XMM-Newton

[Scorus]

Satelita astronomiczny XMM-Newton (X-ray Multimirror Mission) jest europejskim (ESA) obserwatorium rentgenowskim wykonującym obserwacje najróżniejszy obiektów astronomicznych w zakresie promieniowania rentgenowskiego w przedziale energii 0.1 - 10 keV. Do celów naukowych zaliczają się: określenie pochodzenia rozproszonego tła rentgenowskiego; zobrazowanie rozproszonego gazu w gromadach galaktyk; wykonanie przeglądów galaktyk i gwiazd; wykonanie badań akrecji w układach podwójnych gwiazd; oraz wykonanie badań spektroskopowych AGN oraz badań widmowych pozostałości po supernowych w pobliskich galaktykach. Cele te są realizowane poprzez: rejestrowanie spektrogramów źródeł rentgenowskich; wykonywanie pomiarów spektrometrycznych o wysokiej wrażliwości i pośredniej rozdzielczości z mocą rozdzielczości widmowej 100 - 700 w zakresie 350 - 2500 eV; wykonywanie spektroskopii obrazującej w obszernym przedziale energetycznym 100 eV - 15 keV; oraz jednoczesne czułe obserwacje w zakresie 1600 - 6000A za pomocą monitora optycznego. XMM-Newton jest największym satelitą naukowym zbudowanym w Europie, i posiada największy system zwierciadeł rentgenowskich jaki kiedykolwiek zbudowano.

Szczegółowy opis misji:
http://www.astronautyka.org/index.php/topic,49.0.html


Czułe obserwacje 15 znanych magnetarów wykonane przez XMM-Newton i obserwatorium INTEGRAL pozwoliły na pierwsze prztestowanie modeli opisujących warunki fizyczne wokół tych obiketów. Zarejestrowana charaktersytyka emisji rentgenowskiej bardzo dobrze pasuje do modelu renzonasowego rozpraszania cyklotronowego (Resonant Cyclotron Scattering - RCS). Model ten zakłada wsytępowanie wokól magnetara chmury plazmy elektronowej. Fotony emitowane z powierzchni magnetara po osiągnięciu chmury elektronów osiągają energię odpowiadającą promieniowaniu rentgenowskiemu.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=43736

http://astronomynow.com/081117XMMandIntegralunveilmagnetarenvironment.html

[Scorus]

Za pomocą XMM-Newton po raz pierwszy wykryto rotację przedstawiciela podklasy gwiazd neutronowych nazywanych powtarzalnymi źródłami miękkiego promieniowania gamma (Soft Gamma-Ray Repeter - SGR). Obserwowanym obiektem był SGR 1627-41, który dodatkowo jest magnetarem. Do tej pory znanych jest tylko 5 SGR – 4 w Drodze Mlecznej i 1 w Wielkim Obłoku Magellana. Zaobserwowanie rotacji dostarczy nowych informacji o właściwościach fizycznych tych obiektów.

Oszacowano, że SGR 1627-41 rotuje w tempie 1 obrotu na 2.6 sekundy i jest drugim magnetarem co do szybkości rotacji.


SGR 1627-41 został odkryty przez Obserwatorium Comptona w 1998r i wyprodukował wtedy około 100 krótkich flar gamma w okresie 6 tygodni. Jednak aktywność źródła zanikła zanim oszacowano jego tempo rotacji. Przez to był to jedyny magneta o nieznanym tempie rotacji. W lato 2008r jednak aktywność pojawiła się ponownie. Jednak fragment nieba z SGR 1627-41 nie mógł być obserwowany przez XMM-Newton przez 4 miesiące, ponieważ wiązałoby się to z odwróceniem paneli słonecznych od Słońca. Gdy wykonano obserwacje we wrześniu 2008r emisja była jednak nadal wykrywalna.

Magnetary prawdopodobnie tworzą silnie pole magnetyczne na skutek początkowo szybkiego tempa obrotu i procesów konwekcyjnych, co pozwala na uzyskanie efektywnego efektu dynama. SGR 1627-41 musiał znacznie zwolnić obroty od czasu swojego powstania, więc powinien być startym obiektem. Jest jednak otoczony przez pozostałości supernowej, które powinny stać się niewidoczne po kilkudziesięciu tysiącach lat. Przez to magneta powinien być stosunkowo młody.

Obraz z EPIC pokazujący magnetara w otoczeniu pozostałości supernowej

http://astronomynow.com/SoftGamarepeaterspinseen.html

[Scorus]

Obserwacje spektralne wykonane za pomocą XMM-Newton pozwoliły na badania zjawisk w samym centrum galaktyki Seyferta typu 1 (z wąskimi liniami spektralnymi).

