Megamasery

Megamasery

Leszek P. Błaszkiewicz
Od czasu odkrycia emisji maserowej rodnika hydroksylowego OH oraz wyjaśnienia natury tego promieniowania zaczęto zastanawiać się, jakie warunki powinny być spełnione, by możliwe było dostrzeżenie źródeł maserowych poza Galaktyką. Mimo że temperatura jasnościowa stawia masery pośród najjaśniejszych źródeł promieniowania, to ich intensywność sprawia, że źródła pozagalaktyczne są bardzo słabe. Niemniej jednak techniki obserwacyjne i sprzyjające emisji warunki pozwalają na detekcję szczególnych maserów w odległych galaktykach. Ze względu na ich wyjątkową jasność źródła takiej emisji nazwano megamaserami

1. Czym są megamasery?

O emisji maserowej związanej z różnymi środowiskami w Galaktyce pisałem niejednokrotnie na łamach „Uranii – PA” (6/02; 4/04; 3/06 i 2/07). Oprócz tych niezwykłych źródeł związanych z Drogą Mleczną i procesami w niej zachodzącymi, zaobserwowano niezwykle silną emisję dochodzącą z innych galaktyk. Jasność tych pozagalaktycznych maserów jest oceniana na więcej nawet niż milion jasności typowych maserów galaktycznych.

Rys. 1 Rys. 1. Typowe widmo megama­sera OH z GBT NRAO otrzymane podczas przeglądu IRAS 09539+0857 to obiekt typu URLIG. (z: „OH Megamasers Survey — NRAO Greenbak”, Brian Kent i inni)

Do tej pory zaobserwowano pozagalaktycz­ne linie widmowe, które zidentyfikowano jako maserowe od trzech molekuł; dla przykładu linia H2CO na fali o długości 6 cm. Uwagę astronomów skupiają jednak najjaśniejsze linie OH i H2O. Jak dotąd bezskuteczne są próby detekcji pozagalaktycznych źródeł emisji maserów metanolowych (CH3OH). Ze względu na bardzo znaczną jasność emisja ta otrzymała miano megamasera i jest związana głównie z wewnętrznymi obszarami galaktyk, a ściślej z najbliższym otoczeniem jąder galaktyk aktywnych.

Ze względu na swe położenie megamasery dają unikalną możliwość testowania obszarów o dużej gęstości. Jak dotąd najbardziej poznane zostały masery hydroksylowe oraz wodne. Wiadomo, że wzbudzanie molekuł hydroksylu (pompowanie maserów OH) odbywa się dzięki fotonom z zakresu podczerwieni IR, zaś najbardziej odpowiednim mechanizmem pompowania maserów H2O są zderzenia cząsteczek — głównie z elektronami. Sprawia to, że megamasery OH znajdujemy głównie w galaktykach, w których istnieje duża nadwyżka IR (promieniowania podczerwonego), na przykład tam, gdzie gwałtownie zachodzą procesy gwiazdotwórcze, zaś masery wodne są ulokowane blisko centrów AGN-ów (z ang. Active Galactic Nuclei — aktywne jądro galaktyki).

Rys. 2 Rys. 2. Obrazy podczerwone 3 mergerów oraz widma emisji maserowej OH, których detekcji dokonano w kierunku tych galaktyk. (widma z: Darling i inni, 2002, AJ, 124, 100 i poprzednie)

Emisja megamaserów nie jest dokładnie identyczna jak emisja zwykłych galaktycznych źródeł maserowych. Czynnik wzmocnienia nie jest tak wielki jak w przypadku zwykłych maserów, a co za tym idzie, linie widmowe nie są tak skrajnie wąskie. Co więcej, efekt Dopplera sprawia, że linie są bardzo rozmyte. W przypadku megamaserów nie obserwuje się efektów nasycenia.1 Wreszcie emisja megamaserowa najczęściej nie jest spolaryzowana, choć istnieją obserwacje wskazujące na polaryzację emisji OH.

