Jak odkryliśmy największą strukturę radiową we Wszechświecie

Jak odkryliśmy największą strukturę
radiową we Wszechświecie

Jerzy Machalski, Dorota Kozieł-Wierzbowska, Marek Jamroży

Ta historia zaczyna się gdzieś w roku 1997, kiedy w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego pojawiło się zainteresowanie problematyką największych radioźródeł we Wszechświecie. Promieniując na najdłuższych falach widma elektromagnetycznego, ich rozmyte płaty (ang. lobes) rozciągają się na odległości większe niż 1 Mpc, tj. dziesiątki milionów lat światła, co jest rozmiarem większym niż cała nasza lokalna grupa galaktyk. Normalne rozciągłe radiogalaktyki, które stanowią jedynie około 1% wszystkich galaktyk we Wszechświecie, są od dziesięciu do stu razy mniejsze. Stosunkowo niedawno źródła o rozmiarze większym niż 1 Mpc zaczęto nazywać „gigantycznymi”. Choć istnieją dwa podstawowe typy morfologiczne rozciągłych radioźródeł, rozróżnione jeszcze w 1974 r. przez brytyjskich radioastronomów Bernarda Fanaroffa i Julię Riley i odtąd powszechnie oznaczane jako FRI i FRII, nasze zainteresowanie skoncentrowało się na tym drugim typie.

Największe znane do tej pory radioźródło typu FRII, stosunkowo nieodległa radiogalaktyka 3C236, została poznana bardzo dawno. Jednak początkowo raczej nikt nie zwrócił szczególnej uwagi na jej olbrzymi rozmiar liniowy. Galaktyka ta ma przesunięcie ku czerwieni równe z = 0,0988 i rozmiar kątowy 40,'5, co przy obecnie przyjmowanych wartościach parametrów kosmolo­gicznych H0 = 71 km/s/Mpc, ?m = 0,27 i ?P = 0,73, odpowiada jej odległości 449 Mpc i rozmiarowi liniowemu 4,38 Mpc. Do momentu naszego odkrycia znanych było około kilkudziesięciu radioźródeł o rozmiarach większych niż 1 Mpc, jednak większość z nich leży na północnej półkuli nieba i w kosmologicznie bliskich odległościach mniejszych niż 1000 Mpc. To ostatnie wiąże się ze średnią gęstością ośrodka międzygalaktycznego, która maleje z wiekiem Wszechświata i jego ekspansją. Stąd też bliskie rozciągłe radioźródła obserwujemy w epoce mniejszej gęstości tego ośrodka niż gęstość odpowiadająca epoce emisji obserwowanego promieniowania odległych radioźródeł. Krótko mówiąc, największe struktury radiowe powinny być obserwowane w najbliższych odległościach. Dlatego też nikt nie przypuszczał, że może istnieć radioźródło większe od 3C236, do tego w znacznie większej odległości od ziemskiego obserwatora. A jednak tak jest!

