Przejdź do głównej treści

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Pomiń baner

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Widok zawartości stron Widok zawartości stron

Astronomiczny Obiekt Miesiąca

Archiwum: 2023 2022 2021 2020 2019 2018

Pokręcone blazary

Astronomowie z Obserwatorium Astronomicznego UJ dzięki danym dedykowanym i archiwalnym z europejskiego interferometru radiowego LOFAR przedstawiają grupę galaktyk aktywnych o niespodziewanych, rozległych strukturach radiowych. Analiza tych obiektów może dostarczyć nowych informacji na temat minionych cyklów aktywności supermasywnych czarnych dziur rezydujących w ich centrach.

Radiowy obraz blazara o nazwie katalogowej 5BZU J1647+4950

Na ilustracji: Radiowy obraz blazara o nazwie katalogowej 5BZU J1647+4950. Obserwacje pochodzą z sieci teleskopów LOFAR. Dzięki bardzo wysokiej czułości instrumentu widać tu ogromną radiową strukturę przypominającą dwa poszarpane płaty, mierzące około 3 miliony lat świetlnych (co odpowiada około 2.5x1019 km)! W centrum obiektu znajduje się supermasywna czarna dziura, a emisja związana z pochłanianiem przez nią materii uwidacznia się między innymi w formie zagiętego radiowego dżetu, widocznego jako wydłużona, silna struktura w samym centrum mapy. W tym przypadku jest on skierowany w naszym kierunku. Szare kółko w lewym dolnym rogu mapy określa zdolność rozdzielczą obserwacji. Źródło: Publikacja zespołu.

 

Galaktyki aktywne (ang. Active Galactic Nuclei; AGN-y) stanowią szczególną grupę źródeł, które możemy obserwować na niebie. Emitują ogromne ilości energii, ponieważ ich wewnętrznymi „silnikami” są supermasywne czarne dziury rezydujące w ich wnętrzach (o masach rzędu milionów lub nawet miliardów mas Słońca), zasilane akreującą na nie materią. Czasami w okolicach biegunów czarnych dziur formują się też dżety – zwarte strugi materii i promieniowania rozprzestrzeniające się daleko poza obszar samej galaktyki, tworzące ogromne płaty świecące na falach radiowych. Takie struktury obserwujemy zazwyczaj w postaci tak zwanych radiogalaktyk, których dżety widoczne są w płaszczyźnie nieba.

Szczególną klasę galaktyk aktywnych stanowią blazary, w których jeden z dżetów skierowany jest w kierunku Ziemi. Z tego powodu najczęściej widoczne są one dla nas jako bardzo zwarte źródła radiowe. Dzięki nowoczesnym teleskopom obserwującym niebo w zakresie długich fal radiowych można jednak zaobserwować blazary odbiegające od tego opisu, bo posiadające bardzo rozległe struktury. Takie obiekty zaobserwowano europejskim interferometrem radiowym LOw Frequency ARray (LOFAR) na falach o długości około dwóch metrów. Posiadają one bardzo silne i zwarte centra radiowe, dżety o długości rzędu kilkudziesięciu tysięcy lat świetlnych oraz rozciągłe struktury, które w skrajnych przypadkach osiągają nawet miliony lat świetlnych długości.

Na ilustracji 1 został przedstawiony blazar 5BZU J1647+4950 wraz z jego ogromną strukturą, odkrytą przez autorów omawianej pracy. Panel przedstawia cały obiekt, posiadający radiową strukturę przypominającą dwa płaty radiowe mierzące około 3 miliony lat świetlnych w projekcji na niebie. To prawie tyle, co cała odległość dzieląca Drogę Mleczną od Galaktyki Andromedy!

Pochodzenie takich struktur może zostać wyjaśnione specyficznym cyklem aktywności obiektu macierzystego. Jeżeli podczas swojego istnienia galaktyka taka zderzy się z inną – i zarazem jej supermasywna czarna dziura zderzy się z inną supermasywną czarną dziurą – może nastąpić zmiana kierunku propagacji dżetów, a także (lub) może pojawić się ich wielokrotna emisja. Dawna aktywność obiektu pozostawi na niebie ślad w postaci dużych, słabych i starych struktur radiowych, leżących w innym kierunku niż aktualna emisja AGN-u (czyli dżet radiowy).

Dżety mogą także ulegać precesji, formując struktury w kształcie litery S. Przykład takiego blazara widoczny jest na ilustracji 2. W tym przypadku możemy obserwować dwa wygięte (precesujące) dżety, formujące rozległe, jednak dużo słabsze radiowe płaty.

Celem dalszych badań będzie oszacowanie dokładnych parametrów fizycznych tych struktur, takich jak wartość pola magnetycznego i ich wieku.

Radiowy obraz blazara 5BZU J1345+5332.

Na ilustracji 2: Radiowy obraz blazara 5BZU J1345+5332. Obserwacje pochodzą z sieci teleskopów LOFAR. W samym centrum tego obiektu znajduje się supermasywna czarna dziura. Najprawdopodobniej dwa przeciwległe dżety ulegają precesji, przez co rozległa radiowa emisja przybiera formę litery S. Szare kółko w lewym dolnym rogu mapy określa zdolność rozdzielczą obserwacji. Źródło: Publikacja zespołu.
 

 

Kontakt

Urszula Pajdosz-Śmierciak

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
U.Pajdosz [@] uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Pajdosz-Śmierciak U., Śmierciak B. i Jamrozy M., Possible jet reorientation in low-frequency radio structures of blazars, MNRAS, 512, 2122 (2022).

Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. Zostały uzyskane przy finansowym wsparciu Narodowego Centrum Nauki w ramach grantu 2018/29/B/ST9/01793. Utrzymanie polskich stacji LOFAR finansowane jest przez Ministerstwo Edukacji i Nauki.

Markarian 421: jasny i bliski blazar w świetle rentgenowskim

Blazary to podklasa aktywnych jąder galaktycznych (AGN-ów) z relatywistycznym dżetem skierowanym w stronę Ziemi. Wykazują one zmienność w jasności i widmie. Markarian 421 jest blazarem o dużej jasności i zmienności, o tzw. piku synchrotronowym, z pozbawionym cech widmem nietermalnym. To także jeden z najbliższych blazarów, leżący na przesunięciu ku czerwieni 0,03, co odpowiada odległości 134 Mpc. To wysokoenergetyczne źródło, które promieniuje w całym obserwowalnym widmie elektromagnetycznym, i pierwsze pozagalaktyczne źródło zaobserwowane jako świecące również w zakresie energii TeV. Blazar jest zmienny w bardzo krótkich przedziałach czasowych, od minut do godzin, co oznacza, że wykazuje zmienność dobową, która jest jednym z najbardziej zagadkowych, dotąd nie wyjaśnionych zjawisk zachodzących w blazarach. Uważa się, że ma związek z bliskim otoczeniem supermasywnej czarnej dziury.

Obs. ID 0136541001 – (a) krzywa zmian blasku w całkowitym zakresie energii (0,3-10,0 keV); (b) krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energetycznych; (c) stosunek twardości do natężenia promieniowania (HR--I); (d) współczynnik twardości (HR) w funkcji czasu; (e) znormalizowane krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energii (punkty podano bez słupków błędu dla większej przejrzystości) (f) dyskretna funkcja korelacji (DCF). W panelu (c) czas obserwacji w sekundach jest zakodowany kolorami – ciemnoniebieskim w przypadku początku i żółtym dla końca obserwacji.

Na ilustracji: Obs. ID 0136541001 – (a) krzywa zmian blasku w całkowitym zakresie energii (0,3-10,0 keV); (b) krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energetycznych; (c) stosunek twardości do natężenia promieniowania (HR--I); (d) współczynnik twardości (HR) w funkcji czasu; (e) znormalizowane krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energii (punkty podano bez słupków błędu dla większej przejrzystości) (f) dyskretna funkcja korelacji (DCF). W panelu (c) czas obserwacji w sekundach jest zakodowany kolorami – ciemnoniebieskim w przypadku początku i żółtym dla końca obserwacji.

 

Grupa badawcza pracująca w ramach indyjsko-polskiej współpracy pomiędzy Uniwersytetem Jagiellońskim, IFJ-PAN i instytutem ARIES w Indiach przeprowadziła szczegółowe analizy zmienności obiektu Markarian 421 w zakresie promieniowania rentgenowskiego (od 0,2 keV do 10,0 keV), wykorzystując w tym celu dane z kosmicznego teleskopu XMM-Newton. Markarian 421 to jeden z najbardziej popularnych i najszerzej monitorowanych blazarów – zespół wykorzystał to, aby lepiej zrozumieć naturę ich zmienności dobowej (intraday variability, IDV) w zakresie rentgenowskim z wykorzystaniem obserwacji dostępnych dla tego źródła. W tej samej publikacji na przykładzie Mrk 421 zbadano też złożone zachowanie się blazarów w kontekście zmienności dobowej w paśmie rentgenowskim.

Aby lepiej zrozumieć naturę zjawiska, dokładnie przeanalizowano zakresy zmienności strumienia blazara. Do oceny jego zmienności spektralnej wykorzystano również metodę współczynnika twardości. Metoda ta ma tę zaletę, że jest niezależna od przyjętego modelu. Oceniono ponadto korelację pomiędzy zmiennością strumienia i zmiennością widmową obiektu. W przypadku współczynnika twardości analiza została wykonana dla zakresów energii 0,2-2,0 keV i 2,0-10,0 keV, które są zwyczajowo określane jako odpowiednio miękkie i twarde pasmo rentgenowskie.

W dużym zbiorze obserwacji z instrumentu XMM-Newton EPIC-pn, które zostały wykorzystane w tej pracy, zaobserwowano aż 96% cykli zmienności, ale zmienność w pewnym stopniu była obserwowana we wszystkich obserwacjach. Zmienność w paśmie twardym okazała się od 1 do 2,5 razy większa niż w paśmie miękkim. Stwierdzono, że minimalna skala czasowa zmienności jest zróżnicowana od ~1 ks do 10,6 ks. Zmienność nie jest rozłożona losowo, lecz wykazuje trend z okresem 17 lat. Wskazuje to na pewne regularne zmiany warunków fizycznych zachodzących w procesach emisyjnych. Na bazie analizy dyskretnej funkcji korelacji nie stwierdzono stałego wzorca występowania opóźnienia w jednym paśmie w stosunku do drugiego. W większości przypadków w całych obserwacjach występowało zerowe opóźnienie, ale ze znormalizowanych krzywych zmian blasku wynika, że w otoczeniu poszczególnych rozbłysków występowały dodatnie lub ujemne opóźnienia.

