Polski 90-m radioteleskop, proponowane programy badawcze część 1

Wstęp

Duży, nowoczesny radioteleskop o średnicy czaszy parabolicznej 90 m (RT90), wyposażony w ultranowoczesną matrycę odbiorczą na pasmo fal centymetrowych (5–22 GHz) oraz w pojedyncze systemy odbiorników w zakresach fal decymetrowych (0,6–2,0 GHz) umożliwi polskim astronomom prowadzenie badań na wysokim, konkurencyjnym poziomie światowym. Rola teleskopu w sieci VLBI, a także w interferometrii lokalnej, krajowej, wzmocni nasz udział w najważniejszych projektach międzynarodowych. Rozwijane technologie e-VLBI, bezpośrednich połączeń światłowodowych pomiędzy elementami interferometru i korelacji sygnałów w czasie rzeczywistym będą powszechnie stosowane w przyszłych planowanych wielkich instrumentach, w tym SKA (Square Kilometer Array). E-EVN, europejska sieć interferometrii wielkobazowej uznana jest jako „Path Finder” dla projektu SKA. Sieci VLBI zajmują się prowadzeniem badań we wszystkich aktualnie „modnych” dziedzinach współczesnej astrofizyki, niemniej jednak ich głównym zadaniem jest uzyskanie obrazów obserwowanych obiektów z rozdzielczościami ~milisekundy łuku nieosiągalnymi żadną inną metodą. Z natury rzeczy głównym przedmiotem zainteresowania astronomów wykorzystujących możliwości badawcze VLBI są obiekty zwarte i zmienne. Najwięcej czasu obserwacyjnego zyskują studia AGN-ów (aktywnych galaktyk z masywnymi czarnymi dziurami), mikrokwazarów galaktycznych, maserów galaktycznych. Znakomite rezultaty naukowe pozyskuje się ostatnio w zastosowaniach astrometrycznych interferometrii VLBI. Wyznaczane paralaksy roczne do źródeł maserowych (OH, H₂O, SiO, CH₃OH) pozwoliły poprawić skale odległości w naszej Galaktyce i na nowo wyznaczyć prędkość jej rotacji. Różnicowe pomiary położeń badanych obiektów galaktycznych, w tym także niektórych gwiazd, pozwolą wkrótce dokonywać detekcji planet krążących wokół, np. czerwonych karłów. Dodanie do sieci VLBI nowego 90-m polskiego radioteleskopu zasadniczo poprawi czułość całej sieci, ale też radykalnie umocni naszą pozycję międzynarodową.

W kolejnych artykułach skoncentrujemy się na przeglądzie możliwości badawczych RT90 w trybie pracy samodzielnego instrumentu. Zresztą warto przypomnieć, że główne cele badawcze są wiązane z samodzielnymi programami obserwacyjnymi w oparciu o potężną kamerę radiową (radiowe CCD) umożliwiającą równoczesny pomiar mocy sygnału, jego własności polaryzacyjnych i spektralnych w wielu podpasmach zakresu 5–22 GHz. Jak pokazaliśmy już w poprzednim artykule, superczułe szerokopasmowe systemy odbiorcze dające informacje docelowo z ok. 100 równoczesnych wiązek (punktów na niebie), wyposażone w układy cyfrowego przetwarzania danych oparte na technologiach FPGA i ultraszybkich procesorów stworzą unikatowe narzędzie badawcze na poziomie światowym.

Ponieważ ma to być teleskop parametrami podobny do co najmniej 2 istniejących (MPIfR, GBT), to absolutnie niezbędne jest posiadanie konkurencyjnego, wyrafinowanego oprzyrządowania typu szerokopasmowy spektrometr do konstrukcji widm dynamicznych gwiazd wybuchowych, spektropolarymetr do syntezy miary rotacji Faradaya, cyfrowe przetwarzanie w wielowymiarowej przestrzeni parametrów.

Wysoka czułość pomiarów w niższych pasmach (systemy odbiorcze z RT32 mogą natychmiast być przeniesione i eksploatowane na RT90) tworzy nadzwyczajne warunki dla obserwacji wielu odkrytych już obiektów galaktycznych. Zadania badawcze i oczekiwany wzrost ich efektywności zebrano w kilku podpunktach poniżej. Opracowania przygotowali pracownicy naukowi z kilku ośrodków krajowych. W przygotowaniu programów badawczych na RT90 uczestniczą także uczeni z zagranicy, w tym głównie z W.Brytanii.

