Gorący Wszechświat w obiektywie teleskopu ATHENA
Prawie połowa obserwowanej materii w Kosmosie występuje w formie rzadkiego, ciepłego gazu, zwanego „fazą gorącą”, o temperaturach rzędu milionów kelwinów. Tak rozgrzana plazma jest źródłem niewidzialnego gołym okiem promieniowania rentgenowskiego i tylko za pomocą specjalnych instrumentów możemy ją zbadać. Pierwsze obserwacje w rentgenowskiej dziedzinie widma pokazały naukowcom, że gorący gaz jest wszędzie. Występuje w centralnych obszarach gromad galaktyk, otacza pojedyncze galaktyki i ich aktywne jądra, a co więcej, znajduje się w pobliżu czarnych dziur, czego przykładem jest ta w naszej Galaktyce – SgrA*. Najbardziej aktualny obraz fazy gorącej wokół centrum Drogi Mlecznej wykonany przy pomocy obecnie działającej misji kosmicznej CHANDRA przedstawia pierwsza fotografia (ilustr. 2 http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/222689main_sagittariusA_20080415_HI.jpg, Credit: NASA/CXC/MIT/Frederick K. Baganoff et al.).
Ciepłe obszary międzygalaktyczne popularnie zwane WHIM (z ang. warm hot intergalactic medium) stanowią istotną część znanej nam materii, ale nie wiemy jak doszło do ich powstania. Większość gorącego gazu wypływa ze środków galaktyk w formie zjonizowanych wiatrów, których natury do końca nie rozumiemy. Kluczowe jest zbadanie jak dochodzi do kumulacji gorącej plazmy w galaktykach, gromadach gwiazd i galaktyk, i jaki ma ona wpływ na obecny kształt Wszechświata.
Najsilniej w promieniach rentgenowskich świecą aktywne jądra galaktyk (AGN) i galaktyczne układy podwójne. Obiekty te posiadają dyski akrecyjne, w których gaz opada na centralną masę, dzięki wytwarzanemu przez nią, silnemu polu grawitacyjnemu (patrz ilustr. 3 http://www.redorbit.com/news/space/1113056869/supermassive-black-holes-merging-galaxies-012814). Opadająca materia bardzo często jest rozgrzana do milionów kelwinów tworząc rodzaj korony nad dyskiem akrecyjnym. Niemniej naukowcy, podobnie jak w przypadku Słońca, nie do końca rozumieją mechanizm grzania tej korony. Zagadnienie rozkładu i kumulacji gorącego gazu w silnym polu grawitacyjnym ma kluczowe znaczenie w rozumieniu ewolucji aktywnych galaktyk i sposobu wzrastania czarnych dziur.
Obserwacje Kosmosu w promieniach rentgenowskich to chyba najbardziej kosztowna działka współczesnej astrofizyki. Fotony w zakresie widma od 0.1 keV do paru setek MeV są całkowicie nieprzepuszczalne przez atmosferę. Toteż aby obejrzeć Wszechświat w promieniach Roentgena musimy zbudować teleskop satelitarny i wynieść go w przestrzeń kosmiczną. Z tego powodu astronomia rentgenowska miała szansę rozwinąć się dopiero po drugiej wojnie światowej, kiedy to nauczyliśmy się wynosić detektory promieni wysokich energii ponad warstwy atmosfery.
A zaczęło się przypadkowo. Tuż po II wojnie światowej Amerykanie weszli w posiadanie niemieckich rakiet V2, które postanowili wykorzystać do badań górnych warstw atmosfery ziemskiej. Na pokładzie takiej rakiety, w 1946 roku Herbert Fridman umieścił licznik Geigera-Müllera dokonując pierwszej detekcji miękkich promieni rentgenowskich z korony Słońca. Niemniej, jak być może pamiętamy z lekcji fizyki, liczniki proporcjonalne zliczają wpadające do nich fotony oraz mierzą ich energię, ale nie potrafią określić kierunku, z którego one przybyły. Astronomowie od dawna budują teleskopy w celu skupienia wiązki promieniowania, a tym samym zawężenia obszaru z jakiego ono do nas dociera. I tu pojawił się problem, gdyż fotony rentgenowskie o bardzo małej długości fali prawie całkowicie wnikają w materiał i nie można ich skupić za pomocą tradycyjnych, znanych z optyki luster. Aby astronomia rentgenowska dalej się rozwinęła, potrzebne było odkrycie Hansa Woltera. W 1951 roku pokazał on, że promienie X można skupić przy użyciu specjalnie wyprofilowanych luster o parabolicznych i hiperbolicznych powierzchniach. Ułożone jedne w drugich warstwy lustrzane nachylone są pod bardzo małym kątem do osi ogniskowej, tak aby fotony wręcz się po nich ślizgały (patrz ilustr. 4: http://history.nasa.gov/SP-466/p59.htm; http://www.nasa.gov/mission_pages/nustar/multimedia/pia15631.html). Hans Wolter udowodnił, że po dwukrotnym odbiciu udaje się skupić promieniowanie rentgenowskie, ale największą wydajność otrzymujemy dla promieni o energiach do 10 keV.