Dyskretna funkcja korelacji może być dobrą metodą do badań pojedynczych rozbłysków, ale nie całych obserwacji wysoce zmiennych źródeł, takich jak Mrk 421. Pasmo twarde okazało się z kolei znacznie bardziej zmienne niż pasmo miękkie, z powszechnym trendem „im twardsze, tym jaśniejsze”, widocznym we wszystkich obserwacjach. Co więcej, na wykresach stosunków twardości do jasności występowały pętle tworzące się zarówno zgodnie, jak i przeciwnie do ruchu wskazówek zegara w odniesieniu do czasu. Ciekawym przypadkiem jest obserwacja wykonana 1 grudnia 2002 r., która pokazuje zmianę kierunku pętli w czasie trwania rozbłysku.

O ile poprzednie prace tłumaczyły to różnymi skalami czasowymi przyspieszania i chłodzenia, w tym przypadku stwierdzono, że jest to raczej spowodowane złożonymi relatywistycznymi regionami rekoneksji pola magnetycznego oraz relatywistyczną turbulencją w objętości dżetu, która jest regulowana przez fluktuującą gęstość dżetu. Również w omawianym zbiorze pomiarów obserwacje tworzące pętlę zgodną z ruchem wskazówek zegara wykazywały dodatnie opóźnienie czasowe, podczas gdy te z pętlą przeciwną do ruchu wskazówek zegara wykazały ujemne opóźnienie czasowe. Inną zauważalną cechą jest zależność opóźnienia od zmienności – opóźnienie ujemne było duże w obserwacjach o małej zmienności, a dodatnie w tych o dużej zmienności.

Zmienność frakcyjna Fvar vs. parametry dopasowania gaussowskiego dla maksimum funkcji DCF: opóźnienie czasowe μ. Czerwona linia przedstawia liniowe dopasowanie do przedstawionych rozkładów, bez uwzględnienia dwóch „niezmiennych” wartości skrajnych o najniższym Fvar. Linie przerywane stanowią odniesienie dla zobrazowania zależności opóźnienia od zmienności. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Ilustracja 2. Zmienność frakcyjna Fvar vs. parametry dopasowania gaussowskiego dla maksimum funkcji DCF: opóźnienie czasowe μ. Czerwona linia przedstawia liniowe dopasowanie do przedstawionych rozkładów, bez uwzględnienia dwóch „niezmiennych” wartości skrajnych o najniższym Fvar. Linie przerywane stanowią odniesienie dla zobrazowania zależności opóźnienia od zmienności. Źródło: Publikacja Zespołu.
 

Szoki wymagają dłuższego czasu do przyspieszenia, co nie zostało zaobserwowane w przypadku Mrk 421, zatem może nie być to wiarygodne wyjaśnienie emisji synchrotronowej w blazarach w paśmie rentgenowskim. Być może przyczyniają się one do innych procesów przyspieszania i emisji w otoczeniu, ale nie widać oznak tego w badanym ośrodku. Niektóre obserwacje pokazują opóźnienie w promieniowaniu miękkim, co jest w sprzeczności z hipotezą przyczyniania się szoków do emisji synchrotronowej. Przyczynek od relatywistycznej turbulencji magneto-hydrodynamicznej wydaje się bardziej odpowiednim wyjaśnieniem obserwowanej emisji rentgenowskiej. Rekoneksja magnetyczna również może być dobrym wytłumaczeniem, ale w poszczególnych rozbłyskach zaobserwowano pewną symetrię, co powinno ją jednak wykluczać, o ile nie mamy do czynienia z udziałem jakichś zewnętrznych procesów o charakterze systematycznym. Może być również tak, że obserwuje się wkład od wielu różnych procesów rekoneksji magnetycznej, z których każdy działa w skali czasowej krótszej niż obserwowane rozbłyski.

Podsumowując, warto uwzględniać także cechy zmienności dobowej w modelowaniu procesów emisyjnych blazarów. Modelowanie takie należy przeprowadzać bardzo staranne, ponieważ uwzględnia się w nim dużą liczbę wolnych parametrów. Wszystkie modele blazarów powinny być też weryfikowane z pomocą obserwacji na różnych długościach fal.

 

Kontakt

Angel Priyana Noel

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
A.Noel [@] student.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Angel Priyana Noel et al., X-Ray Intraday Variability of the TeV Blazar Markarian 421 with XMM-Newton, The Astrophysical Journal Supplement Series, 262, 1 (2022).

Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Praca została zrealizowana dzięki wsparciu finansowemu Narodowego Centrum Nauki poprzez grant UMO-2017/26/D/ST9/01178.

AGN-y i algorytmy uczenia maszynowego

Zespół kierowany przez Marię Dainotti (NAOJ) wykazał istnienie ścisłej korelacji między wartościami przesunięcia ku czerwieni przewidywanymi przez algorytm uczenia maszynowego a rzeczywistymi, obserwowanymi przesunięciami ku czerwieni potężnych galaktyk zwanych AGN-ami. To pierwszy przypadek wyznaczenia tych wartości dla AGN-ów obserwowanych przez Kosmiczny Teleskop Fermiego przy użyciu uczenia maszynowego. Wyniki te dają szanse na możliwość wiarygodnego wyznaczania nieznanych redshiftów tych obiektów.

 Na ilustracji: Teleskop Kosmiczny Fermi Gamma-ray. Źródło: NASA.

Na ilustracji: Teleskop Kosmiczny Fermi Gamma-ray. Źródło: NASA.
 

AGN-y są jednymi z najbardziej energetycznych obiektów we Wszechświecie. Ich centra są aktywnymi obszarami emitującymi ogromne ilości promieniowania. Dzięki temu są one widoczne na dużych odległościach, mając przy tym silnie zróżnicowane przesunięcia ku czerwieni. Jednak pomiar przesunięć ku czerwieni (ang. redshift) tych galaktyk jest już trudny, gdyż wymaga żmudnych obserwacji spektroskopowych. Jest to także czasochłonna praca. Problem jest jeszcze większy w przypadku tych AGN-ów, które obserwuje się głównie w zakresie promieniowania gamma. Na przykład w przypadku Teleskopu Fermiego, najnowocześniejszego instrumentu do obserwacji w tym zakresie, jedynie około 50% AGN-ów ma wyznaczony spektroskopowo redshift – z ponad 3000 dotychczas zaobserwowanych. To istotna przeszkoda dla naukowców wykorzystujących AGN-y w badaniach. Przesunięcie ku czerwieni danej galaktyki mówi nam o tym, jak daleko się ona znajduje, a zatem ma fundamentalne znaczenie dla zrozumienia Wszechświata i znajdujących się w nim galaktyk. Dlatego potrzebne są techniki, które pozwolą szybko i dokładnie oszacować przesunięcia ku czerwieni tych galaktyk, bez konieczności wykonywania długotrwałych pomiarów spektroskopowych.

Aby było to możliwe, zespół zastosował zaawansowane algorytmy uczenia maszynowego. Były one początkowo szkolone na próbkach AGN-ów z katalogu Fermi’s Fourth LAT Catalog (4LAC), mających już wyznaczone wartości przesunięcia ku czerwieni. Algorytmy te „uczono” wynajdywania korelacji pomiędzy przesunięciem ku czerwieni galaktyk a ich innymi właściwościami mierzalnymi w zakresie promieniowania gamma. Na podstawie znajomości tych korelacji modele próbowały następnie przewidzieć przesunięcia ku czerwieni dla innych galaktyk. Dzięki temu, że wykorzystane w procesie szkolenia algorytmów parametry AGN-ów są obserwowane bezpośrednio przez teleskop Fermiego, można je stosunkowo łatwo uzyskać. Określenie fundamentalnej korelacji pomiędzy nimi a redshiftem danej galaktyki pozwala zatem ostatecznie na szybkie i dokładne przewidzenie wartości tego redshiftu.

Istnieje jednak szeroki zakres modeli uczenia maszynowego i duży wybór co do tego, który model powinno się przyjąć. Każdy z nich ma swoje wady i zalety, przez co jest bardziej lub mniej odpowiedni dla danego zbioru danych. Modele, które najlepiej sprawdzają się w przypadkach pewnych konkretnych danych astronomicznych, mogą na przykład wcale nie radzić sobie dobrze z AGN-ami Fermiego.

Chcąc rozwiązać ten problem i móc posłużyć się najlepszym możliwym modelem, zespół postanowił wykorzystać technikę o nazwie SuperLearner. SuperLearner należy do kategorii algorytmów uczenia maszynowego zwanych uczeniem zespołowym. Oznacza to, że może łączyć w sobie wiele różnych modeli uczenia maszynowego w celu wygenerowania jednego modelu, lepszego niż wszystkie pozostałe. W ten sposób wykorzystuje mocne strony i minimalizuje słabości wielu modeli, dzięki czemu uczeni mogą faktycznie zastosować modele uczenia maszynowego najlepiej pasujące do danych, otrzymując najlepsze wyniki. Uzbrojeni w tę potężną technikę badacze wyszkolili sześć modeli na danych z teleskopu Fermiego, które zostały następnie wprowadzone do programu i połączone w SuperLearnerze celem otrzymania oszacowań dla przesunięć ku czerwieni, które okazały się mieć aż 74% zgodność (korelację) z rzeczywistymi, obserwowanymi redshiftami. Jest to najlepsza korelacja, jaką udało się osiągnąć dla AGN-ów obserwowanych przez Fermiego.

Zespół nie poprzestał na tym. Wykorzystując ten skuteczny model uczenia maszynowego, przewidział dodatkowo wartości redshiftów dla 305 AGN-ów z katalogu 4LAC, które wcześniej nie miały zmierzonych przesunięć ku czerwieni. W ramach sprawdzania możliwości modelu w warunkach rzeczywistej pracy oszacowano też redshift 47 AGN-ów, które nie były używane do szkolenia modelu. W tym przypadku również uzyskano korelację na poziomie 73%.

Te nowatorskie badania dowodzą, że szybkie i dokładne oszacowanie przesunięć ku czerwieni AGN-ów jest możliwe przy użyciu jedynie ich własności obserwowanych w zakresie fal gamma. Udowodniono również, że brakujące wartości w katalogu 4LAC i innych podobnych katalogach można poddać imputacji, dzięki czemu nie do końca kompletne obserwacje także mogą zostać użyte w szkoleniu omawianych modeli. Trzy opublikowane przez zespół artykuły naukowe są obecnie jedynymi pracami na temat wyznaczania przesunięć ku czerwieni AGN-ów głośnych w zakresie gamma z katalogu 4LAC.

Na ilustracji: Diagram korelacji przedstawiający przesunięcia ku czerwieni (obserwowane vs. przewidywane). Źródło: Publikacja Zespołu.

Na ilustracji: Diagram korelacji przedstawiający przesunięcia ku czerwieni (obserwowane vs. przewidywane). Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Kontakt

Aditya Narendra

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
A.Narendra [@] student.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Wyniki pojawiły się po raz pierwszy w pracy Dainotti et al. Predicting the Redshift of γ-Ray-loud AGNs Using Supervised Machine Learning, the Astrophysical Journal, 2021, a następnie w pracach Narendra et al., Predicting the Redshift of Gamma-Ray Loud AGNs Using Supervised Machine Learning. II, The Astrophysical Journal 2022, i Gibson et al., Using Multivariate Imputation by Chained Equations to Predict Redshifts of Active Galactic Nuclei, Frontiers in Astronomy and Space Sciences, w marcu 2022.