Andrzej Kus

Astronomia galaktyczna

Fizyka gwiazd neutronowych — pulsary radiowe

Rys. 1. Rysunek pokazuje silny i wysoko spolaryzowany subpuls w pulsie pojedynczym pulsara B2327-20. Przerywana linia odpowiada polaryzacji liniowej (ponad 90%), a kropkowana linia odpowiada polaryzacji kołowej (zmieniającej kierunek). Na dolnym panelu przedstawiono zmiany kąta pozycyjnego w funkcji fazy pulsu. Ciąg wiekszych kropek odpowiada pulsom pojedynczym, natomiast mniejsze kropki poniżej odpowiadają polaryzacji uśrednionej po kilku tysiącach pulsów. Obserwowana zgodność przebiegów jest bardzo ważna dla diagnostyki mechanizmu koherentnego promieniowania radiowego pulsarów, wciąż do końca nie rozpoznanego mimo upływu ponad 40 lat od odkrycia pulsarów. Obserwacji dokonano w GMRT na częstości 325, obserwacje na RT90 pozwolą szczegółowo badać ten mechanizm. 2009ApJ…696L.141M Mitra, Dipanjan; Gil, Janusz; Melikidze, George I., Unraveling the Nature of Coherent Pulsar Radio Emission

Pulsary radiowe mają na ogół stosunkowo strome, potęgowe widmo energii w odniesieniu do innych nietermicznych źródeł radiowych, charakteryzujące się indeksem widmowym bliskim wartości –2. Jednakże, w wielu pulsarach występuje załamanie widma (turn-over) i spadek energii na niskich częstotliwościach obserwacyjnych (w okolicach 100 MHz). Ostatnio pokazano również, że występuje grupa pulsarów z maksimum energii w widmie powyżej 1 GHz (czyli tzw. Gigahertz-Peaked Spectra; GPS). Widma tego typu były dotychczas znane wśród innych radiowych źródeł punktowych (tzw. GPS extragalctic compact sources). Pojawiła się potrzeba przebadania nowo odkrytych pulsarów (około 1200) w kontekście poszukiwania efektu GPS w widmach radiowych. Dobre udokumentowanie istnienia takich obiektów pozwoli przeprowadzić badania nad przyczyną tego zjawiska.

Do tego celu 90-metrowy radioteleskop w zakresie częstotliwości obserwacji od 600 MHz do 10 GHz wydaje się być idealnym instrumentem badawczym. Szeroka analiza pulsarów z efektem turn-over, a w szczególności GPS-ów, powinna nas przybliżyć do rozstrzygnięcia kwestii, czy obserwowany efekt załamania widma jest spowodowany absorpcją w magnetosferze pulsara, czy jest to utrata wydajności mechanizmu promieniowania, czy wreszcie zjawisko to występuje wyłącznie na skutek propagacji sygnału przez ośrodek międzygwiazdowy. Bardzo ciekawe jest, że GPS-y w pulsarach są stowarzyszone z bliskim, gęstym otoczeniem gwiazd neutronowych, które są interesującymi obiektami badań w wyższych zakresach energii fal elektromagnetycznych (tj. X, gamma). Udokumentowanie istnienia GPS w pulsarach spowoduje przeszacowanie i zmianę strategii w przyszłych projektach badawczych poświęconych pulsarom radiowym, takim jak LOFAR i SKA. Będzie konieczne uwzględnienie w poszukiwaniach zjawiska GPS, czyli faktu, że energia pulsara może spadać w widmie już w okolicach 1 GHz.

Rys. 2. Sekwencja 800 pulsów pojedynczych pulsara B0826-34 o natężeniu kodowanym w odcieniach szarości. W górnym panelu przedstawiony jest profil średni tego pulsara. Widać niezwykle koherentny dryf subpulsów w pełnym zakresie faz rotacyjnych pulsara. Obserwacji dokonano w GMRT na częstości 610 MHz. 2008MNRAS.383.1538B, Bhattacharyya, B.; Gupta, Y.; Gil, J., Results from multifrequency observations of PSR B0826-34

