ray burst har man kunnat beräkna dess position på himlen. På så sätt har man byggt upp flera generationer av interplanetära nätverk. Den tredje generationen togs i drift Trots de förfinade positionsbestämningarna kunde man dock inte observera de objekt som gav upphov till gamma-ray bursts i något annan våglängdsområde, utan de syntes bara i den mest energisvaga gammastrålningen. Under en lång tid rådde det en stor osäkerhet kring vad som ledde till gamma-ray bursts, och speciellt hur avlägsna de var. Under och 1980-talen förespråkade många forskare att de var fenomen som hängde samman med neutronstjärnor i Vintergatan, medan ett fåtal hävdade att de var mer avlägsna och låg utanför Vintergatan. Om gamma-ray bursts uppstod på neutronstjärnor i Vintergatan borde de uppvisa samma fördelning på himlen som andra objekt som tillhör Vintergatan, det vill säga man borde kunna urskilja Vintergatans band och speciellt Vintergatans centrum. Under 1980-talet gick det inte att se någon sådan effekt i deras fördelning över himlen, men det gick att förklara med de få gamma-ray bursts som hade upptäckts. Ett nutt steg i utvecklingen togs då man 1991 sköt upp den nya satelliten Compton-Gamma Ray Observatory (C-GRO). Ett av de fyra instrumenten på C-GRO var BATSE, som var konstruerat för att hela tiden täcka hela himlen och registrera eventuella gamma-ray bursts. Med BATSE gick det att upptäcka en gamma-ray burst per dag, vilket ledde till att man inom något år hade ackumulerat så många gamma-ray bursts att man borde kunna se Vintergatsbandet, men gammaray bursts var helt jämt fördelade över himlen. Den mest naturliga slutsatsen var då att de uppstod långt utanför vår Vintergata, men en del forskare förespråkade fortfarande att de var en del av vår Vintergata, men att de tillhörde en mycket utbredd halo som omgav Vintergatan. Det verkliga genombrottet kom efter uppskjutningen av den italiensk-holländska röntgensatelliten Beppo-SAX, som också bar med sig ett instrument för att upptäcka gamma-ray bursts. Detta instrument består av två delar, en del är en gammadetektor och den andra är en röntgenkamera för fotoner med energier mellan 2 och 30 kev. Röntgenkameran täcker ett synfält på 40 gånger 40 grader, och ger en positionsbestämning med en noggrannhet på 3 bågminuter. Denna position är tillräckligt noggrann för att man skall kunna rikta in de känsliga och högupplösande röntgeninstrumenten på Beppo-SAX mot källan inom tio timmar. Vid det laget kan man inte längre observera själva utbrottet, men det går att se en svag efterglöd som uppstår i omgivningarna till utbrottet. Samma efterglöd har också gått att observera i vanligt synligt ljus, och man har då sett att gamma-ray bursts uppstår i avlägsna galaxer. Det problem som fortfarande återstår är att förklara hur dessa utbrott uppkommer. Vid ett tillfälle har man hittat en gamma-ray burst i en galax samtidigt som man har observerat en ovanlig form av supernova i galaxen. Detta har lett till en modell där man antar att gamma-ray bursts är en del av en hypernova, den explosion som uppstår då en mycket tung stjärna kollapsar och dör. Gammastrålningen uppkommer då en del av materialet i hypernovan slungas ut i en jet, som rör sig nästan med ljusets hastighet. Denna förklaring gäller dock bara för långsamma gamma-ray bursts med varaktigheter längre än en sekund. Mer kortvariga gamma-ray bursts gick inte att detektera i röntgen med Beppo-SAX. Uppenbart är det viktigt att snabbt kunna studera en gamma-ray burst i olika strålningsområden. Därför sköt USA 2004 upp en ny satellit, Swift, med instrument för att mäta inte bara gammastrålningen, utan också röntgenstrålning samt synligt och ultraviolett ljus från en gamma-ray burst. Därtill skickar Swift ned data om positionen för en gamma-ray burst inom någon minut efter det att den har inträffat, så att andra teleskop också snabbt kan studera den. I maj 2005 upptäckte Swift för första gången efterglöd från en kort gamma-ray burst, och efter det har ytterligare några stycken upptäckts. Man vet nu med säkerhet att dessa inte uppträder tillsammans med supernovor, utan de tycks snarare bildas i en miljö som innehåller mycket mindre av vanlig gas. Förmodligen är de resultatet av kollisioner mellan två kompakta objekt, svarta hål eller neutronstjärnor. De båda objekten finns i en tät dubbelstjärna. Medan de rör sig kring varandra sänder de enligt Einsteins allmänna relativitetsteori ut gravitationsstrålning. Denna strålning bär med sig en del av dubbelstjärnans banenergi, så att banorna krymper, och till slut kolliderar de kompakta objekten med varandra. 3

