Archiwa kategorii: Popularyzacja

Artykuły popularno naukowe

Podwójny kwazar, czyli początek kosmicznej kolizji (mergera)

Galaktyki to największe obiekty we Wszechświecie, które można bezpośrednio obserwować. Poznanie procesów prowadzących do ich formowania (ang. merger – zderzenie galaktyk) stanowi klucz do zrozumienia ewolucji Wszechświata, w którym żyjemy. Galaktyka to duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Nierzadko we Wszechświecie dochodzi do zderzeń galaktyk, czyli połączenia się dwóch galaktyk w jedną. Jest to proces długotrwały, trwający setki milionów lat. Galaktyki zbliżą się do siebie zaburzając nawzajem swoje pola grawitacyjne. Przyciąganie grawitacyjne przyciąga je ku sobie, bliższe części galaktyk przyciągają się silniej, a dalsze słabiej, objawia się to jako siły pływowe deformujące galaktyki. W procesie łączenia się dwóch galaktyk wyróżnia się trzy etapy: 1) początek procesu to tzw. grawitacyjnie związany układ dwóch galaktyk, które znajdują się w dosyć dużej odległości od siebie jednak zaczynają już być widoczne zaburzenia i deformacje ich struktur oraz kinematyki; kiedy dwie zderzające się ze sobą galaktyki są aktywne taki obiekt nazywa się podwójnym kwazarem, 2) kolejny etap to tzw. podwójna supermasywna czarna dziura, czyli są to dwie supermasywne czarne dziury znajdujące się zwykle już dosyć blisko siebie w jednym obiekcie, 3) zlanie się czarnych dziur w jedną i powstanie nowego obiektu – galaktyki. Do tej pory udało się zaobserwować kilka obiektów, które zawierają dwie czarne dziury a ich struktury w świetle widzialnym i podczerwownym cechują się silnymi deformacjami (etap 2). W dalszym ciągu jednak niejasny jest 1 etap procesu łączenia się galaktyk.

Do dzisiaj znanych jest ok. 20 bliskich podwójnych aktywnych kwazarów, które uważa się za układy grawitacyjnie związane ze sobą, czyli należące do pierwszego etapu procesu zderzenia się dwóch galaktyk. Układy takie powinny jednak wykazywać deformacje swoich struktur widocznych w różnych zakresach widma elektromagnetycznego oraz zaburzenia kinematyki. Do tej pory jednak w żadnym z tych układów takich zjawisk nie wykryto. Dlatego nie wykluczano, że część ze znanych podwójnych kwazarów to w rzeczywistości może być efekt projekcji dwóch obiektów na niebie lub zjawisko soczewki grawitacyjnej. Dopiero niedawno, w 2010 roku, zaobserwowano podwójny kwazar o zaburzonej strukturze w zakresie optycznym (Green i in.2010). Natomiast zaobserwowany przez nas podwójny kwazar 1641+320 wykazuje deformacje struktury optycznej oraz radiowej jednego z kwazarów wchodzących w skład układu, które są wynikiem istnienia oddziaływań pomiędzy nimi. Podwójny kwazar 1641+320 jest bardzo rzadkim bliskim układem dwóch aktywnych galaktyk, z których tylko jedna jest aktywna radiowo (ang. radio-loud), w drugiej natomiast – radiowo-cichej (ang. radio-quiet) został zainicjowany proces gwiazdotwórczy. Jest to pierwszy i jedyny do tej pory przykład podwójnego kwazara, w którym udało się zaobserwować takie zaburzenia w różnych zakresach promieniowania elektromagnetycznego, co stanowi dowód na istnienie powiązań grawitacyjnych w tego typu obiektach. Publikacja opisująca to odkrycie została przyjęta do druku w amerykańskim czasopismie Astrophysical Journal (http://arxiv.org/abs/1105.3242).

Obserwacja podwójnego kwazara 1641+320 została wykonana angielska siecią interferometryczną MERLIN na częstotliwościach 1.66 GHz (w 2007 roku) i 5 GHz (w 2009 roku) a mapy radiowe, które są wynikiem tych obserwacji przedstawia Rysunek 1. Obiekt oznaczony na obu mapach jako C to radiowe jądro, a więc centrum aktywności obiektu, składniki E, W1 i W2 to radiowe płaty/dżety, które wskazują równocześnie kierunek wypływu wysokoenergetycznych elektronów z jądra. Aktywność radiowa kwazara została prawdopodobnie zainicjowana w wyniku oddziaływania grawitacyjnego zbliżających się do siebie kwazarów a następnie zaburzona w wyniku postępującego procesu (składniki W1 i W2). Zaburzenia struktury radiowej pokrywają się z tymi, które widoczne są w zakresie optycznym na zdjęciu z Kosmicznego teleskopu Hubble’a.

Autorzy:
dr Magdalena Kunert-Bajraszewska, Centrum Astronomii UMK, ul. Gagarina 11, 87-100 Toruń
dr Agnieszka Janiuk, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN, ul. Lotników 32/46, 02-668 Warszawa

Rysunek 1. a) mapa radiowa kwazara 1641+320 na częstotliwości 1.66 GHz; b) mapa radiowa kwazara 1641+320 na częstotliwości 5 GHz; c) obraz optyczny podwójnego kwazara z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, na który zostały nałożone kontury emisji radiowej na częstotliwości 5 GHz. Krzyżyk oznacza pozycję optycznego odpowiednika kwazara z przeglądu SDSS. Wektory na mapie 1.66 GHz oznaczają emisję spolaryzowaną.