1.1. Megamasery OH

Chociaż, chronologicznie rzecz biorąc, pierwsze obserwacje maserów pozagalak­tycznych były związane z molekułą H2O, to zajmiemy się na początku maserami OH, które w naszej Galaktyce zostały bardzo dokładnie poznane i przebadane.

Wyniki pierwszych obserwacji megamase­rów OH wykonanych w kierunku źródła ARP 220 zostały opublikowane przez Willema Baana i współpracowni­ków w 1982 r.

Rys. 3 Rys. 3. Mapy emisji megamasera OH uzyskane podczas obserwacji interferometrycznych obiektu III ZW 35. (Pihlstrom i inni, 2001, A&A, 377, 413)

Poszukiwania megamaserów OH w innych galaktykach stały się bardziej owocne, kiedy to dzięki obserwacjom z podczerwonego satelity-obserwatorium IRAS stało się jasne powiązanie właściwości podczerwonych galaktyk i ich aktywności jako źródeł emisji maserowej. Poszukiwania megamaserów pokazały ponadto, że najczęściej znajdują się w obiektach określanych jako Wielkie Mergery (na przykład zderzające się, bogate w materię międzygwiazdową galaktyki spiral­ne), szczególnie w obiektach określanych ULIRG (ang. ultraluminous infrared galaxy — ultrajasne galaktyki podczerwone, które emitują w zakresie podczerwieni energię nawet 1012 razy większą niż słoneczna). Co więcej, stwierdzono, że masery są tym jaśniejsze, im większa jest jasność galaktyki w zakresie dalekiej podczerwieni (FIR — Faint IR). Wyznaczono przybliżoną zależność: LOH ? LFIR2. Przypuszcza się, że uruchomienie planowanych bardzo czułych instrumentów (LOFAR czy SKA) pozwoli na obserwacje emisji OH w obiektach znacznie odleglejszych (w obiektach o większych przesunięciach ku czerwieni) — już teraz taką emisję określa się czasami jako gigamasery OH.

Obserwacje interferometryczne (na przykład Mrk 231, Mrk 273 czy IC 694) sugerują istnienie bardzo rozległego (nawet 100 pc) torusa molekularnego, który otacza centralną część jądra galaktycznego. Emisja maserowa pochodzi od zwartych obszarów w tym torusie, których rozmiary nie przekraczają 1 pc. Takie rozmiary wynikają z przeprowadzonych obserwacje zmienności emisji.

Rys. 4 Rys. 4. Radiowa pozostałość po supernowej i prawdopodobne usytuowanie obszaru z maserami OH w Arp 220. Przypuszczalnie w okresie przed wybuchem gwiazda traciła bardzo dużo materii, ta zaś utworzyła rozległą otoczkę. Fala uderzeniowa wybuchu zagęszcza obszary OH tak, że mogły powstać warunki odpowiednie do zaistnienia emisji

Obserwacje megamaserów OH pokazują także, że są one blisko związane nie tylko z obszarami powstawania gwiazd. Ponad 25% obserwowanych radiowo pozostałości po supernowych w Arp 220 jest powiązanych z emisją bądź absorpcją OH (rys. 4).

