REKLAMA


 

REKLAMA


 

Artystyczna wizja kwazara 3C 279 Artystyczna wizja kwazara 3C 279 ESO/M. Kornmesser

Odkrycie przyspieszonej ekspansji Wszechświata było jednym z najważniejszych kosmologicznych odkryć ostatnich lat. Nadal musimy jednak zrozumieć, jak dokładnie to rozszerzanie przebiega. Zespół z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika i Uniwersytetu Jagiellońskiego próbuje zaprząc do tego zadania kwazary


 

Krupa_MagdalenaAutorkami tekstu są:

Magdalena Krupa
Obserwatorium Astronomiczne, Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej, Uniwersytet Jagielloński, Kraków
e-mail: Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript.  

 

Magdalena Krupa jest magistrantką w Obserwatorium Astronomicznym UJ. 

 

 

Swieton_Agnieszka

Agnieszka Świętoń
Obserwatorium Astronomiczne, Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej,
Uniwersytet Jagielloński, Kraków
e-mail: Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript.  

 

Mgr Agnieszka Świętoń jest doktorantką w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego, zajmuje się badaniami odległych galaktyk i kwazarów. 

 

 

Czerny_Bozena

Bożena Czerny
Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika Polska Akademia Nauk, Warszawa
e-mail: Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript.  

 

Prof. Bożena Czerny jest specjalistką od badań kwazarów i problemów związanych z akrecją. 

 

 

Pollo_Agnieszka

Agnieszka Pollo
Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej Uniwersytet Jagielloński, Kraków,
Narodowe Centrum Badań Jądrowych, Otwock, Magazyn „Academia”, Polska Akademia Nauk
e-mail: Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript.  

 

Dr hab. Agnieszka Pollo jest kosmologiem obserwacyjnym, zajmuje się badaniami grupowania
i ewolucji galaktyk.
 

 

 


O tym, że Wszechświat się rozszerza, wiemy od lat 20. XX wieku, kiedy to Edwin Hubble odkrył zjawisko tzw. ucieczki galaktyk. Od tego czasu astronomowie zastanawiają się, jak ten proces przebiega. Przez wiele lat rozważano głównie dwa scenariusze. Według pierwszego Wszechświat miałby rozszerzać się tylko do pewnego momentu; potem siła grawitacji znajdującej się w nim materii powinna zatrzymać ekspansję i Wszechświat zacząłby się zapadać. Według drugiego scenariusza Wszechświat miałby się po prostu rozszerzać coraz wolniej i wolniej w nieskończoność. W 1997 roku dwa niezależne zespoły uczonych opublikowały wyniki badań, oparte na pomiarach jasności odległych supernowych, z których wynikało, że Wszechświat nie tylko nie zamierza się zapadać, ale wręcz... rozszerza się coraz szybciej! Model Wszechświata, który uwzględnia taki scenariusz, znano wprawdzie od dawna, ale mało kto traktował go wcześniej poważnie. W 2011 roku odkrycie przyspieszonej ekspansji Wszechświata uhonorowano przyznaniem Nagrody Nobla.

 Large Synoptic Survey Telescope (LSST), który powinien rozpocząć pracę w ciągu najbliższej dekady, będzie zajmował się badaniem zmienności źródeł astronomicznych na całym niebie. Fot.  LSST Corporation 

Wciąż jest jednak pewien problem: wprawdzie coraz więcej pośrednich argumentów przemawia za tym, że ekspansja Wszechświata faktycznie przyspiesza, to jedynego jak dotąd bezpośredniego dowodu dostarczyły badania supernowych. Dlatego każda alternatywna metoda, która pozwoliłaby na precyzyjne pomiary tempa rozszerzania się Wszechświata w różnych epokach kosmologicznych, jest na wagę złota. Nasz zespół podjął próbę wykorzystania w tym celu kwazarów.

 

Kwazary to niezwykle jasne i zazwyczaj bardzo odległe obiekty. Nazwane w latach 60. ubiegłego stulecia ,,obiektami gwiazdopodobnymi’’ (z ang. quasi stellar objects) ze względu na podobieństwo do gwiazd, są w rzeczywistości galaktykami zawierającymi w swoim centrum bardzo masywną czarną dziurę. Jasność kwazara jest wielokrotnie większa od jasności wszystkich gwiazd w jego macierzystej galaktyce, a wysyłane promieniowanie pokrywa cały zakres fal elektromagnetycznych. Widoczne są z ogromnych odległości. My obserwujemy je w zakresie optycznym.

