Dnešní díl se bude zabývat další etapou vývoje rentgenového pozorování z oběžné dráhy. Čestné místo tu bude mít Německo-Americko-britská sonda Rosat. Není to sice revoluční průkopník, ani technicky neznamenala zásadní průlom, ale byla v činnosti velmi dlouhou dobu a předznamenala systematické pozorování v rentgenovém oboru. Čeká nás také jediná významná sovětsko-ruská sonda – Granat. Blíže se podíváme na typy a činnost detektorů rentgenových sond, čímž budeme mít téměř hotové technické minimum. Na závěr se podíváme na bezesporu jedny z nejtajemnějších objektů hlubokého vesmíru – kvasary.

Granat

Granat byla tříose stabilizovaná sonda vážící 4 tuny z toho 2,3 tun připadalo na vědecké vybavení. Její start se uskutečnil 01.12.1989 pomocí nosiče Proton z kosmodromu Bajkonur. Jeho dráha byla zvolena tak aby na počátku mise byla vysoce výstřední dráhu perigeum/apogeum 2000/200 000 Km, která se postupem času se působením Slunce a Měsíce postupně snižovala až dne 25 května 1999 Granat zanikl v atmosféře. Sonda po rozpadu Sovětského svazu přešla do správy Francouzské kosmické agentury, jinak by byl další průběh mise ohrožen jak díky geopolitickým tak především finančním problémům.

Na palubě nesla Sedm vědeckých experimentů, z nichž největší byl teleskop SIGMA vybavený Angerovo scintilační kamerou osazenou 61 fotonásobiči a jedním scintilačním krystalem. Jeho citlivost se pohybovala mezi energiemi 35–1300 keV. Druhým velkým zařízením byl teleskop ART-P sestávající ze čtyř identických modulů pracujících sestávajících z mnohodrátové ionizační komory a kolimátoru. Dále Spektrometr ART-S, Phebus tvořený dvěma nezávislými detektory pro energie 100KeV-100 MeV určený k registraci gama záblesků, Konus-B – sedm scintilačních detektorů rozmístěných po obvodu sondy pro energie 10 keV až 8 MeV, WATCH čtyři scintilační detektory pro dvě energetická pásma 8-20 keV a 20-60 keV s kolimátory vymezujícími úhel každého z nich na 148 ^o dohromady pokrývaly cca. 80% oblohy, Tournesol sestávající ze čtyř proporcionálních počítačů a dvou Fotodetektorů mající za úkol ztotožňovat rentgenové a optické zdroje.

Studie galaktického centra

Granat odhalil, že samotné centrum naší galaxie vyzařuje v rentgenovém jen velmi slabě, většinu vyzařování tu mají na svědomí kompaktní zdroje. Vyzařování Galaktického Centra byla jednou z největších záhad od 70 let.

Kvaziperiodické oscilace akrečních disků černých děr

Slovo kvaziperiodické by bylo možno vysvětlit jako téměř-periodické. Pozorování kvaziperiodických oscilací v akrečních discích černých děr jsou dle mého názoru jeden z nejzajímavějších vědeckých přínosů mise Granat. Do té doby se zdálo, že tento jev je pozorovatelný pouze u neutronových hvězd. Později byly takové oscilace pozorovány u mnoha dalších černých děr. Jelikož matematické modely říkají, že čím je černá díra hmotnější tím delší oscilace bude její akreční disk vykazovat, pak díky těmto pozorováním můžeme nepřímo posuzovat hmotnost černých děr. Pokud někdo touží poslechnout si jak takový akreční disk zní, pak má jedinečnou možnost v tomto odkazu.

Přijaté rentgenové záření přeložil na zvukový signál Edward Morgan z MIT. Šum v signálu je generován rentgenovým pozadím, „lupání“ způsobují výtrysky rentgenového a infračerveného záření a konečně pronikavé pískání reprezentuje naše kvazi-periodické oscilace.