2. Megamasery H2O

Na temat megamaserów H2O wspominałem już przy okazji omawiania obecności wody we Wszechświecie („Urania – PA” 3/06). Tu chciałbym przybliżyć nieco bardziej ten problem i omówić kilka najciekawszych wyników uzyskanych w ciągu ostatnich lat. Historia obserwacji emisji maserów wodnych w obszarach poza Galaktyką sięga roku 1976. Churchwell i współpracownicy zakomunikowali o detekcji masera H2O w galaktyce M33. Jednak pierwszy megamaser zaobserwowano pod koniec 1977 r., a w 1979 autorzy odkrycia, Dos Santos i Lepine, opublikowali w „Nature” wyniki swoich obserwacji maserów w okolicach jądra obiektu NGC 4945 (spiralna galaktyka typu Seyfert 2 w gwiazdozbiorze Centaura). Niedługo potem masery H2O zaobserwowano także w NGC 3079, NGC 1068 oraz NGC 4258. Spodziewano się, co prawda, że emisja megamaserów będzie pochodzić z gęstych obszarów powstawania gwiazd w pobliżu centrów galaktyk, ale okazało się, że obszary te są znacznie mniejsze, niż sądzono. Prowadzone poszukiwania emisji H2O w galaktykach dały pewność, że jest ona najczęściej spotykana w pobliżu AGN-ów, szczególnie w ich typach określanych jako LINER (ang. low-ionization nuclear emission-line region) lub galaktykach Seyferta 2 typu. Pod koniec ubiegłego roku lista galaktyk, w których wykryto emisję maserową wody, liczyła 83 pozycje (patrz rys. 6), przebadano zaś radioteleskopami w poszukiwaniu maserów wodnych ponad 500 galaktyk. Większość galaktyk macierzystych ma przesunięcie ku czerwieni z < 0,1. Wyjątkiem jest megamaser zaobserwowany w J0804+3607, dla którego z = 0,66.

Rys. 5 Rys. 5. Dwuwymiarowe widmo megamasera H2O w kierunku Mrk 1419. Wyraźna potrójna struktura widma. (Henkel i inni, 2002, A&A, 394, L23)

Obserwacje prowadzone z bardzo dużą zdolnością rozdzielczą, a także monitorowanie zmienności pozwoliły na zrozumienie, jaka jest struktura obszarów z emisją H2O.

2.1. Dyski akrecyjne

Dwuwymiarowe widma wielu megamaserów uwidaczniają potrójną strukturę (rys. 5), a grupy składników widmowych są rozłożone symetrycznie wokół prędkości radialnej centrum aktywnej galaktyki. Obrazy interferometryczne oraz monitorowanie zmienności położenia poszczególnych plam maserowych sugerują, że masery rozlokowane są wzdłuż dysku o rozmiarach mniejszych niż parsek, rotującego wokół masywnego i zwartego centralnego obiektu. Typowym przykładem jest megamaser H2O w NGC 4258 (M 106 — galaktyka spiralna w Psach Gończych oddalona około 7 Mpc). Emisja megamasera została odkryta w 1984 r. przez Claussena i współpracowników na typowej dla wody częstotliwości (przejście 616 – 523) 22,235080 GHz. Prędkość radialną2 wyznaczono na 472 km/s. Późniejsze obserwacje pokazały, że emisja posiada dodatkowe linie odległe od centralnych składników o około ±1000 km/s. Obrazy interferometryczne i modele, jakie do nich dopasowano, przekonują, że istnieje rotujący keplerowsko dysk, a systematyczne monitorowanie potwierdza tę koncepcję (patrz rys. 7). Obliczenia wskazują na obecność w centrum zwartego obiektu o masie około 40 mln mas Słońca. Wiele uzyskanych widm oraz obrazów z interferometrów pokazuje, że takie struktury nie są wyjątkowe, a emisja megamaserów jest związana bardzo często z dyskami akrecyjnymi w centrach AGN-ów.

2.2. Emisja z dżetów

Niektóre obserwacje uwidoczniły liniowy rozkład poszczególnych obszarów emisji megamaserów H2O, który nie jest prostopadły do obserwowanych dżetów, tylko się z nimi pokrywał. Typowym przykładem jest eliptyczna galaktyka Seyferta NGC 1052 (rys. 8).