Kosmiczny pierścień z metanolu

Narodziny gwiazd to jedno z najciekawszych, nie do końca poznanych, zagadnień astrofizycznych. Ukryte w kokonach materii bardzo młode gwiazdy są niedostrzegalne nawet przez największe
teleskopy optyczne – światło przez nie emitowane nie jest w stanie wydostać się z gęstych obszarów gazu i pyłu otaczających nowo powstały obiekt. Pewne informacje o wczesnych etapach życia gwiazd są uzyskiwane poprzez obserwacje odpowiednich fragmentów nieba w zakresie dalekiej podczerwieni (fale o długości 0.1 mm) i radiowym (fale o długości kilku cm). Unikatowym sposobem śledzenia narodzin gwiazd jest obserwacja cząsteczki alkoholu metylowego CH3OH, która powstaje w otoczeniu zalążków masywnych gwiazd1. Wyjątkowość tej cząsteczki polega na emisji fal o długości 5 cm, które doznają wzmocnienia maserowego2. Ich natężenie jest tak wielkie, że mogą być łatwo widoczne nawet w bardzo odległych zakamarkach naszej Galaktyki i innych galaktyk.

10-godzinna sesja obserwacyjna 11 listopada 2004 roku Europejskiej Sieci Interferometrii Wielkobazowej3 była szczególnie owocna dla zespołu toruńskich astronomów badających narodziny gwiazd w Drodze Mlecznej. Przy użyciu ośmiu anten w Holandii, Niemczech, Polsce, Szwecji, Wlk. Brytanii i Włoszech zaobserwowano po raz pierwszy pierścień emisji maserowej metanolu wokół nowo powstałej gwiazdy G23.657- 0.1274.pierscien Poszukiwaniem takiej regularnej struktury zajmowały się inne grupy badawcze z ośrodków na całym świecie od kilku lat. Wysoka jakość danych oraz trafna selekcja kandydatów spośród kilkuset obiektów zaobserwowanych przez 32m radioteleskop UMK zapewniły sukces tego eksperymentu. Kołowa budowa emisji wskazuje wyraźnie na położenie centralnego źródła – bardzo młodej gwiazdy typu OB dotąd słabo widocznej jedynie na falach z zakresu podczerwonego.

Wyliczenia odległości do odkrytego obiektu gwiazdowego przy pomocy pomiarów paralaksy trygonometrycznej z użyciem sieci
Very Large Baseline Array (VLBA) dają wielkość rzędu 3190 parseków, tj.~10000 lat świetlnych (1/10 rozmiarów naszej Galaktyki). Promień pierścienia wynosi 405 jednostek astronomicznych (około 10 razy większy od orbity Plutona wokół Słońca) a jego grubość stanowi tylko ~10% promienia.

Pochodzenie tej struktury jest zagadkowe. Najbardziej prawdopodobne wydaje się, że obserwujemy dysk wokół młodej gwiazdy widziany po raz pierwszy prostopadle do jego płaszczyzny a przewidziany przez teorię ewolucji gwiazd lub sferyczny „bąbel” powstały po przejściu fali uderzeniowej generowanej przez masywną gwiazdę. Inne badania wskazują, że pierścień metanolu związany jest z bardzo młodą masywną protogwiazdą, która jest „noworodkiem” w czasowej skali życia masywnych gwiazd.

paralaksa_raparalaksa_dec_eng
Przesunięcia czterech wybranych składników pierścienia w rektascencji i deklinacji spowodowane paralaksą roczną (ruchem Ziemi wokół Słońca) oraz dopasowanie modelu paralaksy 0.313 milisekund łuku odpowiadającej odległości 3190 pc.

 

 

Publikacje:
Bartkiewicz A., Szymczak M. and van Langevelde H.J., Astronomy and Astrophysics Letters, 2005, 442, 61
Bartkiewicz A., Brunthaler A., Szymczak M., van Langevelde H.J. and Reid M.J., Astronomy and Astrophysics, 2008, 490, 787

Kontakt:

dr Anna Bartkiewicz, e-mail: email text
dr hab. Marian Szymczak prof UMK, e-mail: email text


1 mianem masywnych gwiazd określa się gwiazdy o masach większych od 10 mas Słońca

2 zjawisko analogiczne do wzmocnienia laserowego, z tą różnicą,
że wzmocnieniu ulega nie światło widzialne, ale mikrofale
3 EVN – sieć radioteleskopów rozlokowanych w Europie,
Chinach i Afryce Południowej mogących jednocześnie obserwować niebo, co w
efekcie umożliwia wykonanie map radiowych nieba na których czytelne są szczegóły o
rozmiarach rzędu kilku jednostek astronomicznych ( jedna jednostka astronomiczna
jest to średnia odległość Ziemia – Słońce, czyli około 150 mln km)

4 nazwa gwiazdy zdefiniowana jest przez
jej współrzędne galaktyczne l i b