W obserwowanej galaktyce - 1H0707-495 po raz pierwszy wykoty linie fluorescencyjne K i L żelaza. Ich niezależna detekcja pozwala na badania do tej pory niewykrywalnych szczegółów dynamiki i geometrii czarnej dziury w centrum tej galaktyki.

W aktywnych jądrach galaktyk  dysk akrecyjny otaczający centralną supermawyną czarną dziurę jest źródłem fotonów światła widzialnego i ultrafioletu. Emisja rentgenowska powstaje na skutek rozpraszania Comptona tych fotonów w obrębie korony gorącego gazu otaczającego dysk. Emisja rentgenowska powstaje w bezpośredniej bliskości czarnej dziury, a jej badania pozwalają na poznanie geometrii i zjawisk fizycznych zachodzących w jej środowisku.

Według obecnie przyjmowanych modeli emisja rentgenowska jest produkowana podczas rozbłysków w aktywnych rejonach korony otaczającej dysk. Rozbłyski takie naświetlają relatywnie chłodny dysk i powodują powstanie „odbitego” komponentu emisji AGN. Na skutek rozpraszania Compotna fotony miękkiego promieniowania rentgenowskiego zyskują większą energię. Zależnie od stanu jonizacji materii w dysku takie naświetlenie może wywołać powstanie linii fluorescencyjnej K emitowanej przez najpospolitszy pierwiastek w dysku, którym najczęściej jest żelazo. Zależnie od stanu fizycznego materii w dysku możliwe jest również powstanie linii L. Obie linie są wąskie, jednak silne pole grawitacyjne i szybka rotacja dysku powodują ich poszerzenie i zakrzywienie w sposób charakterystyczny dla warunków fizycznych i dynamiki materii w otoczeniu czarnej dziury.
 
Dokładnej analizie poddano obserwacje spektralne 1H0707-495 zebrane podczas 48 godzin w styczniu 2008r. Pozwoliło to na wykazanie obecności zniekształconych linii  w zakresie energii odpowiadającej liniom K i L żelaza. Porównanie danych obserwacyjnych z dokładnym modelem uwzględniającym fizykę atomów pozwoliło na określenie fizycznych i dynamicznych właściwości tego systemu. To w połączeniu z obserwacjami zmian źródła w czasie pozwoliło na wykrycie opóźnienia czasowego między promieniowaniem bezpośrednim a odbitym od dysku. Wskazuje to, że emisja rentgenowska pochodzi z obszaru rozciągającego się na pierwsze kilka promieni Schwarzschilda. Tym samym tego typu obserwacje okazały się przydatne do badań zjawisk w centrach galaktyk aktywnych.

Podobne sygnatury spektralne powinny zostać odnalezione w innych źródłach o podobnej naturze. Systematyczne badania komponentu odbitego ze źródeł tego typu w różnych warunkach fizycznych pozwolą na dopracowanie szczegółów modelu i znacznie przyczynią się do poznania sposobu funkcjonowania supermasywnych czarnych dziur.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=44892

[Scorus]

XMM-Newtn odkrył czarną dziurę o masie około 500 mas Słońca. Jest to pierwszy przypadek czarnej dziury o średniej masie, który nie budzi żądnych kontrowersji.

Do tej pory znano dwa typy czarnych dziur – czarne dziury supermasywne o masach rzędu milionów lub miliardów mas Słońca, oraz czarne dziury o masach gwiazdowych, rzędu 3 – 2 ma Słońca. Mechanizm formowania się czarnych dziur supermasywnych jest nieznany, natomiast czarne dziury gwiazdowe powstają podczas eksplozji supernowych. Według jednej z teorii powstawania czarnych dziur supernawnych mówiła, że powstają one na skutek połączenia kilku czarnych dziur o średnich masach. Wcześniejsze obserwacje obiektów mogących być średniomasywnymi czarnymi dziurami mogły jednak być interpretowane w inny sposób.

Obecnie obserwacje źródła rentgenowskiego  HLX-1 (Hyper-Luminous X-ray Source 1) pozwoliły jednoznacznie stwierdzić, że jest to czarna dziura o masie szacowanej na około 500 mas Słońca. Jest ona zlokalizowane w galaktyce ESO 243-49. HLX-1 ma całkowitą jasność rentgenowską około 260 razy większą niż Słońce. Poprzez porównanie obserwacji rentgenowskich z 23 listopada 2004r oraz 28 listopada 2008r stwierdzono, że obiekt ten wykazuje zmiany jasności rentgenowskiej pozwalające stwierdzić, iż jest to pojedynczy obiekt, a nie grupa słabych źródeł. Obserwowana wysoka jasność daje się wytłumaczyć tylko przy założeniu, że jest to czarna dziura o średniej masie.

