Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Lipiec 2022

< poprzedni Archiwum następny >

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.

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.


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.


Oryginalna publikacja: Marek Weżgowiec, Rainer Beck, Michał Hanasz, Marian Soida, Matthias Ehle, Ralf-Jürgen Dettmar, Marek Urbanik, Magnetic fields and hot gas in M101, zaakceptowana do publikacji w 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.



Kontakt:

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