Podstawy astrofizyczne

„Standardowy model” radioźródła typu FRII, którego podwaliny utworzyli w 1974 r. Roger Blandford i Martin Rees oraz Peter Scheuer, przewiduje, że potężna energia wyzwalana w centralnym AGN-ie (ang. Active Galactic Nucleus) jest transportowana poprzez wąskie, silnie skolimowane strugi (ang. jets; w dalszym tekście będziemy używać spolszczonego terminu dżety), emanujące z AGN-u w dwóch przeciwległych, współosiowych kierunkach. Teoria produkcji tej energii to osobne zagadnienie. Wystarczy tu powiedzieć, iż łączy się ją z akrecją materii na masywną „czarną dziurę” w centrum galaktyki, charakteryzującą się jedynie masą i krętem. Jest to tzw. czarna dziura Kerra. Czoła dżetów, propagując się początkowo przez galaktykę, a następnie przez ośrodek międzygalaktyczny, oddziaływując z zewnętrznym ośrodkiem, wywołują falę uderzeniową (szok), tj. pewną paraboloidalną powierzchnię oddalającą się od centrum galaktyki z prędkością naddźwiękową. W nierelatywistycznej teorii przyspieszania w dyfuzyjnych szokach (np. Drury 1983) elastyczne rozpraszanie naładowanych cząstek przez magnetyczne nieregularności powoduje ich dyfuzję do pola magnetycznego. Ta ciągła zmiana kierunku umożliwia cząstkom wielokrotne przejście przez szok; jeżeli cząstka zderza się z szokiem czołowo — przyspiesza (jej energia kinetyczna wzrasta), gdy zaś dogania szok — zwalnia (traci energię). Enrico Fermi w 1954 r. wykazał, że czołowe zderzenie cząstki z losowo poruszającym się polem magnetycznym jest bardziej prawdopodobne niż doganianie tego pola. W rezultacie wielokrotnego oddziaływania cząstka będzie przyspieszona. Proces ten nosi nazwę mechanizmu Fermiego pierwszego rzędu. W obszarach występowania tego procesu, a więc na końcach dżetów w większości radioźródeł typu FRII obserwuje się silne promieniowanie tzw. „gorących plam” (ang. hot spots). Charakterystyczne synchrotronowe promieniowanie rozciągłych płatów radiowych radioźródeł tego typu pochodzi od wysokoenergetycznych cząstek, głównie elektronów ostatecznie pozostających za szokiem i tracących swą energię wskutek hamowania w międzygalaktycznych polach magnetycznych i/lub w odwrotnym procesie Comptona, tj. rozpraszania swej energii na fotonach mikrofalowego pola promieniowania reliktowego.

Już dość dawno zaobserwowano (np. Kapahi 1986), że zarówno mediana, jak i największy rozmiar liniowy radioźródeł maleją proporcjonalnie do (1+z)-3. Wynik ten jest zgodny z teoretycznymi przewidywaniami. W adiabatycznie ekspandującym Wszechświecie wypełnionym gorącym, dyfuzyjnym i jednorodnym ośrodkiem międzygalaktycznym (ang. intergalactic medium; IGM), gęstość tego ośrodka rośnie jak (1+z)3, a jego temperatura kinetyczna jak (1+z)2. W rezultacie ciśnienie ośrodka, decydujące (między innymi) o rozmiarze radioźródła, rośnie jak (1+z)5. Dlatego też gros największych znanych radioźródeł typu FRII, jak już wspomniano, znajduje się stosunkowo blisko nas. Z drugiej strony, ewentualne gigantyczne radioźródła z dużymi wartościami przesunięcia ku czerwieni, mogą wskazywać na istnienie obszarów IGM o znacznie niższej gęstości od średniej i to we wcześniejszych epokach kosmologicznych. Należy zwrócić uwagę, iż gdy wiek Wszechświata, wyznaczony z podanych powyżej parametrów kosmologicznych, wynosi około 13 mld lat, to jego wiek, odpowiadający obserwowanemu przesunięciu ku czerwieni z = 3, był tylko 2,2 mld lat! Dlatego też w naszym projekcie badawczym chcemy wykryć i zanalizować największe radioźródła o dużych przesunięciach ku czerwieni celem zbadania ewolucji kosmologicznej ośrodka międzygalaktycznego. Nasze poszukiwania skoncentrowały się na strukturach typu FRII, gdyż dla nich względnie łatwo można wyznaczyć rozmiar kątowy.

