GRS 1915+105

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Współrzędne: Astronomia 19h15m11,60s; +10°56'44,00"

GRS 1915+105
Gwiazdozbiór Orzeł
Rektascensja 19h 15m 11,6s
Deklinacja +10° 56' 44"
Odległość 40 000 ly
(12269,93865 pc)
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy układ podwójny
mikrokwazar
Typ widmowy KIII
Alternatywne oznaczenia
V* V1487 Aquilae, Granat 1915+105, NOVA Aquilae 1992, Granat 1915+10, INTEGRAL1 112.
Obraz rentgenowski mikrokwazara GRS 1915+105

GRS 1915+105układ podwójny należący do mało masywnych układów rentgenowskich. Zawiera gwiazdę ciągu głównego oraz czarną dziurę. Został odkryty w roku 1992 przez satelitę GRANAT[1], a jego nazwa jest skrótem od nazwy tego satelity oraz współrzędnych obiektu w układzie równikowym (tj. rektascensja 19h 15m 11,6s i deklinacja +10° 56' 44"). Źródło było intensywnie obserwowane przez satelity RXTE[2] oraz INTEGRAL[3] Układ ten znajduje się w gwiazdozbiorze Orła, w odległości ok. 12,5 kpc. Masa czarnej dziury jest szacowana na 14 ±4 mas Słońca, co czyni ją jedną z najmasywniejszych gwiazdowych czarnych dziur w naszej Galaktyce. Najprawdopodobniej, czarna dziura w tym układzie bardzo szybko rotuje, co może decydować o tym, że GRS 1915+105 jest mikrokwazarem. Dżet, wyrzucany z okolic akreującej czarnej dziury, świeci w zakresie radiowym. Zależnie od stanu źródła, może on mieć budowę ciągłą, lub też składać się z obłoków plazmy, wyrzucanych partiami i poruszających się z prędkościami bliskimi prędkości światła (patrz niżej). Ponadto, GRS 1915+105 wykazuje bardzo silną zmienność emisji w zakresie rentgenowskim, przy czym charakter tej zmienności jest różny w zależności od stanu źródła, i może być zarówno całkowicie chaotyczny, jak i regularny (cykliczne zmiany jasności rentgenowskiej).

Pozornie nadświetlne prędkości dżetu w GRS 1915+105[edytuj | edytuj kod]

Obraz radiowy GRS 1915+105

W mikrokwazarze GRS 1915+105 obserwuje się obydwa dżety wyrzucane z centrum: zarówno ten przybliżający się do nas, jak i ten oddalający się. Inaczej jest w wypadku większości kwazarów, kiedy widać jedynie dżet przybliżający się do nas, a istnienia drugiego dżetu jedynie się domyślamy. Obserwacje radiowe, w których widać wzajemne oddalanie się od siebie pary jasnych obłoków, pozwalają na wyznaczenie ich ruchów własnych, wyrażonych w sekundach łuku na dobę. Znając niezależnie odległość od źródła, można przeliczyć te ruchy na liniową prędkość obłoków[4]. Okazuje się, że wyliczone w ten sposób liniowe prędkości przekraczają prędkość światła! Jest to jednak efekt pozorny, wynikający z transformacji Lorentza.

Szkic geometryczny

Jeżeli źródło promieniowania porusza się z prędkością \beta = {v/c} , pod kątem \theta do kierunku widzenia obserwatora, to gdy pierwszy foton zostanie wyemitowany w punkcie A, a drugi w punkcie B, wówczas różnica czasu ich emisji wyniesie

\Delta t_{em} = t_B - t_A .

Obserwator widzi jedynie rzut prostopadły poruszającego się źródła na sferze niebieskiej, a zatem zarejestrowane przez niego sygnały nadejdą w nieco krótszym odstępie czasu:

\Delta t_{obs}= \Delta t_{em} - \frac{d}{c}\,

gdzie d jest różnicą odległości pokonanych przez fotony A i B:

d= v \Delta t_{em} \cos \theta

Stąd prędkość źródła zmierzona przez obserwatora będzie równa:

 v_{obs} = v \sin \theta \frac{\Delta t_{em}}{\Delta t_{obs}} = c \frac {\beta \sin \theta}{1-\beta \cos \theta} .

Występujący w powyższym równaniu czynnik

 \beta_{obs} = \frac{\beta \sin \theta}{1 -\beta \cos \theta}

może być większy od 1, a co za tym idzie obserwowana prędkość będzie nadświetlna. Iloczyn prędkości obłoku i kosinusa kąta widzenia możemy obliczyć znając ruchy własne obłoku zbliżającego i oddalającego się od nas. Jeśli zaś dodatkowo znamy odległość, to kąt widzenia i prędkość obłoku wyznaczymy niezależnie od siebie. Dla mikrokwazara GRS 1915+105 dżet jest emitowany pod kątem  \theta = 70^o, a jego prędkość wynosi  \beta = 0,92 , a zatem można obliczyć że pozorna prędkość zbliżającego się do nas dżetu będzie równa \beta_{obs}=1,26 .

Przypisy

  1. Castro-Tirado i in. 1992
  2. Belloni i in. 1997
  3. Hannikainen i in. 2003
  4. Mirabel i Rodriguez 1994

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]