 

Wszechświat w pigułce

 

Odległość kwazarów i dalekich galaktyk wyznaczamy zazwyczaj dzięki pomiarowi ich przesunięcia ku czerwieni (oznaczanego literą „z”). Każdy foton, wyemitowany przez kwazar, docierając do nas, ma mniejszą częstotliwość (czyli większą długość fali) niż w momencie, gdy zaczynał swoją podróż przez Wszechświat. Zjawisko to jest spowodowane ekspansją Wszechświata – rozszerzaniem się przestrzeni, w której znajdują się galaktyki. Obserwacje odległych supernowych wykazały, że ekspansja ta, zamiast zwalniać pod wpływem przyciągania grawitacyjnego materii, przyspiesza. Jak to wyjaśnić? Z pomocą przychodzi koncept ciemnej energii. Prowadzone przez satelity – np. COBE lub ostatnio Planck – obserwacje mikrofalowego promieniowania tła, wyemitowanego w czasach, gdy Wszechświat istniał od zaledwie kilkuset tysięcy lat, pokazały, że nasz Wszechświat ma płaską geometrię. Tymczasem we Wszechświecie bilans materii, energii i... krzywizny musi się zgadzać. Gdyby Wszechświat zawierał więcej materii, nie byłoby problemu – grawitacja mogłaby go „wypłaszczyć”. Wiemy jednak z wielu pomiarów, że materii jest na to za mało. Potrzebny jest dodatkowy składnik, działający jak „ujemna grawitacja”. W kosmologii znany jest jako stała kosmologiczna (zazwyczaj oznaczana grecką literą „Λ”), a bardziej nowocześnie i zarazem ogólniej, nazywa się go ciemną energią.

Do badań zmienności kwazarów uczeni wykorzystują obecnie znajdujący się w Republice Południowej Afryki teleskop SALT, na którym Polska ma prawo do 10% czasu obserwacji. Fot. Janus Brink 

Odległość i jasność

 

Jak wspomniano wyżej, odległości do kwazarów i innych dalekich obiektów najwygodniej wyznacza się na podstawie przesunięcia ku czerwieni. Nie jedyny, ale najważniejszy z naszego punktu widzenia haczyk tej metody polega na tym, że aby móc tak wyznaczoną odległość podać w bezwzględnych jednostkach – np. kilometrach czy megaparsekach – musimy znać model kosmologiczny. W zależności od tego, jaka jest gęstość materii, krzywizna Wszechświata i wartość stałej kosmologicznej, to samo przesunięcie ku czerwieni odpowiadać będzie różnym liczbom megaparseków.

 

Dlatego mierzenie „absolutnych” odległości jest w kosmologii tak istotne – porównując odległość, wyliczoną z przesunięcia ku czerwieni i zmierzoną niezależną metodą, możemy sprawdzić, czy zakładany przez nas model Wszechświata jest prawdziwy. Na takiej właśnie koncepcji opierały się pierwsze pomiary ciemnej energii – odległe supernowe zostały wykorzystane jako tzw. świece standardowe. Jeśli możemy założyć, że wiemy, jakie są ich jasności absolutne (co w przypadku pewnego typu supernowych wydaje się uzasadnione), możemy wyznaczyć ich odległości niezależnie od przesunięcia ku czerwieni i w ten sposób „sprawdzić” model kosmologiczny.

 

Kwazar zamiast supernowej

 

Problem polega na tym, że bardzo trudno jest znaleźć inne niż supernowe obiekty, które by się do takich pomiarów nadawały. Muszą spełniać wiele warunków: występować dostatecznie często, być widoczne z wielkich odległości, a na dodatek musimy umieć oszacować ich absolutną jasność. Jak zaprząc do takiego zadania kwazary? Spełniają wprawdzie dwa pierwsze warunki, ale wyznaczenie jasności absolutnej stanowi poważną trudność. Wydaje się jednak, że nam uda się ją pokonać.