4 5 EGRET-källor Ett annat instrument på C-GRO var EGRET, som detekterade mycket mer energirik gammastrålning (20 MeV - 30 GeV). En typ av källa till sådan strålning är en typ av aktiva galaxer som kallas för blazarer. Aktiva galaxer är galaxer med ljusstarka kärnor, som dessutom ofta kan vara mycket variabla över tiden. Denna aktivitet uppstår när gas och stjärnor faller ner i ett supermassivt svart hål i galaxens centrum. I en del aktiva galaxer leder det till att två plasmajets skjuts ut i praktiskt taget diametralt motsatta riktningar från det svarta hålets omgivningar. Om den ena jeten pekar praktiskt taget rakt mot oss observerar vi en ovanligt kraftig variabilitet och också ett starkt polariserat ljus från galaxens kärna. Sådana aktiva galaxer kallar vi för blazarer. Materialet i jeten rör sig med praktiskt taget ljusets hastighet. Om en foton från galaxens centrum träffar en elektron i jeten, så kommer den vid kollisionen att plocka till sig en del av elektronens energi. Därigenom ökar fotonens energi, och efter flera sådana kollisioner har fotonen fått så mycket energi att den har blivit en gammafoton. Det var först 2008 som det gick att följa upp EGRETs observationer med det nya Fermi Observatory, som täcker samma energiintervall, men är mycket större. Fermi har också bekräftat att flera blazarer är källor till gamma-strålning. Därtill har Fermi också upptäckt gamma-strålning från pulsarer och från en del dubbelstjärnor med ett kompakt objekt. Fermi har också upptäckt två stora bubblor, en på varsin sida om Vintergatan, vilka ger upphov till gamma-strålning. 6 Kosmologi från rymden, den kosmiska mikrovågsbakgrunden Från kosmologisk synpunkt var upptäckten av gasen mellan galaxerna i galaxhoparna väldigt viktig, eftersom den avslöjade ett stort tidigare okänt gasförråd. Under senare år har dock en annan form av kosmologiska studier från rymden blivit viktigare upptäckte Penzias och Wilson en radiobakgrund som tycktes komma lika starkt från alla riktningar på himlen. Denna bakgrund svarade mot en temperaturhöjning med 3 K. En sådan bakgrundsstrålning hade förutsagts redan på 1940-talet av George Gamow som en produkt av big bang, och vid tiden för upptäckten höll Dicke och Peebles på att publicera en liknande förutsägelse. Enligt big bang-modellen så befinner sig universum i en ständig expansion från ett oändligt tätt och oändligt hett ursprung vid tiden noll. Medan universum expanderar så kyls det av, och i takt med att det kyls av så kan det bygga upp alltmer komplexa sammansatta objekt. Till exempel så har universum efter ett par minuter blivit så kallt att protoner och neutroner kan klumpa ihop sig till atomkärnor. Resultatet av denna kosmiska nukleosyntes är att universums vanliga materia till 25 massprocent består av helium och resten är väte. Denna förutsägelse stämmer väl än idag. Efter den kosmiska nukleosyntesen består universum därför av atomkärnor av väte och helium, fria elektroner och fotoner, ljuspartiklar. Elektronerna och fotonerna kolliderar hela tiden med varandra, och därför är universum praktiskt taget ogenomskinligt vid den här tidpunkten. Efter ett par hundra tusen år så har temperaturen sjunkit till K. Atomkärnor och elektroner rör sig då tillräckligt långsamt, för att atomkärnorna skall kunna binda elektronerna till sig så att de bildar atomer. När det inte längre finns några fria elektroner, såkan fotonerna röra sig fritt, och universum blir genomskinligt. Dessa fotonerna kommer då att utgöra en bakgrundsstrålning med temperaturen 3000 K. Sedan dess har universum fortsatt att expandera och blivit tusen gånger större, samtidigt har bakgrundsstrålningens temperatur blivit tusen gånger lägre. Enligt Gamows förutsägelse skulle bakgrundsstrålningen vara en svartkroppsstrålning, men för att visa detta behövde man mäta upp strålningens intensitet vid flera och kortare våglängder än de 7 cm där man gjorde de första mätningarna. Vid korta våglängder är det dock svårt att mäta upp strålningen från jordytan eftersom den omgivande marken och atmosfären håller en betydligt högre temperatur. En del av dessa mätningar fick därför göras från ballonger. Ett av de stora mysterierna med bakgrundsstrålningen är hur den kan vara lika stark i alla riktningar på himlen. Om vi riktar vårt radioteleskop mot två diametralt motsatta riktningar på himlen så ser vi bakgrundsstrålningen som den kommer från två punkter som ligger på ett avstånd av 27 miljarder ljusår från varandra, men universum i sig är bara 13.5 miljarder år gammalt, så hur har dessa båda punkter kunnat utbyta information om vilken temperatur de skall hålla? 4