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej Obserwatorium Astronomicznego Uni Jagiellońskiego. Badania zostały dofinansowane z grantu Narodowego Centrum Nauki UMO-2018/30/M/ST9/00757 i grantu Ministerstwa Nauki i Szkolnictwa Wyższego DIR/WK/2018/12.

Zgłębianie tajemnic galaktyk jasnych w podczerwieni

W latach 80-tych IRAS, satelita obserwujący kosmos w podczerwieni, natrafił na kilka jasnych źródeł promieniowania podczerwonego, zbyt słabych, by dało się je wykryć w poprzednich astronomicznych przeglądach nieba. Obiekty te zostały sklasyfikowane jako galaktyki podczerwone. Galaktyki jasne w podczerwieni (ang. Luminous infrared galaxies, LIRGs), jak nazwa wskazuje, charakteryzują się ogromną ilością energii emitowanej na falach podczerwonych (LIR > 1011 L). Większość tej emisji w podczerwieni jest związana z ciepłym pyłem podgrzewanym przez aktywne jądra galaktyk lub wybuchy procesów formowania się gwiazd, albo oba te zjawiska zachodzące jednocześnie. Galaktyki te stanowią zatem unikalne laboratorium do kompleksowych badań nad powstawaniem gwiazd i aktywnością AGN-ów.

Kontury radiowe na 610 MHz ( kolor czerwony) z sieci GMRT nałożone na optyczny obraz PanSTARR galaktyki ESO500-G034 w paśmie g. Źródło: Publikacja Zespołu

Na ilustracji: Kontury radiowe na 610 MHz ( kolor czerwony) z sieci GMRT nałożone na optyczny obraz PanSTARR galaktyki ESO500-G034 w paśmie g. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Widmowy rozkład energii (ang. spectral energy distribution, SED) galaktyk, choć zdominowany przez emisję w podczerwieni, rozciąga się od fal rentgenowskich po radiowe. Jest to wynik złożonych oddziaływań fizycznych pomiędzy ich głównymi składnikami barionowymi, takimi jak gwiazdy w różnym wieku i ich pozostałości, gaz molekularny, atomowy i zjonizowany, kosmiczny pył oraz supermasywne czarne dziury. Panchromatyczny rozkład energii SED każdej galaktyki zawiera w sobie zatem ślad wszystkich tych barionowych procesów, które jednocześnie wpływają na jej powstawanie i ewolucję. Porównanie wykresów SED dla różnych zakresów widma elektromagnetycznego daje nam istotny wgląd w pochodzenie i naturę emisji galaktyk oraz czynniki determinujące ich bilans energetyczny.

Z taką motywacją zespół naukowców z OAUJ przeprowadził modelowanie SED w zakresie od fal radiowych po daleki ultrafiolet (FUV) dla próbki 11 lokalnych galaktyk typu LIRG, włączając w to ich nowe obserwacje wykonane na częstotliwościach 325 i 610 MHz przy użyciu interferometru radiowego Giant Metrewave Radio Telescope. W swojej pracy naukowcy przedstawiają wyniki szczegółowego modelowania radiowego SED obejmującego pasma od ~80 MHz do ~15 GHz, a także modelowania SED dla fal UV i radiowych przeprowadzonego z wykorzystaniem kodu CIGALE (Code Investigating GALaxy Emission).

Zintegrowane radiowe SED są modelowane z uwzględnieniem fizycznie uzasadnionych scenariuszy, w których kontinuum radiowe pochodzi z jednego lub dwóch obszarów emisyjnych, charakteryzujących się takimi samymi lub różnymi populacjami elektronów promieniowania kosmicznego i głębokościami optycznymi. Z tego względu modelowanie SED samego pasma radiowego daje w przypadku niektórych galaktyk złożone kształty z wieloma przełomami (Rys. 1) zamiast prostego widma potęgowego.

Rysunek 1. Dopasowanie SED (zakres radiowy) dla galaktyki IR18293-3413. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Rysunek 1. Dopasowanie SED (zakres radiowy) dla galaktyki IR18293-3413. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Rysunek 2. Porównanie parametrów tempa formowania się gwiazd SFRIR (dla dwóch przedziałów czasowych: 10 i 100 Myr) wyznaczonych z dopasowania SED CIGALE oraz tempa formowania się gwiazd w paśmie radiowym na częstotliwości 1,4 GHz (kolejno: całkowitym, nietermicznym i termicznym). Źródło: Publikacja Zespołu. Rysunek 2. Porównanie parametrów tempa formowania się gwiazd SFRIR (dla dwóch przedziałów czasowych: 10 i 100 Myr) wyznaczonych z dopasowania SED CIGALE oraz tempa formowania się gwiazd w paśmie radiowym na częstotliwości 1,4 GHz (kolejno: całkowitym, nietermicznym i termicznym). Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Jednym z podstawowych celów tej pracy było porównanie własności astrofizycznych wynikających z modelowania SED w paśmie radiowym i w zakresie od fal FUV do radiowych. Kształty SED odzwierciedlają prawa rządzące promieniowaniem i jego parametry, takie jak energetyczny indeks potęgowy czy emisyjność, oraz procesy fizyczne wpływające na te parametry, takie jak mechanizmy chłodzenia lub ogrzewania w danym ośrodku. Dodatkowo zintegrowane SED podają całkowitą energię uzyskaną dla różnych reżimów częstotliwościowych, a ich porównanie dostarcza nam najważniejszych informacji o naturze emisji i ogólnych czynnikach decydujących o bilansie energetycznym danej galaktyki. W omawianych badaniach przeprowadzono modelowanie SED, w którym parametry modelu zostały oszacowane przy użyciu najnowocześniejszych technik wnioskowania bayesowskiego (w samym paśmie radiowym) i zbliżonego do podejścia bayesowskiego (modelowanie kodem CIGALE). Modelowanie SED dla samego zakresu radiowego pozwoliło rozłożyć widmo na nietermiczne i termiczne składniki radiowe, natomiast kod CIGALE umożliwił dopasowanie złożonych modeli historii powstawania gwiazd, takich jak opóźnione formowanie się gwiazd z eksponencjalnym wybuchem aktywności gwiazdotwórczej, co pozwoliło zespołowi na oszacowanie współczynnika tempa formowania się gwiazd na falach podczerwonych (SFRIR) w różnych przedziałach czasu.

Uderzającym wynikiem jest to, że otrzymano znacznie lepszą zgodność obserwowanej emisji radiowej (całkowitej i synchrotronowej) z młodą populacją gwiazd w wieku około 10 Myr niż w przypadku starszej populacji gwiazd (Rys. 2). Wynika to prawdopodobnie ze stosunkowo krótkiego czasu życia synchrotronowych elektronów promieniowania kosmicznego na częstotliwości 1,4 GHz. Przy tej częstotliwości, w polu magnetycznym o wartości około 50 μG, ich synchrotronowy czas życia wynosi ~3,3x105 lat. Zatem obserwowana emisja synchrotronowa wydaje się skutecznym wskaźnikiem świadczącym o niedawnych procesach formowania się gwiazd w galaktykach. Wyniki tej analizy potwierdzają, że radiowe pomiary współczynnika SFR w paśmie 1,4 GHz mogą być wykorzystane jako narzędzie diagnostyczne również dla galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni.

Kontakt

Subhrata Dey

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
D.Dey [@] student.uj.edu.pl

Dr. hab Arti Goyal

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
A.Goyal [@] uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Subhrata Dey, Arti Goyal, Katarzyna Małek, Timothy J. Galvin, Nicholas Seymour, Tanio Díaz Santos, Julia Piotrowska, Vassilis Charmandaris, Low frequency radio continuum imaging and SED modeling of 11 LIRGs: radio-only and FUV to radio bands. The article has been accepted for publication in ApJ.

Badania zostały przeprowadzone w Zakładach Astrofizyki Wysokich Energii oraz Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Praca była realizowana dzięki wsparciu finansowemu Narodowego Centrum Nauki poprzez grant 2018/29/B/ST9/02298 oraz Uniwersytetu Jagiellońskiego poprzez grant N17/MNS/000014.

Omówione wyniki badań zostały przedstawione w 3-minutowej prezentacji rozprawy doktorskiej w konkursie Coimbra. Subhrata Dey, pierwsza autorka publikacji, została w nim wyróżniona II miejscem oraz nagrodą publiczności za prezentację Investigating the mysterious Luminous infrared Galaxies.

Błyski gamma okiem teleskopów Subaru i Swift: ku nowym świecom standardowym

Nowa metoda dająca nadzieję na wykorzystanie rozbłysków gamma (GRB) – najbardziej energetycznych wybuchów we Wszechświecie – do niezależnych pomiarów tempa ekspansji kosmosu została opracowana przez międzynarodowy zespół naukowy kierowany przez dr. Marię Dainotti (NAOJ).

 Figure 3. Distribution of GRBs when plotted in a three-dimensional parameter space defined by "peak luminosity of GRB," "luminosity at the end of plateau," and "duration of plateau." The team showed that 179 of the examined GRBs are distributed on a certain plane. Using the three-dimensional correlations, it is possible to calculate unique brightnesses for these GRBs. Credit: Maria Dainotti et al. Rysunek 1: Rozkład GRB w trójwymiarowej przestrzeni parametrów wyznaczonej przez szczytową jasność GRB, jasność na końcu plateau i czas trwania plateau. Zespół dowiódł, że 179 GRB z analizowanej próbki układa się na wyróżnionej płaszczyźnie w tej przestrzeni. Wykorzystując trójwymiarowe korelacje, można obliczyć indywidualne jasności tych GRB. Źródło: Maria Dainotti et al.

Badacze przeanalizowali 500 rozbłysków gamma w zakresie optycznym. To największa jak dotąd próbka tego rodzaju, na którą złożyły się dane obserwacyjne z teleskopów Subaru i RATIR oraz satelity Swift. Zespół wykazał, że pewna podgrupa GRB (179 rozbłysków) wykazujących plateau optyczne (pokazane na Rysunku 1) może być wykorzystana jako niezależna metoda wyznaczania odległości kosmologicznych.