Mikrokvasar v mléčné dráze

V srpnu 1992 byl pomocí přístrojů WATCH a SIGMA pozorován nový rentgenový zdroj GRS1915 105. Později byl GRS1915 105 identifikován jako totožný s variabilním zdrojem rádiového a infračerveného záření. V březnu a září 1994, nástroj WATCH zaznamenal dvě mocné zesílení emise každé v trvání 2-3 týdnů. Včasné informování Mezinárodní astronomické unie o březnovém zesílení, umožnilo francouzským radioastronomům pomocí dalekohledu VLA odhalit vznik dvou mraků u centrálního objektu vykazující znaky fiktivní nadsvětelné rychlosti, tedy typické jevy známé u polárních výtrysků černých děr. GRS1915 105 se tak stal prvním microquasarem pozorovaným v naší galaxii. Dnes je již známo více podobných objektů.

Dále Granat studoval difuzní záření Galaktického Centra, vysoká citlivost dalekohledu Sigma umožnila pozorování dosvitu rentgenových záblesků v oboru měkkého záření, pozorování syntézy deuteria na povrchu Slunce během slunečních erupcí, dále dalekohled Sigma vytvořil další rentgenovou mapu oblohy.

ROSAT

Simulace návratu Rosatu do atmosféry

Sondu Rosat si možná mnozí vybaví v souvislosti s jejím nedávným (ne)slavným koncem, kdy při jejím nekontrolovaném návratu do náručí zemské gravitace panovaly obavy z dopadu jejích trosek až na povrch. Pravděpodobností, že někomu z nás spadne na hlavu úlomek kosmické sondy se tu teď nechci zabývat, jen jsem chtěl připomenout pro vědu jinak významné kosmické těleso. Pokud by Vás zajímaly podrobnosti zániku Rosatu, pak nelze než doporučit článek na VTM od Petra Kubaly.

Mise německé sondy Rosat byla zahájena 1. června v roce 1990. Předběžný vývoj a studie však byly zahájeny už v roce 1975. Během práce na vývoji sondy byla přizvána NASA, která poskytla nosnou raketu Delta-II (původně byl plánovaný start pomocí raketoplánu) a rentgenový detektor HRI vycházející z konstrukce stejně pojmenovaného detektoru na slavné sondě Eisntein. Mimo HRI mohly v ohniskové rovině teleskopu XRT pracovat ještě dva pozičně citlivé proporcionální počítače PSPC.

Pravidelný čtenář seriálu o rentgenové astronomii již bude vědět co znamená sdělení, že teleskop XRT byl Volterova typu I. se čtyřmi vnořenými segmenty o vstupním průměru 84 cm a ohniskové délce 240 cm. Jeho zrcadla byla pokovena zlatem a byl schopen pracovat v oboru 0,1 až 2 keV. Samostatným přístrojem byla širokoúhlá kamera WFC (označení širokoúhlá tu platí v poněkud nezvyklých souvislostech, srovnatelné zorné pole mívají dnešní nejlepší amatérské fotoobjektivy) sloužící pro pořizování přehledových snímků v oblasti estrémního UV záření a měkkého rentgenového záření. Je zřejmě, že sonda po technologické stránce neznamenala zásadní průlom, jednalo se spíše o logickou evoluci na základě zkušeností z programu HEAO, ostatně obvykle se jedná o nejefektivnější přístup. Rosat však předznamenala systematické, cílevědomé pozorování v rentgenovém oboru.

Primárním cílem mise bylo kompletní skenování oblohy v rentgenovém a přilehlém Extrémním UV oboru. Tento úkol byl splněn po půl roce činnosti kdy bylo registrováno 150 000 nových zdrojů, což obnášelo zdvojnásobení oproti dosavadnímu stavu. V následujícím období až do zmíněného zániku sonda podrobně sledovala vybrané zdroje, zejména jejich spektra, proměnlivost a morfologii.

