Położony w płaszczyźnie Galaktyki Cygnus X-3 jest oddalony od Ziemi o 30 tys. lat świetlnych. W drodze do nas z tak wielkich odległości promieniowanie napotyka duże ilości materii międzygwiezdnej, znajdującej się w ramionach spiralnych Galaktyki. W rezultacie, promieniowanie, które obserwujemy, jest bardzo osłabione lub wręcz na pewnych częstotliwościach nie ma go wcale. W szczególności, obiekt ten nigdy nie został zaobserwowany w dziedzinie optycznej i ultrafioletowej. Efektem badań tego obiektu jest kosmiczna układanka, w której brakuje nam kilku bardzo istotnych dla całości elementów
Bez wątpienia wiemy, że Cyg X-3 jest układem podwójnym, tzn. składa się z dwóch związanych grawitacyjnie gwiazd (zob. schemat układu na rys. 1). Dowodem na to są przede wszystkim silne, okresowe zmiany natężenia promieniowania rentgenowskiego i podczerwonego emitowanego przez ten układ. Zmiany te następują z okresem około 4 godz. i 50 min i powszechnie uważa się, że są związane z ruchem orbitalnym składników układu. Ponadto, układ ten ma szereg cech typowych dla akreujących układów podwójnych złożonych ze zwykłej gwiazdy i obiektu zwartego, tzn. gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. W wyniku oddziaływań grawitacyjnych pomiędzy składnikami układu następuje przepływ materii z gwiazdy na obiekt zwarty. Takie układy to bardzo silne źródła promieniowania rentgenowskiego o charakterystycznym widmie, którego zmiany dodatkowo są skorelowane ze zmianami emisji promieniowania radiowego.
Cyg X-3 jest najjaśniejszym źródłem radiowym spośród znanych układów podwójnych i jednym z najjaśniejszych źródeł rentgenowskich. W szczególności, jest trzecim w kolejności źródłem rentgenowskim odkrytym 40 lat temu w gwiazdozbiorze Łabędzia. Odkrywca, Riccardo Giacconi, za swoje pionierskie badania Kosmosu w promieniach rentgena, w 2002 r. otrzymał Nagrodę Nobla.
Rys. 1. Schemat przedstawiający układ Cyg X-3 z masywnym towarzyszem. Zacieniowany obszar symbolizuje wiatr gwiazdowy, przy czym im ciemniejszy kolor, tym gęstszy wiatr. Ponieważ obserwator znajduje się w wielkiej odległości od obiektu, linie widzenia z różnych faz są do siebie w przybliżeniu równoległe. Na rysunku towarzysz spoczywa w miejscu, zaś obiekt zwarty okrąża go na kołowej orbicie. W rzeczywistości oba składniki okrążają środek masy układu, a ich orbity mogą mieć eliptyczny kształt. Jedynie w przypadku, gdy masa towarzysza jest znacząco większa od masy obiektu zwartego, ruch towarzysza jest znikomy i można go zaniedbać
W tym miejscu, niestety, nasze rozumienie tego układu się kończy. Pomimo 40 lat intensywnych badań nie istnieje jeden spójny model, który łączyłby wszystkie obserwowane zjawiska w jedną sensowną całość. Nasza niewiedza sięga tak podstawowych faktów o układzie, jak typ i masy jego składników. Okres orbitalny równy 4,8 godz. świadczy o bardzo ciasnych orbitach, po których wokół centrum masy poruszają się oba składniki układu. Jest on typowy dla tzw. małomasywnych rentgenowskich układów podwójnych, w których akrecja na obiekt zwarty zachodzi z gwiazdy o względnie małej masie, w przybliżeniu mniejszej lub równej masie Słońca. Z drugiej strony, cechy widmowe w dziedzinie podczerwonej przypominają te, jakie obserwuje się z gwiazd typu Wolf-Rayet (WR), których masy przekraczają kilkadziesiąt mas Słońca. Wielu badaczy odrzuca jednak tę hipotezę, twierdząc, że gwiazda taka zwyczajnie nie zmieści się w ciasnym układzie, jakim jest Cyg X-3. Inni zaś