GRB są znacznie jaśniejsze od supernowych obserwowanych do odległości około 11 miliardów lat świetlnych, dzięki czemu można je zobaczyć także z dużo większych odległości (nawet do 13,2 miliarda lat świetlnych stąd). Pozwala to naukowcom badać bardzo odległe rozbłyski gamma, które dają nam niezwykły obraz „niemowlęctwa” naszego liczącego 13,8 miliarda lat Wszechświata. Badanie tego bardzo wczesnego Wszechświata jest z kolei niezbędne dla zrozumienia, jak narodziły się pierwsze gwiazdy i jak z czasem ewoluowały (tzw. zagadnienie ewolucji kosmologicznej). Jedną z poważnych trudności jest jednak to, że rozbłyski są trudne do ustandaryzowania ze względu na znaczną różnorodność ich cech, różniących się o kilka rzędów wielkości nawet w sytuacji, gdy GRB obserwowane są za pomocą tego samego instrumentu.

W omawianych badaniach w wielu przypadkach dane zebrane przez Subaru okazały się kluczowe dla wyznaczenia emisji plateau GRB, gdyż punkty pomiarowe zaobserwowane przez ten teleskop zlokalizowane były w miejscach na krzywych zmian blasku odpowiadających lukom czasowym na tych samych krzywych obserwowanych z udziałem innych teleskopów, w emisji plateau lub niedługo po niej.

Na całą próbkę obserwowanych obiektów składało się 179 GRB wykazujących emisję plateau nieco odmienną niż w pozostałych przypadkach. Inna morfologia krzywych blasku wskazuje również na inny mechanizm powstawania tej emisji. GRB z emisją plateau najprawdopodobniej wywodzą się z szybko rotujących milisekundowych gwiazd neutronowych. Inne teorie tłumaczą emisję plateau w kategoriach akrecji na czarną dziurę, ale jest to mniej prawdopodobne ze względu na obserwowane nachylenie trendu korelacji.

Figure 1. GRB sample light curve in artistic visualization. (Credit: Maria Dainotti et al.)

Rysunek 2. Przykładowa krzywa blasku rozbłysku gamma – wizualizacja artystyczna. Źródło: Maria Dainotti et al.

Figure 2: The plane presented in the publication (artistic). (Credit: Maria Dainotti et al.)

Rysunek 3: Płaszczyzna fundamentalna zaprezentowana w publikacji. Źródło: Maria Dainotti et al.

Zestawienie trzech parametrów (szczytowa jasność tzw. emisji szybkiej, jasność pod koniec emisji plateau i jej czas trwania na falach światła widzialnego; na Ilustracji 2) identyfikuje płaszczyznę, która sprawdza się jako najlepszy wskaźnik odległości. Nowatorskie podejście polega na tym, że po raz pierwszy korelacja ta przetrwała testy względem tzw. błędów selekcji. Odkryta zależność jest natomiast rozszerzeniem tej samej korelacji 3D występującej na falach rentgenowskich, którą również odkrył w 2016 roku zespół kierowany przez Marię Dainotti (poprzednia informacja prasowa NASA Swift).

Fundamentalna korelacja 3D pozwala nam zatem mierzyć odległości do GRB. Kluczową zaletą optycznej zależności w 3D jest to, że dla rozbłysków gamma z wieloma równoczesnymi pomiarami możliwe jest obliczenie z nich średniej odległości i uzyskanie dzięki temu dokładniejszego wyniku. Co ważniejsze, korelacja optyczna w 3D jest jeszcze bardziej skutecznym narzędziem dla kosmologii opartej na GRB w porównaniu z rentgenowską płaszczyzną fundamentalną i może z powodzeniem posłużyć jako przyszła „sonda” do wyznaczania parametrów kosmologicznych – jak wynika z symulacji przeprowadzonych przez zespół w pracy Dainotti et al. 2022c.

Innym ważnym odkryciem jest to, że plateau rzeczywiście zależy od długości fali (jest chromatyczne) obserwacji. Aby tego dowieść, zespół porównał dla 89 GRB dane z obserwacji przeprowadzonych na falach rentgenowskich i w zakresie optycznym. Wniosek jest następujący: w większości przypadków plateau nie wynika z efektu geometrycznego, ponieważ jest ono chromatyczne, dzięki czemu należy wykluczyć, że koniec plateau może pokrywać się z przerwą w dżecie. Byłoby to wtedy zależne od geometrycznego efektu związanego z kątem, pod jakim obserwujemy zjawisko. Po raz pierwszy w literaturze naukowej potwierdzono ten wynik dla tak dużej próbki GRB, przy czym należy zwrócić uwagę na nachylenie korelacji, które wciąż jest zgodne z -1 w granicach 2σ. Bardziej strome nachylenie, zgodne z -1,2, prowadziłoby do odmiennego wniosku: emisja mogłaby być wówczas wywołana przez długotrwałą aktywność centralnego silnika akreującego materię na czarną dziurę.

Kontakt

Kamil Kalinowski

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
Kamil.Kalinowski [@] student.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Dainotti et al., The Optical Two and Three-Dimensional Fundamental Plane Correlations for Nearly 180 Gamma-Ray Burst Afterglows with Swift/UVOT, RATIR, and the SUBARU Telescope, Astrophysical Journal Supplement Series (2022).

W skład zespołu badawczego weszli prof. Stanisław Zoła oraz Kamil Kalinowski, pracownik naukowy OAUJ i student astronomii UJ.

M101 – zbyt duża galaktyka

M101, znana miłośnikom nieba również jako Galaktyka Wiatraczek, jest duża, piękna i... sprawia kłopoty. Do niedawna nie było żadnych radiowych obserwacji tej galaktyki, wykonanych na wysokich częstotliwościach, które umożliwiłyby szczegółowe badanie jej struktur radiowych czy właściwości pól magnetycznych w mniejszych skalach. Spowodowane to było tym, że galaktyka, zajmując na niebie duży obszar, jest obiektem trudnym do obserwacji z wykorzystaniem interferometrów radiowych.

Illustration 1: DSS blue image of M101 with all observation pointings marked with circles. See text for details.

 

Rysunek 1: Mapa optyczna M101 obserwowanej w filtrze niebieskim, z polami obserwacyjnymi zaznaczonymi okręgami. Szczegółowy opis w tekście. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Oczywiście, obserwując tę galaktykę przy pomocy pojedynczego radioteleskopu, wystarczy przeskanować odpowiednio duży obszar nieba, by otrzymać jej kompletną mapę. Zostało to już wcześniej wykonane przez Berkhuijsen i in. (2016, A&A, 588, 114), którzy zaprezentowali wyczerpującą analizę danych radiowych, uzyskanych w wyniku obserwacji 100-metrowym radioteleskopem w Effelsbergu. Badania te zostały jednak wykonane przy stosunkowo niskiej rozdzielczości 2,5 minut łuku na długości fali 6 cm. Do uzyskania wyższych rozdzielczości konieczne są obserwacje interferometryczne, czyli takie, które wykorzystują układ radioteleskopów. Wszystkie radioteleskopy (anteny) takiego układu obserwują na niebie ten sam obiekt, a sygnał z nich jest korelowany oraz łączony. Oczywistą zaletą takiego układu jest to, że jego rozmiar, czyli największa odległość między antenami, określa maksymalną możliwą rozdzielczość.

Dzieje się tak, ponieważ mierzony sygnał jest transformowany fourierowsko w taki sposób, że największe skale (odległości między antenami) w układzie odpowiadają najmniejszym skalom/strukturom na powstałej mapie. Jednocześnie najmniejsze skale układu (odległości między antenami) odpowiadają największym skalom na mapie. Te największe skale to po prostu rozciągła (często o niskiej jasności powierzchniowej) emisja radiowa. Niestety, ponieważ niemożliwym jest zbliżyć do siebie anteny na bardzo małe odległości (z powodu rozmiarów anten oraz ich wzajemnego zasłaniania się), tracimy z układu te najmniejsze odległości (zwane bazami), a tym samym największe struktury na mapie. Ów brak najkrótszych baz zwany jest efektem tracenia zerowych odległości, co skutkuje największą skalą kątową (NSK), która może być zobrazowana na mapie. Dla wspomnianej już długości fali 6 cm obserwacje wykonane przy użyciu interferometru Karl Jansky Very Large Array (JVLA) umożliwiają rejestrowanie struktur nie większych niż około 4 minuty łuku. To niewiele nawet dla typowych, bliskich galaktyk, nie mówiąc o M101. To naturalnie powoduje, że istotna część emisji radiowej nie jest widoczna na mapach takich obiektów.

Inną właściwością obserwacji interferometrycznych, która powoduje trudności w obrazowaniu większych obiektów, jest wiązka pierwotna – ograniczona dyfrakcją charakterystyka poszczególnych anten układu, czyli, praktycznie ujmując, pole widzenia. Jeśli chcemy najefektywniej wykorzystać nasze obserwacje, powinniśmy się skupić na najbardziej czułej, centralnej części tego obszaru. W wyniku tego, aby wykonać mapę radiową rozległego kątowo obiektu takiego jak galaktyka spiralna M101, potrzeba wielu osobnych pól obserwacyjnych. Rysunek 1 przedstawia wszystkie obserwacje użyte do skonstruowania map radiowych M101, a archiwalne oraz niedawne, zaplanowane obserwacje przedstawione zostały okręgami odpowiednio czarnymi i czerwonymi. Pomimo złożoności użytego układu pól obserwacyjnych emisja stracona w wyniku NSK, o czym wspomniano wcześniej, nie może być odzyskana w ten sposób. Jedyną możliwością jest natomiast połączenie tych obserwacji (interferometrycznych) z wykonanymi przy użyciu pojedynczego radioteleskopu.

Najkrótsze bazy, jakie możliwe są w JVLA, mają długość 85 metrów, co doskonale odpowiada średnicy radioteleskopu w Effelsbergu (100 metrów). Innymi słowy, możemy wykorzystać dane z dużego teleskopu, aby odzyskać sygnał, który nie został zarejestrowany przez JVLA z powodu braku baz krótszych niż 85 metrów. Takie łączenie danych jest względnie proste i efektywne. Lewy panel Rysunku 2 przedstawia mapę radiową M101 na długości fali 6 cm, utworzoną wyłącznie z danych JVLA. Widoczne są silne gradienty emisji, typowe dla obserwacji interferometrycznych, w których brak słabych, rozciągłych struktur emisji radiowej. Prawy panel natomiast przedstawia taką samą mapę, lecz utworzoną z połączonych danych JVLA oraz Effelsbergu. Struktury odzyskane w wyniku dodania danych z tego drugiego radioteleskopu są wyraźnie widoczne. Pomiary strumienia radiowego wskazują, że na mapie z lewej strony (wykonanej wyłącznie z danych interferometrycznych) utracone jest aż 60% emisji. W mapie po prawej stronie odzyskano całą tę emisję, co umożliwia precyzyjne pomiary w mniejszych obszarach galaktyki.

Figure 2: DSS blue image of M101 with contours of the radio emission: JVLA data (left) or combined JVLA+Effelsberg data (right). The combined data map also shows the orientation of the magnetic field and the length of the lines is proportional to the polarised radio intensity. Credits: OAUJ.