Geneza odkrycia

Jest rok 2005. Dorota, dla potrzeb swej rozprawy doktorskiej, kończy selekcję kandydatów na „gigantyczne” radioźródła położone na południowej półkuli nieba. Temat badawczy motywowany jest dwiema okolicznościami: 1) małą liczbą poznanych „gigantów” na tym obszarze nieba oraz 2) sprzyjającymi możliwościami obserwacyjnymi, zarówno w dziedzinie radiowej, jak i w optycznej. Już od dwóch lat współpracujemy z zespołem radioastronomów hinduskich (profesorem Dhrubą Saikia i jego doktorantem Chiranjibem Konarem) w badaniach gigantycznych radiogalaktyk bazujących w decydującej mierze na obserwacjach tych źródeł na długich falach radiowych za pomocą sieci interferometrycznej Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) w Pune. W tym samym czasie otwierają się jeszcze większe możliwości obserwacyjne w dziedzinie optycznej, zwłaszcza spektroskopii. Trwa budowa 11-metrowego teleskopu SALT w Republice Południowej Afryki, teleskopu dedykowanego dla obserwacji spektralnych. Dzięki owocnym staraniom szeregu polskich astronomów i decyzji Komitetu Badań Naukowych powstaje „Konsorcjum Polskich Użytkowników Teleskopu SALT”, mamy około 10% udziału w kosztach tej inwestycji, co gwarantuje nam taki sam udział w czasie obserwacyjnym. Jest to bardzo istotna okoliczność. Aby stwierdzić, jaki jest rozmiar liniowy obserwowanej struktury radiowej, jak również by określić jasność promieniowania, gęstość energii itp., jest konieczna znajomość jej odległości od nas. Te zaś można wyznaczyć jedynie na podstawie zmierzonego przesunięcia ku czerwieni. Jest więc oczywiste, że przede wszystkim musi się zidentyfikować daną strukturę z macierzystym obiektem optycznym. W większości poznanych już gigantycznych radioźródeł jest to galaktyka; jedynie kilka tak dużych źródeł jest związanych z obiektem klasyfikowanym jako kwazar. Odległość wynikająca z przesunięcia ku czerwieni macierzystej galaktyki jest przyjmowana jako odległość jej struktury radiowej. Jednak odległości tych galaktyk są na tyle duże, że obiekty optyczne zidentyfikowane z wybranymi kandydatami mają jasność widomą w czerwonym zakresie widma od ~19 mag. do ~22 mag. Dla otrzymania czytelnego widma tak słabych obiektów potrzebny jest teleskop o średnicy zwierciadła co najmniej 4 m, jak i dużo czasu obserwacyjnego. Z tego też względu dostęp do 11-metrowego teleskopu SALT daje dużą nadzieję na powodzenie naszego projektu.

Rys. 1 Rys. 1. Mapa radiowa „giganta” J1420-0545 na częstotliwości 1400 MHz powstała ze złożenia obser­wacji teleskopami VLA i Effels­berg (kontury), nałożona na optyczny obraz nieba. Krzyży­kiem jest zaznaczone położenie macierzystej galaktyki i jądra radiowego

W próbce około 80 wybranych kandydatów, Dorota znalazła radioźródło o rozmiarze kątowym 17,4', którego mapę radiową pokazuje rys. 1. Jego oznaczeniem wg nomenklatury Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) jest J1420-0545. Jak widać, wysoce symetryczna struktura radiowa tego źródła to klasyczny typ FRII. W centrum obserwowanej struktury, na osi łączącej przeciwległe płaty, widać słabe, lecz wyraźne jądro radiowe. Konturowa mapa struktury radiowej, nałożona na mapę optyczną obszaru źródła, wskazuje jego identyfikację ze słabą macierzystą galaktyką o widomych jasnościach R = 19,6 mag. i B = 21,8 mag. zmierzonych na płytach fotograficznych przeglądu południowej półkuli nieba UKST (United Kingdom Schmidt Telescope), a dostępnych w bazie danych DSS (ang. Digitized Sky Survey). Z zależności Hubble'a wiążącej widome jasności i przesunięcia ku czerwieni, m-z, znanych już gigantycznych radiogalaktyk a opublikowanych przez Arno Schoenmakersa i in. (1998) oraz Lukasa Lara i in. (2001), wynikała tzw. fotometryczna ocena przesunięcia ku czerwieni z~0,42, co implikowało rozmiar liniowy znalezionej struktury na 5,76 Mpc! To byłoby zbyt fantastyczne, prawie niemożliwe. Dlatego też zwróciliśmy uwagę na fakt, że rozrzut jasności widomych galaktyk na wymienionej zależności Hubble'a wynosi około 1–1,4 mag. Tak więc zakładając, że jasność absolutna galaktyki macierzystej radioźródła J1420-0545 może być najmniejsza z dotychczas poznanych, jej przesunięcie ku czerwieni powinno być co najmniej 0,32, co odpowiadałoby rozmiarowi około 4,85 Mpc, a więc ciągle większym od rozmiaru 3C236. Taka fotometryczna ocena przesunięcia ku czerwieni tej galaktyki została opublikowana w pracy przedstawiającej nasz projekt, jak i pierwsze wyniki obserwacji teleskopem SALT (patrz Machalski, Kozieł-Wierzbowska i Jamrozy 2007).

