Rentgenová astronomie
Rentgenová astronomie je část astronomie zabývající se vesmírnými objekty, které vysílají rentgenové záření, tedy elektromagnetické vlnění o vlnové délce 0,1 nm až 10 nm. Nejčastějšími zdroji ve vesmíru jsou neutronové hvězdy, supernovy, mlhoviny vzniklé po výbuších supernov a černé díry, resp. akreční disky hmoty vtahované do černé díry.
Objev rentgenového záření
Dne 8. listopadu 1895 objevil německý fyzik Wilhelm C. Röntgen (1845–1923) při experimentech s vakuovými trubicemi nový druh paprsků, které označil jako „paprsky X“. Dne 28. prosince téhož roku publikoval Röntgen článek s názvem „Nový druh paprsků: předběžné oznámení“ v časopise fyzikálně lékařské společnosti ve Würtzburgu. Paprsky našly ihned uplatnění v medicíně a také krystalografii. O vysvětlení podstaty rentgenového záření se zasloužil německý fyzik Max von Laue, který si rentgenové paprsky představoval jako elektromagnetické vlnění s malou vlnovou délkou. Roku 1912 publikoval Laue se svými spolupracovníky v Mnichově práci s názvem „Interferenční jevy s rentgenovými paprsky“. Dokázal tím vlnovou podstatu paprsků a položil základy strukturní rentgenové analýzy.
Počátky rentgenové astronomie
K využití rentgenového záření v astronomii došlo mnohem později, neboť jeho detekce není možná na povrchu Země, kde je pohlcováno atmosférou.[1] Pokusy tedy musely probíhat v horních vrstvách atmosféry, kde je vzduch mnohem řidší. První pokusy proběhly v září roku 1949, kdy Němci vypustili raketu V2, která nesla malý Geigerův-Müllerův počítač, a zachytili rentgenové záření Slunce. V roce 1959 navrhli Italové Bruno Rossi a Riccardo Giacconi rentgenový dalekohled a v následujících desetiletích jej úspěšně realizovali. První rentgenový zdroj mimo sluneční soustavu byl objeven 18. června 1962. Tým pod vedením Giacconiho vypustil raketu Aerobee, která detekovala silný rentgenový zdroj v souhvězdí Štíra (Sco X-1). Kromě raket se používaly i detektory umístěné na balónech, mezi jejich největší úspěch patří první přímé změření magnetické indukce hvězdy, konkrétně zdroje Her X-1.
Rentgenové družice
Významným pokrokem v rentgenové astronomii bylo vypuštění sondy Uhuru 12. října 1970, od této doby bylo možné detekovat rentgenové zdroje po celé obloze. Giacconi dospěl k poznatku, že rentgenové zdroje se soustřeďují ve směru ke středu naší galaxie. Podařilo se identifikovat zdroj Cygnus X-1 jako binární systém, který se skládá z neutronové hvězdy a velmi hmotného temného objektu. Byla tak objevena první černá díra. V následujících letech docházelo k vypouštění dalších rentgenových družic, velmi významnou byla Einsteinova rentgenová observatoř (vypuštěna 1978), byla totiž jako první nositelkou rentgenového dalekohledu. Družice ROSAT vypuštěná roku 1990 německými astronomy za přispění Britů a Američanů zdvojnásobila počet tehdy známých zdrojů (asi 160 000). Kromě klasických rentgenových zdrojů detekovala ROSAT i rentgenové záření Měsíce a komety Hyakutake. Zatím poslední výzkumy provádějí družice XMM-Newton a Chandra. S těmito družicemi jsou spojeny i CCD detektory (detailní studium spekter zbytků po výbuších supernov) a spektroskopy.
Rentgenová technologie
Rakety používané v počátcích rentgenové astronomie umožňovaly pouze krátké pozorování v řádu minut pomocí Geiger-Müllerových počítačů. Atmosférické balóny měly pozorovací dobu mnohem delší, mohly ovšem detekovat záření pouze s vyšší energií, neboť se mohly vyskytovat jen v poměrně malých výškách. Mnohem přesnější zařízení k zaznamenání rentgenového záření, než je Geigerův počítač, je rentgenový dalekohled. Tyto dalekohledy se musí vypořádat s tím, že se rentgenové paprsky téměř nelámou a k úplnému odrazu dochází až při téměř tečném dopadu vzhledem k materiálu. Odrazné plochy dalekohledu se proto potahují tenkou vrstvou kovu s vysokou elektronovou hustotou (Ni, Au, Pt, Ir). Při konstrukci těchto dalekohledů se používá třech typů Wolterova řešení. Wolterův typ I je konstrukčně jednoduchý, nejčastěji používaný (na družicích Einsteinova rentgenová observatoř, ROSAT, XMM-Newton, Chandra). Je tvořen paraboloidními segmenty (primární zrcadla), hyperboloidními segmenty (sekundární zrcadla) se společnou osou a ohnisky. Wolterův typ II je tvořen podobnými segmenty, k odrazu paprsků však dochází vně. Má také větší ohniskovou vzdálenost než typ I. Wolterův typ III je tvořen paraboloidními a elipsoidálními segmenty, ještě nebyl použit při konstrukci dalekohledu.