twierdzą, że gwiazdy WR jedynie wydają się duże ze względu na bardzo silny i gęsty wiatr gwiazdowy, a sam rdzeń gwiazdy, z którego wiatr bierze swój początek, jest stosunkowo mały i bez problemu mieści się w układzie. To oznacza jednak, że obiekt zwarty jest zanurzony w gorącej, plazmowej kipieli wiatru gwiazdowego, który, opadając na obiekt zwarty, emituje promieniowanie rentgenowskie. Wszelkie promieniowanie, aby do nas dotrzeć, musi się najpierw z tej kipieli wydostać. W tym momencie krzyk podnoszą kolejni przeciwnicy hipotezy gwiazdy WR, twierdząc, że tak gęsty wiatr byłby zupełnie nieprzezroczysty dla produkowanego podczas akrecji promieniowania. Tymczasem promieniowanie to jest obserwowane, choć rzeczywiście nie jest ono wolne od śladów oddziaływania z jakimś gorącym ośrodkiem. Z danych rentgenowskich wynika, że w układzie musi znajdować się gorący zjonizowany gaz. Gaz ten absorbuje fotony o energiach poniżej kilku keV i jednocześnie zostawia swoje „odciski palców” w postaci linii emisyjnych. Warto zaznaczyć, że gaz wypełniający przestrzeń międzygwiezdną również absorbuje promieniowanie rentgenowskie o niskich energiach, jednak że oszacowana na podstawie obserwacji radiowych w linii wodoru na 21 cm ilość gazu międzygwiezdnego jest zbyt mała, by sama z siebie mogła wytłumaczyć obecny w widmach Cyg X-3 deficyt miękkich (tzn. o energiach poniżej 10 keV) fotonów rentgenowskich. Rysunek 2 zawiera bardziej szczegółowy opis zjawiska absorpcji i jonizacji wraz z przykładowymi widmami rentgenowskimi.
W kontekście Cyg X-3 hipoteza masywnej gwiazdy z silnym wiatrem gwiazdowym ma jeszcze jedną zaletę. W naturalny sposób wydaje się tłumaczyć obserwowaną modulację emisji rentgenowskiej z okresem orbitalnym. Wedle tej teorii modulacja powstaje, gdy obiekt zwarty, w pobliżu którego są produkowane fotony rentgenowskie, w ruchu orbitalnym wokół środka masy układu zmienia swoje położenie względem obserwatora i gwiazdy towarzysza. Maksimum emisji rentgenowskiej jest obserwowane, gdy obiekt zwarty znajduje się pomiędzy obserwatorem i gwiazdą towarzyszem (oczywiście niedosłownie, gdyż oś układu nie jest dokładnie prostopadła do osi widzenia, zobacz rys. 1). Wtedy też, w swej wędrówce do obserwatora, fotony rentgenowskie jedynie niewielką część drogi przebywają w wietrze, są więc stosunkowo słabo zaabsorbowane. Minimum zaś powinno nastąpić, kiedy obiekt zwarty znajdzie się za towarzyszem, a fotony mają do przebycia w wietrze znacznie dłuższą drogę.
Rys. 2. Wiatr gwiazdowy wystawiony na działanie silnego promieniowania rentgenowskiego ulega jonizacji. Mianowicie, gdy fotony rentgenowskie podróżujące w wietrze napotkają na swojej drodze atom, zderzają się z otaczającymi jądro elektronami i przekazują im swoją energię. Elektrony z dodatkową energią mogą przejść na wyższą orbitę wokół jądra, do tzw. stanu wzbudzonego, lub zupełnie oderwać się od jądra. O fotonie, który w ten sposób został bezpowrotnie stracony, mówimy po prostu, że został zaabsorbowany. Nie dotyczy to jednak wszystkich fotonów w jednakowym stopniu. Pod względem absorpcji preferowane są fotony o energiach odpowiadających przejściom pomiędzy poszczególnymi stanami energetycznymi atomów. Odpowiadające energiom fotonów rentgenowskich przejścia atomowe posiadają takie pierwiastki, jak np. tlen, krzem, siarka czy żelazo. Obecność tych pierwiastków w wietrze gwiazdowym czy ośrodku międzygwiezdnym skutkuje znacznym deficytem fotonów w miękkim zakresie widma.