Czarne dziury o takiej masie mogą powstawać poprzez połączenie wielu czarnych dziur o małych masach, albo na skutek intensywnej akeracji materii na taką czarną dziurę. Obiekt taki powinien powstać najłatwiej w gromadzie kulistej. W typowych galaktykach takich gromad jest kilkaset, więc w jednej galaktyce powinno znajdować się wiele takich czarnych dziur.

http://astronomynow.com/news/n0907/01bh/

[Scorus]

XMM-Newton wykonał obserwacje pulsacyjnego źródła rentgenowskiego RX J0648.0-4418, Jest to biały karzeł towarzyszący normalnej gwieździe. Zebrane dane wraz z modelami pozwoliły na oszacowanie jego masy. Okazało się, ze jest neodym z najmasywniejszych znanych białych karłów. Dalsze badania tego obiektu pozwolą na szczegółowe testy modeli ewolucji gwiazd.

Biały karzeł RX J0648.0-4418 i podkarzeł HD49798 tworzą układ podwójny o unikalnych właściwościach. Podkarzeł jest jasny w zakresie optycznym i ultrafioletowym, dzięki czemu został dobrze scharakteryzowany. Okres orbitalny jest dokładnie określony. W 1996r odkryto, że układ emituje błyski rentgenowskie co 13.2 sekundy.

Układy podwójne umożliwiają badania ewolucji gwiazd, ponieważ pomiary ruchu orbitalnego tworzących ich obiektów pozwalają na wyznaczenie ich masy. Jest to możliwe dzięki zastosowaniu modeli opartych na prawach Keplera. Dzięki temu na oszacowania nie mają wpływu takie parametry jak wiek, rozmiary, czy drogi ewolucji obiektów. Takie niezależne dane pozwalają na doprecyzowanie modeli ewolucji gwiazd.

Obserwacje spektroskopowe lub pomiary opóźnień w pulsacjach wywołanych ruchem orbitalnym pozwalają na niezależne wyznaczenie masy jednego z obiektów w układzie, jeśli znane jest nachylenie orbity. Inklinacja może być dokładnie wyznaczona, jeśli jeden z obiektów z perspektywy obserwatora jest zasłaniany przez drugi.

Metoda ta została zastosowana w przypadku RX J0648.0-4418. Biały karzeł wychodząc z za tarczy gwiazdy powoduje powstanie obserwowanego rozbłysku rentgenowskiego. Precyzyjne pomiary czasów początku obserwowanej emisji rentgenowskiej w połączeniu z przewidywanymi czasami wyjścia białego karła zza gwiazdy pozwoliły na precyzyjne wyznaczenie nachylenia jego orbity.

Dane te przy zastosowaniu prawe Keplera pozwoliły na oszacowanie masy źródła rentgenowskiego na 1.2 masy Słońca. Tym samym jest to rzadki, bardzo masywny biały karzeł, jeden z najmasywniejszych poznanych do tej pory.

Nie jest jasne jak dokładnie powstał ten układ. Wiadomo jednak, że biały karzeł pobiera materię z podkarła na drodze akrecji. Tym samym zwiększa on swoja masę. Z czasem jego masa może wzrosnąć powyżej limitu Chandrasekhara. Wtedy może on wybuchnąć jako supernowa typu Ia. Hipoteza taka ma duże implikacje dla astrofizyki. Może bowiem istnieć alternatywna droga prowadząca do wybuchu supernowej Ia.

Układ ten jest położny stosunkowo blisko, w odległości 650 parseków. Jest też jasny. Dzięki temu w przyszłości będzie stanowił istotny cel badań prowadzących do uszczegółowienia modeli ewolucji gwiazd.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=45453

[Scorus]

Obserwacje rentgenowskie próby bardzo odległych galaktyk wykonane za pomocą XMM-Newton pozwoliły na opracowanie metody precyzyjnego wyznaczania ich masy, co będzie przydatne do badań ewolucji ciemniej materii i ciemniej energii.

