AZ ÜSTÖKÖSÖK LÁGY RÖNTGENSUGÁRZÁSA

- ÚJ FELFEDEZÉS A HYAKUTAKE ÉS A HALE-BOPP KAPCSÁN

Tóth Imre
MTA Csillagászati Kutató Intézet, Budapest

Az üstökösök a Naprendszer azon kisebb természetes égitestjei, amelyek még szinte változatlan állapotban megőrizték a bolygórendszer kialakulásakori ősköd fizikai és kémiai viszonyait. Az üstökös fizikai és kémiai tulajdonságait tekintve nagyon összetett égitest. Négy meghatározó szerkezeti alkotórészből áll: mag, kóma, ioncsóva, porcsóva. Ezek közül a mag és a kóma vizsgálata járul hozzá elsősorban az üstökös eredetének, a Naprendszer régmúltjának a megismeréséhez, míg az ioncsóva és bizonyos esetekben a kóma megfigyelése a bolygóközi tér jelenkori, aktuális fizikai viszonyairól ad információt. Ma az üstökösök vizsgálata több tudományos részterületet is érint: a megfigyelő csillagászat különböző területeit, égi mechanikát, asztrodinamikát, űrfizikát (például űr-plazmafizikát, molekulafizikát, alacsonyhőmérsékletek fizikáját, szilárdtestfizikát), kozmogóniát, planetáris geológiát, asztrokémiát, valamint a kozmobiológiát is. Laboratóriumi viszonyok közt is lehet bizonyos szimulációs kísérleteket végezni az üstökösmag jegei szublimációjának és a poranyag kiszabadulásának tanulmányozására. A jég- és poranyag fizikai paramétereinek (fajhő, hővezetési tényező, optikai konstansok stb.) kimérése is laboratóriumi feladat. A rakéták mellett az űreszközök alkalmazása az üstökösök megfigyelésében az elektromágneses spektrum új tartományainak bekapcsolódását tette lehetővé (az OGO, OSO sorozat mesterséges holdjai és az IUE az ultraibolyában, a Hubble űrtávcső a közeli ultraibolyától a közeli infravörösig, az IRAF, ISO az infravörösben, valamint néhány emberes űrutazás során a légkörön túlra felvitt űrtávcsövek). Mérföldkő volt egyes üstökösök helyszíni vizsgálata, amely kézzelfogható közelségbe hozott néhány kiválasztott objektumot: a Halley üstökös meglátogatása a két VEGA üstökös-szonda, a GIOTTO, SUISEI, SAKIGAKE, ICE űrszondákkal; valamint a Giacobini-Zinner az ICE, illetve a Grigg-Skjellerup a GIOTTO szondával, bár ez utóbbi üstökösökről nem készült képfelvétel, de értékes plazmafizikai mérések történtek.

1. ábra. A Hyakutake üstökös röntgensugárzásának eloszlása (kontúrvonalakkal körülhatárolva) és egy extrém ultraibolya kép együtt (1996 márciusában). Az üstökös mozgási irányát a nyíl mutatja.

A közelmúltban két látványos, fényes üstökös ragyogott az északi égbolton: 1996 tavaszán a C/1996 B2 (Hyakutake), majd 1997 február-májusa között a C/1995 O1 (Hale-Bopp). A mai csúcstechnológia és a megfigyelő csillagászat szoros kapcsolata lehetővé tette olyan teleszkópok, detektorok, színképelemző készülékek valamint számítástechnikai eszközök alkalmazását ennek a két üstökösnek a megfigyelésére és az adatok feldolgozására, értelmezésére, amelynek következtében például igen finom színképi és térbeli felbontású adatok állnak rendelkezésre a röntgentől a rádiótartományig. Ennek a két fényes üstökösnek a megfigyeléséből adódott érdekesebb eredményekről számolunk most be, különös tekintettel arra az új felfedezésre, amely az üstökösök röntgensugárzására vonatkozik. Egy olyan váratlan felfedezés is történt ugyanis, amely az üstökösanyag és a jelenkori bolygóközi anyag kölcsönhatásaival függ össze. A következőkben erről lesz szó részletesebben.

Váratlan felfedezés: röntgensugárzás a Hyakutakéről

A földközelséghez közeli napokban röntgencsillagászati mesterséges holdak is megfigyelték a Hyakutake üstököst. Rendkívüli és váratlan eredmény volt az, hogy ennél az üstökösnél valóban ki is lehetett mutatni a kóma Nap felőli oldaláról eredő röntgensugárzást a ROSAT röntgencsillagászati mesterséges hold segítségével a körülbelül 100 eV - 1 keV energiatartományban ^[1] a HRI nagyfelbontású képfelvevővel, valamint a WFC nagylátómezejű kamerával 1996. március 26. és 27. közt. A felfedezők a Marylandi Egyetem, a NASA Goddard Űrkutatási Központja, a Max Planck Extraterresztrikus Fizikai Intézet a Rutherford Appleton Laboratórium és a Leicester Egyetem (Anglia) kutatói voltak Lisse és Dennerl vezetésével és az eredményeket 1996-ban tették közzé (1. ábra). A ROSSI (XTE = Timing Explorer) röntgencsillagászati hold proporcionális számláló detektora (PCA) a 2000-60000 eV tartományban 1996. március 31-én. Az EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) Extrém Ultraibolya Megfigyelő hold spektrométerei is észlelték a jelenséget a 70-180 eV energiatartományban 1996. március 21-24-ig.