Innym interesującym obiektem badań za pomocą RT90 mogą stać się tzw. „part-time pulsars”, czyli obiekty, które wykazują własności pulsarów, ale przez dłuższe lub krótsze okresy nie promieniują wcale. Do tej grupy zaliczyć trzeba klasyczne „transienty”, takie jak RRAT-y (Rotating RAdio Transients), o których wiemy, że są rotującymi gwiazdami neutronowymi, wysyłającymi promieniowanie w postaci bardzo krótkich błysków, trwających zazwyczaj wielokrotnie krócej niż ich okres rotacji. Błyski te są rozdzielone długimi — od kilku minut do kilku godzin — okresami ciszy. Osobną podgrupę stanowią tzw. „intermittent pulsars”, czyli obiekty podobne do PSR B1931+24, w których okresy promieniowania i ciszy są wielokrotnie dłuższe (zarówno jedne, jak i drugie trwać mogą kilka do kilkunastu tygodni). Udało się pokazać, że tempo spowalniania rotacji takich obiektów jest większe w okresach świecenia niż ciszy. Wreszcie pulsary „rozbłyskowe”, takie jak PSR J1752+2359, które promieniują przez kilkadziesiąt okresów rotacji, po czym następuje kilku–kilkunastominutowy okres ciszy.

Wszystkie wspomniane obiekty są wdzięcznym celem obserwacji za pomocą 90-metrowego radioteleskopu. Wiemy o nich bardzo mało, a wiele wskazuje na to, że wyjaśnienie mechanizmów rozświecania się i gaśnięcia tego typu obiektów może pomóc nam w zrozumieniu mechanizmu promieniowania „normalnych” pulsarów. Duża powierzchnia zbierająca proponowanego teleskopu będzie tu bardzo pomocna, gdyż jednym z ważniejszych aspektów obserwacji „part-time pulsars” jest kwestia promieniowania tych obiektów w okresach ciszy, w szczególności rozstrzygnięcie, czy obserwowany brak sygnału jest absolutny, czy też obiekty te świecą wtedy, tyle że wielokrotnie słabiej — w takim wypadku pozorna cisza wynikać może wyłącznie z niewystarczającej czułości obserwacji. Szeroki zakres częstotliwości obserwacyjnych — od 0,6 do 10 GHz również będzie bardzo pomocny w zrozumieniu mechanizmów promieniowania i gaśnięcia RRAT-ów, pulsarów typu „intermittent” oraz rozbłyskowych.

Rys. 3. Typowe widma pulsarów wraz z przykładami GPS (Gigahertz-Peaked Spectra). Kijak J., Lewandowski W., Gupta Y., ASPC, 407, 341 (2009). Zakres pracy RT90 0,6–22 GHz, czułości lepsze niż 0,1 mJy

Do możliwych zastosowań 90-metrowego radioteleskopu w dziedzinie obserwacji pulsarów można również doliczyć chronometraż wybranych obiektów (w tym także pulsarów z grup wymienionych powyżej), badania własności pulsów pojedynczych (nulling, dryfujące subpulsy, zjawiska pulsów gigantycznych), oraz badanie ośrodka międzygwiazdowego poprzez zjawiska rozpraszania i scyntylacji międzygwiazdowych. We wszystkich tych zastosowaniach zarówno duża apertura teleskopu, jak i szeroki zakres dostępnych częstotliwości może przynieść istotne wyniki naukowe.

Poszukiwanie nowych obiektów, jak pokazuje przegląd wykonywany wielowiązkowym systemem na australijskim teleskopie w Parkes, może być szczególnie owocnym programem badawczym prowadzonym systematycznie przy pomocy wielowiązkowego, wielokanałowego nowoczesnego systemu odbiorczego projektowanego dla RT90.

Podsumowując, wymienione cele naukowe nie są jedynymi, jakie można z powodzeniem realizować w dziedzinie obserwacji pulsarów, dysponując radioteleskopem o dużej aperturze (rzędu 90 m), wyposażonym w czułe odbiorniki na częstościach od 0.6 do 10 GHz. Natomiast są to projekty, które gwarantują sukces publikacyjny i rozgłos zarówno środowiskowy, jak i medialny.

J. Gil, J. Kijak, W. Lewandowski
IA UZG

Radiowa spektroskopia na RT90

Cząsteczki — molekuły złożone z dwóch lub więcej atomów wirują wokół osi symetrii, emitując fale radiowe o określonej częstotliwości. Każda molekuła ma jednoznaczny wzorzec takich częstotliwości zwanych liniami widmowymi, które stanowią jakby „odcisk palca” identyfikujący jednoznacznie daną cząsteczkę. Eksperymenty laboratoryjne lub obliczenia modelowe pozwalają odtworzyć wzorzec linii widmowych molekuły i znakomicie ułatwiają astronomom poszukiwanie molekuł międzygwiazdowych za pomocą radioteleskopów. Często jednak obserwacje wybranych obszarów nieba dostarczają najpierw informacji o liniach widmowych, które należy następnie dopasować do wzorców laboratoryjnych i teoretycznych, aby zidentyfikować cząsteczkę. Tym sposobem odkryto w przestrzeni międzygwiazdowej ponad 145 różnych molekuł, niektóre z nich nie były dotąd znane na Ziemi.