 

Rysunek 2: Mapa optyczna M101 w filtrze niebieskim z konturami emisji radiowej: dane JVLA (po lewej) oraz połączone dane JVLA i Effelsbergu (po prawej). Mapa z połączonych danych ukazuje również orientację pola magnetycznego, a długość linii jest proporcjonalna do natężenia spolaryzowanej emisji radiowej. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Szczególnie interesująca jest mapa spolaryzowanej emisji radiowej przedstawiona na Rysunku 3. Jest dosyć asymetryczna, a większość emisji pochodzi od masywnego, wschodniego ramienia spiralnego oraz obszaru między ramionami w kierunku centrum galaktyki. Orientacja pola magnetycznego w tym drugim obszarze wyraźnie odbiega od kierunku wzdłuż ramienia spiralnego, co sugeruje, że emisja spolaryzowana nie jest bezpośrednio związana z tym ramieniem. Taka spolaryzowana emisja radiowa z obszaru między ramionami spiralnymi może wskazywać na zachodzące efekty rekoneksji magnetycznej, która przekształca część energii turbulentnego pola magnetycznego w energię termiczną otaczającego gazu. W wyniku tego zwiększa się uporządkowanie pola magnetycznego, co już sugeruje mapa, a potwierdzają pomiary i obliczenia. Energia termiczna dostarczona do gazu powoduje jego podgrzanie, co zdają się potwierdzać dane rentgenowskie uzyskane dzięki rentgenowskiemu teleskopowi XMM-Newton, również wykorzystane w naszych badaniach. Podobne poszukiwania grzania gazu przez rekoneksję były również prowadzone dla innej, dużej galaktyki spiralnej – M83.

Innym interesującym obszarem M101 jest ten znajdujący się pomiędzy centralnymi partiami dysku i zachodnim ramieniem spiralnym. Rysunek 3 wskazuje, że to względnie "pusty" obszar, w którym nie widać emisji z zakresu Hα, jak również spolaryzowanej emisji radiowej. Także całkowita emisja radiowa (prawy panel Rysunku 2) jest słaba w tym obszarze, natomiast badania emisji neutralnego wodoru przeprowadzone przez Brauna (1995, A&AS, 114, 409) wskazały na istnienie wyraźnej depresji w tym miejscu. Niemniej, mapa miękkiej emisji rentgenowskiej, pochodzącej od dyfuzyjnego, gorącego gazu, przedstawia istotne wypływy do tego obszaru (Rysunek 4). Analiza właściwości gazu sugeruje, że jest on nieco bardziej gorący, niż otaczający go ośrodek. Jeśli zostałoby to potwierdzone przez bardziej czułe obserwacje, oznaczałoby, że również i w tym obszarze możliwe jest podgrzewanie gazu przez rekoneksję magnetyczną. Choć, jak wspomniano wcześniej, nie ma tam spolaryzowanej emisji radiowej, badania przeprowadzone przez Berkhuijsen i in. (2016, A&A, 588, 114) na dwóch częstotliwościach radiowych sugerują występowanie wertykalnych pól magnetycznych w tej części galaktyki. To z kolei mogłoby oznaczać, że rekoneksja magnetyczna może zachodzić również w halo M101.

Figure 3: Polarised radio intensity map of M101 overlaid on the Hα image. The orientation of the magnetic field is
presented with lines, whose length is proportional to the degree of polarisation. Rysunek 3: Mapa spolaryzowanej emisji radiowej M101 nałożona na jej zdjęcie w filtrze Hα. Orientacja pola magnetycznego wskazywana jest przez linie, których długość jest proporcjonalna do stopnia polaryzacji emisji radiowej. Źródło: Publikacja Zespołu.

Figure 4: Contours of the soft X-ray emission from M101 overlaid on the Hα map.

Rysunek 4: Kontury miękkiej emisji rentgenowskiej M101 nałożone na zdjęcie w filtrze Hα. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Kontakt

Marek Weżgowiec

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
M.Wezgowiec [at] oa.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Marek Weżgowiec, Rainer Beck, Michał Hanasz, Marian Soida, Matthias Ehle, Ralf-Jürgen Dettmar, Marek Urbanik, Magnetic fields and hot gas in M101, accepted for publication in A&A.

Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Prace zostały wykonane dzięki finansowemu wsparciu Narodowego Centrum Nauki poprzez grant 2017/27/B/ST9/01050.

Wielofunkcyjne serwery czasu w OAUJ

Astronomom bardzo wysoka precyzja wyznaczania czasu jest niezbędna do prowadzenia badań i obserwacji. Obecne w OAUJ serwery czasu zostały opracowane w ramach badań nad zmiennością optyczną gwiazd i kwazarów prowadzonych przez zespół prof. Zoły. Serwery te zostały też wykorzystane w wielu innych obserwacjach i pracach badawczych.

Na ilustracji:  Tarcza jednego z zegarów wykorzystywanych w ramach służby czasu w Obserwatorium Krakowskim. Źródło: OAUJ.

 

 Na ilustracji: Tarcza jednego z zegarów wykorzystywanych w ramach służby czasu w Obserwatorium Krakowskim. Źródło: OAUJ.


Wysoka precyzja pomiaru czasu jest konieczna w wielu rodzajach badań astronomicznych. Dotyczą one m.in. analiz zmienności promieniowania optycznego gwiazd i kwazarów. W Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie do rejestracji dokładnego czasu stworzono dedykowane serwery transferujące czas poprzez protokół NTP. To kontynuacja wieloletniej tradycji przekazywania sygnału czasu przez Obserwatorium Krakowskie.

Precyzyjna znajomość czasu jest jednak niezwykle ważna także w codziennym życiu. Jeszcze kilka wieków temu błędy w pomiarze czasu, a przez to niedokładne wyznaczanie długości geograficznej, powodowały ogromne straty gospodarcze w wyniku katastrof statków handlowych. Dziś znajomość dokładnego czasu jest wykorzystywana m.in. przez różnego rodzaju systemy telekomunikacyjne. OAUJ od kilku lat udostępnia poprzez Internet usługę umożliwiającą synchronizację czasu w systemach komputerowych z czasem wzorcowym, dzięki czemu służą one licznym podmiotom państwowym i prywatnym niezwiązanym z astronomią.

Działalność ta jest kontynuacją tradycji przekazywania sygnału czasu przez Obserwatorium Krakowskie. W latach 1946–1984 nadawano precyzyjne analogowe znaczniki czasu, które w samo południe na obszarze całego kraju transmitowało Polskie Radio. Obecnie dwa serwery czasu również są udostępniane publicznie – całodobowo i bezpłatnie. Protokół NTP pozwala na zsynchronizowanie czasu z niepewnością od dziesiątych części sekundy do pojedynczych milisekund, a w niektórych przypadkach nawet do kilkunastu mikrosekund. Statystyki wykonane jesienią 2021 roku pokazują, że średnia liczba zapytań o czas serwerów OAUJ to 210 tysięcy na godzinę.

Serwery dostarczają czas komputerom na całym świecie, choć z natury działania protokołu NTP przeważają tu maszyny zlokalizowane w Polsce i okolicznych krajach. Serwery czasu OAUJ są używane przez indywidualnych użytkowników i przedsiębiorstwa, dla których dokładny czas systemów operacyjnych komputerów jest sprawą krytyczną. To między innymi lotniska oraz giełdy towarowe i energetyczne. Współczesnym źródłem czasu są wysokiej klasy odbiorniki: GPS oraz radiowy DCF. Serwery są bardzo precyzyjne, stabilne i wiarygodne, co wynika z ich częstej kontroli i zastosowania wysokiej klasy połączenia. Wewnętrzna dokładność czasowa dwóch naszych serwerów wynosi 10 μs oraz 12 ms.

 

 Tarcza jednego z zegarów wykorzystywanych w ramach służby czasu w Obserwatorium Krakowskim. Źródło: OAUJ.
Na ilustracji: Przykładowy wykres czasowych statystyk zapytań dla serwerów czasu w OAUJ. Źródło: OAUJ.

 

Obecny w obserwatorium wzorzec czasu został wykorzystany w wielu obserwacjach i pracach badawczych, m.in. w analizie zmienności optycznej układu dwóch supermasywnych czarnych dziur OJ287 (Valtonen, M. J., Zola, S., i in., ApJ, 2019, 882, 88).
 

Kontakt

Staszek Zoła

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
S.Zola [at] oa.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Budyn, M., Zoła, S., Wójcik, K., JAstroCam — A New Tool for Data Gathering with CCD, ASPC, 435, 87 (2010).

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego.

Nowa mapa radiowa ujawnia 4,4 milionów galaktyk

W przeglądzie nieba LOFAR LoTSS zidentyfikowano ponad 4,4 miliona kosmicznych obiektów widocznych w zakresie niskich częstotliwości radiowych. Większość z nich to galaktyki i grupy galaktyk. Razem składają się na niezwykłą mapę nieba, która powstała z udziałem wielu polskich astronomów. Ta skarbnica danych jest teraz dostępna publicznie, dzięki czemu każdy z nas może zobaczyć intrygujące cuda Wszechświata w zupełnie nowym świetle.

Na ilustracji: Mapy radiowe przeglądu LOFAR LoTSS-DR2 dla wybranych radioźródeł. Zgodnie z ruchem wskazówek zegara, począwszy od górnego lewego obrazka: radiogalaktyka B2 0924+30, galaktyka NGC 4631, lacertyda (BL Lacertae) B2 1144+35, gromada galaktyk Abell 746, radiogalaktyka NGC 315, radiogalaktyka B2 1321+31. Źródło: Publikacja Zespołu.

Na ilustracji: Mapy radiowe przeglądu LOFAR LoTSS-DR2 dla wybranych radioźródeł. Zgodnie z ruchem wskazówek zegara, począwszy od górnego lewego obrazka: radiogalaktyka B2 0924+30, galaktyka NGC 4631, lacertyda (BL Lacertae) B2 1144+35, gromada galaktyk Abell 746, radiogalaktyka NGC 315, radiogalaktyka B2 1321+31. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Zdecydowana większość tych obiektów znajduje się w odległości miliardów lat świetlnych od nas. Są to głównie galaktyki, które skrywają w sobie supermasywne czarne dziury, i galaktyki, w których w szybkim tempie powstają nowe gwiazdy. Rzadsze obiekty zidentyfikowane na mapie to między innymi zderzające się grupy odległych galaktyk i rozbłyskujące gwiazdy leżące w Drodze Mlecznej.

Różnorodność nowych danych obserwacyjnych obecnych na mapie jest oczywista, jeśli weźmiemy pod uwagę ogromny wysyp publikacji naukowych z ostatnich lat, w których wykorzystano właśnie tego rodzaju dane radiowe. Astronomowie z wielu różnych ośrodków naukowych badali dzięki nim niemal wszystkie rodzaje obiektów kosmicznych. Przykładowo, zespół opublikował największy w historii zbiór danych o zderzających się gromadach składających się z setek do tysięcy galaktyk, dający nam nowe spojrzenie na pola magnetyczne i cząstki wysokoenergetyczne obecne w największych strukturach Wszechświata.