1. táblázat

A Hyakutakénél a röntgensugárzási zóna maximuma a magtól mintegy százhúszezer kilométerre volt, a magot a Nappal összekötő egyenesre szimmetrikusan mintegy "holdsarló" alakban látszik a képeken, domború oldalával a Nap felé. Eredetének magyarázatára nézve több előzetes modellszámítás is készült, amelyeket lentebb ismertetünk. Később Dennerl, Englhauseer és Trümper a Max Planck Extraterresztrikus Fizikai Intézet munkatársai átvizsgálták régebbi röntgen- és ultraibolya csillagászati műholdak megfigyeléseit, amelyek üstökösökkel is kapcsolatba hozhatók, több más üstökösnél is sikerült kimutatni a kómájukkal kapcsolatos röntgensugárzást elsősorban a ROSAT teljes égboltot megfigyelő (RASS = ROSAT All Sky Survey) teleszkópjával, valamint az EUVE spektrométerével (1. táblázat). Tehát ez az űrfizikai folyamat a bolygóközi tér és az üstökösanyag (kómagázok) kölcsönhatásával kapcsolatos új felfedezés. Egyébként pedig a Hyakutake üstökös iskolapéldája és tesztobjektuma lett az üstökösök röntgensugárzása eredetének lehetséges magyarázatául szolgáló elméleti, illetve félempirikus modellek ellenőrzésének. Ugyanis közel volt, nagy megfigyelhető effektust adott, illetve a csúcstechnika eszközeivel részletesen meg is figyelték és az interpretációra az elméletek egymás után születtek meg.

A Hale-Bopp üstökös röntgensugárzása

Úgy mint a Hyakutake üstökösnél, a Hale-Boppnál is sikerült kimutatni a kómából a Nap felőli oldalról jövő röntgensugárzást a BeppoSAX csillagászati mesterséges hold segítségével 1996 szeptemberében, valamint a japán röntgenhold az ASDA is mérte a 0,5-10 keV tartományban. A földkörüli pályán keringő EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) mesterséges hold is mérte az üstököstől eredő lágy röntgensugárzást a 70-180 eV tartományban, amely a semleges héliummal (He I 58,4 nanométer), illetve az ionizált oxigénnel (O II 53,8 nanométer) kapcsolatos. Az EUVE észleléseket Krasnopolsky és munkatársai koordinálták (NASA Goddard Ürkutatási Központja). A maximuma mintegy 400 ezer km-re volt az üstökösmagtól (2. ábra). A röntgensugárzási zóna térbeli helyzete antikorrelál a sugaras porkiáramlás irányával (a porjetekével), centrális része mintegy 140 ezer kilométerre van az üstökös magjától. A jetek és a röntgensugárzás térbeli antikorrelációja még további magyarázatot igényel.

2. ábra. Fent: A Hale-Bopp üstökösről az EUVE mesterséges hold felvétele az extrém ultraibolyában 1996 szeptemberében. A röntgensugárzó zóna az üstökösmag és a Nap között helyezkedik el. A megfigyelés a napszél-üstökös kölcsönhatást támasztja alá. Lent: Látható fényben ugyanabban az időben készült felvétel mutatja a porjeteket is.

A NASA POLAR mesterséges holdja, amely a földi sarkifény övezeteket tanulmányozza, a látható valamint az ultraibolya tartományban is készített távoli képeket a nagylátómezejű kamerájával az üstökösről annak napközelsége körül, amikor más mesterséges holdak számára geometriai korlátok miatt hozzáférhetetlen volt az égitest. A POLAR adatainak elemzése még folyamatban van. A röntgensugárzás eredetének a magyarázatára ugyanazok az elképzelések merültek fel, mint a Hyakutake esetén, de általában nem világos még, mi az igazi mechanizmus az üstökösök röntgensugárzására vonatkozóan. Lehet, hogy egyszerre több folyamat is elöfordulhat egyidejűleg, mint például a fékezési sugárzás, a Nap röntgen-fényének szórása, napszél-protonok és üstökösionok találkozása. Ez tehát a jelenkori bolygóközi anyag és az üstököskóma kölcsönhatása, az effektus nagysága erősen függ az üstökös aktivitásától, azaz mennyi a magjából a kómába kiszabaduló gáz és por mennyisége, illetőleg a bolygóközi plazma és mágneses tér aktuális aktivitásától, ami végeredményben a naptevékenységgel függ szorosan össze. (Az üstökösök vázlatos pályáit a 3. és 4. ábra mutatja.)