Kompletní zhodnocení vědeckých výsledků mise by vydalo na celý samostatný článek, pokusím se tu blíže probrat alespoň těmi, které považuji za nejzajímavější. Budu ovšem nutně nespravedlivý, pokud někdo doplní další údaje v diskuzi pod článkem budu jen rád.

rentgenové záření z komety

Za objev z těch zajímavějších považuji tentokrát jev z naší domoviny, je jím rentgenová emise komet přímo v naší Sluneční soustavě. To byl velmi překvapivý objev, nikoho totiž nenapadlo, že by záření jehož vznik je spojen s nejenergetičtějšími procesy ve vesmíru mohlo emitovat natolik chladné těleso jako je kometa. Tato emise byla pozorována poprvé u komety Hyakutake, čímž byla spuštěna lavina teoretických studií vysvětlujících novou záhadu. Vzhledem k tomu, že přicházela ze srpkovitého útvaru na straně přivrácené ke Slunci, tak se tu sama nabízela spojitost se Slunečním větrem. Jeden z konkrétních navržených mechanizmů byla fluorescence vodní páry uvolněné z jádra komety, případně se na tom mohly podílet i jiné molekuly nebo prach. Avšak tento model dokázal vysvětlit pouze o několik řádů slabší emisi. Pozorování spektra z následovníka Rosatu – Chandry – pak potvrdila hlavního viníka navrženého poněkud komplikovanějším modelem. Jde o proces neutralizace vysoce ionizovaných atomů slunečního větru (může jim chybět až 6 elektronů), které si zpětně přivlastňují elektrony uvolněné z atomů komy komety (rekombinují), protože volné elektrony mají vyšší energii než vázané v atomech, tak rozdíl těchto energií je pak vyzářen ve formě fotonu.

Studie mezigalaktického horkého plynu

Za zmínku také určitě stojí studie mezigalaktického horkého plynu. Studium jeho shluků jasně ukázalo, že gravitace nutná k jeho udržení na pozorovaném místě převyšuje gravitaci viditelných komponent skupiny. Tato gravitace je připisována temné hmotě.

Pulzace rentgenového zdroje Geminga

Za úspěch bylo považováno také potvrzení pulsací zdroje Geminga. Je tak nezávisle doloženo, že se jedná o rotující neutronovou hvězdu – pulsar. Co činí tento již beztak zajímavý pulsar pro nás ještě zajímavějším je hypotéza, že výbuch supernovy při kterém vznikl by mohl mít na svědomí hustotní anomálii galaktické hmoty v podobě jakési řídké bubliny pozorované v našem nejbližším okolí, exploze při které se nějaká původní hvězda proměnila v pulsar jednoduše rozfoukla okolní materiál. Geminga by mohl být hledaný původce, této již dříve pozorované anomálie. Pokud je Geminga opravdu ten správný viník, pak vezmeme-li v úvahu její neobvyklou rychlost vlastně srovnatelnou snad jen s rychlostí Barnardovy hvězdy, pak se její výbuch před asi 300 000 lety odehrál nějakých 100 světelných let od Země.

Comptonův rozptyl na Měsíci – konečně

Jako perličku lze uvést první pozorování rentgenového záření vznikajícího Comptonovo rozptylem slunečního záření na povrchu našeho souputníka – Měsíce. Toto záření se chystal pozorovat Riccardo Giacconi už za pomoci svých prvních sondážních raket, je pochopitelné, že s tehdejší technikou nemohl uspět.

Dále bychom mohli jmenovat detekci protohvězd, další detailní pozorování rentgenových emisí hvězd hlavní posloupnosti, studium rentgenového pozadí (dodnes ne úplně rozluštěná záhada), pozorování rentgenové emise spojené s dopadem komety Shoemaker-Levy na povrch Jupitera i Jupiterovo stálé rentgenové emise. No zkrátka Rosat byla velice úspěšná mise.

