Astronomiczny Obiekt Miesiąca OAUJ: Wrzesień 2018

< poprzedni Archiwum następny >

Odkrycie okresowego sygnału radiowego blazara PKS 0219-164

Blazary należą do najjaśniejszych obiektów we Wszechświecie. W ich centrach znajdują się ogromne czarne dziury zasilane materiałem opadającym na nie z dysków akrecyjnych. Dyski te mają rozmiary rzędu kilku parseków, otaczają czarne dziury i są zbudowane z przyciąganej przez nie materii. Blazary wyrzucają w kosmos najbardziej energetyczne dżety - strugi plazmy rozpędzonej do prędkości relatywistycznych, w tym przypadku skierowane niemal dokładnie w naszą stronę. Na mapach radiowych dżety wydają się rozciągać na duże odległości od centrum macierzystej galaktyki. W niektórych przypadkach wykazują tzw. prędkości nadświetlne, pozornie nawet 37 razy większe od prędkości światła w próżni. Blazary dzielą się na dwie grupy źródeł: FSRQ (kwazary radiowe o płaskich widmach) i obiekty BL Lacertae (Lacertydy). Obiekty FSQR mają większe moce i charakterystyczne linie emisyjne widoczne w całym kontinuum. Maksimum emisji synchrotronowej przypada na niskoczęstotliwościowe części widma. Lacertydy są słabsze, a w ich widmach jest niewiele linii emisyjnych. Ich promieniowanie synchrotronowe pochodzi z kolei z wysokoenergetycznej części widma elektromagnetycznego. Stanowią więc wyjątkową klasą obiektów o silnej emisji synchrotronowej (emisja w twardym promieniowaniu rentgenowskim i na energiach rzędu TeV). Jednak w porównaniu z dużo jaśniejszymi FSRQ blazary zdają się ściągać na siebie materię we względnie niskim tempie. Nie posiadają też silnych pól fotonowych w centrum.

Ciągła emisja blazarów jest zmienna pod względem strumienia i polaryzacji. Skala tej zmienności może wynosić od kilku minut do dekad. Większość blazarów leży tak daleko od nas, że żaden ze współczesnych instrumentów astronomicznych nie jest w stanie szczegółowo zobrazować ich aktywnych obszarów centralnych. Badania obserwowanej zmienności są zatem ważnym narzędziem, które pomaga nam lepiej zrozumieć procesy zachodzące w bezpośredniej bliskości tych aktywnych centrów galaktycznych. Już wcześniej astronomowie wykryli tak zwane pseudo okresowe oscylacje (ang. QPO) w badanych na różnych częstotliwościach krzywych zmian blasku dla wielu blazarów. Ale krzywe zmian blasku tych obiektów są zazwyczaj zdominowane przez kolorowy szum (oznacza to, że ich zmienność zmniejsza się coraz bardziej wraz ze zmniejszaniem się przedziałów czasu obserwacji). Pociąga to za sobą trudności w wykrywaniu faktycznej, statystycznej zmienności i odróżnieniu jej od fałszywych detekcji.

PKS 0219-164 to obiekt BL Lac o przesunięciu ku czerwieni z=0,7 obserwowany w szerokim zakresie widma elektromagnetycznego - od fal radiowych po rentgenowskie i gamma. Dokładne położenie źródła na falach radiowych (2700 MHz) i jego korelacja z obiektem widocznym w zakresie optycznym znane są już od roku 1977. W roku 1993 obiekt został sklasyfikowany jako kwazar (QSO). Blazar ten został również zbadany na częstotliwości 15 GHz. Do obserwacji użyto radioteleskopu OVRO. Badania przeprowadzono z wykorzystaniem periodogramu Lomb-Scargle i ważonej transformaty falkowej. Dane obejmowały lata 2008–2017. Wykryto silny sygnał powtarzający się z okresem rzędu 270 dni.

W układzie spoczynkowym dla źródła o przesunięciu ku czerwieni z=0.7 270 dniom obserwacji na Ziemi odpowiada około 160 dni. Dla blazara z czarną dziurą o masie rzędu 10⁹ mas Słońca promień orbity keplerowskiej to blisko 3 miliparseki. W hipotetycznym układzie podwójnym dwóch takich czarnych dziur ze stosunkiem mas składników od 0.1 do 0.01 czas zaniku ich orbit szacowany jest na jedyne 35 lat. Oznacza to, że układ taki może zlać się ze sobą w grawitacyjnym kolapsie jeszcze za czasu naszego życia, emitując przy tym fale grawitacyjne. Część naukowców sądzi jednak, że prawdopodobieństwo zaobserwowania zderzenia się ze sobą dwóch supermasywnych czarnych dziur jest niewielkie. Jak dotychczas najbliższy z zaobserwowanych układów tego typu znajduje się w galaktyce Seyferta (Mrk 533) - czarne dziury dzieli tu prawdopodobnie odległość 0.35 parseka.

Jeśli jednak obserwowana zmienność okresowa obiektu jest wzmacniana dopplerowsko przez obecność relatywistycznych cząsteczek poruszających się na przykład wzdłuż torów spiralnych w polach magnetycznych w dżetach, rzeczywista skala okresowości może wydłużać się o czynnik rzędu 10 do 20. Wówczas odpowiednia orbita keplerowska czarnych dziur może być znacznie większa - jeden ze składników może krążyć wokół drugiego nawet w odległości kilku dziesiątych parseka. Wówczas ewolucja takiego układu masywnych czarnych dziur trwałaby odpowiednio dłużej.


Alternatywnie, w ujęciu relatywistycznym (Ogólna Teoria Względności) orbity obracających się i bardzo masywnych obiektów są silnie zniekształcane przez tak zwane unoszenie układu odniesienia (ang. frame-dragging). Wywołuje to precesję węzłów orbit tych ciał, znaną jako efekt Lense-Thirringa. Dla szybko rotującej czarnej dziury o masie 10⁹ mas Słońca precesująca orbita powinna mieć rozmiar rzędu 12 promieni grawitacyjnych. Wynikająca z precesji, okresowa zmiana kąta wyrzutu dżetu z blazara może wówczas łatwo tłumaczyć obserwowaną zmienność jego strumienia.

W jeszcze innymi możliwym scenariuszu dysk akrecyjny z silnym polem magnetycznym może przyczyniać się do powstania tak zwanych magnetycznie blokowanych przepływów akrecyjnych (ang. magnetically choked accretion flow). Wówczas niestabilności Rayleigha-Taylora i Kelvina-Helmholtza mogą wywoływać pseudo okresowe oscylacje na styku dysku i magnetosfery. Naturalne powstawanie takich oscylacji obserwowane jest w magnetohydrodynamicznych symulacjach komputerowych wielkoskalowych dżetów.


Oryginalna publikacja: Gopal Bhatta: Radio and gamma-Ray Variability in the BL Lac PKS 0219−164: Detection of Quasi-periodic Oscillations in the Radio Light Curve, Astrophysical Journal, 14 września 2017.


Przedstawione wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego. Zostały uzyskane przy znaczącym finansowym wsparciu Narodowego Centrum Nauki w ramach grantu DEC-2012/04/A/ST9/00083. Niedawno Dr. Bhatta odkrył również przejściowe oscylacje pseudo okresowe w promieniowaniu gamma słynnego blazara Mrk 501. Badania te zostały opisane w Phys.org.

Kontakt:

Gopal Bhatta Obserwatorium Astronomiczne UJ Gopal.Bhatta [at] uj.edu.pl