Lehetséges magyarázatok

Az, hogy az üstökösök környezetében is keletkezhet röntgensugárzás, nem újkeletű feltevés, bár 1980 februárjában az EINSTEIN röntgenhold mérései nem mutattak 3­5  hibahatáron belül szignifikáns jelet a Bradfield (1979 X = 1979 I) üstökösről.

Az üstökösök lágy röntgensugárzásának felfedezése megfelelő modellek elkészítésének szükségességét vetette fel. A modellszámításoknak minél jobban vissza kell adniuk a megfigyelt röntgenfényesség térbeli és energiaspektrumbeli eloszlását.

2. táblázat

A következőkben elsősorban Lisse és Dennerl, valamint Krasnopolsky - mindhárman egyaránt a NASA Goddard Űrkutatási Központjának munkatársai is egyben valamint Bingham és munkatársai (Rutherford Appleton Laboratory) 1997-es vizsgálatai alapján a lágy röntgensugárzást keltő fizikai folyamatokat ismertetjük röviden, amelyek elsősorban a jól észlelhető röntgenfluxust adó földközeli Hyakutake megfigyeléseken alapulnak és szóba kerültek a lágy röntgensugárzás lehetséges magyarázataként. A 2. táblázat foglalja össze a felvetett fizikai folyamatokat és azok számításokkal becsült effektivitásának mértékét.

3. ábra. A C/1996 B2 (Hyakutake) üstökös és néhány nagybolygó pályái a térben (Merkúr, Vénusz, Föld és Mars). Az égitestek helyzete az üstökös napközelsége idején ábrázolva. A függőleges vetítővonalak az üstökös pályájának a föld pályasíkja feletti (északi) részét jelölik. Az X-szel jelölt irány a Tavaszpont felé mutat.

Az egyes folyamatok közül vannak olyanok, amelyek úgy a kóma gáz- mind a poranyagának jelenlétében működnek: a Nap röntgenfényének szóródása, fluoreszcencia, foto- és napszél-elektronokkal való kölcsönhatás, mágneses-plazmavihar (szubsztorm). A csak gáz esetében végbemenő folyamatok: a napszélprotonok, az üstökös ionok, valamint a napszél-üstökös gáz töltéscserés kölcsönhatásai. A csak porral összefüggő magyarázatok: a bolygóközi por - üstökös porszemcsék ütközése, illetve az attogram tömegű porrészecskék jelenléte. Az eddigi modellek által adott kvantitatív eredmények (például röntgenfluxusok, távolságok) mintegy 2-es szorzófaktor erejéig pontosak. A következőkben ismertetésre kerülő számítási eredmények a Hyakutake üstököst veszik alapul, amikor az 0,12 cs.e.-re volt a Földtől, és a kómájában a magtól 120 ezer km-re levő tartományát a Nap felőli oldalon a mag-Nap-egyenes mentén. A 2. táblázatban felsorolt folyamatok hatásossági mérőszámával arányos a folyamat lehetségességének valószínűsége. A folyamatok tehát részletesebben:

4. ábra. A C/1995 Ol (Hale-Bopp) üstökös helyzete a napközelsége idején. (lásd még a 3. ábrát is).

A Nap röntgenfényének szóródása

Az üstököskóma gáz- és poranyaga egyaránt képes a Nap röntgenfényének szórására, de a por által történő fényszórás az erősebb. A Halley üstökös poranyagát részletesen vizsgáló helyszíni űrszondák adatai valamint egyéb, földi és földkörüli pályáról végzett üstökös-megfigyelésekből az üstököspor méret szerinti eloszlása, az optikai konstansok ismertté váltak, s azóta laboratóriumi mérések is kiegészítik ismereteinket az üstökös és bolygóközi por lehetséges fizikai paramétereiről. A számítások szerint a Nap röntgenfényének az üstökösporról való szórásából adódó fluxus négyszer kisebb, mint a Hyakutakénél megfigyelt érték. A gázkóma (H, C és O atomok szórási hatáskereszmetszetét figyelembe véve) a Nap röntgenfénye számára gyakorlatilag átlátszónak bizonyult: a megfigyelthez képest egy nagyságrenddel kisebb röntgensugárzás keletkezett. (Ez azonban erősen függ az energiától. Például kóma optikai mélysége gyakorlatilag 1 - nem átlátszó - a 62-63 eV-nál.)