Vznik rentgenového záření
Ve vesmíru se na vzniku rentgenového záření podílí následující procesy[2]:
- brzdné záření (bremsstrahlung) – vyzáření na úkor kinetické energie nabitých částic
- synchrotronové záření – záření urychlených elektronů v magnetickém poli
- termální záření – pro teploty převyšující miliony stupňů
- inversní Comptonův rozptyl – rozptyl světla na relativistických elektronech
- "odraz" vysoko-energetického záření, fluorescence
Odkazy
Reference
- ↑ SOBOTKA, Petr. Rentgenová obloha [online]. Český rozhlas Leonardo, 2011-08-02 [cit. 2011-08-02]. Dostupné online.
- ↑ Jiří Svoboda (AÚ AV ČR, 2013-12): Základy rentgenové astronomie/Astrofyzikální procesy vedoucí k emisi rentgenového záření – přednáška Jak se pozorují černé díry? - část 2.
Související články
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Rentgenová astronomie na Wikimedia Commons - SOBOTKA, Petr. Nebeský cestopis s Petrem Kulhánkem: Vesmír největších energií - v rentgenovém a gama záření [online]. Český rozhlas Plus, 2014-01-24 [cit. 2016-04-02]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-04-15.
Média použitá na této stránce
NASA's three Great Observatories -- the Hubble Space Telescope, the Spitzer Space Telescope, and the Chandra X-ray Observatory -- joined forces to probe the expanding remains of a supernova, called Kepler's supernova remnant, first seen 400 years ago by sky watchers, including famous astronomer Johannes Kepler.
The combined image unveils a bubble-shaped shroud of gas and dust that is 14 light-years wide and is expanding at 4 million miles per hour (2,000 kilometers per second). Observations from each telescope highlight distinct features of the supernova remnant, a fast-moving shell of iron-rich material from the exploded star, surrounded by an expanding shock wave that is sweeping up interstellar gas and dust.
Each color in this image represents a different region of the electromagnetic spectrum, from X-rays to infrared light. These diverse colors are shown in the panel of photographs below the composite image. The X-ray and infrared data cannot be seen with the human eye. By color-coding those data and combining them with Hubble's visible-light view, astronomers are presenting a more complete picture of the supernova remnant.
Visible-light images from the Hubble telescope's Advanced Camera for Surveys [colored yellow] reveal where the supernova shock wave is slamming into the densest regions of surrounding gas.
The bright glowing knots are dense clumps from instabilities that form behind the shock wave. The Hubble data also show thin filaments of gas that look like rippled sheets seen edge-on. These filaments reveal where the shock wave is encountering lower-density, more uniform interstellar material.
The Spitzer telescope shows microscopic dust particles [colored red] that have been heated by the supernova shock wave. The dust re-radiates the shock wave's energy as infrared light. The Spitzer data are brightest in the regions surrounding those seen in detail by the Hubble telescope.
The Chandra X-ray data show regions of very hot gas, and extremely high-energy particles. The hottest gas (higher-energy X-rays, colored blue) is located primarily in the regions directly behind the shock front. These regions also show up in the Hubble observations, and also align with the faint rim of glowing material seen in the Spitzer data. The X-rays from the region on the lower left (colored blue) may be dominated by extremely high-energy electrons that were produced by the shock wave and are radiating at radio through X-ray wavelengths as they spiral in the intensified magnetic field behind the shock front. Cooler X-ray gas (lower-energy X-rays, colored green) resides in a thick interior shell and marks the location of heated material expelled from the exploded star.
Kepler's supernova, the last such object seen to explode in our Milky Way galaxy, resides about 13,000 light-years away in the constellation Ophiuchus.
The Chandra observations were taken in June 2000, the Hubble in August 2003; and the Spitzer in August 2004.