Detektory

Technickou část našeho rentgenového putování dnes budeme věnovat druhé důležité součásti každého správného rentgenového teleskopu, pokud hádáte, že půjde o detektory hádáte správně. Detektor je stejně důležitá součástka jako objektiv, pracně fokusované fotony je zkrátka nutno nějak zobrazit, jinak by situace byla tatáž jako by se foton vůbec nepodařilo zachytit na zrcadlech objektivu. Jelikož situace na tomto poli je oproti objektivům (kde má astronom na výběr ze široké palety dvou Wolterovo typů) výrazně pestřejší, tak se bude jednat o jednu z náročnějších technických pasáží tohoto seriálu. Na druhou stranu po jejím absolvování bude čtenář schopen vstřebat další zajímavé informace aniž by měl pocit, že čte stránky v nějakém jemu dosud neznámém jazyce.

ionizační komora

Ionizační komora je nejjednodušším detektorem rentgenového záření. Tvoří ji dvě vysokonapěťové (řádově stovky voltů) elektrody mezi nimiž je vhodný plyn. Při záchytu vysokoenergetického záření je plyn ionizován, což znamená, že z atomů jsou vyráženy elektrony a samotné atomy tak zůstávají kladně nabité. V přítomném elektrickém poli pak elektrony putují ke kladné elektrodě a kladné ionty k záporné, což se v obvodu s elektrodami projeví jako slabý, ale měřitelný průchod elektrického proudu. Proud je tím větší, čím větší je energie zachyceného záření, takže z jeho síly lze vysledovat energii původního fotonu.

proporcionální komory

Proporcionální komora vypadá a funguje v principu stejně jako ionizační komora. Největší odlišnost spočívá ve vyšším přiloženém napětí. Díky vyššímu napětí mezi elektrodami zde uvolněný elektron cestou ke kladné elektrodě získá takovou energii, že ionizuje další atomy, vzniká tzv. elektronová lavina. Počet elektronů (resp. iontů) v lavině prudce stoupá s počtem primárních elektronů (elektrony, které z vazeb neutrálních atomů plynu v detektoru uvolnila částice přilétávající do detektoru) a tedy i energii přilétávající částice. Energie původního záření je díky tomu snadněji zjistitelná, proto je proporcionální komora z plynových detektorů nejčastěji používaná k vědeckým účelům.

Geiger – Mullerův počítač

Je v podstatě další variací předchozích dvou zařízení. Pracuje s ještě vyšším napětím (asi 1000 V). V plynové náplni detektoru občas dochází ke srážkám atomů a elektronů jejichž energie nestačí na ionizaci atomu, ale stačí na jeho excitaci. Při použití zmíněného napětí se nastává další jev, nestabilní excitované atomy po následné deexcitaci vyzařují fotony, pokud některý foton dopadne na zápornou elektrodu pak z ní na principu fotoefektu uvolní elektron, následně tento elektron na cestě mezi elektrodami získá natolik vysokou rychlost, že bude vyvolávat další ionizaci v plynu. Tento děj je nutno přerušit nejjednodušeji přerušením proudu, aby mohla být registrována další částice. Velikost registrovaného proudu tu nezávisí na energii zachyceného záření, proto teto typ bývá ve výzkumu používán jen výjimečně.

Scintilační detektory

Na principu excitace atomů pak pracují tzv scintilační detektory. V některých materiálech (například NaI, CsI a dalších) po pohlcení fotonu dochází místo ionizace především k excitaci atomů. Atomy v tomto stavu jsou však nestabilní, proto se rychle vracejí na původní energetickou hladinu, při čemž vyzáří foton o energii odpovídající rozdílu energetických hladin. Tento foton je následně registrován ve fotonásobiči. Scintilační detektory se hodí pro registraci záření o nejnižších energiích.

Angerovo scintilační kamera

Jako scintilační krystal můžeme použít plochou desku za kterou připojíme více fotonásobičů vedle sebe, tak získáme Angreovu scintilační kameru. Zařízení lze s výhodou kombinovat s kolimátorem.

mnohodrátové ionizační komory

Pokud proporcionální nebo ionizační komoru upravíme tak, že kladnou elektrodu budou tvořit dvě desky a zápornou elektrodu dvě nebo více řad navzájem kolmých drátků, pak vzhledem k tomu, že dopadající foton nikdy neionizuje celou plynovou náplň, ale jen plyn ve svém okolí tak je průchod napětí registrován vždy jen na zasažených záporných elektrodách (drátcích). Tento mechanizmus umožňuje sledovat i dráhu částice. Vhodnou volbou plynové náplně lze ionizovanou oblast zmenšit a zvyšovat tak přesnost detekce. Drátové komory bývají často používány k detekci částic na urychlovačích.