Fluoreszcencia

A gáz és a por is képes fluoreszcens sugárzást kelteni, de a gáz fluoreszcens sugárzása erősebb az üstökösök lágy röntgensugárzása esetében. A gázoknál a lágy röntgentartományban a fluoreszcencia azt jelenti, hogy a belső elektronhéjak fotoionizációja következtében lehetőség van a külső héjakról az elektronoknak ezekre a belső héjakra átugrani, miközben az energiakülönbség a lágy röntgentartományban sugárzódik ki (fluoreszcencia foton) vagy átadódik egy másik elektronnak, az Auger-ionizáció vagy a Coster-Kronig-féle sugárzás nélküli átmenetek által (ugyanazon héj különböző szintjei között; részletesebben lásd AGARWAL, B.K. X-ray Spectroscopy, Springer, New York 1991). A lágy röntgenben a legerősebb fluoreszcencia vonalak a Si 92 eV, S 149 eV, C 277 eV, és az O 525 eV-nál találhatók. (ezek az elemek gyakoriak az üstökösöknél és ezek a vonalak erősek is). A gázfluoreszcencia viszonylag erős effektust ad a lágy röntgenben az üstökösöknél (2. táblázat). A poranyag esetében a fluoreszcencia fotonok számának kiszámítása planparallel közelítéssel megtehető, mert a porszemcsék mérete jóval nagyobb (0,1-10 mikron) mint a röntgensugárzás hullámhossza (néhány század mikron). A számított fluoreszcens fotonkeletkezés elemenként a következő (foton s^-1): 4 x 10²⁰ Si 91,5 eV, 7 x 10¹⁹ S 149 eV, 2 x 10²⁰ C 277 eV, 10²⁰ O 525 eV. A gáz és por együttes fluoreszcens lágy röntgensugárzása mintegy 5 x 10²¹ foton s ^-1 és legalább ezerszer kisebb, a mért értéknél. Összehasonlításul, a Hold ROSAT által 1991-ben történt megfigyelése azt mutatta, hogy égi kísérőnk megfigyelt röntgensugárzását a Nap röntgenfényének szórása és a fluoreszcens sugárzás adja. Amenynyiben ezen folyamatok hasonlóan megvannak a Hold és az üstökös esetén, akkor a Holdnál mért hatásosság mintegy 3 x 10^-4, míg az üstökösnél ez 1,5 x 10^-3, azaz a Holdnál mért vagy számított szórási és fluoreszcencia sugárzás aránya egy durva becslést adhat az üstökösöknél megfigyelhető folyamatokra.

Napszél protonjai általi gerjesztés

Csak a gázkomponensre működik. A napszél 1 cs.e.-nél egy főként proton-elektron plazma 7 részecske köbcentiméterenkénti számsűrűséggel és 2 x 10⁵ K hőmérséklettel mintegy 450 km s 1 heliocentrikus sebességgel mozogva. (Más ionok sűrűsége elhanyagolható a protonokéhoz képest.) A protonok sebessége megfelel mintegy 1 keV energiának, a fluxus 5 x 10^-4 Joule m^-2 s^-1, amely összehasonlítható a Nap lágy röntgenfluxusával. A K-héj elektronok ionizációja lehetséges, bár kis valószínűséggel. A gerjesztési hatáskeresztmetszetek igen kicsik a C 277 eV, illetve az O 525 eV esetében, sok nagyságrenddel kisebbek, mint a Nap fotonok esetén. Az ULYSSES űrszonda mérései egy nagy energiájú, 60 keV - 150 MeV-es proton populációt is kimutattak a napszélben. Ebből interpolálva az 1 keV - 1 MeV-es tartományba a gerjesztési hatáskeresztmetszetek körülbelül 7 nagyságrenddel megnőnek, de még mindig sokkal alacsonyabbak a foton általi gerjesztésnél.

Üstökös ionok

Ez a folyamat csak a gázkomponensre működik. A napszél protonok energiájukat átadják az üstökösökből származó úgynevezett "felvett" (pick-up) ionoknak, mint például főként az O⁺ és a víztől származó ionoknak. Az ICE üstökösszonda mérései a Giacobini-Zinner üstökösnél 0,5 MeV körüli energiaspektrumot mértek. A C 277 eV-os vonalának magyarázatára a pick-up ionok általi gerjesztési hatáskeresztmetszetet kiszámolva igen kis érték adódik, a napszél protonok általinál 7 nagyságrenddel kisebb. A 2. táblázat szerint ez a legkevésbé hatásos folyamat.

Foto- és napszélelektronok

Csak a gázkomponensre működik. A VEGA és GIOTTO űrszondák a Halley üstökösnél több magnetoszférikus jelenséget is kimutattak, amelyek a napszélüstökös kölcsönhatás következményei. Az elektronkomponenst tekintve a napszélelektronok, a magnetoszférikus, elektron, a fotoelektron, valamint az Auger-elektron összetevők jelen vannak. A K-héj gerjesztési hatáskeresztmetszetek figyelembevételével a C 277 eV, valamint az O 525 eV vonalra 1,8 x 10¹⁹ és 1,5 x 10¹⁹ foton s^-1 adódik, rendre. Ez a gerjesztési mechanizmus egy nagyságrenddel nagyobb, mint a napszélprotonok általi, de alatta marad a fluoreszcencia vagy fényszórási folyamatokénak.