Wcześniejsze osiągnięcia dokonane z udziałem przeglądów LOFAR obejmują również detekcję ciekawych sygnałów z pobliskich gwiazd, które mogą być wywołane przez orbitujące wokół nich egzoplanety, zidentyfikowanie najwolniej obracającego się pulsara, rzucającego wyzwanie obecnym teoriom opisującym tego typu obiekty, zaobserwowanie tak zwanych galaktyk meduz, tracących swój materiał podczas podróży przez otaczający je ośrodek, detekcję wybuchów czarnych dziur, które kształtują swe lokalne otoczenie, wielkoskalowe badania struktury kosmicznej sieci – lokalizacji i kształtów zawartych w niej galaktyk, rzucające nowe światło również na najbardziej odległe supermasywne czarne dziury we Wszechświecie, oraz odkrycie tak wielu radiogalaktyk o różnych kształtach, rozmiarach i wiekach, że powstał specjalny projekt z zakresu nauki obywatelskiej, aby także miłośnicy astronomii mogli pomóc astronomom w znajdywaniu w morzu danych nowych czarnych dziur. Choć odkrycia te już teraz poszerzają nasze rozumienie Wszechświata, oczywistym wydaje się, że dotychczasowe badania stanowią jedynie zarys tego, co jeszcze możemy osiągnąć.

Do stworzenia omawianej mapy zastosowano najnowocześniejsze algorytmy przetwarzania danych pracujące na komputerach o dużej mocy obliczeniowej w całej Europie. Przetworzono 3500 godzin obserwacji, które łącznie zajmują 8 petabajtów przestrzeni dyskowej, co odpowiada około 20 000 laptopów. Wynikowy zbiór danych jest zdecydowanie największym w przeglądzie nieba LOFAR Two-metre Sky Survey. Zawiera około miliona obiektów, które nigdy wcześniej nie były widoczne dla żadnego teleskopu, oraz prawie cztery miliony obiektów będących zupełnie nowymi znaleziskami w zakresie fal radiowych. Dane zebrane w tym przeglądzie mogą być wykorzystane do poszukiwań szerokiego zakresu sygnałów, od tych pochodzących z pobliskich planet, przez te związane z bliskimi galaktykami, aż po słabe szumy radiowe z bardzo odległego Wszechświata.

 

Kontakt

Krzysztof Chyży

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
K.Chyzy [at] oa.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

T. W. Shimwell et al., The LOFAR Two-metre Sky Survey. V. Second data release, A&A 659, A1 (2022).

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego. Badania były finansowane przez Narodowe Centrum Nauki w ramach grantów NCN 2018/29/B/ST9/02298 i 2018/29/B/ST9/01793. Utrzymanie polskich stacji LOFAR jest finansowane przez Ministerstwo Edukacji i Nauki.

Pierwsze światło teleskopu Czerenkowa SST-1M w Ondřejovie

W środę 23 lutego 2022 roku podczas testów na terenie obserwatorium w Instytucie Astronomicznym Czeskiej Akademii Nauk w Ondřejovie jeden z dwóch teleskopów Czerenkowa SST-1M zarejestrował pierwsze zdarzenia – błyski promieniowania Czerenkowa pochodzące z pęków atmosferycznych generowanych przez cząstki promieniowania kosmicznego i fotony promieniowania gamma.

An image of the quasar HE 0435-5304 (the central point in the image, marked with a pink cross) together with its immediate surroundings. The image was assembled from several photos in different filters. Credit: The Authors.

Teleskop SST-1M w trakcie obserwacji prowadzonych w Obserwatorium w Ondřejovie. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Zadaniem teleskopów SST-1M jest rejestracja promieniowania gamma pochodzącego z kosmicznych źródeł wysokich energii, znajdujących się zarówno w naszej Galaktyce, jak i poza nią. We wspomnianej pierwszej obserwacji zarejestrowano dane z kilku kierunków na niebie, w tym z otoczenia Mgławicy Krab. Dane obejmują nie tylko rejestrację błysków pęków atmosferycznych złożonych z wielu cząstek wtórnych powstałych podczas oddziaływań wysokoenergetycznych cząstek i fotonów w atmosferze, ale i zapis pojedynczych cząstek z takich pęków, a w szczególności mionów widocznych w kamerze jako tzw. pierścienie mionowe (Ilustracja 3), które są wyraźną sygnaturą hadronowego (pochodzącego od protonów i jąder atomowych) pochodzenia pęku.

Dwa teleskopy SST-1M (Single-mirror Small-sized Telescope) są obecnie montowane w Obserwatorium w Ondřejovie. Ten typ teleskopu został pierwotnie pomyślany jako prototyp całej klasy małych teleskopów dla projektu Cherenkov Telescope Array (CTA). SST-1M zostały pierwotnie ustawione i przetestowane na stanowisku badawczym w Instytucie Fizyki Jądrowej PAN w Krakowie. W 2021 roku struktury teleskopów zostały przetransportowane i zainstalowane w Ondřejovie. Pierwszy teleskop jest już kompletny i przechodzi obecnie fazę uruchomienia, która obejmuje też zbieranie pierwszych danych. Drugi teleskop zostanie wyposażony w kamerę za około miesiąc. Następnie dwa teleskopy SST-1M rozpoczną wspólne działanie w trybie stereoskopowym. Lokalizacja Obserwatorium w Ondřejovie oferuje znacznie lepsze warunki do testowych obserwacji astronomicznych niż stanowisko testowe w Krakowie.

Celem instalacji jest optymalizacja działania całego systemu, obserwacja źródeł kosmicznego promieniowania gamma o energiach w zakresie do wielu TeV, a następnie umieszczenie w pełni przetestowanych teleskopów w optymalnej lokalizacji (na większej wysokości nad poziomem morza i o lepszych warunkach pogodowych) w ramach wybranego obserwatorium międzynarodowego.

W skład zespołu projektu SST-1M, koordynowanego przez Uniwersytet Genewski, wchodzą liczni badacze z Polski, Czech, Szwajcarii i Ukrainy. Odpowiedzialność za układ optyczny teleskopów spoczywa na czeskim partnerze (Joint Laboratory of Optics of the Institute of Physics CAS i Palacky University Olomouc). Mini-sieć SST-1M jest zbudowana na terenie Instytutu Astronomicznego CAS, który zapewnia wsparcie przy budowie i eksploatacji teleskopów. Liderem polskiego zespołu jest Instytut Fizyki Jądrowej PAN, gdzie zaprojektowano, zbudowano i przetestowano strukturę mechaniczną teleskopu wraz z układem sterowania. Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika PAN w Warszawie było odpowiedzialne za systemy pozycjonowania teleskopu i justowania zwierciadeł, a także serwery i oprogramowanie kamer i teleskopów. Uniwersytet Jagielloński i Akademia Górniczo-Hutnicza w Krakowie opracowały i brały udział w budowie w pełni cyfrowej elektroniki kamery, która digitalizuje sygnały ze wszystkich 2049 pikseli – pomimo ich krótkiego czasu trwania, wynoszącego zaledwie kilka nanosekund, oraz utrudniającego pomiary wysokiego poziomu tła nocnego nieba. Strona polska przekazała też znaczne środki na budowę niezbędnej infrastruktury w Ondřejovie. Szwajcarscy partnerzy z Uniwersytetu Genewskiego zaprojektowali i zbudowali mechaniczne części kamery oraz unikalny system rejestracji światła Czerenkowa oparty na nowej technologii wykorzystującej fotopowielacze krzemowe (SiPM), dopiero niedawno wdrożone w astronomii promieniowania gamma.

Na UJ projekt jest realizowany w Obserwatorium Astronomicznym, gdzie pod kierunkiem mgr. inż. Krzysztofa Ziętary w Laboratorium Elektronicznym CTA prowadzone są prace nad optymalizacją działania elektroniki kamery, a w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii przygotowuje się projekty naukowe do realizacji w ramach SST-1M.

Obraz poświaty Czerenkowa pęku atmosferycznego w kamerze teleskopu SST-1M, zainicjowanego przez promień gamma. Obraz ma typowo wydłużony kształt, który wskazuje na pozycję źródła. Źródło: obserwacje Zespołu.

Obraz poświaty Czerenkowa pęku atmosferycznego w kamerze teleskopu SST-1M, zainicjowanego przez promień gamma. Obraz ma typowo wydłużony kształt, który wskazuje na pozycję źródła. Źródło: obserwacje Zespołu.

 

Obraz mionu w kształcie charakterystycznego pierścienia zarejestrowany w kamerze teleskopu SST-1M. Źródło: obserwacje Zespołu.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Obraz mionu w kształcie charakterystycznego pierścienia zarejestrowany w kamerze teleskopu SST-1M. Źródło: obserwacje Zespołu.

 

Kontakt

Prof. dr hab. Jacek Niemiec

Instytut Fizyki Jądrowej PAN
Jacek.Niemiec [at] ifj.edu.pl

Prof. dr hab. Michał Ostrowski

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
M.Ostrowski [at] oa.uj.edu.pl

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego.

Środki finansowe umożliwiające realizację projektu zostały przyznane przez Ministra Nauki i Szkolnictwa Wyższego decyzją nr DIR/WK/2017/12 dotyczącą finansowania kosztów wkładu krajowego wnoszonego na rzecz udziału we wspólnym międzynarodowym programie pn.: „Demonstrator technologii dla mini-sieci małych teleskopów Czerenkowa dla projektu CTA”. Program jest koordynowany przez Instytut Fizyki Jądrowej PAN w imieniu „Polskiego Konsorcjum Projektu Cherenkov Telescope Array”.

Historia kwazara HE 0435-5304: odległość ma znaczenie!

Publicznie dostępne dane nie są zbyt popularne wśród łowców przełomowych odkryć. Zwykle zostały już przejrzane wielokrotnie i wysycono ich zawartość naukową w wielu publikacjach. Jednak zdarzają się wyjątki – takie, jak nieciekawie brzmiący z nazwy kwazar HE 0435-5304.

Infant stars are glowing gloriously in this infrared image of the Serpens star-forming region, captured by NASA's Spitzer Space Telescope. Credit: NASA/JPL-Caltech/L. Cieza (University of Texas at Austin).

Na ilustracji: Zdjęcie kwazara HE 0435-5304 (centralny punkt na zdjęciu, zaznaczony różowym krzyżem) wraz z najbliższym otoczeniem. Obraz został złożony z kilku zdjęć w różnych filtrach. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Określenie odległości do obiektów kosmicznych pozwala oszacować, ile energii produkują i jakie procesy za ich świecenie odpowiadają. Jest to szczególnie ciekawe, gdy na tle populacji dany obiekt wydaje się ekstremalnym przypadkiem. Kwazar HE 0435-5304 jest na wiele sposobów wyjątkowy właśnie ze względu na wysoką jasność i ponadprzeciętną aktywność.