MCP

Detektory typu MCP (microchannel plates – mikrokanálové detektory), je vybavena například rentgenová observatoř Chandra, dnes popisovaný Rosat, stejně jako Einstein o němž byla řeč v předcházejícím dílu, což je zároveň rodokmen detektoru použitého pro jeho veličenstvo Chandru. MCP jsou pozičně citlivé detektory, to znamená, že vedle intenzity zachyceného fotonu dovedou zaznamenat i místo jeho dopadu. Základ detektoru tvoří dvě destičky opatřené miniaturními kanálky z jejichž stěn přilétající fotony vyrážejí elektrony z atomových obalů, vyražený elektron je urychlován dostatečně silným elektrickým polem aby spustil elektronovou lavinu, každý kanálek tak funguje jako samostatný . Pro větší pravděpodobnost záchytu bývají kanálky mírně natočeny od optické osy (Chandra o 6°). Druhá deska v sestavě jednak dále zvyšuje zisk původního signálu a jednak, tím že její kanálky jsou skloněny na opačnou stranu snižuje zpětnou iontovou vazbu. Pro odstínění nechtěného UV záření, nízkoenergetických elektronů a iontů se před mikrokanálové desky umísťuje obvykle hliníková destička. Za mikrokanálovou destičkou pak je umístěna mřížka z navzájem kolmých vodivých drátků, v nichž lze registrovat vzniklou elektronovou spršku jako průchod elektrického proudu. Procházející proud je pochopitelně detekován pouze na drátcích-elektrodách, které zasáhla elektronová lavina, což umožňuje zjistit polohu zachycené částice.

CCD

Tento typ detektorů je kombinací běžného CCD čipu, ten tvoří spodní vrstvu detektoru, nad ní je vrstva luminoforu, která při záchytu vysokoenergetického fotonu vydá světelný záblesk (fluorescence), záblesk je pak detekován jako každý jiný světelný záblesk CCD čipem pod touto horní vrstvou. Oproti následujícím polovodičovým detektorům je nevýhodou tohoto typu, že energie původního fotonu před jeho přeměnou na elektrický signál prochází transformací na mezistupeň do viditelného světla, což pochopitelně zhoršuje jeho přesnost, tu lze sice vylepšit ztenčením vrstvy luminoforu, to však zase vede ke snížení citlivosti. Není mi známo, že by tento typ detektoru byl někdy použit pro astronomický přístroj, ale svého času jejich nasazení přicházelo v úvahu, a tak považuji za vhodné ho v tomto přehledu zmínit.

polovodičové detektory

Polovodičové detektory jsou tím nejmodernějším řešením pro záchyt fotonů vysokoenergetického záření. Ty fungují na principu záchytu fotonu, ale ne pomocí nějakého prostředníka ať v podobě vrstvy luminoforu nebo MCP destiček, nýbrž přímo v polovodiči tzv. vnitřním fotoelektrickým jevem kdy elektron zůstává uvnitř materiálu, v polovodiči tak rovnou vzniká měřitelné napětí v podobě dvojice elektron-díra, elektron je díky vysokému napětí obklopující polovodičovou destičku co nejpříměji sveden na matici kladných elektrod zajištující převod na elektrický signál, díra se pochopitelně vydá opačným směrem k záporné elektrodě. Polovodičové detektory používá například observatoř NuStar nebo evropský XMM-Newton i malý teleskop FOXSI vynášený sondážní raketou, někdy příště si o něm povíme víc. Nevýhodou polovodičových detektorů je jejich malá plocha, v kosmických observatořích je tato nevýhoda kompenzována větším množstvím menších detektorů naskládaných vedle sebe. Toto řešení nakonec nevýhodu mění ve výhodu, pokud totiž některý detektor z tohoto pole vypadne , není tím fatálně ohrožena celá mise. Něco podobného se nedávno přihodilo právě evropskému Newtonovi.