Fékezési röntgensugárzás (Bremsstrahlung)

A gázra és porra is működő folyamat, de a gáz esetében mintegy három nagyságrenddel hatékonyabb. Az üstököstől származó atommagokkal és elektronokkal a gyors napszél elektronjai Coulomb-kölcsönhatásba kerülnek és a gyors elektronok energiatöbbletük folytonos röntgensugárzás formájában adják le. A fékezési röntgensugárzást keltő folyamat a gázra legalább olyan hatékony, mint a fluoreszcencia vagy a Nap röntgenfényének szórása. A fékezési sugárzásnak nemcsak a lágy röntgentartományban voltak megfigyelhető következményei a Hyakutake üstökös esetében, hanem a mikrohullámú tartományban: Minter és Langston (Nemzeti Rádiócsillagászati Obszervatórium, Green Bank, USA) 1996-ban a 8,35 és 14,35 GHz-en kimutatták a folytonos mikrohullámú rádiósugárzást, amely a fékezési Coulomb-kölcsönhatás egyik következménye.

A por esetében a fékezési sugárzás úgy alakul ki, hogy a napszél és poranyag Coulomb-kölcsönhatásakor a poranyag elektronszerkezetében ionizáció megy végbe, illetve az így keletkezett szabad elektronok kerülnek további Coulomb-kölcsönhatásba a gyors napszél elektronokkal. A folyamat során a Hyakutakénél 2 x 10¹⁸ röntgenfoton keletkezik másodpercenként, ami kis hatásosságú mechanizmust jelent.

A ROSAT által végzett 1991-es mérések szerint a Hold éjszakai oldala 100-szor gyengébben sugároz röntgenben, mint a napsütötte oldala. Ez azt jelenti, hogy a Hold esetében a napszéllel kapcsolatos gerjesztési folyamatok körülbelül 100-szor gyengébbek, mint azok, amelyek a Nap röntgensugárzával kapcsolatosak. (A napszél görbevonalon a Parker-spirál mentén elérheti a Hold éjszakai oldalát, de az elektromágneses sugárzás a Nap-Hold egyenes mentén terjed.) Az üstökösökre végzett számítások szerint ez az arány csak 4-szeres, vagyis a Holdra érvényes skálázás a napszéllel kapcsolatos gerjesztésre nem vihető át az üstökösökre.

Mágneses-plazma viharok (szubsztormok)

A gázra és porra is működő folyamat, de a gáz esetében mintegy négy-öt nagyságrenddel hatékonyabb. Amikor a VEGA 2 1986-ban a Halley környezetében végzett méréseket, az elektron energia spektrumban hirtelen egy nagyságrend növekedést mutattak ki. A mintegy 1 keV-os elektronok megjelenését a üstökös-viharnak (kometszubsztorm) nevezzük. Ez a hirtelen energianövekedés mintegy 20-szorosa a nyugodt, zavartalan interplanetáris térbeli viszonyokénak. A GIOTTO, amely körülbelül egy héttel később közelítette meg az üstököst, nem mért hasonló eseményt, tehát ez időben gyorsan változó folyamat, függ a napszél, bolygóközi mágneses tér aktuális fizikai állapotjelzőitől.

Emlékeztetőül, az EINSTEIN röntgenobszervatórium 1980-as negatív méréseit illetően: az IPC érzékelője nagyon hasonló volt a ROSAT HRI-hez az energiatartományt, valamint az effektív gyűjtőfelületet tekintve. Akkor nem volt detektálható jel mintegy 0,028 beütés s^-1 felső határig. Az üstökösökről várható röntgenfluxus a vízkibocsátás mértékével arányos. Ez a Hyakutake esetén 5-szöröse volt a Bradfield 1979 X-ének, ami 2,7 másodpercenkénti beütést eredményezne. Ez közel van a mért másodpercenkénti 4 beütésnek. Annak idején a Bradfield üstökösnél az esetleg keletkező röntgensugárzást ilyen szub-vihar következményének gondolták. Most úgy látszik, hogy a Hyakutakénél észlelt lágy röntgensugárzást is nagy valószínűséggel egy ilyen jelenség magyarázhatja. Az EINSTEIN megfigyelő csoport emlékeztetett arra, hogy a néhány ezer másodperces észlelési idő mellett csak néhány százalék annak az esélye, hogy a hirtelen viharokat, illetve röntgenben látható következményeiket meg lehessen figyelni. Ennek ellenére a Hyakutake és a többi üstökös esetén egy viszonylag állandó, auróraszerű röntgenfénylés látszik. Ez felveti a kérdést, hogyan alakulhat ki szub-vihar következtében az üstökös aurórája, illetve talán nemcsak ez az egyetlen mechanizmus lehet az oka a lágy röntgensugárzásnak.