Bogactwo linii widmowych w paśmie 4–24 GHz

W zakresie częstotliwości 4–24GHz znanych jest obecnie prawie 600 linii widmowych 74 molekuł (Lovas 2010, http://physics.nist.gov/PhysRefData/Micro/Html/contents.html). Większość z nich, bo prawie 90%, została odkryta przez wielkie radioteleskopy o średnicy ≥100 m, a ponad 90 linii nie jest jeszcze zidentyfikowanych z żadną molekułą. Mimo tak dużej liczby linii widmowych tylko kilkanaście najsilniejszych ma szerokie zastosowania astrofizyczne z powodu zbyt niskiej czułości większości dostępnych instrumentów. Są to przede wszystkim linie emisyjne molekuł OH, H₂O, CH₃OH i H₂CO wzmacniane w ośrodku nie będącym w równowadze termodynamicznej (efekt maserowy). Badania tych linii przyczyniły się istotnie do identyfikacji gwiazd o silnej utracie masy i obszarów formowania gwiazd w całej Galaktyce, poznania kinematyki wiatrów gwiazdowych i dysków wokół czarnych dziur oraz rodzących się gwiazd.

Sondowanie właściwości chłodnej i rozrzedzonej materii w Galaktyce

Możliwość detekcji setek linii widmowych o strumieniu rzędu ~1mJy poprzez jednoczesne obserwacje kilkudziesięciu 200 MHz pasm otwiera nowe i szerokie perspektywy diagnostyki warunków fizycznych ośrodka międzygwiazdowego w Galaktyce, w szczególności jego chłodnej (10–100K) i rozrzedzonej (10² – 10⁵ cm^–3) składowej. Obecnie wiedza o tej składowej ośrodka w skali Galaktyki opiera się głównie na obserwacjach widm HI, CO i OH. W połączeniu z obserwacjami w zakresie milimetrowym próbkującym przede wszystkim obszary o wyższej temperaturze i gęstości, obserwacje RT90 przyczynią się do stworzenia dokładniejszego obrazu warunków fizycznych i składu chemicznego neutralnej składowej materii międzygwiazdowej całej Galaktyki oraz jej ewolucji. Przedmiotem szczegółowych badań widmowych w zakresie 4–24GHz może być szereg obiektów astronomicznych, takich jak: atmosfery planet, komety, obszary formowania gwiazd w skalach przestrzennych od 100 pc (olbrzymie obłoki molekularne) do 0,1 pc (rdzenie ciemnych obłoków) oraz różne klasy obiektów pozagalaktycznych.

Poszukiwanie fizyko-chemicznych uwarunkowań powstania życia

Obok przeglądów widmowych wybranych obiektów ważne będą poszukiwania nowych i obserwacje już znanych molekuł organicznych, m.in. takich jak metanimina (CH₂NH) i cyjanowodór (HCN), które w połączeniu z cząsteczką wody tworzą glicynę — najprostszy aminokwas. W paśmie 13–24 GHz znane są od niedawna cztery linie glikoaldehydu (CH₂OHCHO) oraz dwie linie glikolu etylenowego (HOCH₂CH₂OH). Wyznaczenie obfitości złożonych molekuł organicznych będzie bardzo ważnym krokiem do zrozumienia przebiegu ewolucji chemicznej od dysku protogwiazdowego do dysku protoplanetarnego w obszarach formowania małomasywnych gwiazd. Kompletny atlas takich cząsteczek w zakresie fal centymetrowych uzupełniony przez dane z fal milimetrowych i submilimetrowych przyczyni się do olbrzymiego postępu w zrozumieniu warunków fizycznych i pierwotnych uwarunkowań chemicznych sprzyjających powstawaniu życia.