Poniżej przedstawiam wyniki transferu promieniowania rentgenowskiego przez wiatr gwiazdowy. Początkowe widmo wyemitowane z pobliża czarnej dziury narysowane jest ciemną gładką linią. Pozostałe widma z wieloma dyskretnymi cechami widmowymi odpowiadają wiatrom o różnych tempach utraty masy z gwiazdy towarzysza, przy czym im większe tempo utraty masy, tym oczywiście wiatr jest bardziej gęsty i bardziej absorbuje. Dla rzadszych wiatrów pierwiastki odpowiadające za absorpcje poniżej 1 keV są całkowicie zjonizowane, tzn. nie posiadają żadnych elektronów wokół jądra, w związku z czym nie absorbują, a fotony o energiach mniejszych niż około 1 keV mają szansę przedostać się przez wiatr.
Widma pokazane w panelu (a) zostały przetransmitowane tylko przez wiatr gwiazdowy, natomiast widma w panelu (b) przeszły również przez ośrodek międzygwiezdny i właśnie w takiej formie je obserwujemy. Warto zauważyć, że wiatr gwiazdowy nie tylko absorbuje, ale również emituje w liniach. Taka emisja następuje, gdy wybite wcześniej z atomu elektrony lub elektrony wzbudzone na wyższe powłoki powracają na swoje miejsce, wyemitowywując nadwyżkę promieniowania. Taki proces nazywamy rekombinacją
Taka modulacja powinna być przede wszystkim obserwowana na niskich energiach (ok. 1 keV), gdzie absorpcja w wietrze jest największa, a jej głębokość powinna stopniowo maleć ze wzrostem energii aż do około 30 keV, gdzie absorpcja fotonów jest znikoma. Tymczasem obserwacje pokazują coś zupełnie innego. Otóż, głębokość modulacji prawie nie zależy od energii, tzn. są modulowane zarówno niskie energie, jak i wysokie i to z niemalże identyczną amplitudą. Wskazuje to na bardzo znaczne rozpraszanie promieniowania, jakie zachodzi w silnie zjonizowanym gazie lub na obecność w wietrze materii, która jest całkowicie nieprzezroczysta dla promieniowania, a której ilość dodatkowo zależy od fazy. Na dodatek, maksimum modulacji nie następuje w fazie 0,5, ale około 30 min później. Krzywą zmian blasku ilustruje rys. 3.
Oczywiście, fizyka tak gwałtownych wiatrów gwiazdowych, jakie obserwuje się w gwiazdach typu WR, jest niezwykle skomplikowana, a obecność drugiego obiektu wewnątrz wiatru komplikuje wszystko jeszcze bardziej. Wiatr taki oświetlony silnym promieniowaniem rentgenowskim zmienia swoje właściwości, takie jak prędkość czy stopień jonizacji. W wietrze powstają fale uderzeniowe, a za obiektem zwartym struktura podobna do kilwateru, jaki zostawia na powierzchni wody pędząca motorówka. Ponadto wiadomo, że wiatry gwiazd WR nie są jednorodne, ale część materii na skutek niestabilności termicznych ulega „zbryleniu”, tzn. wiatr zawiera zgęszczenia materii, których gęstość może być nawet 100 razy większa niż gęstość otaczającej je jednorodnej części wiatru. Fizyka takiego wiatru i jego oddziaływania z promieniowaniem rentgenowskim to materiał na zupełnie oddzielny artykuł lub nawet na doktorat.
Problemy z tożsamością Cyg X-3 nie ograniczają się jedynie do normalnego składnika układu, ale dotyczą także obiektu zwartego. Do tej pory nie udało się stwierdzić, czy jest to czarna dziura czy też gwiazda neutronowa. Znaczną pomocą w identyfikacji byłyby obserwacje optyczne, tych jednak nie posiadamy. Nawet kosmiczny teleskop Hubble'a nie był w stanie dostrzec Cyg X-3 poprzez pokłady gazu i pyłu galaktycznego.