5 En modell som försöker förklara detta är inflationsmodellen, som beskriver hur universum under ett tidigt skede i sin utveckling, ungefär s efter själva big bang, gick igenom en uppblåsning, inflation under vilken universum expanderade mycket snabbare än före eller efter inflationen. Detta ledde till att punkter i universum som hade fått kontakt med varandra innan inflationen drogs isär så mycket att de inte längre hade kontakt med varandra, men de behöll kunskapen om varandras temperatur innan inflationen. Det finns dock en del små variationer i bakgrundsstrålningens temperatur. En enkel variation beror på att hela Vintergatan rör sig med flera hundra kilometer per sekund relativt bakgrundsstrålningen, och denna rörelse leder till att mikrovågsbakgrunden har en högre temperatur i den riktning mot vilken Vintergatan rör sig, och en lägre temperatur i den motsatta riktningen. Denna effekt lyckades man upptäcka med hjälp av ballongmätningar i slutet på 1970-talet. En lite mer subtil fråga är var de galaxer som vi ser i universum idag kommer från. Om universum vore helt homogent från början, så borde det inte kunna uppstå några galaxer. För att galaxerna skall uppstå krävs det att det från början finns några små förtätningar i universum. Dessa förtätningar kommer då att genom sin starkare gravitation dra till sig materia från omgivningarna. På så sätt kan de från början små förtätningarna med tiden växa till sig och till slut bli galaxer och galaxhopar. Dessa förtätningar har inte bara högre densitet än omgivningen, utan deras temperatur kommer också att avvika från omgivningen. Man försökte under en lång tid att detektera de resulterande temperaturfluktuationerna i mikrovågsbakgrunden, men det var först efter att den amerikanska satelliten COBE (COsmic Background Explorer) sköts upp 1989 som man hittade dem. COBE var byggd för att utforska mikrovågsbakgrunden, och leta efter fluktuationer i densamma. Ett av instrumenten på COBE mätte upp spektrumet för mikrovågsbakgrunden, och kunde visa att det var det mest perfekta svartkroppsspektrum som man någonsin hade hittat. Ett annat experiment på COBE ägnade flera år åt att mäta upp mikrovågsbakgrundens temperatur i flera riktningar, och efter att man hade ställt samman mätningarna för ett par år upptäckte man små temperaturvariationer av storleken 10 5 K. Det som begränsade värdet av COBEs mätningar var dock den dåliga vinkelupplösningen på bara 7 grader. Fluktuationerna i mikrovågsbakgrunden har förmodligen sitt ursprung i det väldiga unga universumet, och uppstod som kvantmekaniska fluktuationer. Dessa fluktuationer är i sig själva småskaliga, men under inflationsepoken förstoras de upp precis som allt annat i universum. Den fortsatta utvecklingen av fluktuationerna är mer komplicerad, och beror på flera faktorer som exakt hur snabbt universum utvidgar sig, och hur mycket mörk materia det finns i universum. Mörk materia är en form av hypotetisk materia som varken sänder ut eller absorberar ljus. Under tiden fram till det att mikrovågsbakgrunden bildas kommer dessa fluktuationer sedan att utvecklas. Fluktuationerna beter sig som ljudvågor, och vågor av vissa våglängder kommer att dämpas ut snabbt medan andra vågor kommer att överleva fram tills det att mikrovågsbakgrunden bildas. Genom att studera styrkorna av temperaturfluktuationer med olika våglängder får man ett mått på hur snabbt universum expanderar och på dess sammansättning. Efter COBE har man gjort mätningar med bättre vinkelupplösning från jordytan och från ballonger som MAXIMA och Boomerang sköt USA också upp en ny satellit, WMAP, vars första resultat presenterades Deras resultat stämmer väl med vad som förutsägs av inflationsmodellen över smådelar av himlen. Om man kombinerar dessa mätningar med andra resultat, såsom bestämningar av universums kemiska sammansättning och observationer av ljusstyrkorna för mycket avlägsna typ Ia supernovor har man kommit fram till den oväntade slutsatsen att bara några procent av all materia i universum är vanlig materia som den som bygger upp oss, utan istället tycks universum till en tredjedel bestå av mörk materia, och till två tredjedelar av mörk energi, som leder till att universums expansion accelererar. Eftersom sammansättningen av både den mörka materien och den mörka energin är okänd för oss, så kan man säga att universum är till stor del okänt fortfarande. Dock finns det också en del problem när man tittar på mikrovågsbakgrundens fördelning över hela himlen att den inte stämmer till fullo med de teoretiska förutsägelserna. Det är idag osäkert huruvida detta beror på att universum inte har utvecklats som i våra modeller eller att det är resultatet av systematiska fel i mätningarna. Förhoppningsvis kan detta lösas med den europeiska satelliten Planck, som just nu håller på att 5

6 göra sina mätningar. Planck är känsligare än WMAP och täcker ett bredare frekvensintervall, vilket gör det lättare att korrigera för stoft i Vintergatan och i vårt eget solsystem. Data från Planck ska släppas om något år. Planck kommer också att kunna mäta eventuell polarisation hos bakgrundsstrålningen. Polarisationen består dels av att strålningen på vägen till oss har studsat mot galaxer och galaxhopar som håller på att bildas, men också på att den kan ha påverkats av gravitationsvågor som bildades i samband med big bang. Den första effekten bör Planck kunna mäta, men det är osäkert på om Planck kan mäta den senare effekten, och det beror mycket på exakt hur dessa gravitationsvågor uppstod. 6