Kluczową rolę w rozwoju satelitarnych instrumentów rentgenowskich odegrał pracujący w USA, Włoch Riccardo Giacconi. Przede wszystkim, z wielkim uporem umieszczał on kolejne detektory na coraz to lepszych rakietach, aby zbadać naturę niewidzialnego promieniowania z Kosmosu. W 1962 roku dokonał obserwacji pierwszego źródła rentgenowskiego poza naszym Układem Słonecznym, w konstelacji Scorpius. Za to odkrycie dostał nagrodę Nobla, a Scorpius X-1 jest najjaśniejszym, znanym nam źródłem promieni X. Giacconi dzięki swojej niesłychanej intuicji, połączył lustra systemu Woltera z licznikiem proporcjonalnym i tym samym zbudował pierwszy teleskop rentgenowski.
W praktyce budowa teleskopu rentgenowskiego od momentu jego pierwszej propozycji naukowej do wylotu w kosmos trwa około 15 lat. Najpierw naukowcy zastanawiają się co chcą zbadać, a potem długo dyskutują z agencjami kosmicznymi w jaki sposób zbudować urządzenie, które wykona pomiary najdokładniej. Bo nie dość, że wysoko-energetyczne promieniowanie ciężko skupić, to ciągle chcemy obserwować odleglejsze zakątki nieba. Dlatego nieustannie ulepszamy technologie detekcji promieni rentgenowskich, aby zrozumieć jak powstają i jak przemierzają kosmiczną materię.
Nie muszę dodawać, że każde takie urządzenie kosztuje kilka set milionów Euro i cała procedura walki o pieniądze przypomina największe transakcje handlowe. Naukowcy, wbrew swoim introwertycznym przyzwyczajeniom, muszą nagle wyjść ze swoich nisz i przy użyciu najnowszych technik negocjacyjnych powalczyć o wpływy w europejskich i międzynarodowych agencjach kosmicznych. Najskuteczniej pieniądze zdobywają duże konsorcja naukowe konsolidujące pracowników największych światowych instytutów.
Przy obecnym rozwoju technologii najlepiej umiemy badać promienie rentgenowskie z bardzo wąskiego przedziału energii od 0.1 do 10 keV, co oznacza że z największą dokładnością potrafimy określić z jakiego kierunku do nas dochodzą i o jakim czasie. Obecne detektory pozwalają nam rozdzielić obiekty oddalone od siebie na niebie o 1 sekundę łuku, a pomiaru potrafimy dokonać co 10 mikrosekund. Ze względu na znakomitą rozdzielczość przestrzenną (1”), najpiękniejsze fotografie rentgenowskie dostarcza nam obecnie działający satelita CHANDRA (ilustr. 2, 5 i 6) . Zrobił on tyle dla astrofizyki rentgenowskiej ile teleskop Hubbla dla Wszechświata widzialnego.
Dzięki ogromnej pracy tysiąca naukowców z całej europy, w listopadzie 2013 roku nowy teleskop rentgenowski ATHENA (The Advence Telescope for Highe ENergy Astrophysics) został zatwierdzony do realizacji przez Europejską Agencję Kosmiczną z datą wylotu w 2028 roku. Wygrał z detektorem fal grawitacyjnych eLISA, który miał konstrukcję jeszcze słabo sprawdzonej formacji latającej. Technologie zaproponowane do skonstruowania ATHENY są bardzo nowoczesne, jednak mniej ryzykowne niż zgranie kilku oddalonych o setki kilometrów instrumentów eLISY.
Teleskop ATHENA (ilustracja 1) będzie wyposażony w najnowocześniejsze lustra rentgenowskie o bardzo dużym nachyleniu, tak aby fotony rentgenowskie ślizgały się po ich powierzchni. Po dwukrotnym bardzo precyzyjnym odbiciu pod małym kątem takie fotony udaje się skupić i odczytać ich energię, kierunek i czas nadejścia za pomocą odpowiednich detektorów. Jak nigdy wcześniej, lustra te będą wyposażone w mikroskopijne kanaliki, które podziałają jak kolimatory i dodatkowo zogniskują sygnał.