Temperatura jasnościowa i natężenie promieniowania

Temperatura jasnościowa Tb to taka temperatura, przy której ciało doskonale czarne emituje promieniowanie o częstości w wąskim zakresie od ? do ? + ??, którego natężenie jest takie samo jak obserwowane I?. W przypadku obserwacji źródeł promieniujących w szerokim zakresie częstotliwości, nawet gdy ilość całkowita promieniowania jest wielka, to temperatura jasnościowa, która odpowiada konkretnej częstotliwości, nie musi być duża. Masery emitują w niezwykle wąskim zakresie częstotliwości całą energię, przeto ich temperatura jasnościowa osiąga bardzo duże wartości, stawiając je na czele listy najjaśniejszych źródeł promieniowania radiowego.

Dla niskich częstotliwości (? << kT/h) stosuje się przybliżenie Rayleigha?Jeansa, gdzie gęstość energii emitowanej przez źródło można zapisać jako:

wzór 1

gdzie k to stała Boltzmanna, T temperatura, a c to prędkość światła. Strumień promieniowania o częstotliwości ? z jednostki powierzchni emitowany w jednostkę kąta bryłowego nazywamy natężeniem promieniowania I?:

wzór 2

W przypadku obserwacyjnie wyznaczanego natężenia I?, możemy odnieść temperaturę także do obserwacji. W takim wypadku właśnie mówimy o temperaturze jasnościowej Tb(?) przy danej częstotliwości:

wzór 3

Duże szerokości linii widmowych oraz bardzo szybka zmienność sugerują, że masery znajdują się w obszarach, gdzie materia dżetu zderza się z otaczającym go gazem molekularnym. Obserwacje pokazują, że istnieje spora zależność pomiędzy jasnością radiową dżetu oraz jasnością maserów, co wskazuje na zależność obu badanych strumieni od zjawisk zachodzących w dżetach, na przykład powstawanie w nich nowych, aktywnych radiowo obszarów.

3. Jakie ciekawe informacje przynosi obserwacja megamase­rów?

Megamasery mogą dać odpowiedzi na wiele pytań związanych nie tylko z warunkami emisji, ale także z bezpośrednim sąsiedztwem emisji oraz procesami, jakie zachodzą podczas propagacji promieniowania od źródła do obserwatora.

Rys. 6 Rys. 6. Liczba odkrytych mega­maserów H2O w kolejnych latach z podziałem na instrumenty. Wyraźnie widać, że prym w odkryciach wiodą współczesne giganty: 100-metrowy radioteles­kop w Effelsbergu oraz 110-me­trowy Green Bank Telescope (GBT). (źródło: http://www.gb.­nrao.edu/~jbraatz)

Megamasery OH mogą stać się, poprzez swoje powiązania, próbnikami mergerów, wskazując stopień aktywności gwiazdotwór­czej.

Rys. 7 Rys. 7. Kombinacja przedstawia­jąca widma megamasera wodnego w NGC 4258. Po prawej u góry widać obraz podczerwony galaktyki M 106 wraz z nałożonym obrazem rentgenow­skim (niebieskie barwy) uzyskanym z satelity Chandra. Po lewej: widmo dwuwymiarowe pokazujące trzy grupy składników widmowych, obraz interferometryczny (na osiach względne położenie na sferze niebieskiej) oraz położenie składników z uwidocznieniem ich prędkości radialnych. Do obserwacji dopasowano rotujący keplerowsko dysk, którego schemat pokazano po prawej na dole. (wykresy zaczerpnięte z: Bragg i inni, 2000, ApJ, 535, 73)

Przedstawione niedawno wyniki obserwacji megamaserów hydroksylowych za pomocą 300-metrowego radioteleskopu w Arecibo uwidoczniły rozszczepienie zeemanowskie odpowiadające obecności pola magnetycz­nego. Dla mergerów Arp 220 oraz III Zw 35 wyznaczono średnie natężenie pola magnetycznego na około 3 mG,3 co jest bardzo zgodne z innymi pomiarami i pokazuje, że megamasery OH mogą być znakomitymi magnetometrami galaktycznymi.