Vícevrstvé polovodičové detektory

Polovodičové detektory umožňují využít ještě jednu užitečnou funkci, je jí práce v Comptonově režimu. Tento režim tzv. elektronické kolimace umožňují dvou a vícevrstvé detektory, při čemž využívá principu Comptonova rozptylu. Znalost souřadnic a energie dopadu na první i druhý detektor umožňuje za pomocí zákonitostí za kterých Comptonův rozptyl funguje rekonstruovat možný kužel na němž se nachází dráha prvotního fotonu, pokud máme takových fotonů více pak můžeme určit polohu zdroje. Doporučuji shlédnout přiložené video.

Polovodičové detektory schopné pracovat v tzv. comptonově režimu používá např. evropská INTEGRAL, dřívější Comptonova gama observatoř a další detektorové sondy určené především pro průzkum nejenergetičtějších zdrojů.

Význam konstrukce detektorů

S odkazem na jeden z nejznámějších výroků, jedné z největších ikon současné vědy – Richarda Feynmana bychom měli zmínit také nějaké praktické výsledky, které ač nejsou tím důvodem proč to děláme, tak jsou minimálně stejně důležité jako vědecká hodnota výzkumu. Vývoj lepších tj. citlivějších detektorů s kontrastnějším obrazem samozřejmě vede k jejich aplikaci v běžném životě, především v medicíně, CT by bez opravdu citlivé detekce použitého záření mělo na pacienty neúnosně destruktivní účinky, v průmyslové diagnostice se kvalitní detekční metody uplatní prakticky kdykoli, dlouhodobě nainstalované detektory v terénu mohou monitorovat okolí jaderných elektráren.

Kvasary

Již tradičně, si dnes nakonec dílu přiblížíme nějaký zajímavý zdroj rentgenového záření na obloze. Pustíme se do jednoho z nejzáhadnějších zdrojů jaké známe – Kvasarů.

Už sám název leccos vypovídá o jejich povaze, jde o transkripci zkratky QUASi-stellAR radio sources (anglicky „quasar“),volně přeloženo: hvězdám podobné rádiové zdroje. Kvasary většinou bývají zmiňovány jako nejvzdálenější objekty jaké umíme ve vesmíru pozorovat. To z nich dělá jakési milníky vesmírného vývoje, pokud totiž změříme jejich rudý posuv pak díky Hubbleově konstantě jsme schopni určit jejich vzdálenost, když pak tuto vzdálenost vyjádříme ve světelných letech tak zároveň známe stáří objektu, kvasary jsou proto zároveň nejstaršími pozorovanými objekty.

Objev Kvasarů ve své době představoval opravdovou noční můru astrofyziků. Před získáním prvního spektra nebylo jasné ani zda se jedná o zdroje přítomné přímo v naší galaxii nebo o zdroje extragalaktické. Po získání spektra ovšem čekal namísto vysvětlení – jak už to v dobrodružství poznání chodívá – opravdový šok. Pozorované spektrální čáry byly široké a zdálo se, že neodpovídají žádným známým prvkům nebo sloučeninám. Až v roce 1962 Maarten Schmidt rozeznal ve spektru kvasarů tzv. Balmerovu sérii čar vodíku, ale s do té doby nemyslitelným rudým posuvem. Chtělo to do jisté míry odvážného, vnímavého ducha, aby si povšiml této souvislosti, kterou ovšem měli před očima i všichni ostatní. Po odpovídající konverzi už všechny čáry spekter vypadaly jako obvykle. Alespoň pokud šlo o podobu spektra.