W celu badań zawartości ciemniej materii w odległych gromadach galaktyk konieczne jest wyznaczenie masy zwyczajnej materii oraz masy całkowitej (wraz z ciemną materią). Emisja rentgenowska gromady galaktyk jest związana z masą zawartej w niej zwykłej materii, dzięki czemu można określić masę świecącej materii. Masa całkowita może być natomiast określona poprzez analizę soczewkowania grawitacyjnego.

Do tej pory oszacowania masy gromad na podstawie emisji rentgenowskiej mogły być wykonane tylko dla gromad niezbyt odległych. Obecnie praca zespołu naukowców z Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), Laboratory of Astrophysics of Marseilles (LAM), I  Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) pozwoliła na zastosowanie zależności między masą a emisją rentgenowską również dla odległych gromad.

Do badań zastosowano największą jak do tej pory próbę odległych gromad obserwowanych w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Odległe gromady można łatwo zidentyfikować w danych rentgenowskich dzięki ich rozciągłej emisji w skali poniżej minuty kątowej. XMM-Newton jest jedynym obserwatorium mogącym obserwować bardzo odległe gromady dzięki odpowiednio dużej powierzchni zwierciadeł rentgenowskich. Dzięki temu możliwe było oszacowanie mas normalnej materii w małych i bardzo odległych strukturach istniejących we wczesnym Wszechświecie.

Masy gromad wraz z ciemną materią były obliczane poprzez pomiary zniekształcenia obrazów obiektów tła. Zniekształcenia takie były zbyt słabe aby można je było bezpośrednio zobaczyć, ale mogły być analizowane statystycznie. Dane takie mogły być zastosowane do oceny masy obiektu soczewkującego gdy znany jest środek jego masy. Jest to trudne w przypadku bardzo odległych gromad, ale analizy emisji rentgenowskiej okazały się tutaj bardzo wydajne. Dzięki temu możliwe były wyznaczenie całkowitej masy odległych gromad znacznie bardziej precyzyjnie niż w przeszłości.

Ostatecznie porównanie emisji rentgenowskiej odległych gromad z emisją gromad bliskich pozwoliło na stwierdzenie, że z uwzględnieniem niepewności emisja odległych gromad wykazuje taką samą zależność od masy jak w przypadku gromad bliskich. Oznacza to duży krok naprzód w badaniach ewolucji wielkoskalowej struktury Wszechświata.

Podczas dalszych badań metoda ta będzie przydatna do śledzenia zachowania się ciemnej materii w czasie ewikcji Wszechświata. Umożliwi też badania ciemniej energii. Pozwoli na stwierdzenie czy ciemnia energia w czasie istnienia Wszechświata była stała, czy też zmieniała się dynamicznie. Możliwe też będzie stwierdzenie, czy jest ona realnym komponentem Wszechświata, czy też iluzją wywołaną ograniczeniami ogólnej teorii względności.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=46322

[Scorus]

Obserwacje ultrazwartge układu podwójnego (Ultra-Compact X-ray Binary - UCXB) 4U 0614+091 składającego się z białego karła i gwiazdy neutronowej pozwoliły na pierwszą detekcję linii fulorescencyjnej tlenu 0.7 keV w promieniowaniu rentgenowskim odbitym od dysku akrecyjnego. Kształt tej linii pozwala na badania otoczenia blisko gwiazdy neutronowej oraz na kolejne testy ogólnej teorii względności.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47225

[Scorus]

Spektrometria rentgenowska gorącego gazu w Drodze Mlecznej wydaje się powierdzać powstawanie halo gorącego gazu wokól Drogi Mlecznej na drodze wznoszących się z jej dysku fontann materii. Teoria ta jest trudna do udowodnienia obserwacyjnego. Obecne dane jednak najlepej pasują do modelu opsiująego powstawanie tego komponentu materii międzygwiazdowej na drodze fontann.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=47990

[Scorus]

Obserwacje XMM-Newton pozowliły na stwierdzenie, że odległa gromada galakatyk CL J1449+0856 jest w pełni ukształtowana. Wskazuje na to rozproszona emisja rentgenowska pokazująca, że jest ona już zwarta i zawiera duże ilości gorącego gazu. Ponadto kształty galakatyk na obrazach HST wykazują, że są już one w pełni dojrzałe. Jest to obecnie najodleglejsza gromada tego typu, obserowana w okresie gdy Wszechświat miał około 3 mlilardów lat. Obecnie detekcja ta mieści się w przewidywanym prawdopdobieństwie znalezienia takich gromad przy Z ok. 2, wynoszącym 1 - 2%. Jednak gdyby w przyszłości znaleziono więcej takich gromad, teoria hierarchicznej ewolucji struktur w kosmosie wymagałaby rewizji.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=48483

