Lyhyt katsaus röntgentähtitieteen historiaan:
Ensimmäinen aurinkokunnan ulkopuolinen röntgensäteilyn lähde löydettiin puolivahingossa 18.6 1962. AS&E:n (American Science & Engineering) tutkimusryhmä Riccardo Giacconin johdolla (Nobel palkinto vuonna 2001) oli saanut tutkittavaksi mikäli aurinkotuulen ja kuun vuorovaikutuksessa syntyisi röntgensäteilyä. Kilpajuoksu kuuhun oli jo alkanut ja oli tarve tietää minkälaisiin olosuhteisiin kuuhun laskeutuvat astronautit joutuisivat. Tätä tutkimusta varten ryhmä lähetti Aerobee-rakettien avulla havaintolaitteita korkealle maan ilmakehän yläpuolelle, sillä röntgensäteily absorboituu täydellisesti maan ilmakehään.
Kuva 10: Vasemmalla, Aerobee-raketti; Oikealla, Riccardo Giacconi (Credits; Left http://www.ninfinger.org, Right http://chandra.harvard.edu)
Kuusta röntgensäteilyä ei havaittu, mutta kun mittalaitteisto suunnattiin kohti Skorpionin tähtikuvioa, laitteisto löysi erittäin voimakkaan röntgenlähteen, joka sai nimen Sco X-1. Sco X-1:sen ja muiden sen jälkeen löydettyjen röntgenlähteiden luonne oli pitkään hämärän peitossa. Kun näitä röntgenlähteitä havaittiin optisella alueella, huomattiin että ne eivät olleet mitenkään erityisiä kohteita. Jokaisella neliöasteen kokoisella taivaanalueella löydettiin yli sata optisesti kirkkaampaa kohdetta kuin nämä mysteeriset röntgenlähteet. Tämä askarrutti tähtitieteilijöitä. Miten optisesti himmeät kohteet voivat olla niin kirkkaita röntgenaluella?
Teoreetikot keksivät nopeasti mahdollisen vastauksen selittämään näiden röntgenlähteiden luonteen, mutta lopullinen vastaus tähän kysymykseen saatin vasta vuonna 1971, kun Ethan Schreier tutkimusryhmineen havaitsi ensimmäisellä röntgensatelliitillä UHURU:lla Kentaurin tähtikuvion alueelta löydettyä röntgenlähdettä Cen X-3:sta. Tutkimuksen aikana tämä röntgenlähde paljasti itsestään niin monta eri ominaisuutta, että niiden avulla säteilyn synnyttävä luonne selvisi erittäin tarkasti.
Ensimmäinen uusi löydetty ominaisuus Cen X-3:sta oli sen kirkkauden muutoksen säännöllinen 4.84 sekunnin jakso. Tämän säännöllisen jaksollisuuden voi selittää vain erittäin nopesti pyörivä kappale. Koska pyörähdyksen jaksonaika on niin pieni, ainoastaan neutronitähdet voivat lähettää tämän tyyppistä säteilyä, sillä muut näin nopeasti pyörivät tähdet hajoaisivat pyörimisestä aiheutuvan keskipakoisvoiman vaikutuksesta.
Kuva 11: UHURU:lla mitattu Cen X-3:n valokäyrä (Credit; http://imagine.gsfc.nasa.gov)
Jatkotutkimuksessa huomattiin muitakin kirkkauden muutoksen jaksollisuuksia. Ensinnäkin kohteen spektrin doppler siirtymistä huomattiin, että Cen X-3 oli kaksoistähtijärjestelmässä, jonka komponenttien rataperiodit olivat vain 2.09 päivää. Toisaalta röntgenlähde katosi jokaisen 2.09 päivän jakson aikana 11:sta tunniksi, eli tähtijärjestelmä on ns. pimennysmuuttuja. Näiden tietojen ja spektroskopian avulla tähtien massat ja radat pystyttiin siten määrittämään erittäin tarkasti ja saatiin ensimmäinen suora todiste neutronitähtien olemassaolosta. Nykyisin tällaista kaksoistähtijärjestelmää kutsutaan HMXB:ski (High Mass X-ray Binary).
HMXB:t eivät ole ainoita röntgensäteilyä lähettäviä kohteita. Niiden lisäksi röntgensäteilyä lähettäviä kohteita ovat mm. LMXB:t (Low Mass X-ray Binary), aktiivisten galaksien ytimet (AGN = Active Galactic Nuclei), BHB:t (Black Hole Binary), supernovajäänteet (SNR) ja myös erittäin kuumien tähtien koronat. Näistä tarkemmin supernovien ja ekstragalaktisen tähtitieteen osioissa. Tämä röntgentähtitieteen osio keskittyy enemmän juuri röntgenpulsareihin ja erityisesti niihin prosesseihin mitkä vaikuttavat röntgensäteilyn syntyyn.
Kuva 12: Vasemmalla, HMXB; Oikealla, Ethan Schreier (Credits; Left http://www.daviddarling.info, Right www.aui.edu)
Lähteet (Carroll, Ostlie ; Modern astrophysics), (Karttunen ; Tähdet ja maailmankaikkeus)
|
