GRS 1915+105

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+105 – układ podwójny należący do mało masywnych układów rentgenowskich. Zawiera gwiazdę ciągu głównego oraz czarną dziurę. Został odkryty w roku 1992 przez satelitę Granat, a jego nazwa jest skrótem od nazwy tego satelity oraz współrzędnych obiektu w układzie równikowym (tj. rektascensja 19^h 15^m 11,6^s i deklinacja +10° 56′ 44″). Źródło było intensywnie obserwowane przez satelity RXTE oraz INTEGRAL 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 w próżni (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

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. Okazuje się, że wyliczone w ten sposób liniowe prędkości przekraczają prędkość światła w próżni! 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 cosinusa 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 $\theta =70^{\circ },$ a jego prędkość wynosi $\beta =0{,}92,$ a zatem można obliczyć, że pozorna prędkość zbliżającego się do nas dżetu będzie równa $\beta _{obs}=1{,}26.$

Bibliografia

• I.F. Mirabel, L.F. Rodríguez. A superluminal source in the Galaxy. „Nature”. 371, s. 46–48, wrzesień 1994. DOI: 10.1038/371046a0. (ang.). 

Linki zewnętrzne

• GRS 1915+105 Castro-Tirado i in., IAU Circ., No. 5590, 1992
• An unstable central disk in the superluminal black-hole X-ray binary GRS 1915+105 Belloni i in., Astrophysical Journal Letters, No. 479, s. 145, 1997
• First INTEGRAL observations of GRS 1915+105 Hannikainen i in., Astronomy and Astrophysics, No. 411, s. 415, 2003
• GRS 1915+105 w bazie SIMBAD (ang.)