Розкрита загадка космічного рентгенівського випромінювання

Міжнародна команда на чолі з Heidelberg MPl для ядерної фізики розв’язала десятирічну проблему в астрофізиці за допомогою високоточного експерименту. Співвідношення інтенсивностей важливих ліній випромінювання заліза, виміряних раніше в лабораторії, відхилялися від обчислених, і, отже, існувала невизначеність щодо станів дуже гарячих газів, отриманих із рентгенівських спектрів, наприклад у сонячній короні або поблизу чорного отвори.

Завдяки новим експериментальним даним тепер досягнуто згоди з теорією. Це означає, що рентгенівські дані космічних телескопів можна буде аналізувати в майбутньому з високим ступенем упевненості в атомних моделях, що стоять за ними.

Дуже гарячий газ, такий як той, що існує в короні Сонця або в безпосередній близькості від чорних дір, випромінює інтенсивне рентгенівське випромінювання. Він показує, які фізичні умови, такі як температура та щільність, присутні там. Але десятиліттями дослідники боролися з проблемою розбіжності між виміряними та розрахованими співвідношеннями, а отже, і параметрами газу, отриманими з рентгенівських спектрів. Міжнародна команда під керівництвом Інституту ядерної фізики Макса Планка в Гейдельберзі тепер вирішила проблему за допомогою надзвичайно точного експерименту.

Майже все, що ми знаємо про далекі зірки, газові туманності та галактики, базується на аналізі світла, яке ми від них отримуємо. Точніше, електромагнітних хвиль, адже весь їх спектр тепер у астрономів під рукою. Спектральний діапазон, у якому тверде тіло або газ випромінює найбільш яскраво, залежить головним чином від його температури: чим гарячіше, тим енергійніше випромінювання.

У космосі понад 99% усієї видимої матерії знаходиться у стані плазми; воно настільки гаряче, що атоми втрачають один або більше електронів і виникають у формі позитивно заряджених іонів. Наприклад, надзвичайно гаряча плазма з температурою понад мільйон градусів присутня в сонячній короні, видимій під час повного сонячного затемнення. Крім того, вони знаходяться поблизу чорних дір або як міжгалактичний газ між галактиками.

Рентгенівське випромінювання, випромінюване такою плазмою, демонструє сліди хімічних елементів, що містяться в ній. Дуже помітними є спектральні лінії (лінії випромінювання) від багаторазово іонізованого заліза, зокрема Fe XVII, яке втратило 16 зі своїх початкових 26 електронів. Причина: залізо поширене серед важких елементів, а Fe XVII присутній у широкому діапазоні температур.

При аналізі рентгенівського спектру порівнюють не тільки енергії ліній випромінювання, але і співвідношення інтенсивностей характеристичних ліній. Для того, щоб мати можливість робити висновки про властивості космічної плазми, ці співвідношення інтенсивностей повинні бути добре відомі. Це можна зробити, розрахувавши їх теоретично та перевіривши експериментально в лабораторії.

І це поки що була проблема: квантово-механічні розрахунки та лабораторні результати співвідношень інтенсивностей двох сильних ліній, які називаються 3C і 3D, відхилялися одна від одної приблизно на 20% і поставили під сумнів наше розуміння атомної структури, а також впевненість у використовувані моделі.

Це було головним болем не лише для астрономів, а й для фізиків, бо де була помилка, в теорії чи в експерименті? Два роки тому команда під керівництвом докторанта Штеффена Кюна з Інституту ядерної фізики Макса Планка (MPIK) у Гейдельберзі провела найточніший на той час експеримент, і навіть тоді залишалася незрозуміла розбіжність.

Команда теорії MPIK під керівництвом Наталії Орєшкіної та Золтана Хармана, а також Маріанни Сафронової та Чарльза Чеунга в США та Джуліана Беренгута в Австралії запустила суперкомп’ютери на повну потужність, щоб перерахувати лінії випромінювання 3C і 3D Fe-XVII з найвищою точністю: невідповідність, а також питання: хто був правий?

«Ми були переконані, що контролюємо всі систематичні ефекти, відомі на той час», — згадує Кюн. Однак в останній спробі він і дослідницька група під керівництвом Хосе Креспо намагалися докопатися до суті справи: замість того, щоб виміряти співвідношення інтенсивності двох ліній, вони спробували виміряти абсолютну силу окремих переходів, а також називається силою осцилятора. Але для того, щоб виміряти силу цих окремих ліній і визначити лиходія двох ліній у теоретичному спостереженні, якість даних вимірювань потрібно було значно покращити.

Для цього хитрого вимірювання в рамках своєї докторської дисертації Кюн використовував апарат електронно-променевої іонної пастки (PolarX-EBIT), який був створений у рамках проекту постдокторантки Соні Бернітт у MPIK. Усередині нього іони заліза утворюються електронним променем і захоплюються в магнітне поле. Таким чином, електронний промінь видаляє зовнішні електрони іонів заліза, доки не буде присутнє бажане Fe XVII. Далі захоплені іони заліза опромінюються рентгенівським світлом відповідної енергії, щоб вони флуоресцували. Для цього необхідно змінювати енергію падіння фотонів рентгенівського випромінювання до тих пір, поки потрібні лінії не будуть точно досягнуті.

Оскільки комерційно доступні джерела не можуть виробляти необхідне рентгенівське випромінювання, PolarX-EBIT довелося транспортувати до DESY у Гамбурзі. Там синхротрон PETRA III генерує рентгенівський промінь, енергію якого можна регулювати в певному діапазоні енергії. Таким чином, іони заліза спонукають випромінювати рентгенівське випромінювання, яке потім спектрально аналізується залежно від енергії падаючого фотона.

Завдяки розумним удосконаленням апарату та схеми вимірювань Кюну та його колегам Мото Тогава, Рене Штайнбрюгге та Чінтан Шаху вдалося протягом довгих днів і коротких ночей на лінії променя PETRAIII ще раз подвоїти роздільну здатність спектрів порівняно з їхніми попередніми вимірюваннями та придушити заважаючий фон, який виникає під час кожного вимірювання, у тисячу разів.

Надзвичайно покращена якість даних призвела до прориву: вперше досліджувані лінії випромінювання можна було повністю відокремити від сусідніх ліній. Крім того, лінії 3C і 3D тепер можна виміряти аж до самого краю.

«У попередніх вимірюваннях крила цих ліній були приховані на задньому плані, що призвело до помилкової інтерпретації інтенсивності», — пояснює Кюн. Моріс Лейтенеггер з Центру космічних польотів імені Годдарда NASA, який брав участь в експерименті як експерт із рентгенівської астрофізики, також дуже задоволений результатом: «Остаточний результат тепер чудово узгоджується з теоретичними прогнозами. Це також тішить теоретики.

«Це зміцнює довіру до квантово-механічних розрахунків, які використовуються для аналізу астрофізичних спектрів. Це особливо стосується ліній, для яких немає експериментальних еталонних значень», — підкреслює Кюн важливість нового результату. Крім того, спектри космічних телескопів тепер можна оцінити з більшою точністю.

Це також стосується двох великих рентгенівських обсерваторій, які незабаром будуть запущені в космос: очолюваної Японією місії рентгенівської спектроскопії зображень (XRISM, запуск у травні 2023 року) та рентгенівської обсерваторії Athena Європейського космічного агентства ESA. (запуск на початку 2030-х років).