-- TomaszZdravkov - 26 Feb 2004

• Propozycje detekcji

Poniżej zostały przedstawione kilka metod za pomocą, których można by wykryć gwiazdy bozonowe. Teraz odpowiemy na pytanie jak można by wykrywać gwiazdy bozonowe. Oto kilka metod zaproponowanych przez naukowców. Pierwszą metodą, jaka przychodzi namyśl jest obserwacja bezpośrednia, lecz byłoby to raczej niewykonalne z powodu niewystarczającej rozdzielczości w którymkolwiek zakresie promieniowania. Innym sposobem detekcji, jaki zaproponowano było obserwacje w takich długościach fal, w których mogłyby one świecić maksymalnie jasno. Jest dużo prawdopodobnym, że wokół bardzo masywnych gwiazd bozonowych około 106Mo tworzy się dysk akrecyjny. Układ taki wówczas przypomina AGN z czarną dziurą w centrum. Promieniowanie X pochodzące z dysku częściowo powstaje na skutek tarcia. Dla czarnych dziur promieniowanie może pochodzić z okolic bliskich promieniowi grawitacyjnemu, czyli około 1.5RG. Natomiast gwiazda bozonowa posiada inny potencjał grawitacyjny, jednakże promieniowanie X może pochodzić z tej samej odległości jak dla czarnych dziur. Jak widać na rysunku zasadniczą różnicą jest to, że wartość potencjału gwiazdy bozonowej nie spada do zera w centrum obiektu, jak jest w przypadku czarnej dziury. Wniosek z tego jest taki, że gwiazda bozonowa nie posiada osobliwości. Dotychczasowe obserwacje galaktyk Seyferta pokazują, że w ich widmach występują przesunięte ku czerwieni linie K żelaza. Zadaniem, zatem jest obserwowanie tych linii w dziedzinie rentgenowskiej. Jednakże i tu pojawia się problem, gdyż rozróżnienie czy dana linia pochodzi z dysku czarnej dziury czy z dysku gwiazdy bozonowej jest trudne. Obecność gwiazdy bozonowej można by również stwierdzić na podstawie zachowania się otoczenia. Jeżeli założymy, że materia świeci dostatecznie jasno oraz będzie zbudowana z obłoków H I wówczas potencjał grawitacyjny gwiazdy bozonowej może wpływać na wzrost energii kinetycznej obłoku, co powodowałoby jonizację, czyli zamianę obłoku H I w obłok H II. Celem tego rodzaju detekcji byłoby poszukiwanie obłoków H II w nietypowych miejscach. Czarne dziury charakteryzuje jedynie masa, moment pędu i ładunek elektryczny natomiast multipolowe momenty masy wyższych rzędów można wyliczyć, jeżeli znamy masę i moment pędu. Jeśli wyniki będą zgadzały się z danymi obserwacyjnymi to z pewnością badany obiekt jest czarną dziurą. Natomiast, jeżeli występuje brak zgodności należy założyć, że mamy do czynienia z obiektem innego typu. Dodatkową niezależną wielkością, którą udałoby się zmierzyć byłby kwadrupolowy moment masy to oznaczałoby to, że obserwujemy gwiazdę bozonową. Pomiary te mogą zostać wykonane przy pomocy detektora fal grawitacyjnych jednakże wokół gwiazdy bozonowej musi orbitować inny obiekt o masie mniejszej od masy Słońca. Wówczas układ taki wysyłałby fale grawitacyjne, z których można by uzyskać interesujące nas informacje, czyli posiadalibyśmy wiedzę o masie, ładunku, momencie pędu i kwadrupolowym momencie masy. Aby detektor fal grawitacyjnych cokolwiek mógł wykryć gwiazda bozonowa musi posiadać dużą masę, duży moment pędu oraz powinna być zbudowana z bozonów silnie samooddziałujących. Ostatnim sposobem detekcji, który chciałem przedstawić jest soczewkowanie grawitacyjne. Wprowadza się założenia, że gwiazda jest przezroczysta oraz posiada symetrię sferyczną. Zatem fotony mogą przelatywać przez gwiazdę i jedynie pole grawitacyjne będzie oddziaływało na fotony. W przeciwieństwie do innych obiektów gwiazda bozonowa posiada ciekawą cechę a mianowicie posiada trzy obrazy. Dwa obrazy zaobserwujemy we wnętrzu gwiazdy bozonowej, gdyż będziemy patrzeć przez gwiazdę natomiast trzeci obraz powstaje niedaleko prawdziwego położenia obiektu. Gwiazda bozonowa posiada masę 10^10Mo oraz znajduje się w połowie drogi do źródła światła. Obrazy, które widzimy we wnętrzu gwiazdy znajdują się niedaleko od siebie zaledwie kilka sekund łuku natomiast trzeci obraz widać pod kątem aż 22 stopni. Jak widać jest to bardzo duży kąt około 44 tarczy Księżyca w pełni. Zatem niemożliwe jest zaobserwowanie tego obrazu razem z dwoma poprzednimi, gdyż znajduje daleko od osi optycznej teleskopu. Obrazy, które widzimy wewnątrz gwiazdy są wzmocnione natomiast obraz widziany pod kątem 22 stopni posiada zbliżoną jasność do jasności źródła. Jednakże dopiero analiza spektralna ujawniłaby związek pomiędzy tymi trzema obrazami. Inny przypadek, kiedy źródło, gwiazda bozonowa i obserwator leżą na jednej linii wówczas otrzymamy pierścień Einsteina złożony z trzech obrazów. Tak powstały pierścień będzie posiadał średnicę około 8 minut łuku (według obliczeń 7.875).

references GrQc:9704029, AstroPh:gr-qc/0001061