Ulf Torkelsson. 2 Röntgenastronomi och röntgendubbelstjärnor

Transkript

1 1 Högenergiastrofysik Föreläsning 27/11 Högenergiastrofysik 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 för 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. 2.1 Tunga röntgendubbelstjärnor För att förstå dubbelstjärnans beteende är det dock viktigare att titta på den vanliga stjärnan. Dessa stjärnor brukar antingen vara mycket tunga, minst tio gånger så tunga som solen, eller relativt lätta, som solen eller lättare, och därför skiljer man på tunga och lätta röntgendubbelstjärnor. I de tunga röntgendubbelstjärnorna är den vanliga stjärnan stor och ljusstark i vanligt synligt ljus. Sådana stjärnor har ofta starka stjärnvindar, gas som strömmar ut från stjärnan. Genom sin gravitation fångar det kompakta objektet in en del av den här stjärnvinden, och medan den infångade gasen faller ner mot det kompakta objektet komprimeras gasen och värms upp så att den börjar 1

2 sända ut röntgenstrålning. Det är dock bara en liten del av stjärnvinden som kan fångas in av det kompakta objektet, och därför blir mängden röntgenstrålning också rätt måttlig. En tung röntgendubbelstjärna föds som en vanlig dubbelstjärna, vilken består av två relativt tunga stjärnor. Den tyngsta av de båda stjärnorna omvandlar snabbast sin vätgas till helium. När sedan förrådet av vätgas tar slut, så börjar den att expandera, tills det att den blir så stor att gasen i dess ytlager börjar att strömma över till den lättare stjärnan, som därigenom börjar att växa. Till slut kommer dock den stjärna som från början var tyngst att explodera som en supernova och lämna efter sig en neutronstjärna eller ett svart hål. Om den lättare stjärnan under tiden har blivit tillräckligt tung, så kommer de båda stjärnorna fortfarande att hänga ihop efter explosionen. Efter några miljoner år så kommer väteförrådet i den kvarvarande stjärnan att ta slut, och den kommer att svälla upp och bli en jättestjärna med en kraftig stjärnvind, och vi har fått vår röntgendubbelstjärna. I framtiden kommer också den andra stjärnan att explodera som en supernova, och antingen kommer dubbelstjärnan att upplösas då eller så får vi en dubbelstjärna som består av två kompakta objekt. En tung röntgendubbelstjärna som har fått mycket stor uppmärksamhet är Cygnus X-1, där man har uppskattat att det kompakta objektet har en massa mellan nio och femton gånger solens massa. Ett så tungt kompakt objekt kan inte vara en neutronstjärna, utan det bör vara ett svart hål. En speciell typ av tunga röntgendubbelstjärnor är röntgenpulsarerna som sänder ut regelbundna röntgenpulser. I dessa system så är det kompakta objektet en neutronstjärna med ett starkt magnetfält. Då kommer gasen att följa magnetfältslinjerna ner mot neutronstjärnans yta, så att röntgenstrålningen uppstår över de magnetiska polerna på neutronstjärnan. I takt med att neutronstjärnan roterar kring sin egen axel så kommer vi att se de båda polerna olika väl, vilket leder till att röntgenstrålningen blir modulerad på neutronstjärnans rotationsperiod. 3 Lätta röntgendubbelstjärnor I de lätta röntgendubbelstjärnorna är den vanliga stjärnan en dvärgstjärna lik solen eller oftast ännu mindre och rödare. Denna dvärgstjärna kretsar i en liten tät bana kring det kompakta objektet. I och med att banan är så liten, så kan gravitationen från det kompakta objektet deformera dvärgstjärnan så att massa börjar att strömma över från dvärgstjärnan 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 här samtidigt som sekundärstjärnan är en förhållandevis svag källa till synligt ljus. Man tror att också dessa har uppstått ur dubbelstjärnor i vilka den ena stjärnan har utvecklats snabbt och sedan exploderat som en supernova, men en stor svårighet är att förklara varför dubbelstjärnan inte upplöstes när den första stjärnan exploderade som en supernova. Man hittar inga vanliga röntgenpulsarer bland de lätta röntgendubbelstjärnorna, vilket man tror beror på att de neutronstjärnor som förekommer i de lätta röntgendubbelstjärnorna har alltför svaga magnetfält. Däremot upptäckte man i mitten på 1970-talet att en del av dessa stjärnor uppvisar en form av röntgenutbrott som varar mellan några tiotal sekunder och upp till några minuter. Dessa utbrott är termonukleära explosioner på neutronstjärnans yta. Gasen som ansamlas på stjärnans yta består till stor del av lätta ämnen som väte och helium ur vilka man kan utvinna energi genom att bygga upp tyngre grundämnen. När ytlagret har tillväxt tillräckligt mycket blir det instabilt, antänds och exploderar. Det faktum att man på 1970-talet inte upptäckte några röntgenpulsarer bland de lätta röntgendubbelstjärnorna ledde till att man antog att deras neutronstjärnor hade svagare magnetfält, säg till 1 miljon tesla jämf ort med magnetfält på 100 miljoner tesla i röntgenpulsarerna. Magnetfältet borde dock fortfarande vara tillräckligt kraftigt för att ge en svag modulering av röntgenstrålningen, och man hoppades hitta en sådan modulering om man studerade stjärnorna oavbrutet under en längre tid. Ett lämpligt instrument för att göra detta var den europeiska EXOSAT-satelliten. Tidigare röntgensatelliter hade haft kortperiodiska banor nära jorden, så att jorden ofta skymde 2

3 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. kvasiperiodiska oscillationer i svarta hål med insamlingsskivor. 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 lätta 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. 4 Gas i galaxhopar I och med att USA 1979 sköt upp Einstein fick vi en ny generation av 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 speciellt 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. 5 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 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 ar 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 3

4 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 er 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. 6 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 4

5 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. En spännande utmaning för framtiden är att för många av de källor som EGRET har upptäckt har man ännu inte kunnat hitta några motsvarigheter vid andra våglängder. Dagens ledande gammastrålningssatellit, INTEGRAL, har tyvärr inte något instrument som är känsligt i EGRETS energiintervall, men nästa år skall USA skjuta upp ett nytt teleskop, GLAST, som täcker det intervallet. Med GLAST hoppas man på nytt få tillfälle att studera de extrema objekt som EGRET observerade, men kanske kan man också få tillfälle att studera strålning från den mörka materien i universum. 5