Αστρονομία Ακτίνων-Χ Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής ΣΘΕ/ΑΠΘ

Η Αστρονομία ακτίνων-Χ με δύο λόγια! Ακτινες - x Μήκος κύματος (Å) Μήκος κύματος (cm) Ενέργεια (keV) 0.1 10-9 100 1 10-8 10 10-7 10-6 Οι ακτίνες-Χ στο Η/Μ φάσμα: ≈ 0.1 - 500 keV (“μαλακές”, “σκληρές”) (1 keV = 1.602 x 10-16 J = 2.4 x 1017 Hz = 1.2 nm) Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής ΣΘΕ/ΑΠΘ

Η Αστρονομία ακτίνων-Χ με δύο λόγια! Υπερισχύει η σωματιδιακή υπόσταση Ηλεκτρομαγνητική ροή: F = 3 × 10-12 ergs/cm2/s over 0.2-10 keV Φωτεινότητα: L = 4D2F = 4 × 1037 ergs/s Πυκνότητα ροής: 2 × 10-4 ph/cm2/s/keV at 1 keV Θερμική εκπομπή: - Μέλαν Σώμα (Epeak= 1 keV  T = 2.3 MK) - Bremsstrahlung Μη θερμική εκπομπή: - Synchrotron - Aντίστροφο Compton Γιάννης Σειραδάκης Τμήμα Φυσικής ΣΘΕ/ΑΠΘ

Ιστορική ανασκόπηση και ανάπτυξη του κλάδου 1948 : Ακτίνες – x από τον Ήλιο ~ 106 φωτόνια cm-2 sec-1.   1950 – 1960 : Συζητήσεις και προσπάθειες για αποστολή μετρητή εκτός της ατμό­σφαι­ρας μας. Στόχος : Εξω – ηλιακή ακτινοβολία. Εμπόδιο : Η ηλιακή ένταση ακτινοβολίας – x σε απόσταση μερικών εκα­το­ντάδων parsec θα μας έδινε ~10-3 φωτόνια cm-2 sec-1. Πολύ μι­κρή ένταση ροής, πείραμα ανώφελο! 1962 : Πείραμα Σελήνης: Τυχαία ανακάλυψη της ισχυρότατης πηγής ακτί­νων – x , Sco X–1 . Ένταση : 5 φωτόνια cm-2 sec-1. Τουλάχιστον 107 – 108 ισχυρότερη από τον Ήλιο. 1964 : Ακτίνες – x από το Νεφέλωμα του Καρκίνου ( απόσταση γνωστή : 2 kpc). Υπολογισμός απόλυτης λαμπρότητας : 1036 erg cm-2 sec-1 ήτοι 103 φορές της ολικής λαμπρότητας του Ήλιου. 1966 – 1971 : Εντοπισμός άστρου 13 μεγέθους στην πηγή Sco X-1. Υπάρχουν άστρα που εκπέμπουν 1000 φορές περισσότερο σε ακτίνες – x από το οπτικό φάσμα. Ακτίνες – x από άλλους γαλαξίες π.χ. M87. Διάχυτος ακτινοβολία – x , γαλαξιακής και (ιδιαίτερα) εξωγαλαξιακής προέλευσης.

Ιστορική ανασκόπηση και ανάπτυξη του κλάδου 1971 – 1975 : Δορυφόρος UHURU . ~150 πηγές. Οι πιο ισχυρές σε συστήματα διπλών αστέρων (Her X – 1, Cen X- 3 …). Περαιτέρω αποστολές: Ariel 5, SAS-3, OSO-8, HEAO-1 1975 – 1999 : HEAO series, Exosat, Ginga, CGRO, RXTE, ROSAT, ASCA, BeppoSAX. Παρατηρήσεις με πύραυλους ή δορυφόρους. Einstein (Η.Π.Α.) και Exosat (Ευρώπη) με μεγάλη διακριτική ικανότητα και ευαισθησία. Πολλές εκατοντάδες πηγές ακτίνων – X. Συσχετισμός τους με ουράνια σώματα σε άλλα μήκη κύματος. Χαρτογράφηση. BeppoSAX (Ιταλία) με ταχύτατη ανταπόκριση σε παρατηρήσεις. Δίκτυο οπτικών τηλεσκοπίων για άμεση παρακολούθηση παροδικών πηγών ακτίνων-Χ. Uhuru, Einstein, ROSAT, ASCA, BeppoSAX, … (δεδομένα στο διαδίκτυο)