ATHENA będzie posiadała dwa wymiennie stosowane detektory, specjalnie przystosowane do pomiaru tak krótkich fal jakimi są promienie rentgenowskie. W zależności od potrzeb obserwacyjnych, detektory będą naprzemiennie umieszczane w polu ogniskującym teleskopu. Każdy z nich to taki odpowiednik matrycy CCD złożony z wielu miniaturowych pikseli, przy czym w przypadku promieniowania rentgenowskiego idealna detekcja następuje wtedy, gdy w każdy piksel wpada jeden foton. Większa ilość fotonów X w pojedynczym pikselu nie pozwala nam zmierzyć ich energii i taki pomiar jest automatycznie odrzucany.
X-IFU (X -ray Integral Field Unit) to bardzo nowatorski detektor, w którym pojedynczy piksel działa jak mikro-kalorymetr. Prosto rzecz ujmując, każdy piksel matrycy mierzy niesłychanie małą, rzędu mili kelwinów, różnicę temperatur wywołaną wysoko-energetycznym fotonem rentgenowskim, który w niego wpada. Takie urządzenie, przetestowane na Ziemi, nigdy jeszcze nie działało w przypadku satelitów rentgenowskich. Cały detektor musi być utrzymywany w bardzo niskiej temperaturze, co wymaga umiejscowienia go w specjalnym kriogenicznym termosie. Mikro-kalorymetr zapewni znakomitą rozdzielczość energetyczną ATHENY, pozwoli odczytać energię fotonu z dokładnością do 0.2 procenta. Niemniej będzie miał niezbyt duże pole widzenia – 5 x 5 arcmin.
Sześćdziesiąt razy większe pole widzenia zapewni ATHENIE drugi detektor WFI (Wide Field Imager) zbudowany z konwencjonalnych krzemowych pikseli, ale za to z nowoczesną elektroniką zapewniającą ich szybki odczyt. Dzięki technice zwanej APS (Active Pixel Sensor) czas nadejścia fotonu będziemy mierzyli z dokładnością do 7 mikro sekund. To pozwoli zbadać jasne i szybko zmienne obiekty rentgenowskie, których jest bardzo dużo w naszej Galaktyce. Wszystkie pulsary bądź układy podwójne z czarnymi dziurami lub gwiazdami neutronowymi są niesłychanie zmienne w skali mili-sekund i właśnie tę zmienność będziemy mogli pomierzyć z dużą precyzją.
Kombinacja nowatorskich instrumentów na satelicie ATHENA pozwoliła naukowcom sformułować najważniejsze zadania badawcze, które według Europejskiej Agencji Kosmicznej okazały się istotniejsze od detekcji fal grawitacyjnych. Faza gorąca, o temperaturze rzędu 106-8 kelwinów, prawie zawsze towarzyszy dobrze nam znanym strukturom chłodniejszej materii promieniującej w zakresie światła widzialnego. Olbrzymie połacie ciepłej, rzadkiej plazmy wypełniają przestrzeń międzygalaktyczną. Gorący gaz znajduje się w centrach galaktyk normalnych i aktywnych (ilustr. 5 http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m81/), związany jest grawitacyjnie w gromadach galaktyk, oraz wywiewany jest nieustannie z odległych kwazarów. Nadal nie wiemy, w jaki sposób tak duża ilość gazu nagromadziła tyle energii. I właśnie ten „Gorący Niewidzialny Wszechświat” stał się głównym tematem naukowym ATHENY.
Dzięki obserwacjom rentgenowskim uczeni potrafią ocenić temperaturę, gęstość oraz niejednokrotnie masę gorącej fazy w danym obszarze nieba . Czasami udaje się wyznaczyć prędkość z jaką porusza się gorący gaz oraz jego radialną odległość od obserwatora. Te parametry fizyczne powiązane z czasem obserwacji dostarczają podstawowych informacji o morfologii i ewolucji obserwowanych obiektów, a co za tym idzie, związanej z nimi chłodniejszej, widzialnej części gazu. Dzięki misji ATHENA dowiemy się więcej o dynamice i rozkładzie materii we Wszechświecie, zrozumiemy jak rosną supermasywne czarne dziury i jak gorący gaz stabilizuje gromady galaktyk (ilustr. 6 http://chandra.harvard.edu/photo/2012/a383/). Zbadamy dokładniej, bardzo istotny, z astrofizycznego punktu widzenia, proces opadania materii na supermasywne czarne dziury, a w szczególności jego związek ze zjawiskiem wypływu gorącego gazu z aktywnych jąder galaktyk (z ang. galaxy feedback). Duża czułość teleskopu pozwoli nam zajrzeć głębiej w przestrzeń kosmiczną do redsziftów równych 2-3 dla jasnych obiektów.
