Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Listopad 2022

< poprzedni Archiwum następny >

Markarian 421: jasny i bliski blazar w świetle rentgenowskim

Blazary to podklasa aktywnych jąder galaktycznych (AGN-ów) z relatywistycznym dżetem skierowanym w stronę Ziemi. Wykazują one zmienność w jasności i widmie. Markarian 421 jest blazarem o dużej jasności i zmienności, o tzw. piku synchrotronowym, z pozbawionym cech widmem nietermalnym. To także jeden z najbliższych blazarów, leżący na przesunięciu ku czerwieni 0,03, co odpowiada odległości 134 Mpc. To wysokoenergetyczne źródło, które promieniuje w całym obserwowalnym widmie elektromagnetycznym, i pierwsze pozagalaktyczne źródło zaobserwowane jako świecące również w zakresie energii TeV (1992 r.). Blazar jest zmienny w bardzo krótkich przedziałach czasowych, od minut do godzin, co oznacza, że wykazuje tzw. zmienność dobową. Zmienność ta jest jednym z najbardziej zagadkowych zjawisk zachodzących w blazarach, które nie zostało jeszcze dobrze wyjaśnione. Uważa się, że ma związek z bliskim otoczeniem supermasywnej czarnej dziury.

Grupa badawcza pracująca w ramach indyjsko-polskiej współpracy pomiędzy Uniwersytetem Jagiellońskim, IFJ-PAN i instytutem ARIES w Indiach przeprowadziła szczegółowe analizy zmienności obiektu Markarian 421 w zakresie promieniowania rentgenowskiego (od 0,2 keV do 10,0 keV), wykorzystując w tym celu dane z kosmicznego teleskopu XMM-Newton. Markarian 421 to jeden z najbardziej popularnych i najszerzej monitorowanych blazarów – zespół wykorzystał to, aby lepiej zrozumieć naturę ich zmienności dobowej (intraday variability, IDV) w zakresie rentgenowskim z wykorzystaniem obserwacji dostępnych dla tego źródła. W tej samej publikacji na przykładzie Mrk 421 zbadano też złożone zachowanie się blazarów w kontekście zmienności dobowej w paśmie rentgenowskim.

Aby lepiej zrozumieć naturę zjawiska, dokładnie przeanalizowano zakresy zmienności strumienia blazara. Do oceny jego zmienności spektralnej wykorzystano również metodę współczynnika twardości. Metoda ta ma tę zaletę, że jest niezależna od przyjętego modelu. Oceniono ponadto korelację pomiędzy zmiennością strumienia i zmiennością widmową obiektu. W przypadku współczynnika twardości analiza została wykonana dla zakresów energii 0,2-2,0 keV i 2,0-10,0 keV, które są zwyczajowo określane jako odpowiednio miękkie i twarde pasmo rentgenowskie.

W dużym zbiorze obserwacji z instrumentu XMM-Newton EPIC-pn, które zostały wykorzystane w tej pracy, zaobserwowano aż 96% cykli zmienności, ale zmienność w pewnym stopniu była obserwowana we wszystkich obserwacjach. Zmienność w paśmie twardym okazała się od 1 do 2,5 razy większa niż w paśmie miękkim. Stwierdzono, że minimalna skala czasowa zmienności jest zróżnicowana od ~1 ks do 10,6 ks. Zmienność nie jest rozłożona losowo, lecz wykazuje trend z okresem 17 lat. Wskazuje to na pewne regularne zmiany warunków fizycznych zachodzących w procesach emisyjnych. Na bazie analizy dyskretnej funkcji korelacji nie stwierdzono stałego wzorca występowania opóźnienia w jednym paśmie w stosunku do drugiego. W większości przypadków w całych obserwacjach występowało zerowe opóźnienie, ale ze znormalizowanych krzywych zmian blasku wynika, że w otoczeniu poszczególnych rozbłysków występowały dodatnie lub ujemne opóźnienia.

Dyskretna funkcja korelacji może być dobrą metodą do badań pojedynczych rozbłysków, ale nie całych obserwacji wysoce zmiennych źródeł, takich jak Mrk 421. Pasmo twarde okazało się z kolei znacznie bardziej zmienne niż pasmo miękkie, z powszechnym trendem „im twardsze, tym jaśniejsze”, widocznym we wszystkich obserwacjach. Co więcej, na wykresach stosunków twardości do jasności występowały pętle tworzące się zarówno zgodnie, jak i przeciwnie do ruchu wskazówek zegara w odniesieniu do czasu. Ciekawym przypadkiem jest obserwacja wykonana 1 grudnia 2002 r., która pokazuje zmianę kierunku pętli w czasie trwania rozbłysku. O ile poprzednie prace tłumaczyły to różnymi skalami czasowymi przyspieszania i chłodzenia, w tym przypadku stwierdzono, że jest to raczej spowodowane złożonymi relatywistycznymi regionami rekoneksji pola magnetycznego oraz relatywistyczną turbulencją w objętości dżetu, która jest regulowana przez fluktuującą gęstość dżetu. Również w omawianym zbiorze pomiarów obserwacje tworzące pętlę zgodną z ruchem wskazówek zegara wykazywały dodatnie opóźnienie czasowe, podczas gdy te z pętlą przeciwną do ruchu wskazówek zegara wykazały ujemne opóźnienie czasowe. Inną zauważalną cechą jest zależność opóźnienia od zmienności – opóźnienie ujemne było duże w obserwacjach o małej zmienności, a dodatnie w tych o dużej zmienności.

Szoki wymagają dłuższego czasu do przyspieszenia, co nie zostało zaobserwowane w przypadku Mrk 421, zatem może nie być to wiarygodne wyjaśnienie emisji synchrotronowej w blazarach w paśmie rentgenowskim. Być może przyczyniają się one do innych procesów przyspieszania i emisji w otoczeniu, ale nie widać oznak tego w badanym ośrodku. Niektóre obserwacje pokazują opóźnienie w promieniowaniu miękkim, co jest w sprzeczności z hipotezą przyczyniania się szoków do emisji synchrotronowej. Przyczynek od relatywistycznej turbulencji magneto-hydrodynamicznej wydaje się bardziej odpowiednim wyjaśnieniem obserwowanej emisji rentgenowskiej. Rekoneksja magnetyczna również może być dobrym wytłumaczeniem, ale w poszczególnych rozbłyskach zaobserwowano pewną symetrię, co powinno ją jednak wykluczać, o ile nie mamy do czynienia z udziałem jakichś zewnętrznych procesów o charakterze systematycznym. Może być również tak, że obserwuje się wkład od wielu różnych procesów rekoneksji magnetycznej, z których każdy działa w skali czasowej krótszej niż obserwowane rozbłyski.

Podsumowując, warto uwzględniać także cechy zmienności dobowej w modelowaniu procesów emisyjnych blazarów. Modelowanie takie należy przeprowadzać bardzo staranne, ponieważ uwzględnia się w nim dużą liczbę wolnych parametrów. Wszystkie modele blazarów powinny być też weryfikowane z pomocą obserwacji na różnych długościach fal.





Oryginalna publikacja: Angel Priyana Noel et al., X-Ray Intraday Variability of the TeV Blazar Markarian 421 with XMM-Newton, The Astrophysical Journal Supplement Series, 262, 1 (2022).

Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Praca została zrealizowana dzięki wsparciu finansowemu Narodowego Centrum Nauki poprzez grant UMO-2017/26/D/ST9/01178.

Kontakt:

Angel Priyana Noel Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego A.Noel [@] oa.uj.edu.pl