Możliwe niespodzianki

Systematyczne badania setek linii widmowych może przynieść także nieoczekiwane wyniki. Znamienny w tym względzie jest przypadek molekuły metanolu (CH₃OH). Po raz pierwszy emisję tej cząsteczki w przestrzeni międzygwiazdowej odkryto w 1971 r. (Barrett i in.) jako serię profili w pobliżu 25 GHz. Z powodu dużej liczby obserwowanych przejść widmowych stała się ona bardzo dobrym, ale jednym z wielu próbników gęstości i temperatury w obłokach molekularnych i takim pozostała przez kolejne prawie 20 lat. Dopiero w 1991 r. Menten odkrył przejście 6,7 GHz, które „przeoczone” w poprzednich przeglądach stało się niezwykle popularnym narzędziem identyfikacji obszarów formowania masywnych gwiazd, obrazowania dysków i wypływów molekularnych, a także precyzyjnego wyznaczenia odległości w Galaktyce.

Bezpośrednie pomiary pól magnetycznych

Ważną cechą wielu omawianych linii widmowych jest to, że ich szerokość dopplerowska jest mniejsza od szerokości rozszczepienia zeemanowskiego. Dla przejść o dużym współczynniku rozszczepienia (współczynnik g Landé) łatwo można mierzyć pole nawet o natężeniu ułamków mG.

Szczególnie linie powstające wskutek efektu maserowego, które są węższe od linii termicznych (np. dla molekuły OH szerokość termiczna linii w ośrodku o temperaturze 100K wynosi 0,5 km s^–1, podczas gdy obserwowane szerokości linii maserowych tej molekuły są 5 razy węższe) niosą ważne informacje o natężeniu i kierunku pola magnetycznego. W paśmie 4–24 GHz jest kilkadziesiąt przejść widmowych o dużym współczynniku rozszczepienia Zeemana. Ich obserwacje pozwolą bezpośrednio wyznaczyć natężenia pól magnetycznych w ośrodku o zróżnicowanych temperaturach i gęstości, dając ważny wkład do opisu pól magnetycznych w obłokach molekularnych i wypływach gwiazdowych, jego roli w regulacji procesów gwiazdotwórczych w Galaktyce. Planowane czułości RT90 umożliwią ponadto eksploracje pól magnetycznych w obiektach pozagalaktycznych. Niezwykle interesujące wydają się spektropolarymetryczne badania megamaserów za pomocą największych radioteleskopów połączonych w sieci VLBI, w których RT90 będzie kluczowym ogniwem. (Poszerzenie sieci VLBI o nowy, wielki teleskop to również wielka szansa nowych możliwości i odkryć w dziedzinie spektroskopii, tutaj nieomówionych).

Jak powstają galaktyki i ewoluują galaktyki?

RT90 będzie bardzo użytecznym instrumentem w badaniu emisji molekularnej obiektów w odległościach kosmologicznych. Linie milimetrowe molekuł odległych obiektów (z > 5) są widoczne w paśmie centymetrowym. I tak, powszechnie obserwowana linia 110GHz molekuły CO emitowana przez obiekt przesunięty ku czerwieni o z > 5 będzie odbierana przez radioteleskopy na częstotliwościach < 18GHz. Dotychczasowe badania w tych zakresach dotyczyły tylko wybranych najjaśniejszych w podczerwieni galaktyk i kwazarów. Informacje widmowe w szerokim zakresie częstotliwości dostarczane przez wieloelementową kamerę w ognisku RT90 pozwolą badać obiekty w zakresie 4,5 < z < 26,5. (Warto zauważyć, że obserwacje spektralne na RT90 będą prowadzone jednocześnie z obserwacjami kontinuum). Oszacowania kinematyki, gęstości gazu z obserwacji CO i innych molekuł w zakresie fal centymetrowych będą bez wątpienia kluczowe do lepszego zrozumienia procesów i mechanizmów powstawania galaktyk i gwiazd we wczesnym Wszechświecie.

M.Szymczak
CA UMK

Dyskretne źródła galaktyczne

Rys. 4. Jeden z wybuchów radiowych obserwowanych u Cyg X-3 (Mioduszewski et al., 2001 {DOI}). Na rysunku złożono pomiary radiowe wykonane na trzech różnych częstościach. Samo zjawisko trwało około tygodnia

Rys. 5. Profil linii widmowej 6,7 GHz metanolu — zależność gęstości strumienia (1 Jy = 10^–26 W m^–2 Hz^–1) od prędkości radialnej względem lokalnego standardu odniesienia, protogwiazdy G183.34+0.59. Jakość widma mierzona stosunkiem sygnału do szumu po 3-minutowej obserwacji na 32-m RT wynosi tylko 10 (dolny panel), po 6 godzinach obserwacji wzrasta do 140 (górny panel), co będzie równoważne 3-minutowej obserwacji na 90-m RT

Jednym z najważniejszych projektów naukowych, który będzie można realizować za pomocą nowego radioteleskopu, jest regularny przegląd płaszczyzny Drogi Mlecznej. Oprócz badania kształtu pola magnetycznego oraz poszukiwania słabych struktur radiowych w naszej Galaktyce, takich jak pozostałości po wybuchach supernowych, można także badać przejściowe zjawiska, które nieregularnie będą pojawiać się na naszym niebie. Za tego rodzaju „rozbłyski” radiowe odpowiedzialne jest kilka różnych klas obiektów astronomicznych.

