po angielsku

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego

 

Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Październik 2021

< poprzedni Archiwum

Złożona struktura wschodniego płata radiowego galaktyki Pictor A

Pictor A to radiogalaktyka z szerokimi liniami emisyjnymi, typu II w klasyfikacji Fanaroffa–Riley, z wielkoskalową morfologią radiową i przesunięciem ku czerwieni z=0,035. To także jedna z najbardziej znanych radiogalaktyk na niebie. Jest popularnym celem obserwacji we współczesnych szczegółowych badaniach radiogalaktyk prowadzonych w wielu różnych zakresach widma, od fal radiowych aż po rentgenowskie. Astronomowie z OA UJ przedstawili niedawno szczegółową analizę różnych cech emisji promieniowania rentgenowskiego wykrytych w jej wschodnim płacie radiowym, wykorzystując do tego dane zebrane przez obserwatorium rentgenowskie Chandra.

Na ilustracji: Kompozycja obrazów rentgenowskich (0,5–7,0 keV) z teleskopu Chandra, na której znajduje się cała struktura galaktyki Pictor A, wygładzona rozmyciem Gaussa (3σ). Kontury radiowe (kolor czerwony i biały) zaobserwowane przez interferometr VLA na częstotliwości 1,45 GHz zostały nałożone na dane z Chandry. Dwa wydłużone żółte prostokąty to obszary o wysokiej polaryzacji w płacie wschodnim, dla których zespół wyodrębnił profile jasności powierzchniowej w zakresie promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Źródło: Publikacja Zespołu.
Wielkoskalowy zachodni dżet radiowy i rentgenowski galaktyki Pictor A zaczyna się w jej aktywnym jądrze i rozciąga na setki kiloparseków od galaktyki macierzystej. Tak zwany przeciwdżet wschodni nie jest widoczny na mapach radiowych, ale można go łatwo zauważyć na głębokich mapach rentgenowskich wykonanych z pomocą obserwatorium Chandra. Gorące plamy (ang. hotspots) widoczne po obu stronach względem centrum galaktyki, na krańcach jej radiowych płatów, to miejsca, w których dżety kończą się, odpowiednio w kierunku zachodnim i wschodnim. Jasna zachodnia gorąca plama jest wyraźnie wykrywalna w różnych zakresach widma elektromagnetycznego – radiowym, podczerwonym, optycznym i rentgenowskim. Płaty radiowe widoczne są na falach rentgenowskich jako kokony o niskiej jasności powierzchniowej, otaczające wydłużone struktury dżetów.

Czoło dżetu, propagując się początkowo przez galaktykę, a następnie przez ośrodek międzygalaktyczny, oddziałuje z tymi zewnętrznymi ośrodkami, wywołując w efekcie falę uderzeniową (tzw. szok). Rozległe płaty radiowe powstają, gdy plazma obecna w dżecie przechodzi przez tego rodzaju szok końcowy i jest tam zawracana na nieciągłości kontaktowej pomiędzy takim wypływem a ośrodkiem międzygalaktycznym. Są szczególnie dobrze widoczne na częstotliwościach radiowych ze względu na emisję synchrotronową tworzących je, relatywistycznych elektronów. Szczegółowe, wysokorozdzielcze obserwacje płatów radiowych często ujawniają ich złożoną morfologię, wraz ze strukturami włóknistymi. Z kolei obserwacje rentgenowskie prowadzone z użyciem nowoczesnych instrumentów takich jak Chandra pozwalają na ich dokładnie zobrazowanie i wykrycie nietermicznej emisji kontinuum płatów. Astronomowie sądzą przy tym, że płaty są bardzo rzadkimi, ale wysokociśnieniowymi otoczkami i jednocześnie granicami dżetów, wypełnionymi wyłącznie ultrarelatywistycznymi elektronami i polem magnetycznym, z całkowitą energią wewnętrzną równą energii kinetycznej dżetu. Jednak niektóre obserwacje mogą wskazywać na to, że w płatach występują również znaczne ilości gazu termalnego, który wnosiłby znaczący wkład w produkcję ich promieniowania rentgenowskiego oraz równowagę ciśnieniową.

W ramach omawianych badań naukowcy z OAUJ przeanalizowali dane archiwalne z Chandry dla rozległych płatów galaktyki Pictor A, koncentrując się na płacie wschodnim i jego złożonym regionie gorących plam. Uzyskane mapy rentgenowskie tych obszarów zostały następnie dokładnie porównane z ich wieloma dostępnymi mapami radiowymi, uzyskanymi z pomocą interferometru radiowego Very Large Array (VLA).