[Matias]

Obserwacje XMM-Newton pozowliły na stwierdzenie, że odległa gromada galakatyk CL J1449+0856 jest w pełni ukształtowana. Wskazuje na to rozproszona emisja rentgenowska pokazująca, że jest ona już zwarta i zawiera duże ilości gorącego gazu. Ponadto kształty galakatyk na obrazach HST wykazują, że są już one w pełni dojrzałe. Jest to obecnie najodleglejsza gromada tego typu, obserowana w okresie gdy Wszechświat miał około 3 mlilardów lat. Obecnie detekcja ta mieści się w przewidywanym prawdopdobieństwie znalezienia takich gromad przy Z ok. 2, wynoszącym 1 - 2%. Jednak gdyby w przyszłości znaleziono więcej takich gromad, teoria hierarchicznej ewolucji struktur w kosmosie wymagałaby rewizji.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=48483

Artykuł na ten temat pojawił się też parę dni temu na kosmonaucie - LINK.

[Scorus]

Flara pulsara IGR J18410-0535 w szybko zanikającym układzie rentgenowskim z nadolbrzymem (Supergiant Fast X-ray Transient - SFXT):
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=48733

Badania struktur wokół supermasywnej czarnej dziury w galaktyce Markarian 509:
http://www.esa.int/export/esaSC/SEMAQQ6UXSG_index_0.html

[Scorus]

Aktualne badania aktywnych jąder galaktyk rzucają nowe światło na przyczyny powstania związku pomiędzy masą supermasywnych czarnych dziur a rozmiarami centralnych obszarów ich galaktyk. W spektrogramach rentgenowskich badane były szybkie strumienie zjonizowanego gazu z okolic czarnych dziur (Ultra-Fast Outflows - UFOs). Usuwają one ilość materii porównywaną z ilością pobieraną podczas akrecji. Wpływają też na procesy gwiazdotwórcze w galaktyce, co z czasem powoduje powstanie równowagi między czarną dziurą a wybrzuszeniem centralnym galaktyki.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50097

[Matias]

Relatywistyczne odbicie nowym narzędziem astrofizyki

"Aktywne jądra galaktyk skrywają wiele tajemnic. Jedną z nich jest budowa dysków akrecyjnych okalających czarne dziury. Kolejną – intensywne wybuchy, będące silnymi emiterami promieni X. Jednakże poczyniono duży krok w kierunku ich poznania. Satelita ESA (Europejskiej Agencji Kosmicznej) XMM-Newton zaobserwował odbity od dysku akrecyjnego rozbłysk promieniowania rentgenowskiego.

Czarne dziury, znajdujące się w centrach galaktyk, są ciągle „bliżej” poznawane przez nowej klasy teleskopy. Jednym z nich jest XMM-Newton, jednakże badania relatywistycznego odbicia wspomnianego we wstępie świadczą o potrzebie skonstruowania znacznie czulszego sprzętu."

[Scorus]

Dane z XMM, Chandry i Suzaku posłużyły do badań protogwiazdy V1647 Ori. Ponownie przeanalizowano obserwacje zebrane podczas dwóch epizodów pojaśnienia optycznego - w latach 2003-2006 oraz od 2008 r. Emisja rentgenowska również zwiększała się około 50 razy, na podstawie czego oszacowano, że temperatura plazmy w dysku akrecyjnym gwiazdy musiała wzrosnąć do 50 mln K. Sama akrecja nie mogłaby tego wyjaśnić. Dlatego też prawdopodobnie plazma była rozpędzana na skutek rekonekcji magnetycznej. Ponadto wykryto dwa wzory krótkookresowej zmienności emisji rentgenowskiej. Może to świadczyć, że plazma z dysku uderza w gwiazdę w dwóch miejscach, tworząc gorące plamy. Podczas rotacji gwiazdy pojawiają się one i znikają w polu widzenia.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50462
http://chandra.harvard.edu/press/12_releases/press_070312.html

[Scorus]

W 2011 r Swift wykrył rozbłysk Sw J1644+57, będący efektem rozerwania gwiazdy przez supermasywną czarną dziurę. Obserwacje wykonane przez XMM-Newton i Suzaku pozwoliły na zarejestrowanie kwaziperiodycznych oscylacji w emisji rentgenowskiej. Dowodzi to, że emisja została wytworzona przez materię poruszającą się po najbardziej wewnętrznej stabilnej orbicie wokół czarnej dziury. Bliżej czarnej dziury materia była przez nią wciągana.
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50638