Naukowcy z Narodowego Centrum Badań Jądrowych i Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego wzięli na warsztat ciekawy obiekt, który mimo mało atrakcyjnej nazwy – HE 0435-5304 – od dawna był w kręgu ich zainteresowań. Jest to kwazar*, widoczny na niebie południowym, w pobliżu południowego bieguna ekliptycznego. Obszar ten, ze względu na dużą odległość od płaszczyzny Drogi Mlecznej i małe zanieczyszczenie należącym do niej pyłem, uważany jest za jedno z najlepszych „okien” na daleki Wszechświat poza naszą Galaktyką. Dlatego na podstawie obserwacji japońskiego satelity AKARI powstał tam przegląd nazwany Głębokim Południowym AKARI (ang. Akari Deep Field-South, ADF-S), w którym zidentyfikowano szereg galaktyk-kandydatek na galaktyki jasne i ultra jasne w podczerwieni (ang. Luminous, Ultra Luminous Infrared Galaxies, LIRG/ULIRG**).

Kwazar HE 0435-5304 od początku sprawiał wiele problemów podczas jego analizy. Według wcześniejszych pomiarów spektroskopowych, których wyniki znajdują się w publicznie dostępnych katalogach oraz pracach naukowych, miał być od nas odległy o 8,7 mld lat świetlnych. Tymczasem już pierwsze oszacowania polskiego zespołu wskazywały, że znacznie bardziej prawdopodobna jest znacznie mniejsza odległość – ok. 3,5 mld lat świetlnych. Oszacowania te były jednak oparte o pomiary fotometryczne, z założenia mniej dokładne niż pomiar spektroskopowy.***

Pomiar własności fizycznych kwazara i jego macierzystej galaktyki wymaga znajomości jego odległości. Przy założeniu odległości 8,7 mld lat świetlnych HE 0435-5304 jawił się jako bardzo nietypowy obiekt, niezwykle szybko tworzący gwiazdy, nawet w kategorii galaktyk przechodzących wybuch aktywności gwiazdotwórczej. Otrzymane standardowe wyniki analizy fizycznej wskazywały na zupełnie egzotyczny, monstrualny charakter tego kwazara, tworzącego olbrzymie ilości nowych gwiazd.

Tymczasem jednak inny zespół badawczy na podstawie widma w zakresie ultrafioletu oszacował odległość do HE 0435-5304 na 4,3 mld lat świetlnych, a więc też znacznie poniżej wartości katalogowej. Badacze z NCBJ i OA UJ postanowili ostatecznie rozstrzygnąć problem odległości kwazara HE 0435-5304. Przeprowadzili obserwacje Wielkim Teleskopem Południowoafrykańskim SALT (ang. Southern African Large Telescope), w którym Polska ma 10% udziału finansowego, a więc i czasu obserwacyjnego. Opierając się o własne obserwacje, zmierzyli widmo optyczne kwazara. W swoich badaniach użyli też danych z teleskopu ESO VLT (ang. Very Large Telescope).

Okazało się, że kwazar HE 0435-5304 jest od nas odległy o 4,5 mld lat świetlnych, czyli jest prawie dwa razy bliżej, niż wynika to z poprzednich, opublikowanych 20 lat temu pomiarów. Dalsza analiza wykazała, że w centrum obiektu znajduje się supermasywna czarna dziura o masie 117 milionów mas Słońca, a w jego macierzystej galaktyce zachodzą silne (chociaż nie aż tak skrajne, jak wydawało się wcześniej) procesy gwiazdotwórcze. Galaktyka ta jest mocno zapylona, ale pył przysłania gwiazdy, natomiast nie zakrywa samego jądra – kwazara. HE 0435-5304 najprawdopodobniej jest w trakcie zlewania się z inną galaktyką, co mogło zarówno zainicjować powstawanie nowych gwiazd, jak i pobudzić aktywność kwazara. Sam kwazar należy do rzadkiej populacji ekstremalnego typu A.

Na ilustracji (2): Widmo kwazara HE 0435-5304 z zaznaczonymi liniami emisyjnymi pierwiastków (jonów). Jest to zależność intensywności emitowanego przez kwazar światła od długości fali. Kolorowy pasek u dołu wykresu oznacza część widzialną, jaką widzielibyśmy patrząc przez pryzmat z pominięciem kamery. Źródło: Publikacja Zespołu.

 

– Z analizy wysokiej jakości widm wynika, że HE 0435-5304 to obiekt ekstremalny populacji A. – mówi dr Krzysztof Hryniewicz z zakładu Astrofizyki NCBJ – Populację A stanowią te aktywne jądra galaktyk, w których ogromne czarne dziury pochłaniają materię szybciej, niż pozostała część  populacji. Są to obiekty jasne, które z powodzeniem używane są w badaniach odległego Wszechświata. Ich widmo wyróżnia się wąskimi liniami emisyjnymi, w szczególności najbardziej skrajną grupę w tej klasyfikacji stanowi grupa NLSy1 (ang. Narrow Line Seyfert 1 – galaktyki Seyferta typu 1 o wąskich liniach emisyjnych) – o najwęższych liniach. Wyznacznikiem aktywności galaktyk aktywnych jest również widmo emisyjne żelaza – w szczególności w zakresie optycznym. Na podstawie bardzo silnej emisji jonów żelaza zaklasyfikowaliśmy HE 0435-5304 do grupy xA, czyli obiektów o ekstremalnej aktywności jądra galaktyki, a przy tym blisko obiektów NLSy1. Ciekawym jest, że intensywność tych procesów i samo położenie kwazara na tle całej populacji zauważalnie zmienia się w czasie. Niestety precyzja, z jaką efekt ten mogliśmy zmierzyć, jest ograniczana przez wpływ atmosfery ziemskiej. Sądzimy, że wspomniana zmienność jest związana ze stopniowym zmniejszaniem się jasności obiektu. Dodatkowo linie emisyjne wodoru mają bardziej skomplikowane kształty niż w innych aktywnych jądrach galaktyk o podobnym poziomie aktywności w populacji A.

– Jest to ekscytujący wynik, biorąc pod uwagę, że HE 0435-5304 jest bardzo jasny w zakresie podczerwonych długości fal (jest ULIRG-iem), i być może znajduje się na etapie szybkiego wzrostu masy w procesie łączenia się dwóch galaktyk. – dodaje mgr Małgorzata Bankowicz, doktorantka z Obserwatorium Astronomicznego UJ, która zajmuje się badaniem własności ULIRG-ów – Jest więc bardzo prawdopodobne, że bardzo szybkie zmiany, jakie w nim zachodzą (w porównaniu z długością życia galaktyk aktywnych), zawdzięczamy właśnie wyjątkowemu etapowi ewolucji całej galaktyki. Mimo wskazówek, jakich dostarcza nasza analiza, wciąż pozostaje pytaniem otwartym, czy w sercu HE 0435-5304 znajduje się podwójna czarna dziura – jeszcze przed zlaniem się w łączących się galaktykach.

Badania zespołu NCBJ i UJ potwierdzają starą naukową zasadę – powtarzalność pomiarów gwarantuje ich solidność. I pokazują, że nawet pozornie dobrze zbadany obiekt może okazać się kwazarem-niespodzianką.

 

* Kwazary są odległymi jądrami galaktyk o ogromnej jasności. Ich jasność jest tak duża, że ich macierzyste galaktyki nie są widoczne i wyglądają niczym gwiazdy. Od gwiazd odróżnia je jednak odległość do nich oraz widmo, które w przeciwieństwie do absorpcyjnego widma gwiazd, jest emisyjne. Ta własność sprawia także, że kwazary są wykorzystywane między innymi do badania ośrodka międzygalaktycznego.

** Galaktyki jasne i ultra jasne w podczerwieni (ang. Luminous Infrared Galaxies, LIRG oraz Ultra Luminous Infrared Galaxies, ULIRG) to rzadki i niezbyt dobrze zbadany typ galaktyk. Charakteryzują się wysoką jasnością bolometryczną w podczerwonym zakresie widma elektromagnetycznego i niską jasnością w części optycznej. Całkowita jasność w podczerwieni galaktyk typu LIRG mieści się w zakresie 1011- 1012 jasności Słońca, natomiast typu ULIRG 1012- 1013 jasności Słońca.

*** W zależności od skali odległości we Wszechświecie, w astrofizyce stosuje się różne metody pomiarów odległości, a im większa odległość, tym trudniej ją zmierzyć i tym większą niepewnością jest obarczona. W przypadku najdalszych obiektów operuje się pojęciem przesunięcia ku czerwieni. Przesunięcie ku czerwieni (ang. redshift) jest zdefiniowane jako stosunek długości fali światła obserwowanego do (domniemanej) emitowanej przez obiekt, pomniejszonej o jeden i wskazuje na znaczną odległość we Wszechświecie. W pomiarach przesunięcia ku czerwieni wyróżniamy dwie metody: spektroskopowa i fotometryczna. Spektroskopowa metoda wyznaczania redshiftu, oparta o zidentyfikowane w widmie obiektu linie emisyjne bądź absorpcyjne pierwiastków, bezsprzecznie uznawana jest przez astronomów i astrofizyków za najdokładniejszą. Metoda fotometryczna natomiast, oparta o modelowe dopasowanie widma do „pików” jasności na danych długościach filtrów fotometrycznych, jest metodą statystycznie dobrą, jednak znacznie mniej dokładną od spektroskopowej, stosowaną jedynie do oszacowania tej wartości. Dość dobrze nadaje się więc w podejściu globalnym na całych katalogach.

 

Kontakt

mgr Małgorzata Bankowicz

Astronomical Observatory
Jagiellonian University

M. Bankowicz [at] oa.uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Hryniewicz, Krzysztof; Bankowicz, Małgorzata; Małek, Katarzyna; Herzig, Aleksander; Pollo, Agnieszka, AGN in the ULIRG HE 0435-5304 (Artykuł niebawem ukaże się na łamach czasopisma Astronomy & Astrophysics).

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego. Badania realizowane w ramach finansowania pozyskanego z Narodowego Centrum Nauki (UMO-2018/30/M/ST9/00757, UMO-2016/23/N/ST9/01231, UMO-2018/30/E/ST9/00082). Dane z teleskopu SALT zostały pozyskane w ramach polskiego udziału finansowanego ze środków MNiSW (DIR/WK/2018/12).

Serpens – obszar formowania się gwiazd i zagadka promieni UV

Jak na proces formowania się nowych gwiazd i całych układów planetarnych wpływa promieniowanie UV? Temat ten długo pozostawał niezbadany. Wyniki nowych badań kierowanych przez astronomki z UMK i UJ mogą teraz powiedzieć więcej o naszym kosmicznym pochodzeniu.