Üstökös-bolygóközi porszemcsék ütközése

Az üstökös napkörüli mozgásakor a pályabeli sebessége 1 cs.e. naptávolságban (parabola pályával közelítve) 42 km s^-1. A bolygóközi por közepes pályabeli sebessége mintegy 15-20 km s^-1, így a keringési iránytól függő közepes relatív (ütközési) sebesség 45 km s^-1. A nagysebességű ütközés következtében mindkét porszemcse elpárolog, a keletkező gázfelhő termális energiája egységnyi tömegre vonatkoztatva 2 x 10⁸ Joule kg^-1 azaz 20 eV/atom. Ebből 3 eV/atom szükséges a disszociációhoz és elpárolgáshoz, a többi 17 eV/atom az egyszeres ionizációhoz, mivel a 17 eV/atom meghaladja az első ionizációs potenciált (12,6 eV/atom), ami a port alkotó lehetséges elemekből számítható. Az atomok legalább fele ionizálódik. Minden atom, ion és elektronra (3/2)kT jut, így a plazmafelhő várható hőmérséklete mintegy 55 ezer K. Ez körülbelül 10-szer alacsonyabb, mint amelyet Ibadov a modelljében 1990-ben megadott. Feltéve, hogy a kezdeti termális energia feketetest sugárzásként sugárzódik ki, valamint a lágy röntgensugárzás meredek csökkenését a táguló plazma hőmérséklete csökken, a 60 eV g^-1-nál nagyobb energiákon grammonként kibocsátott fotonok száma 2,5 x 10¹⁸. Az ütközési hatáskeresztmetszettől függő teljes effektív ütköző tömeg 100 gramm másodpercenként, ami 60 eV-on 2;5 x 10²⁰ röntgenfoton s^-1 a Halley-re és 1,2 x 10²⁰ foton s^-1 a Hyakutakéra 120 ezer km-re az üstökösmagtól. A por-por ütközés hatásossága kisebb, mint fékezési röntgensugárzásé, a fluoreszcenciáé vagy a Nap röntgenfényének szórásáé.

Attogram tömegü kis porrészecskék

A VEGA 1 és 2 fedélzetén lévő PUMA, PIA detektorok, valamint a GIOTTO Halley szonda pordetektorai 3,5 x 10^-7 s^-1 gyakorisággal az attogrammos 4 x l0^-22-10^-20 kg tömegtartományban 180 ezer kilométerre az üstökösmagtól nagyon kicsiny méretű porszemcséket detektáltak (VSG = Very Small Grains). A porrészecskék mérete 1-3 nm, vagyis a röntgenfény hullámhossz tartományába esik, tömegsűrűségük 1,9 g cm^-3. Nyilvánvalóan ezek a kis részecskék sokkal hatásosabban szórják a röntgenfotonokat, mint a látható fényt. Felhasználva ezen porszemcsékre kiszámított komplex törésmutatókat, a 60 eV-nál nagyobb energiákra a röntgenfoton keletkezés mértéke egy nagyságrenddel meghaladja a ROSAT HRI-vel mért értékeket, de a 100 eV-nál nagyobb energiákon már 3,5-szer kisebb. Más folyamatok is szóba jöhetnek ezekre az attogrammos porszemcsékre, például a fluoreszcencia és a fékezési röntgensugárzás. Mivel ezek a kis részecskék gyakorlatilag átlátszóak, a gázfluoreszcencia számításokat lehet alkalmazni. A fluoreszcens röntgenfotonok keletkezési mértéke 6 x 10²² foton s^-1 Si 91,5 eV-ra, 6,6 x 10²¹ foton s^-1 S 149 eV-ra, 2,4 x 10²² foton s^-1 C 277 eV-ra és 10²² foton s^-1 O 525 eV-ra. A fékezési röntgensugárzás viharmentes, normál bolygóközi körülmények közt 2,4 x 10²² foton s^-1, VEGA 2 típusú plazmavihar esetén pedig 5 x 10²³ foton s^-1. Bár ezek a folyamatok sokkal hatásosabban működnek a röntgensugárzás keltésben az attogrammos részecskékre, mint a normál porra és gázra, de plazmavihar hiányában csak kismértékben járulnak hozzá a róluk szórt röntgenfényhez. Egyébként pedig az attogrammos porszemcséknek a bolygóközi porral való ütközésének elhanyagolható a hatása.