Jednym ze zjawisk, które powinno odróżniać gwiazdę neutronową od czarnej dziury, jest akrecja. Akrecja na gwiazdę neutronową, posiadającą twardą powierzchnię, różni się od akrecji na czarną dziurę, dla której materia przechodząca przez horyzont zdarzeń jest bezpowrotnie tracona. I rzeczywiście, widma rentgenowskich układów podwójnych różnią się znacząco w zależności od obiektu zwartego, jaki zawierają. Cóż z tego jednak, gdy widma Cyg X-3 nie przypominają niczego znanego do tej pory. Cyg X-3 wydaje się łamać wszelkie kanony.
Dominujący stan widmowy w Cyg X-3 to tzw. stan twardy. W ogólności widmo promieniowania rentgenowskiego w tym stanie jest względnie twarde, tzn. charakteryzuje się silną emisją na wysokich energiach, powyżej ok. 10 keV. Stan ten jest też związany z silną emisją promieniowania radiowego, skorelowanego z promieniowaniem rentgenowskim. Obie te cechy zachodzą w Cyg X-3, ale w sposób silnie zmodyfikowany w porównaniu z innymi układami podwójnymi. Widmo tego stanu odpowiada niskiej temperaturze elektronów. W Cyg X-3 wynosi ona zaledwie kilka keV, tymczasem w innych układach sięga kilkudziesięciu lub więcej keV. W widmie Cyg X-3 obserwuje się również znane z innych obiektów efekty tzw. odbicia komptonowskiego. Następuje ono, gdy wysokoenergetyczne fotony w zetknięciu z materią o względnie niskiej temperaturze ulegają rozproszeniu na elektronach, przekazując im część swojej energii. W wyniku tego fotony, które przed rozproszeniem zajmowały wysokoenergetyczną część widma, po rozproszeniu są obserwowane na niższych energiach. Efektem tego zjawiska jest charakterystyczny garb w widmach rentgenowskich około 20–30 keV oraz silna fluorescencyjna linia żelaza około 6,6 keV. I tym razem Cyg X-3 nas zaskakuje, gdyż siła odbicia wydaje się być nawet 50 razy większa niż w przypadku innych układów. Mówimy o nim, że jest zdominowany przez odbicie. Pod tym względem przypomina niektóre galaktyki typu Seyferta, gdzie zamiast źródła centralnego obserwuje się jedynie jego odbicie.
Jeśli odejmiemy składnik odbity z widma, rezultat zupełnie nie przypomina widm stanu twardego w innych układach podwójnych. Niektórzy uczeni wręcz twierdzą, że Cyg X-3 nie posiada stanu twardego. Inni uważają, że owszem, posiada i zwracają uwagę na korelacje pomiędzy promieniowaniem rentgenowskim i radiowym. Rzeczywiście korelacja taka jest obserwowana w stanie twardym wielu obiektów, zarówno układów z czarną dziurą, jak i z gwiazdą neutronową. Źródłem promieniowania radiowego jest w tym przypadku dżet, czyli strumień materii wypływający z wielką prędkością z pobliża obiektu zwartego. Taki dżet stanu twardego udało się zaobserwować, np. w Cygnus X-1. Zasadniczo, korelacja w widmowym stanie twardym, o której teraz mowa, polega na tym, że wzrostowi jasności rentgenowskiej towarzyszy wzrost jasności radiowej dżetu. Formalnie, korelacja ta ma postać LR ∝ LX0,7 (gdzie LR symbolizuje jasność radiową, zaś LX miękką jasność rentgenowską) i rozciąga się na przynajmniej trzy rzędy wielkości w jasności rentgenowskiej. Są też dowody na to, że można ją przedłużyć aż do układów z bardzo masywnymi czarnymi dziurami znajdującymi się w centrach aktywnych jąder galaktyk, a korelacja ta wtedy jako całość jest elementem tak zwanej „fundamentalnej płaszczyzny aktywności czarnych dziur”. Jednak to nie znaczy, że korelacja ta dotyczy jedynie układów z czarną dziurą. Podobną korelację obserwuje się również w układach z gwiazdą neutronową, z tą jednak różnicą, że wykładnik w równaniu opisującym korelację jest wyższy i wynosi 1,4. Gdzie w tym kontekście można umieścić Cyg X-3? Choć w sensie jakościowym obserwowana w „stanie twardym” korelacja rentgenowsko-radiowa jest zgodna z zasadą im więcej promieniowania rentgenowskiego, tym więcej radiowego, to w sensie ilościowym nie pasuje ani do czarnych dziur, ani do gwiazd neutronowych. Dla danej jasności rentgenowskiej emisja radiowa jest silniejsza. Możliwe, że to jedynie efekt pozorny powstały w wyniku źle oszacowanej rzeczywistej jasności rentgenowskiej układu i nie byłoby to wcale zaskakujące, zważywszy, jak silnie układ ten jest zaabsorbowany. Niewykluczone jednak, że to kolejny i nie jedyny w tym kontekście przejaw indywidualizmu w wydaniu Cyg X-3. Interesująca sytuacja jest wówczas, gdy układ przechodzi do stanu miękkiego. Wypadki przybierają nieoczekiwany obrót.