Na ilustracji: U góry: powiększony widok rozkładu miary rotacji w obszarze gorącej plamy wschodniej, z nałożonymi konturami intensywności polaryzacji w paśmie L. Kontury zaczynają się od poziomu ufności 3σ i są przeskalowane przez czynnik √2. Na dole: powiększony widok emisji rentgenowskiej (0,5–7,0 keV) obszaru gorącej plamy wschodniej, z nałożonymi konturami intensywności promieniowania radiowego na częstotliwości 1,45 GHz (kolor czarny). Obraz z Chandry jest wygładzony gaussowsko z promieniem 5 px. Kontury radiowe zaczynają się od poziomu ufności 3σ. Obszary danych z Chandry wybrane do dalszej analizy są oznaczone czerwonymi konturami. Źródło: Publikacja Zespołu.


Uzyskane obrazy i wyniki analiz ujawniły interesujące cechy morfologiczne. Podwójna struktura gorącej plamy jest na przykład widoczna zarówno na mapach całkowitej emisji radiowej, jak i mapach polaryzacji radiowej. Tak zwana „wtórna” gorąca plama (najlepiej widoczna i najbardziej zewnętrzna cecha radiowa płata wschodniego) pokrywa się z pewnym wzmocnieniem w rozproszonej emisji rentgenowskiej, choć na typowych energiach rzędu keV jej emisja jest znacznie słabsza niż w przypadku położonej po stronie przeciwnej galaktycznego jądra gorącej plamy zachodniej. W pobliżu podwójnej gorącej plamy wschodniej widać także kilka jasnych, zwartych źródeł promieniowania rentgenowskiego, ale żadne z nich nie pokrywa się z lokalnym maksimum całkowitej lub spolaryzowanej intensywności promieniowania radiowego. Do analizy spektralnej zespół wybrał cztery takie regiony. Na mapach polaryzacji radiowej wszystkie z nich występują prawie dokładnie na krawędziach podwójnej struktury gorącej plamy. Ponadto jedno z jasnych, zwartych źródeł rentgenowskich (P5) na mapach wysokorozdzielczych zdaje się leżeć wyraźnie poza obszarem emisji radiowej.

Powiązania pomiędzy punktowymi źródłami promieniowania rentgenowskiego (bez odpowiedników optycznych) a płatami i gorącymi plamami w radiogalaktykach i kwazarach nie są jasne. Wciąż są one przedmiotem dyskusji naukowej. Takie źródła punktowe mogą być po prostu odległymi AGN-ami widocznymi w tle, zupełnie niezwiązanymi z obserwowanym płatem radiowym, ale ich obecność może również wynikać z różnych procesów rozpraszania energii odbywających się w płatach ze złożoną konfiguracją pola magnetycznego. Przykładowo, jeśli włókna radiowe obserwowane w płatach faktycznie reprezentują splątane kanały pola magnetycznego, to w miejscach interakcji tych włókien z gęstościowymi lub magnetycznymi wzmocnieniami w okolicznej plazmie mogą tworzyć się liczne, miejscowe, zwarte punkty z gwałtownymi procesami rekoneksji magnetycznej, wprowadzające tam ruchy turbulentne, a tym samym wydajne procesy przyspieszania cząstek i ogrzewania plazmy.

Jednak jednym z najważniejszych wniosków płynących z omawianej analizy radiogalaktyki Pictor A może być silnie wydłużone, rentgenowskie włókno „A”, znajdujące się ponad obszarem zakończenia dżetu i rozciągające się na co najmniej 30 kiloparseków. Jego emisja w zakresie energii 0,5–7,0 keV jest zgodna z emisją czysto potęgową lub – w rozwiązaniu alternatywnym – odpowiada kombinacji składnika potęgowego widma oraz wkładu od termalnej plazmy. W tym pierwszym przypadku nachylenie widma promieniowania rentgenowskiego byłoby zgodne (w granicach błędu) z nachyleniem widma kontinuum radiowego w miejscu badanego włókna. Drugi możliwy przypadek byłby jednak spójny z ostatnimi doniesieniami, według których w płatach radiowych radiogalaktyk mogą znajdować się również znaczne ilości gazu termalnego.


Oryginalna publikacja: R. Thimmappa, Ł. Stawarz, U. Pajdosz-́Śmierciak, K. Balasubramaniam, V. Marchenko, Complex Structure of the Eastern Lobe of the Pictor A Radio Galaxy: Spectral Analysis and X-ray/Radio Correlations, 2021, [astro-ph.HE].

Przedstawione wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. W badaniach wykorzystano dane pozyskane z Archiwum Danych Chandra. Prace zostały częściowo sfinansowane z grantu NCN 2016/22/E/ST9/00061.



Kontakt:

Rameshan Thimmappa
Obserwatorium Astronomiczne
Uniwersytetu Jagiellońskiego
Thimmappa [at] oa.uj.edu.pl

TKGS