W ostatnim czasie obserwuje się wzmożone wysiłki naukowców związane z badaniem tzw. rentgenowskich układów podwójnych (ang. X-Ray Binaries, XRBs). Sądzi się, że są to gwiazdy podwójne, gdzie jednym ze składników jest czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Te układy charakteryzują się nieregularnymi, gwałtownymi rozbłyskami w X, kiedy obserwujemy u nich wzmożoną aktywność. Gdy podczas fazy aktywności są kreowane również dżety, obserwujemy pojaśnienie na falach radiowych. Większą część czasu XRBs spędzają jednak w stanie „uśpienia”. Średnio w XRBs występuje jeden wybuch rocznie, zaś liczbę tych układów w Gaklaktyce ocenia się na 10³ – 10⁴ (Romani 1992). Obecnie znamy kilkanaście układów tego typu. Panuje powszechne przekonanie, że XRBs są przeskalowaną wersją kwazarów i zrozumienie zjawisk fizycznych tam zachodzących zdecydowanie zbliży nas do rozwikłania fenomenu aktywnych jąder galaktyk. Szczególnie ważny jest fakt, że skala czasowa procesów w XRBs jest rzędu kilku dni. Na falach radiowych również obserwuje się nieregularne pojaśnienia. Na rys.4 przedstawiono zmianę gęstości strumienia radiowego jednego z XRBs, Cyg X-3. W tym przypadku są notowane wybuchy strumienia aż do kilku Jy.

Rys. 6. Krzywe zmian gęstości strumienia radiowego na różnych częstościach gwiazdy nowej FH Serpentis, która wybuchła 13 lutego 1970 r. (Hjellming 1990 {DOI} {Google Books}). Widocz­na jest zmiana zachowania tego obiektu w zależności od długości fali. Całość zjawiska na falach radiowych może trwać nawet kilka lat

Regularne przeglądy Galaktyki na falach radiowych, prowadzone z dużą czułością, pozwolą na odkrywanie nowych układów XRBs i zdecydowane powiększenie bazy obserwacyjnej. Pozwoli to na wyselekcjonowanie wystarczającej liczby obiektów do badań statystycznych i ewolucyjnych, m.in. oszacowanie rozkładu mas „gwiazdowych” czarnych dziur. Ma to fundamentalne znaczenie, jeśli chodzi o powstawanie i ewolucję układów podwójnych.

Jednoczesny monitoring rozbłysków w szerokim paśmie radiowym, wraz z informacjami polarymetrycznymi, umożliwi zdobycie unikatowych danych obserwacyjnych, za pomocą których można badać relatywistyczne dżety produkowane okresowo w tych układach.

Kolejną klasą „przejściowych” obiektów radiowych są gwiazdy nowe. W tym przypadku za promieniowanie radiowe odpowiedzialny jest szok tworzący się podczas eksplozji nowej w materii otaczającej układ. Zjawisko gwiazdy nowej na falach radiowych trwa o wiele dłużej niż w domenie optycznej i może trwać nawet kilka lat. Za pomocą obserwacji poświaty radiowej gwiazd nowych można oszacować na przykład ilość materii wyrzuconej podczas eksplozji czy nawet masę białego karła, na powierzchni którego doszło do „zapalenia” gwiazdy nowej (m.in. Eyres et al., 2009 {DOI}). Rys. 6 przedstawia zmiany gęstości strumienia radiowego na różnych częstościach obserwowane podczas eksplozji gwiazdy nowej FH Ser w 1970 r.

Odkrywanie/obserwowanie gwiazd nowych będzie naturalną konsekwencją monitorowania Galaktyki. Szczególnie interesujące może być znajdowanie nowych, które nie są widoczne optycznie ze względu na zasłaniającą materię międzygwiezdną. Pozwoli to na nowe oszacowania ilości tego typu zjawisk w Drodze Mlecznej oraz zweryfikowanie obecnych modeli teoretycznych powstawania i ewolucji układów podwójnych.

M.Gawroński, CA UMK