Rys. 3. Schemat tzw. sfazowanej krzywej zmian blasku, gdzie przedział od 0 do 1 odpowiada 1 okresowi orbitalnemu. Rzeczywista krzywa zmian blasku zmienia się z okresu na okres, jednak jeśli uśredni się ją po wielu okresach orbitalnych, wynikiem jest taki właśnie kształt. Jest on bardzo stabilny i niezmienny na przestrzeni wielu lat, tzn., jeśli weźmiemy zbiory obserwacji z różnych okresów i uśrednimy je niezależnie od siebie, otrzymamy niemal identyczne kształty. Widać z niego wyraźnie, że maksimum modulacji jest opóźnione względem fazy 0,5, czyli fazy, gdy obiekt zwarty znajduje się pomiędzy nami i towarzyszem
Rentgenowski stan miękki to stan zdominowany przez promieniowanie o niskich energiach z maksimum około 1 keV. Uważa się, że jest to emisja dysku akrecyjnego z niewielkim dodatkiem wysokoenergetycznego promieniowania, pochodzącym z rozpraszania fotonów dyskowych na elektronach z bardzo gorącej plazmy znajdującej się ponad dyskiem. Stan ten jest jaśniejszy od stanu twardego, gdyż prawdopodobnie odpowiada większemu tempu akrecji materii na obiekt zwarty.
Na rys. 4 przedstawiam płaszczyznę wyznaczoną przez miękką jasność rentgenowską lub, innymi słowy, strumień miękkich fotonów rentgenowskich oraz strumień radiowy na częstotliwości 2–15 GHz. Na płaszczyźnie została nakreślona ścieżka, po której porusza się Cyg X-3. Prawdopodobnie ruch po płaszczyźnie jest sterowany tempem utraty masy z gwiazdy towarzysza, a więc pośrednio zmieniającym się tempem akrecji. Zaś rolę pośrednika pomiędzy dyskiem akrecyjnym a dżetem pełni pole magnetyczne.
Pierwszy odcinek ścieżki z początkiem w lewym dolnym rogu i sięgający aż do czerwonego punktu reprezentuje „stan twardy”. Cyg X-3 porusza się wzdłuż tej ścieżki, a wahaniom tempa akrecji towarzyszą skorelowane zmiany jasności rentgenowskiej i jasności dżetu. Wzrost tempa akrecji powoduje wzrost emisji rentgenowskiej i mocy dżetu.
Taka sytuacja nie trwa jednak wiecznie i choć tempo akrecji rośnie, wzrost emisji radiowej zostaje wstrzymany. Pierwszy punkt na schemacie symbolizuje przybliżony moment przejścia układu ze stanu twardego do miękkiego. Jak dotąd nie jest jasne, na czym polega wyjątkowość punktu przejściowego i jakie procesy inicjują przejście pomiędzy stanami, a jednocześnie uniemożliwiają dalszy wzrost mocy dżetu. W stanie miękkim korelacja rentgenowsko-radiowa przechodzi w antykorelację i gdy jasność rentgenowska kontynuuje swój wzrost, dżet gwałtownie zanika.