 

Zadanie składa się z dwóch etapów. Po pierwsze, musimy zmierzyć jasność obserwowaną kwazara i jego przesunięcie ku czerwieni. Krok drugi, znacznie bardziej skomplikowany, polega na określeniu jasności absolutnej tego obiektu. Zastosowana przez nas metoda opiera się na teorii powstawania Obszaru Szerokich Linii Emisyjnych (z ang. Broad Line Region, BLR), który znajduje się w pobliżu centralnej czarnej dziury w aktywnej galaktyce. Obszar ten jest pierścieniem znajdującym się ponad dyskiem, zawierającym chmury gazu. Od wewnętrznej strony jego istnienie ograniczone jest przez temperaturę, która, rosnąc w miarę zbliżania się do centrum, sprawia, że pył sublimuje. Na gazowo-pyłową plazmę działa ciśnienie promieniowania, co powoduje, że obłoki materii są wyrzucane do pierścienia z dużymi prędkościami z jeszcze szybciej wirującego dysku. Na kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni nakłada się w tym wypadku efekt Dopplera – linie emisyjne takiego poruszającego się gazu są przesunięte, i to dla każdego obłoku nieco inaczej. Nie jesteśmy w stanie mierzyć ich dla każdego obłoku z osobna – za to linie w widmie samego kwazara, będące złożeniem linii pojedynczych obłoków, stają się niezwykle szerokie.

Widmo kwazara HE 0413-4031: po lewej stronie znajduje się obraz przed redukcją, a po prawej – obraz po redukcji. Widać efekt usunięcia śladów promieni kosmicznych, widocznych na zdjeciu przed redukcją w postaci pojedynczych jasnych punktów 

Te szerokie linie, emitowane przez atomy szybko poruszającego się gazu, możemy obserwować za pomocą teleskopów naziemnych. Promień dysku, przy którym temperatura jest odpowiednia dla sublimacji, związany jest z jasnością absolutną kwazara. Określając odległość Obszaru Szerokich Linii Emisyjnych od czarnej dziury, jesteśmy zatem w stanie wyznaczyć jasność absolutną kwazara. Problem sprowadza się zatem do wyznaczenia tej właśnie odległości.

 

Aby to osiągnąć, mierzymy zmiany jasności kwazara oraz jego linii emisyjnych. Poszukiwaną odległość możemy wyznaczyć, mierząc czas opóźnienia linii względem zmian jasności samego kwazara. Do naszych badań wykorzystujemy kwazary o wartości przesunięcia ku czerwieni zbliżonej do 1 – oznacza to, że oddalone są od nas o około 8 mld lat świetlnych. W przypadku znacznie bliższych obiektów, o widmach mniej przesuniętych ku czerwieni, moglibyśmy zająć się pomiarami linii Balmera wodoru (Hβ). Widmo naszych kwazarów jest jednak przesunięte tak, że linia ta znajduje się już w podczerwieni, poza częścią dostępną obserwacjom optycznym. Dlatego koncentrujemy się na linii jednokrotnie zjonizowanego magnezu (MgII), która jest w tym przypadku przesunięta z nadfioletu do optycznej części widma.

Schemat przedstawiający powstawanie szerokich linii emisyjnych  w kwazarach. Grafika Krzysztof Hryniewicz/Paweł Adamów 

Porównanie jasności absolutnej i obserwowanej kwazara umożliwia następnie wyznaczenie tzw. modułu odległości, który pozwala policzyć odległość do kwazara niezależną od jego przesunięcia ku czerwieni. To pozwoli – w sposób odmienny od pomiarów opartych na badaniach supernowych – otrzymać informacje o tempie rozszerzania się Wszechświata i zawartości ciemnej energii we Wszechświecie.

 

Lata obserwacji

 

Do zmierzenia opóźnienia jasności linii emisyjnych względem zmian jasności kwazara, potrzebujemy co najmniej kilkuletnich obserwacji. Prowadzimy je za pomocą 10-metrowego południowoafrykańskiego teleskopu SALT (Southern African Large Telescope). Jest to największy samodzielnie pracujący – czyli wykonujący obserwacje niezależnie od innych instrumentów – teleskop optyczny na półkuli południowej. Jego sferyczne zwierciadło składa się z 91 sześciokątów o bokach długości 1,2 m. Teleskop SALT należy do międzynarodowego konsorcjum, którego jednym z członków jest także Polska. Jej wkład finansowy wynosi 10%, dzięki czemu nasz kraj ma dostęp do 10% czasu pracy teleskopu. Nie dzieje się to jednak automatycznie – aby uzyskać czas obserwacyjny, trzeba złożyć wniosek, w którym wskazujemy, w jakich terminach i jakie obiekty chcemy obserwować, a także jakie rezultaty zamierzamy uzyskać. Po otrzymaniu decyzji pozytywnej zamówione obserwacje prowadzi zespół pracowników teleskopu SALT; polski obserwator nie zbliża się więc nawet do teleskopu. Uzyskane obrazy są następnie przesyłane zamawiającemu w dwóch postaciach: danych oryginalnych oraz wstępnie zredukowanych. Takie dane są gotowe do dalszej analizy. Pierwotne dane zawierają zniekształcenia spowodowane ich przetwarzaniem przez systemy elektroniczne; wstępna redukcja polega na usunięciu tych właśnie zniekształceń.