Przedsięwzięcia obserwacyjne

Rys. 2 Rys. 2. Widmo galaktyki macierzystej radioźródła J1420-0545 obserwowane teleskopem WHT

Jest oczywiste, że zaraz po takich ocenach odległości i rozmiaru tej niezwykle interesującej galaktyki podjęliśmy starania o czas obserwacyjny na jej spektroskopię optyczną. Pod koniec lipca 2005 r. składamy projekt badawczy na teleskop SALT. Zostaje on przyjęty już w fazie uruchamiania teleskopu i pierwszych obserwacji testowych, tzw. fazie P-V (ang. performance verification tests). Mamy pierwszych 5 godzin obserwacyjnych. Na liście priorytetów umieszczamy galaktykę J1420-0545. Niestety, uruchamianie teleskopu się przeciąga. Do obserwacji testowych jest gotowa jedynie kamera obrazująca SALTICAM, której używa się przede wszystkim do kontroli jakości obrazów, a więc de facto do kontroli ustawienia sześciokątnych elementów tworzących 11-metrowe sferyczne zwierciadło teleskopu. W tym czasie jest możliwa tylko detekcja słabych obiektów optycznych i ich bardzo przybliżona fotometria. Efekty naukowe takich pomiarów są mizerne również ze względu na wadliwe działanie, a właściwie niedziałanie urządzenia do śledzenia za obiektem na niebie (ang. tracking) przy nieruchomym zwierciadle. Wszyscy czekają na pierwszy spektrograf. Jest to aparatura o niskiej rozdzielczości spektralnej przeznaczona do pracy w ognisku głównym teleskopu, oznaczona PFIS (ang. Prime-Focus Imaging Spectrograph). Tymczasem postanawiamy próbować również gdzie indziej. Nie zważając na wcześniejszą nieudaną próbę otrzymania czasu na 3,5 m teleskopie na Calar Alto w Hiszpanii, czasu na spektroskopię innej próbki, próbki gigantycznych radiogalaktyk na północnej półkuli nieba — 6 listopada 2005 r. składamy wniosek o prawie 2 godziny obserwacji galaktyki macierzystej J1420-0545 w trybie serwisowym 4,2 m teleskopu WHT (William Herschel Telescope) na La Palma. Wniosek otrzymał tam wysoką (choć nie najwyższą) ocenę i został przyjęty do realizacji już 11 listopada 2005 r. To dobrze, ale znowu niełatwo. Obserwacje serwisowe to krótko trwające obserwacje wykonywane przez dyżurnego, lokalnego obserwatora według harmonogramu ustawionego przez komputer. Tryb serwisowy ma miejsce mniej więcej od 2 do 3 nocy na miesiąc, a dodatkowo potrzebny nam dwuramienny spektrograf ISIS, jeden z trzech wymiennie montowanych na teleskopie dla różnych obserwacji. Dalej, określony obiekt może być obserwowany w okresie nie dłuższym niż 7–8 miesięcy w roku. Jeżeli jeszcze wymagania są większe, np. co do fazy Księżyca — to liczba możliwych nocy obserwacyjnych jest niewielka. A przyjętych programów jest zawsze więcej niż tych nocy, nie licząc już nieuniknionych strat z powodu pogody. Odtąd co miesiąc śledzimy stronę internetową „IGN Service Programme”, sprawdzając, czy nasz obiekt był obserwowany. Cierpliwość nas wszystkich jest wystawiona na próbę.