Πρόσφατα τηλεσκόπια ακτίνων-Χ Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) - NASA, 1995-2012 Μεγάλη συλλεκτική επιφάνεια στην περιοχή 2-100 keV Υψηλή ταχύτητα καταγραφής δεδομένων - Δυνατότητα φασματοσκοπίας - Μεγάλο πεδίο X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) – ESA, εκτόξευση 1999 - Μεγάλη συλλεκτική επιφάνεια στην περιοχή 0.2-12 keV - Σχετικά υψηλή ταχύτητα καταγραφής δεδομένων - Υψηλή φασματοσκοπική διακριτική ικανότητα - Διακριτική ικανότητα 10 arcsec σε πεδίο 30’ FOV Chandra X-ray Observatory (AXAF, CXO) - NASA, εκτόξευσηd 1999 - Μικρή συλλεκτική επιφάνεια στην περιοχή 0.5-10 keV - Υψηλή ταχύτητα καταγραφής δεδομένων - Πολύ υψηλή ταχύτητα καταγραφής δεδομένων - Υψηλή διακριτική ικανότητα 0.9 arcsec σε πεδίο 16’ FOV Suzaku - ISAS, εκτόξευση 2005 - μέτρια συλλεκτική επιφάνεια - Χαμηλή διακριτική ικανότητα σε περιορισμένο πεδίο FOV

Μέθοδοι παρατήρησης Μέσα μεταφοράς : Αερόστατα, πύραυλο, δορυφόροι. Ανιχνευτές και εστίασης τηλεσκοπίων ακτίνων – X: • Μετρητές : Geiger (1 – 20 keV). Θάλαμοι σπινθηρισμού ( >20 keV) • Εστίαση : Χρήσιμη γιατί προσφέρει μεγαλύτερη συλλεκτική επιφάνεια. Αρχική λύση : παραβολικό κάτοπτρο. Πρόβλημα : Απορρόφηση ακτίνων – X όταν η πρόσκρουση είναι κάθετη. Τελική λύση : παραβολικοί δακτύλιοι. (Einstein : 5 δακτυλίους.

Ο ουρανός σε ακτίνες-Χ Πηγές ακτίνων – Χ Η λαμπρότερη πηγή ακτίνων - Χ είναι ο Ήλιος. ( Τ = 2×106 ºΚ (Νόμος Wien) → ακτίνες - Χ ). Pulsars, Διπλοί αστέρες, Κατακλησμικοί μεταβλητοί, Supernovae, Gamma-ray Bursts, Σκοτεινή ύλη?

Διάχυτη ακτινοβολία ακτίνων – Χ Ο ουρανός σε ακτίνες-Χ Διάχυτη ακτινοβολία ακτίνων – Χ - Σκληρή ακτινοβολία (1 – 100 keV ) : Ισότροπη, εξωγαλαξιακή - Μαλακή ακτινοβολία (Ε < 1 keV) : Γαλαξιακή.

Μέθοδοι παραγωγής ακτίνων-Χ Μέθοδοι παραγωγής ακτίνων-Χ • Ακτινοβολία σύγχροτρον : Επιτάχυνση σχετικιστικών ηλεκτρονίων εντός μαγνητικού πεδίου. Παραγωγή φωτονίων.Υπεύθυνη για την ακτινοβολία – Χ σε SNR’s • Αντίστροφο φαινόμενο Compton : Ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία αλληλεπιδρά με φορτισμένο σωματίδιο, το σωματίδιο επιταχύνεται και εκπέμπει προς όλες τις κατευθύνσεις. Δεν έχουμε παραγωγή φωτονίου αλλά εάν το σωματίδιο έχει κινητική ενέργεια, τότε αυξάνεται η συχνότητα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Αυτή η ελαστική σκέδαση της ακτινοβολίας από ένα φορτισμένο σωματίδιο λέγεται σκέδαση Compton. – Διάχυτος ακτινοβολία. • Ακτινοβολία πέδησης (Bremsstrahlung) : Εκπομπή φωτονίων από ηλεκτρόνια επιταχυνόμενα στο πεδίο Coulomb του πυρήνα των ατόμων. Υπεύθυνη για την εκπομπή από τις υπόλοιπες πηγές ακτίνων – Χ, π.χ. διπλοί αστέρες, μεταβλητοί κ.τ.λ.

Το διπλό σύστημα Her X-1 / HZ Her Σύστημα διπλού αστέρα : - Her X-1 : εκπέμπει ακτίνες – Χ. - HZ Her : εκπέμπει οπτική ακτινοβολία. Στο σύστημα παρατηρούνται οι εξής περιοδικότητες: Σε ακτίνες – X Σε οπτικά μήκη κύματος P1 = 1.24 δευτ. Ναι Ναι (ασθενής) P2 = 1.7 μέρες Ναι (περιοδικ. + εκλίψεις) Ναι (περιοδικ.) P3 = ~35 μέρες Ναι (11 μέρες : ON, 24 μέρες : OFF) Όχι