Główne nadzieje związane z megamaserami H2O dotyczą projektów kosmologicznych oraz, z racji występowania maserów w dyskach, także postępu w poznawaniu struktury i dynamiki dysków akrecyjnych (rys. 9).

Tworzenie spektroskopowych radiowych map dysków w wewnętrznych obszarach AGN-ów jest niezwykle cenne ze względu na stosunkową łatwość obserwacji w porównaniu z innymi zakresami częstotliwości widma fal elektromagnetycznych. Emisja maserowa nie jest zakłócona bowiem przez odbicia i rozpraszanie promieniowania, a także zakłócanie przez „centralną maszynę” oraz otaczającą dysk materię. Mając zatem możliwość badania rozkładu plamek maserowych w strukturze o rozmiarach <1 pc na odległościach nawet 100 Mpc, rozdzielając je nie tylko na płaszczyźnie sfery niebieskiej, ale także badając precyzyjnie ich prędkości radialne, możemy precyzyjniej niż w innych metodach dopasować modele dysków. To z kolei daje możliwość wyznaczania mas centralnej czarnej dziury i samego dysku i zrewidowania pewnych wniosków, wiążących się z pytaniem o rolę czarnej dziury w procesie powstawania galaktyki.

Rys. 8 Rys. 8. Obraz galaktyki eliptycz­nej NGC 1052 zakwalifikowanej jako Sy2, wykazującej aktywność w jądrze, uzyskany na częstotli­wości 22 GHz. Jest to przykład dżetu, w którym zaobserwowano masery H2O. U góry mapa emisji continuum, na dole mapa konturowa i zaznaczone krzyżykami miejsca występowania maserów. (źródło: http://www. nrao.edu)

Ważne są także obserwacje zmian w czasie, szczególnie te związane z dyskami zniekształconymi (tak jak dysk w NGC 4258 — rys. 7). Pochodzenie zniekształceń, ich charakterystyka i stabilność to przedmioty badań, zaś stawiane hipotezy mówią między innymi o odbiciach, fotojonizacji i wypływie pewnych obszarów.

Rys. 9 Rys. 9. Schemat przedstawiający dwa główne nurty dociekań naukowych, w których wkład do poznania może wynikać ze studiowania megamaserów wodnych. (na podstawie: Greenhill i inni, 2007, IAUS, 242, 381)

W kosmologii tak zwany Model Standardowy opiera się na założeniu płaskości świata i zawiera promieniowanie, barionową i niebarionową materię oraz tzw. ciemną energię. Opis Wszechświata bazuje głównie na obserwacji promieniowania tła oraz wykorzystaniu supernowych jako kalibratorów odległości. Dokładne wyznaczanie odległości, a co za tym idzie poprawianie wartości stałej Hubble'a H0 jest kluczowym elementem, który może pozwolić na pewne odpowiedzi związane z ciemną energią.

Obserwacje maserów w odległych galaktykach dają możliwość wyznaczenia odległości na dwa sposoby: poprzez analizę ruchu maserów w dysku akrecyjnym (przyspieszenie dośrodkowe) oraz poprzez badanie ruchów własnych. Nie jest to zadanie łatwe, bo wymaga monitorowania emisji megamaserowej pojedynczym, dużym teleskopem oraz kilku sesji obserwacyjnych interferometrem z bardzo dużymi bazami. Zaletą takiego podejścia jest możliwość niezależnego i bardzo dokładnego oszacowania odległości i poprawienia dokładności wyznaczenia H0.

Dr Leszek P. Błaszkiewicz jest adiunktem w Uniwersytecie Warmińsko-Mazurskim oraz pracownikiem Olsztyńskiego Planetarium i Obserwatorium Astronomicznego. Jego zainteresowania naukowe są skoncentrowane na obserwacjach i badaniu emisji maserowej

(Źródło: „Urania — PA” nr 2/2009)