Odkąd astronomowie obserwują źródła rentgenowskie, nieustannie zastanawiają się jakie mechanizmy odpowiadają za produkcję promieni X. Najprościej założyć, że ośrodek, w którym powstają rentgeny jest w równowadze termicznej, czyli promieniuje widmo o dobrze nam znanym kształcie. Tak się zdarza, jeśli gaz jest stosunkowo rzadki i nie dochodzi do znacznego wtórnego oddziaływania promieniowania z materią. Niemniej czasami gęstość gazu jest na tyle duża, że promieniowanie rozprasza się na wolnych elektronach lub jest pochłaniane przez jony pierwiastków ciężkich. W obydwu przypadkach powstaje promieniowanie rentgenowskie o charakterystycznym kształcie, który potrafimy teoretycznie obliczyć i który obserwujemy w przypadku omawianych wyżej dysków akrecyjnych.
Promieniowanie rentgenowskie głęboko wnika w strukturę atomu. W efekcie jego oddziaływania z materią powstają liczne linie emisyjne lub absorpcyjne pochodzące ze zjonizowanych atomów pierwiastków ciężkich. Działające obecnie satelity CHANDRA, XMM-Newton oraz SUZAKU potrafią dostarczyć widm bogatych w charakterystyczne struktury spektroskopowe. Analizując rozmiary i kształty linii w zakresie rentgenowskim możemy precyzyjnie zbadać zawartość w gazie pierwiastków cięższych od helu, oraz zrozumieć ich chemiczną ewolucję.
Sytuacja robi się wyjątkowa, gdy promienie X oświetlają stosunkowo chłodny gaz. Wówczas wybijają one z atomu elektron położony najbliżej jądra atomowego, oddając mu swoją energię. Powstała dziura niemal automatycznie zapełnia się elektronem z wyższej powłoki, czemu towarzyszy wyświecanie wtórnego promieniowania rentgenowskiego. Powyższe zjawisko, zwane fluorescencją, jest obserwowane w kosmosie zawsze, gdy mamy do czynienia z silnym źródłem wysoko-energetycznych fotonów oświetlających stosunkowo chłodny gaz.
Teleskop ATHENA planuje obserwować linie z wielokrotnie zjonizowanego tlenu, węgla, magnezu i innych metali aż do żelaza, oraz te powstałe w wyniku fluorescencji z największą jak dotąd precyzją.
Oprócz możliwości obserwacji dalekiego Wszechświata ATHENA znakomicie będzie się nadawać do badań obiektów bliższych. Powstaną „rentgenowskie zdjęcia” centrum naszej Galaktyki, pozostałości po wybuchach supernowych, pulsarów, rentgenowskich układów podwójnych, oraz zjonizowanych wiatrów w gorących gwiazdach. Ponadto, korony młodych gwiazd są silnym źródłem fotonów X. Nawet obiekty chłodne, jak planety i komety w naszym Układzie Słonecznym nie pozostają obojętne na promieniowanie rentgenowskie. Działają jak tarcze dla fotonów X produkowanych w koronie słonecznej, wyświecając wtórne promieniowanie fluorescencyjne i je również będzie obserwować nowy satelita rentgenowski ATHENA.
Badania gorącego Wszechświata stanowią ważną dziedzinę zainteresowań współczesnej astrofizyki. W projektowaniu i budowie teleskopu ATHENA biorą udział polscy naukowcy i polskie instytuty badawcze. Polscy inżynierowie od lat budują elementy satelitarnych instrumentów astronomicznych. Wysoka ocena ich pracy spowodowała, że zostaliśmy zaproszeni przez naukowców z Instytutu Maxa Plancka do prac nad przygotowaniem systemu wymiany filtrów (z ang. Filter Wheel Assembly) detektora WFI satelity ATHENA.Ponadto, naukowcy z Francuskiej Agencji Kosmicznej powierzyli nam budowę mechanizmu otwierającego instrument X-IFU po wyniesieniu teleskopu na orbitę. To olbrzymia szansa dla polskich naukowców na zdobycie poważnej roli decyzyjnej przy planowaniu obserwacji misji ATHENA oraz bezpośredniego dostępu do ich wyników. Zaangażowanie środowiska naukowego w rozwój misji jest niezbędne, abyśmy byli przygotowani na przyszłe odkrycia. Udział w projekcie ATHENA doskonale wpisuje się w politykę nowo powstałej Polskiej Agencji Kosmicznej (POLSA) i pozytywnie wpłynie na rozwój polskiego przemysłu kosmicznego.
Autorka: dr hab. Agata Różańska