Το διπλό σύστημα Her X-1 / HZ Her

Το διπλό σύστημα Her X-1 / HZ Her Πιθανό σύστημα παραγωγής των ανωτέρω περιοδικοτήτων: Κοινός αστέρας HZ Her και αστέρας νετρονίων Her X-1 αποτελούν σύστημα διπλού αστέρα με περίοδο 1.7 μέρες. Μάζα 10–9 Μ⊙/έτος καταρρέει από τον HZ Her στον Her X-1επί των μαγνητικών πόλων εκλύοντας 1037 erg/sec σε θερμοκρασία 108 ºΚ επί της επιφάνειας του αστέρα νετρονίων. Ο αστέρας νετρονίων περιστρέφεται με περίοδο 1.24 s. Επειδή ο μαγνητικός άξων δεν συμπίπτει με τον άξονα περιστροφής, παρατηρούμε (κατάλληλα τοποθετημένοι !) παλμούς ακτίνων – Χ που εκλύονται από τους μαγνητικούς πόλους του Her X-1 (ακτινοβολία Bremsstrahlung). Οι ακτίνες – Χ όταν προσκρούουν τον HZ Her «θερμαίνουν» την επιφάνεια του (ασθενής περιοδικότητα 1.24 s.). Λόγω της περιοδικής περιστροφής του συστήματος ο παρατηρητής παρατηρεί άλλοτε τη θερμαινόμενη και άλλοτε την μη θερμαινόμενη επιφάνεια (οπτική περιοδικότης 1.7 μέρες). Στην περιοδική περιστροφή οφείλεται και η περιοδικότητα ΔP και οι εκλέιψεις των 1.7 ημερών του Her X-1.

Το διπλό σύστημα Her X-1 / HZ Her

Η πηγή ακτίνων-Χ, Sco Χ-1 Στο σύστημα παρατηρούνται τα εξής χαρακτηριστικά: Ισχυρή ακτινοβολία ακτίνων – Χ . Παρατηρείται από το 1962. Υπάρχει ένας μεταβλητός αστέρας ο οποίος παρουσιάζει εκλάμψεις Αμέσως μετά τις εκλάμψεις παρατηρείται περιοδικός ή οχι σπινθηρισμός - από το 1966.

Ερμηνεία των παρατηρήσεων Η πηγή ακτίνων-Χ, Sco Χ-1 Ερμηνεία των παρατηρήσεων - Διπλός αστέρας (αστέρας συμπαγής + αστέρας εξελιγμένος). - Δίσκος προσαύξησης. Επιτάχυνση ύλης, πρόσκρουση στη περιοχή των πόλων, μετατροπή κινητικής ενέργειας σε ακτίνες – Χ. - Ενίοτε προσπίπτουν μεγαλύτερες ποσότητες → εκλάμψεις. - Κατά τις εκλάμψεις, προσδίδεται μεγαλύτερη ενέργεια στο δίσκο προσαύξησης ο οποίος ταλαντώνεται (όπως η χορδή μιας κιθάρας) → παραγωγή περιοδικού σπινθηρισμού. -Η περίοδος των ταλαντώσεων εξαρτάται από τη θερμοκρασία, την πυκνότητα και την ένταση του βαρυτικού πεδίου. -Άρα από την περίοδο του σπινθηρισμού συνάγεται η ένταση του βαρυτικού πεδίου, δηλαδή η μάζα του συμπαγούς αστέρα. -Ο αστέρας Sco X-1 είναι είτε λευκός νάνος, είτε (πιθανότερο) αστέρας νετρονίων.

Παρατηρησιακά δεδομένα Η πηγή ακτίνων-Χ, Cyg Χ-1 Παρατηρησιακά δεδομένα • Ανακαλύφθηκε το 1967. • Ιδιότητες παρόμοιες με τον Sco X-1, μόνο που η περίοδος του σπινθηρισμού είναι συχνά Ρ < 100 msec. • Αυτό σημαίνει ότι α) η διάμετρός του είναι D < 300 km, β) το βαρυτικό πεδίο πολύ ισχυρό για να αποδοθεί σε αστέρα νετρονίων. • 1970, 1971 ραδιοφωνικός εντοπισμός. Όταν οι ακτίνες – Χ είναι ισχυρές, τότε η ραδιοεκπομπή είναι χαμηλή και αντιστρόφως. Δίδεται με μεγάλη ακρίβεια η θέση της ραδιοπηγής. • 1971 : Εντοπίζεται ο υπεργίγαντας τύπου Β0, HDE 226868 . Μεταβλητός με περίοδο 5.6 ημέρες. Απόσταση > 3 kpc. A ~ 0.2 A.U.

Η πηγή ακτίνων-Χ, Cyg Χ-1 Ερμηνεία των παρατηρήσεων • Ακόμα και οι μικρότεροι κυανοί υπεργίγαντες έχουν μάζα > 12 Μ⊙ (συνήθως 20 – 30 Μ⊙). • Χρησιμοποιώντας τον 3ο νόμο του Kepler για Μ1 = 12 Μ⊙ και P = 5.6 ημέρες βρίσκουμε τη μάζα του συνοδού: Μ2 = 3 Μ⊙ (εάν Μ1 > 12 Μ⊙ → Μ2 > 3 Μ⊙) • Μ2 ≥ 3 Μ⊙ σημαίνει → μελανή οπή. • Σήμερα πιστεύουμε οτι Μ2 > 7 Μ⊙ ( πιο πιθανό 20 Μ⊙ !)

NASA ; ESA ; ISAS