Obszar formowania się gwiazd w obłoku molekularnym w gwiazdozbiorze Węża widziany okiem kosmicznego teleskopu Spitzera oraz reakcje chemiczne zachodzące pod wpływem promieniowania ultrafioletowego w otoczeniu protogwiazd.

 

Na ilustracji: Obszar formowania się gwiazd w obłoku molekularnym w gwiazdozbiorze Węża widziany okiem kosmicznego teleskopu Spitzera oraz reakcje chemiczne zachodzące pod wpływem promieniowania ultrafioletowego w otoczeniu protogwiazd. Źródło: NASA/JPL-Caltech/L. Cieza (University of Texas at Austin).

 

Protogwiazdy to młode, wciąż jeszcze formujące się gwiazdy. W przyszłości zaczną czerpać energię z syntezy termojądrowej. Dr Agata Karska z Instytutu Astronomii Wydziału Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej UMK i mgr Agnieszka Mirocha z OAUJ w Krakowie wraz ze współpracownikami zajmują się tematyką promieniowania UV obserwowanego wokół protogwiazd i jego znaczeniem dla formowania się nowych obiektów oraz otaczających ich układów planet. Jak powstają mało masywne obiekty takie jak nasze Słońce? Dzięki tym badaniom możemy też dowiedzieć też się więcej o odległej przeszłości Ziemi.

Młode gwiazdy znajdują się w obłokach pyłowo-gazowych, nieprzepuszczalnych dla światła widzialnego. Przez to nie są łatwe do zaobserwowania. Konieczne są obserwacje na dłuższych falach elektromagnetycznych – na przykład w dalekiej podczerwieni, gdzie znajduje się maksimum jasności pyłu, i w zakresie submilimetrowym, obejmującym kluczowe przejścia molekularne, które można wykorzystać do pomiaru temperatury i gęstości gazu w bezpośrednim otoczeniu protogwiazd. Podczas gdy światło widzialne i ultrafiolet są całkowicie pochłaniane przez ziarenka pyłu, na bazie obserwacji linii rotacyjnych molekuł w zakresie submilimetrowym można określić warunki fizyczne dla gazu oraz ilość różnych molekuł w bezpośrednim otoczeniu protogwiazdy. Na tej podstawie wnioskuje się następnie o procesach fizycznych i chemicznych prowadzących do powstawania gwiazd i planet.

Dzięki analizie rozkładu molekuł wody wokół protogwiazd udało się już wcześniej potwierdzić występowanie promieniowania UV w obszarach formowania się gwiazd małomasywnych. Były to jednak obserwacje prowadzone przy użyciu kosmicznego teleskopu Herschela, którego misja została zakończona w 2014 roku. Badaczki należące do zespołu wpadły jednak na inny pomysł: wykorzystano w tym celu molekuły HCN i CN, które możemy obserwować bezpośrednio również z powierzchni Ziemi. Najnowsze badania bazujące na obserwacjach tych molekuł przy użyciu teleskopu IRAM w Hiszpanii opisano w artykule o publikowanym w prestiżowym czasopiśmie Astronomy & Astrophysics. Jego pierwszą autorką jest Agnieszka Mirocha z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie.

Pomysł polegał na przyjrzeniu się występowaniu molekuł HCN i CN w analizowanym obszarze – obłoku molekularnym w gwiazdozbiorze Węża o nazwie Serpens Main. Potraktowano je jako wskaźniki, gdzie i w jakim natężeniu występuje promieniowanie UV. W gazie należącym do obłoku otaczającego protogwiazdę znajduje się wiele molekuł o różnych właściwościach. Ich ilości zależą tam od efektywności reakcji chemicznych prowadzących do ich tworzenia i niszczenia, zależnych z kolei od warunków fizycznych, w tym dodatkowych procesów takich jak oświetlanie obszaru przez promieniowanie UV.

Jeszcze do niedawna nie było jasne, czy protogwiazdy są źródłem promieniowania UV. Dziś wiemy, że choć same go nie produkują, opadająca z dysku na gwiazdę materia nie tylko zmienia strukturę fali uderzeniowej, prowadząc do zwiększonej kompresji gazu, ale również tworzy bardzo gorący, świecący obszar. Gdy obłok pyłowo-gazowy wokół protogwiazdy zapada się, mamy do czynienia z akrecją – opadaniem materii na gwiazdę. Dochodzi wówczas często do utworzenia się szoku akrecyjnego. Na skutek procesów akrecji i zjawiska rotacji obłoku, w obecności pola magnetycznego, część tej opadającej materii jest z powrotem wyrzucana w przestrzeń kosmiczną w postaci wypływów molekularnych. Zderzenie wyrzucanej materii z otoczką pyłowo-gazową generuje z kolei fale uderzeniowe, w których dochodzi do skokowego wzrostu temperatury i gęstości. To właśnie wtedy mogą powstawać tam fotony światła UV.

Zdaniem zespołu to właśnie wypływy molekularne są źródłem promieniowania UV zaobserwowanego w obłoku gwiazdotwórczym w konstelacji Węża. W pracy pokazano, że molekuły HCN i CN są dobrymi miernikami promieniowania UV, a w badanym obszarze gwiazdotwórczym dominującą reakcją niszczenia molekuł HCN jest ich reakcja z fotonami UV. Jednocześnie molekuły CN są bardziej odporne na fotodysocjację. Oznacza to, że ten sam foton, który niszczy HCN, zwykle nie niszczy CN – w przypadku tej drugiej molekuły potrzebne jest jeszcze bardziej energetyczne promieniowanie UV.

 

Kontakt

mgr Agnieszka Mirocha

Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego

A.Mirocha [at] uj.edu.pl

Oryginalna publikacja

Agnieszka Mirocha, Agata Karska, Marcin Gronowski, Lars E. Kristensen, Łukasz Tychoniec, Daniel Harsono, Miguel Figueira, Marcin Gładkowski, Michał Żółtowski, Signatures of UV radiation in low-mass protostars I. Origin of HCN and CN emission in the Serpens Main region, A&A 656, A146 (2021).

Przedstawione wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. Badania były finansowane przez Narodowe Centrum Nauki w ramach grantu NCN 2016/21/D/ST9/01098 i Fundacji na rzecz Nauki Polskiej w ramach grantu First TEAM No. POIR.04.04.00-00-5D21/18-00.

Nowi kandydaci na blazary za Obłokami Magellana

Próbka 44 kandydatów na blazary za Obłokami Magellana zawierająca 27 kwazarów radiowych o płaskim widmie (ang. flat spectrum radio quasars, FSRQ) i 17 obiektów typu BL Lacertae (BL Lacs) została wyselekcjonowana i opisana w pracy Żywucka i in. (2018). Wszystkie obiekty zostały wybrane na podstawie ich właściwości radiowych, w średniej podczerwieni i optycznych. Aktualnie analiza kandydatów na blazary została rozszerzona o modelowanie krzywych zmian blasku w zakresie optycznym dostarczonych przez projekt Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE).

The mosaic presenting examples of morphological types of radio sources highlighted in the Rouge I catalog. Credit: Kozieł-Wierzbowska i in.

Na ilustracji: Wielki Obłok Magellana, jedna z naszych najbliższych galaktycznych sąsiadek. Źródło: ESO/VMC Survey.
 

Wszystkie badane obiekty zostały wyselekcjonowane z wieloletniego, głębokiego monitoringu optycznego i stanowią próbkę słabych źródeł optycznych z nieregularnie próbkowanymi krzywymi zmian blasku (ang. light curves, LCs). Zespół zbadał je, aby określić opartą na zmienności klasyfikację kandydatów na blazarów i przeanalizować ich długoterminowe zachowanie.

Optyczne krzywe zmian blasku zostały przeanalizowane przy pomocy periodogramu Lomb-Scargle w celu wygenerowania gęstości widmowej mocy dla nierównomiernie próbkowanych szeregów czasowych. Alternatywnie zespół wykorzystał wykładnik Hursta do pomiaru statystycznego samopodobieństwa szeregu czasowego oraz płaszczyznę A-T, aby ilościowo określić gładkość szeregów czasowych, porównując sumę kwadratów różnic między dwoma kolejnymi pomiarami z odchyleniem standardowym szeregów czasowych. Metody te zastosowano do poszukiwania cech charakterystycznych blazarów oraz do badania długoterminowych zmian w danych optycznych.

Ilustracja 2 pokazuje, że kwazary radiowe o płaskim widmie charakteryzują się niższymi wartościami liczby Abbe, A, na płaszczyźnie A-T niż lacertydy (BL Lacs). Dodatkowo obie klasy blazarów są wyraźnie oddzielone na płaszczyźnie A-T, co pokazuje, że zmiany strumienia są różne dla obu typów blazarów. Wskazuje to na różne mechanizmy fizyczne odpowiedzialne za emisję w zakresie optycznym lub emisję pochodzącą z różnych komponentów blazara. Separacja ta pozwoliła również na rozróżnienie klas blazarów wyłącznie na podstawie ich krzywych zmian blasku, bez konieczności uwzględniania własności wielofalowych, polarymetrycznych i spektroskopowych. Ponadto położenie w płaszczyźnie A-T może sygnalizować właściwości w strukturze LC, których nie ujawniają inne metody zastosowane w tej pracy.

Locations of the blazar candidates in the A-T plane. The dark grey area is the region between the pure PL line and T=2/3, while the light gray regions correspond to the error bars of the simulations. FSRQs (marked by green stars) are well separated from BL Lacs (blue stars). Credit: The Authors.Ilustracja 2: Położenia kandydatów na blazary na płaszczyźnie A-T. Ciemnoszary obszar to rejon pomiędzy „czystą” linią PL a T=2/3, obszar jasnoszary odpowiada słupkom błędu obliczonym na podstawie symulacji. FSRQs (zaznaczone zielonymi gwiazdkami) są wyraźnie odseparowane o obiektów BL Lacs (niebieskie gwiazdki). Źródło: Publikacja Zespołu.

 

Kontakt

Dr Natalia Żywucka-Hejzner

Centre for Space Research
North-West University

N.Zywucka [at] oa.uj.edu.pl

 

Dr Mariusz Tarnopolski

Obserwatorium Astronomicze
Uniwersytetu Jagiellońskiego

Mariusz.Tarnopolski [at] uj.edu.pl

Oryginala publikacja

Optical Variability Modeling of Newly Identified Blazar Candidates behind Magellanic Clouds, Astrophysical Journal, 888, 107, 2020 is the result of collaboration between the Centre for Space Research of the North-West University and the Astronomical Observatory of the Jagiellonian University (Natalia Żywucka–Hejzner, Mariusz Tarnopolski, Markus Böttcher, Łukasz Stawarz, Volodymyr Marchenko).

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astronomii Gwiazdowej i Pozagalaktycznej oraz Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego.

 

Archiwum: 2023 2022 2021 2020 2019 2018