Ma még diszkussziók tárgyát képezi, hogy az attogrammos részecskék léte hogyan egyeztethető össze az üstökös más tulajdonságaival (kompatibilitás, önkonzisztencia problémája). Például 3,6-szer nagyobb tömeg adódik az attogrammos részecskék másodpercenkénti kibocsátására, mint az összes gázéra a vízmolekulákat leszámítva, és ez túl nagy. Az attogrammos por színe és polarizációja is eltérést mutat az elvárthoz képest. A kisebb porszemcséknek kékebbek kell lenniük. Az IUE-nek a VEGA 2 Halley-vel való találkozása idején az ultraibolya tartományban végzett mérései nagyon kéknek mutatják a port, ami adott komplex törésmutatót feltételezve a látható tartományban (0,3-0,5 mikronnál) túl kék port eredményez, s ez ellentmond a por színének méréseivel a látható tartományban. Ez az eltérés feloldható, ha a közepes tömeget 1,0­1,9 x 10^-19 g-ra csökkentjük. Így a számolt és mért polarizáció 0,5 mikronnál is egyezik. Wickramasinghe és Hoyle (Walesi Egyetem, Cardiff) 1996-ban a Hyakutakében levő porszemcsék azon minimális tömegét becsülték meg, amely még képes röntgensugárzást létrehozni. Szabad elektronok Thomson-szórásával megadták a poranyag törésmutatóját, majd a Rayleigh-Gans-közelítést alkalmazták a fényszórásra, ezzel és 2,5-3 nm méretet kaptak. Az általuk kapott effektív közepes hullámhossz 10,8 nm a röntgenben. Mások által számított össztömegben azonban eltérnek az általuk megadott értékek. (Amennyiben a szóró részecskék kicsik, de a szokásos Rayleigh-szórással kapcsolatos részecskéknél nagyobbak is lehetnek, lehetséges viszonylag egyszerű közelítéssel kiszámítani a szórási mátrixot. Ezt adja meg a Rayleigh-Gans-elmélet.)

Töltéscserés kölcsönhatás a napszéllel

Cravens (Kansasi Egyetem, Lawrence) 1995-ben a ROSAT által megfigyelt Jupiter auróra röntgenfényét a többszörösen ionizált oxigén és a bolygó légköri molekuláinak töltéscsere reakcióival magyarázta. Ez a folyamat fotonokat emittálhat a megfelelő ionizációs potenciálig (871 eV az O⁸⁺, 739 eV az O⁷⁺, 138 eV az O⁶⁺ esetén, és így tovább). Hasonló folyamatot javasolt Cravens 1997-ben az üstökösök röntgensugárzásának magyarázatára. A folyamat egyébként laboratóriumi plazmák esetében is igen effektív, és az alacsony atomszámú elemek diagnosztizálására is használják. Régebbről ismert, hogy a napszél gyors ionjai (protonok is) találkozva a nehezebb, lomhább üstökösmolekulákkal, egy elektront elvéve tőlük rekombinálódnak, miközben a üstökös molekulaionok keletkeznek. Közben a napszél lelassul, feldúsul nehezebb üstökös molekulákkal, amelyeket a Nappal ellentett irányba kezd magával sodorni, kialakítva az ioncsóvát. A Hyakutakénél az így keletkezett röntgenfotonok száma 2,5 x 10²⁴ foton másodpercenként, vagyis mintegy 35 %-a a mért értéknek. Ez valóban egy hatásos folyamat az üstökösök röntgenfényének magyarázatául (2. táblázat).

További részletes számításokat végeztek a napszél és az üstökös gáz töltéscsere kölcsönhatásának modellezésére a magasan ionizált O, C, Ne figyelembe vételével és a legújabb magnetohidrodinamikai modell felhasználásával a Michigani Egyetem kutatói (Háberli, Gombosi, De Zeeuw, Combi és Powell) 1997-ben. Visszakapták a képeken megfigyelt röntgenfényességi profilt és az energiaspektrumot a 80-2000 eV tartományban. Felhívták a figyelmet arra, hogy az üstökösök röntgensugárzása érzékeny eszköz lehet az üstökös aktivitásának és a napszél ion komponensének a folyamatos nyomonkövetésére, megfigyelésére.

Krasnopolsky 1997-ben még a He⁺ és He²⁺ napszél ionok szerepére is rámutatott, amelyek a vízmolekulákkal vagy a OH molekulagyökökkel lépnek töltéscsere kölcsönhatásba, ezzel összefüggésben pedig a várható extrém ultraibolya sugárzás megfigyelésének lehetőségére az EUVE spektrométerével 30,4 és 52,2 nm körül.

Tekintsük a 2. táblázatban felsorolt lehetséges fizikai folyamatokat az üstökösök lágy röntgensugárzását illetően. Kitűnik az, hogy melyek lehetnek a legvalószínűbb folyamatok az üstökösök lágy röntgensugárzásának a magyarázatára. A mechanizmust akkor tekintjük számottevőnek, ha Q_Xpor/Q_xm vagy Q_Xgáz/Q_Xm 10^-4. A valószínűség sorrendjében az alábbi folyamatok lehetségesek elsősorban:

1. Töltés-csere a napszél és a nehéz üstökös-ionok között.
2. Sporadikus nagyon erős mágneses viharok az üstökösnél (amelyek körülbelül egy nagyságrenddel erősebbek, mint a VEGA 2 által megfigyelt és mért vihar).
3. A Nap röntgenfényének szóródása nagyon kis méretű (2-3 nm) rádiuszú porszemcséken és gázon.
4. Fluoreszcencia (gáz).
5. Fékezési röntgensugárzás (Bremsstrahlung) (napszél elektronok és gáz atomok, molekulák).