Drugi charakterystyczny punkt ścieżki znajduje się w obszarze wyższych temp akrecji. Zanim jednak układ do niego dotrze, źródło może swobodnie poruszać się po ścieżce, a spadek tempa akrecji spowoduje automatyczny powrót Cyg X-3 do stanu twardego. Sytuacja ulega zmianie po przekroczeniu drugiego punktu przejściowego. Poza tym punktem powrót do stanu twardego po ścieżce wstecz, z jakiś powodów wydaje się być niemożliwy. Cyg X-3 znajduje się wtedy w najniższym punkcie diagramu, osiągając maksymalną jasność rentgenowską, podczas gdy emisja radiowa dżetu niewiele przewyższa emisję radiowego tła kosmicznego. Co dokładnie dzieje się wtedy wewnątrz układu, nie wiadomo. Możemy jedynie spekulować, że duża ilość napływającej materii „zaczopowała” wypływ dżetu. Materia ta jednak nie zostaje całkowicie zakreowana na obiekt zwarty, ale raczej wydaje się gromadzić w centralnych rejonach układu, gdzie w ekstremalnych warunkach pole magnetyczne kotłuje się z materią i promieniowaniem. Powoduje to prawdopodobnie powstanie ogromnego ciśnienia, które zostaje uwolnione, gdy tylko tempo akrecji spadnie. Wtedy z układu, w postaci dżetu, z relatywistyczną prędkością zostaje wystrzelona nagromadzona w nim materia. Podczas takiego wybuchu Cyg X-3 staje się najjaśniejszym radiowo układem rentgenowskim na niebie, a dżet jest tak wielkich rozmiarów, że bez problemu udało się zaobserwować jego rozciągłą strukturę. Po wybuchu układ najczęściej powraca do stanu twardego lub obserwuje się kolejne rozbłyski. Taki schemat zachowania jest czymś zupełnie unikatowym w środowisku rentgenowskich układów podwójnych. Np. Cyg X-1, z którym już wielokrotnie porównywaliśmy głównego bohatera tego artykułu, w swojej wędrówce po podobnym do rys. 4 diagramie dochodzi jedynie do drugiego punktu przejściowego, gdyż prawdopodobnie nigdy nie osiąga wystarczająco wysokiego tempa akrecji, by go przekroczyć, a rozbłysków radiowych nie zaobserwowano nigdy.
Rys. 4. Ścieżka, po której porusza się Cyg X-3 na płaszczyźnie wyznaczonej przez strumień miękkich fotonów rentgenowskich i strumień fotonów radiowych emitowanych przez dżet. Szczegółowy opis zjawiska znajduje się w tekście. Podpisy na rysunku wzdłuż poszczególnych gałęzi diagramu opisują różne stany radiowe, a strzałki dopuszczalny kierunek ruchu po diagramie
Można jeszcze dodać, że emisja z dżetu obecnego w Cyg X-1 jest modulowana z okresem orbitalnym, gdy dżet porusza się wraz z obiektem zwartym w wietrze towarzysza, gwiazdy typu widmowego O. Wprzypadku Cyg X-3 takiej modulacji nigdy nie zaobserwowano.
Wyjaśnienie przedstawionych powyżej zagadek, a które, tak na marginesie, stanowią jedynie czubek góry lodowej, jest zapewne możliwe, wymaga to jednak zaplanowania wielu nowych, skoordynowanych kampanii obserwacyjnych, prowadzonych w różnych dziedzinach widma jednocześnie. Potrzebna jest również szczegółowa analiza widm pochodzących z różnych stanów widmowych i faz orbitalnych, a modelowanie nie może się opierać jedynie na prostych modelach fenomenologicznych, jakie stosowano do tej pory, ale powinno być związane z symulacjami hydrodynamicznymi wiatrów gwiazdowych w układach podwójnych oraz ścisłymi obliczeniami transferu promieniowania w optycznie grubej plazmie. W grudniu planuje się wystrzelenie na orbitę nowego satelity GLAST, obserwującego Kosmos
w promieniach gamma na energiach od 10 MeV do 100 GeV. Obserwacje te dostarczą zupełnie nowych elementów do naszej kosmicznej układanki i kto wie, być może pomogą uchylić rąbka tajemnic, które skrywa Cyg X-3.
Mgr Anna Szostek jest doktorantką Centrum Astronomicznego PAN w Warszawie. Stara się rozwikłać tajemnice fizyki obiektów zwartych. Przygotowuje rozprawę doktorską pod opieką prof. Andrzeja Zdziarskiego na temat omawianego tu obiektu