 

Aby wykonane przez teleskop ekspozycje przekształcić w użyteczne naukowo dane, trzeba poddać je dalszej redukcji. Obejmuje ona „wyczyszczenie” obrazów z zakłóceń, związanych np. ze zróżnicowaną czułością pikseli matrycy CCD, która je rejestruje. Trzeba też usunąć ślady promieni kosmicznych, czyli wysokoenergetycznych cząstek, wpadających do ziemskiej atmosfery. Z tak przygotowanych obrazów możemy uzyskać widmo kwazara. Następnie, porównując długości jego linii emisyjnych z długościami linii lamp kalibracyjnych, jesteśmy w stanie wyznaczyć przesunięcie tych linii ku czerwieni. Jeśli do tego zmierzymy jasność obserwowaną kwazara, mamy już pierwszy etap pracy za sobą.

 

Co przyniesie przyszłość?

 

Na razie zakończyliśmy pierwsze obserwacje, czekamy na kolejne, które w ciągu lat powinny pozwolić nam na dokładne wyznaczenie odległości badanych kwazarów.

 

Koncentrując się na projekcie, nie przestajemy myśleć o dalszych planach. W przyszłości zamierzamy wykorzystać obserwacje fotometryczne wykonane przez teleskop LSST (Large Synoptic Survey Telescope), który rozpocznie zbieranie danych na początku przyszłej dekady. Według planów ma to być to 8,4-metrowy teleskop optyczny usytuowany w Chile. Dostarczy obserwacji aż 100 mln kwazarów, których przesunięcie ku czerwieni będzie sięgać aż do z~2,5, a może i dalej.

 

Na razie jednak zajmujemy się obserwacjami pochodzącymi z teleskopu SALT. Dane napływają i niosą obietnicę uzyskania interesujących wyników, które – mamy nadzieję – pozwolą na uchylenie rąbka tajemnicy, spowijającej zagadkę natury ciemnej energii.

 

 

Chcesz wiedzieć więcej?

Czerny B., Hryniewicz K., Kałużny J., Maity I., Pych W. (2012). Dusty origin of the Broad Line Region in active galaxies. Feeding Compact Objects: Accretion on All Scales, Proceedings of IAUS No. 290
Czerny B., Hryniewicz K., Maity I., Schwarzenberg-Czerny A., Życki P.T., Bilicki M. (2013). Towards equation of state of dark energy from quasar monitoring: Reverberation strategy, A&A, 556, A97, 1-11
Chodorowski M., Bilicki M., Czerny B., Hryniewicz K., Kałużny J., Krupa M., Modzelewska J., Pollo A., Pych W., Schwarzenberg-Czerny A., Świętoń A. (2013). LSST-Europe: The Path to Science


Academia nr 3 (35) 2013

Oceń artykuł
(2 głosujących)

1 komentarz

Napisz komentarz

Upewnij się, że wypełniłeś wszystkie pola (*) wymagane. Używanie HTML jest niedozwolone.

Komentarze

O serwisie

Serwis naukowy prowadzony przez zespół magazynu Academia PAN.Academia Zapraszamy do przysyłania informacji o badaniach, aktualnie realizowanych projektach naukowych oraz imprezach popularyzujących naukę.

 

Dla użytkowników: Regulamin

Pliki cookies

Informujemy, że używamy ciasteczek (plików cookies) w celu gromadzenia danych statystycznych, emisji reklam oraz prawidłowego funkcjonowania niektórych elementów serwisu. Pliki te mogą być umieszczane na Państwa urządzeniach służących do odczytu stron, a korzystając z naszego serwisu wyrażacie Państwo zgodę na używanie cookies, zgodnie z aktualnymi ustawieniami przeglądarki.

Więcej informacji o celu używania i zmianie ustawień ciasteczek w przeglądarce: TUTAJ

Wydanie elektroniczne

Kontakt

  • pisz:

    Redakcja serwisu online
    Academia. Magazyn Polskiej Akademii Nauk
    PKiN, pl. Defilad 1, pok. 2110
    (XXI piętro)
    00-901 Warszawa

  • dzwoń:

    tel./fax (+48 22) 182 66 61 (62)

  • ślij:

    e-mail: academia@pan.pl