Wiadomość z 17 stycznia 2006 r.: nasz projekt w RPA jest już skierowany do konkretnego obserwatora z zespołu operacyjnego SALT. Obserwator prosi o listę obiektów do spektroskopii, odpowiednie mapki obserwacyjne i inne szczegóły określane przez naszą stronę. Cieszymy się z tego i czekamy na wyniki. Czekamy 5 miesięcy. Wreszcie są jakieś; dostajemy wiadomość, że 7 galaktyk z naszej próbki było obserwowanych w okresie między 30 maja a 24 czerwca 2006 r. Dorota ściąga pliki obserwacyjne z RPA i rozpoczyna ich analizę i redukcję. Okazuje się, że wykonane obserwacje są marnej jakości, czasy ekspozycji zdecydowanie za małe, stosunek sygnału do szumu za mały, brak kalibracji strumienia. Niemniej jednak dla 5 z tych 7 galaktyk udaje się określić ich przesunięcia ku czerwieni, niestety, nie dla J1420-0545, w której widmie widać tylko szum. Po naszej prośbie o powtórzenie obserwacji tej galaktyki po jakimś czasie dostajemy drugą jej ekspozycję, ponownie jedynie z szumem.

Tymczasem mija okres, w którym J1420-0545 może być obserwowana, a więc również mija nadzieja na wynik przy pomocy teleskopu WHT. Z „IGM Service” otrzymujemy sugestię, by ponowić wniosek o obserwację serwisową na następny rok. Nie ma wyjścia; 15 grudnia 2006 powtarzamy go. Na szczęście nie przechodzi on jeszcze raz procedury recenzowania, zachowując poprzednią ocenę. Znów czas upływa, lecz mimo systematycznych monitów i próśb nasza galaktyka ciągle czeka na swoją szansę.

Sukces i implikacje kosmologiczne

I kiedy już naprawdę nie żywiliśmy żadnej nadziei, bomba! 18 sierpnia 2007 r. koordynator programów serwisowych informuje o wykonaniu tak długo oczekiwanej obserwacji i prosi o ocenę, czy zarejestrowane widmo spełnia nasze oczekiwania. Dorota bardzo szybko wykonuje wstępną redukcję; stwierdzamy, że w widmie brak jest wyraźnych linii emisyjnych, jednak charakterystyczny tzw. skok Balmera ~4000 A* jest widoczny i przesunięcie ku czerwieni da się wyznaczyć. I rzeczywiście, po starannej redukcji widma oraz jego kalibracji w długości fali i natężeniu strumienia otrzymujemy wynik: przesunięcie ku czerwieni galaktyki J1420-0545 wynosi 0,3065±0,0007, a rozmiar liniowy radioźródła to 4,69 Mpc. Sukces cieszy podwójnie. Spektroskopia nie tylko potwierdza fotometryczną prognozę przesunięcia ku czerwieni z ~0,32, ale odkrycie największego radioźródła we Wszechświecie. Jest tuż przed XXXIII Zjazdem Polskiego Towarzystwa Astronomicznego w Kielcach, w pośpiechu przygotowujemy pokazany tam plakat o tym wydarzeniu. Ale to jeszcze nie koniec. 31 stycznia 2008 r. została wykonana teleskopem WHT jeszcze jedna obserwacja tej gigantycznej radiogalaktyki. Finalny kształt widma, po złożeniu obu ekspozycji i starannej kalibracji, pokazany jest na rys. 2. Widać w nim pasma absorpcyjne, przede wszystkim pasma wapnia H i K (3934 A* i 3968 A*), pasma G i Mg (4305 A* i 5175 A*), jak również słabą linię emisyjną tlenu [OII] 3727 A*. Ostateczna wartość przesunięcia ku czerwieni wynosi 0,3067±0,0005.

Z opisanego odkrycia wynikają ważne wnioski. Istnienie gigantycznych radioźródeł o dużych przesunięciach ku czerwieni podważa założenie jednostajnej (monotonicznej) ewolucji kosmologicznej IGM. Ekstremalny rozmiar radiogalaktyki J1420-0545 potwierdza możliwość występowania dużych niejednorodności, „pustek” (ang. voids) w IGM we wczesnych epokach kosmologicznych, przesuwając, znany dotąd, graniczny rozmiar około 4 Mpc z epoki odpowiadającej z ~ 0,1 do z ~ 0,3. Ponieważ liczne obserwacje niewątpliwie potwierdzają, że maksymalny rozmiar radioźródeł wyraźnie maleje ze wzrostem przesunięcia ku czerwieni, istnienie struktury radiowej o rozmiarze 4,7 Mpc i z ~ 0,3 jest ewenementem, który skłania nas do dalszego badania właściwości fizycznych tego radioźródła.