Néhány további megjegyzés az attogrammos porszemcsékkel kapcsolatban. Először is, az Állatövi Fény, amely a bolygóközi por által szórt, és a Földről az optikai tartományban is megfigyelhető szürke színűnek bizonyult a 210-310 nm tartományban, nem támasztja alá, hogy a bolygóközi por attogrammos részecskékből állna (kéknek kellene lennie). Ez azzal magyarázható, hogy ezeket a könnyű és kisméretű részecskéket a Nap sugárnyomása és a napszél vagy kisodorja, vagy a Poynting-Robertson-effektus miatt egyre szűkülő pályán a Nap közelében elpárolognak. Másodszor, a mintegy 5 nm méretű nagyon kicsiny csillagközi porszemcsék minden bizonnyal nagyon fontos szerepet játszanak 217 nm-nél lévő intersztelláris abszorpció létrejöttében. Ezek alkotórészét képezik majd az üstököspornak egy bolygórendszer kialakulási folyamata során. Más, kialakuló bolygórendszer is megfigyelhető, mint például a beta Pictoris körüli. Érdekes lenne megvizsgálni a jövőben ezt az ultraibolyában a Hubble Űrtávcső STIS spektrográfjával az 180 nm körül.

A felfedezés tudományos jelentősége

Az üstökösök lágy röntgensugárzásának felfedezése új röntgenforrás típus létét mutatta ki az égbolton, valamint a Naprendszerben is, a már ismert röntgenforrások (Föld, Jupiter, Mars) felsőlégköri övezeteiben keletkező röntgensugárzás, illetve a Hold röntgenemisszióján kívül. A felfedezést részben a földközelbe került aktív Hyakutake üstökös, valamint a légkör zavaró, elnyelő tartományain kívül keringő űrcsillagászati mesterséges holdak fedélzetén elhelyezett csúcstechnológiával készült eszközök alkalmazása tette lehetővé.

Mivel az üstökösökről érkező lágy röntgensugárzást azelőtt még nem észlelték - és csak a Hyakutake röntgensugárzásának felfedezése után keresték meg visszamenőleg, hogy mely üstökösöknél volt hasonlóan kimutatható sugárzás - ez a jelenség mindenekelőtt a gerjesztési folyamatok magyarázatát igényli. Mindenképp fontos azon megfigyelési, adatgyűjtési és számítási munkáknak a létrejötte, amelyek az üstökösök röntgensugárzásának a forrását kísérlik megmagyarázni. Tehát a felfedezett jelenség továbbgondolkodásra késztette a szakembereket; az addig már esetleg meglévő modellek felújítására, tovább finomítására, új modellek kidolgozására.

A nagyobb mértékű lágy röntgenfluxus növekedés egy egyébként kisebb gáz- és porkibocsátást mutató üstökösnél - valószínű indikátora a bolygóközi térben lokálisan ott és akkor végbenő mágneses és plazma viharnak (szubsztorm eseménynek). Tehát az üstökös mint egy bolygóközi "űrszonda" jelzést ad az interplanetáris tér távoli térségében végbemenő - esetleg viharos - plazma és mágneses térbeli viszonyokról. Miután a napszél erőssége és a Nap röntgensugárzásának időbeli alakulása szorosan összefügg a naptevékenységgel, így ez alakulásának következményeit is jelzi az üstökösök lágy röntgensugárzásának megfigyelése. Természetesen az adott üstökös aktivitásától (gáz- és porkibocsátás mértéke) is függ a megfigyelhető röntgenfluxus nagysága ami egyébként csak a kómában figyelhető meg a Nap felőli oldalon. A kóma a víz kibocsátásban aktív üstökösök esetében csak mintegy 2,8 cs.e. naptávolságon belül fejlődik ki, ez egy határt jelent a naptávolságot illetően az interplanetáris plazma-üstökös kölcsönhatás megfigyelhetőségében. Ezen naptávolságon belül azonban lehetőség nyílik a lágy röntgensugárzás megfigyelésével a bolygóközi tér aktuális "időjárási" viszonyairól is képet alkotni távolról, a földkörüli térségben keringő űrteleszkópok segítségével a lágy röntgen, illetve az extrém ultraibolya tartományban végzett megfigyelések által.

Reméljük, hogy a jövőben még lehetőségünk lesz további fényes üstökösök megfigyelésére és az üstökösökről érkező röntgensugárzás tanulmányozására is.

--------------------------------------

^[1] Az elektronvolt az SI mellett is használatos,
    1 eV (1 elektronvolt energia) = 1,60217733(49) x 10 ^-19 Joule.