Ovšem zároveň se tu objevila další, neméně trýznivá záhada, jakoby se kvasary rozhodly řádně prověřit trpělivost astrofyziků. Po přepočtu rudého posuvu na vzdálenost pomocí Hubbleova zákona vycházely neuvěřitelně veliké vzdálenosti a tím i nápadně vysoká absolutní hvězdná magnituda, taková že si nikdo neuměl představit mechanismus generující tak ohromné množství energie odpovídající řádově desítkám násobků energetického výkonu galaxií. Aby toho nebylo málo, tak kvasary podléhají překvapivě rychlým změnám jasností, to ukazuje na jejich nepříliš velkou velikost. Ta je dána tím, že těleso nemůže jako celek podléhat změnám rychleji než je doba přenosu informace z jednoho jeho konce na druhý, jinak by lokální fluktuace celkovou jasnost tělesa vyrovnaly. Takže pokud pozorujeme těleso podléhající nějakým změnám např. v řádu dnů nebo roků, pak takové těleso nemůže být větší než vzdálenost, kterou světlo urazí za dobu ve které se tyto změny odehrávají.

Když byl k dispozici ucelený souhrn vlastností, tak už zbývá jen maličkost, navrhnout model, který by dokázal vysvětlit generování tak ohromné energie na tak malém prostoru. V současné době je mezi astronomy široce přijímána teorie popisující kvasary jako supermasivní černé díry tvořící jádra mladých aktivních galaxií. Tyto černé díry o hmotnostech až miliard sluncí, pohlcují závratným tempem okolní hmotu, při tom uvolňují neméně závratné množství energie v principu stejnými mechanizmy jako černé díry v binárních soustavách zmíněných ve druhém dílu Rentgenové astronomie, tedy hmota padající relativistickými rychlostmi po spirále v akrečním disku za Schwarzschildův poloměr se cestou zahřívá, jak vzájemným třením tak stlačováním vrstev materiálu mezi sebou, tímto mechanismem dosáhne tak vysokých teplot, že září i v těch nejenergetičtějších oborech elektromagnetického spektra. Mimo to kvasary disponují pro tyto procesy typickými relativistickými výtrysky hmoty, jejichž pozorování potvrzuje správnost stávajícího modelu.

Comptonův jev

O Comtonově jevu se můžete podrobně dočíst např. na Wikipedii, což bych svým čtenářům nakonec i doporučoval. Ovšem vzhledem k jeho důležitosti pro naše dnešní povídání si dovolím se o něm alespoň stručně zmínit.

V principu jde o typ interakce volného nebo slabě vázaného elektronu a fotonu rentgenového nebo gama záření. Při střetu těchto dvou částic může dojít k pružnému odrazu, při němž foton ztratí pouze část své energie a část jí odevzdá elektronu, zároveň při tom dojde ke změně směru pohybu obou částic. Foton je z původního směru odchýlen tím více čím více ze své energie odevzdá, elektron pak má tím větší tendenci pokračovat ve směru pohybu fotonu.

Zdroje informací:
http://www.xray.cz/
http://hp.ujf.cas.cz/
http://en.wikipedia.org/
http://en.wikipedia.org/
http://cs.wikipedia.org/
http://en.wikipedia.org/
http://en.wikipedia.org/
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/
http://www.mpe.mpg.de/
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/
http://en.wikipedia.org/
http://astronuklfyzika.cz/
http://www.aldebaran.cz/
http://fyzika.jreichl.com/

Zdroje obrázků:
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/how_l2/xtelescopes_history.html
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/einstein/cloop.gif
http://www.dlr.de/dlr/en/Portaldata/1/Resources/bilder/missionen/rosat/rosat1.jpg
http://apod.nasa.gov/apod/image/hyakutake_rosat_big.gif
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/epo/brochures/new_win/dark_matter.JPG
http://www.orionsarm.com/im_store/geminga.jpg
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3d/Local_bubble.jpg
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7b/LocalBubble.png
http://fyzika.jreichl.com/data/Mikro_5detekce_soubory/image016.jpg
http://cxc.harvard.edu/proposer/POG/html/images/snap.png
http://www.eso.org/public/archives/images/screen/eso1247a.jpg
http://casa.colorado.edu/~ajsh/astr2030_09/3c273/3c273.multiband.gif
http://www.dlr.de/dlr/en/Portaldata/1/Resources/bilder/missionen/rosat/scaled/ergebnisserosat1_l.jpg
http://i.space.com/images/i/000/012/627/i02/rosat-space-simulation-chamber.jpg