Tabela 1

Nazwa   Rozmiar kątowy ['']   z   Rozmiar liniowy [kpc]
J1420-054510450,30674690
3C23624300,098834380
B2146+82211050,1452740
J1343+37586780,22672427

Porównanie rozmiarów 4 największych radiogalaktyk we Wszechświecie w skali i na tle gromady Coma jest przedstawione na rys. 3. Ich parametry pokazuje tabela 1. Zarówno ta największa, J1420-0545, jak i czwarta co do rozmiaru J1343+3758 zostały odkryte w ramach badań największych struktur radiowych prowadzonych w naszym ośrodku.

Dalsze obserwacje i analizy

Radiogalaktyka J1420-0545 jest słabym radioźródłem. Jej całkowity strumień promieniowania na częstotliwości 1400 MHz (zmierzony w przeglądzie radiowym NRAO VLA Sky Survey; NVSS) wynosi zaledwie 87 mJy. Ponieważ leży ona na południowej półkuli nieba, pozbawionej dotąd tak głębokich radiowych przeglądów jak te obejmujące północne niebo, brak było jakiejkolwiek informacji o jej widmie radiowym. Po drugie, obserwacje radiowe wykonane siecią interferometryczną VLA mogły nie wykryć możliwego, słabego pomostu dyfuzyjnego promieniowania łączącego widome, jaśniejsze płaty radiowe. Z tego powodu, już pod koniec roku 2005 r., Marek przygotowuje projekt obserwacyjny na uzupełniającą obserwacje naszej galaktyki na fali 21 cm przez 100 m radioteleskop w Effelsbergu, czyli antenę o pełnej aperturze. Obserwacje takie można połączyć z danymi z VLA, wypełniając w ten sposób brak krótkich baz w tych ostatnich i umożliwiając detekcję promieniowania z obszarów źródła znacznie bardziej rozległych kątowo niż syntetyzowana wiązka sieci interferometrycznej. Projekt zostaje przyjęty, w ciągu kilku godzin obserwacji w dniach 26 i 27 kwietnia 2006 obszar nieba o rozmiarze 60' × 60' obejmujący badaną radiogalaktykę i inne pobliskie radioźródła jest skanowany wzdłuż rektascensji i deklinacji. Złożenie map ze 100-m radioteleskopu z mapą NVSS w dalszym ciągu nie wskazuje na istnienie pomostu pomiędzy płatami, przynajmniej na fali 21 cm.

Rys. 3 Rys. 3. Porównanie rozmiarów największych radiogalaktyk (kontury). W tle, dla porównania skali, gromada galaktyk Coma

Po potwierdzeniu ekstremalnego rozmiaru radiogalaktyki J1420-0545, wspólnie z profesorem Saikią, występujemy do dyrektora Narodowego Centrum Astrofizyki Radiowej (NCRA), do którego należy sieć radioteleskopów GMRT o specjalny, „dyrektorski” czas obserwacyjny, tj. czas poza regularnym trybem składania projektów badawczych, dla wykonania mapy tego źródła na dłuższej fali 50 cm. Pożądane obserwacje zostają wykonane 11 listopada 2007 r. Otrzymana w ich wyniku mapa radiowa (na częstotliwości 619 MHz) umożliwia przybliżoną analizę dynamiczną naszej radiogalaktyki i wyznaczenie szeregu parametrów fizycznych z wiekiem dynamicznym na czele oraz porównanie jej parametrów z odpowiednimi parametrami radiogalaktyki 3C236. Pomijając szczegóły, można nadmienić, iż J1420-0545 wydaje się ewoluować w bardzo rzadkim ośrodku IGM, mieć relatywnie młody wiek związany z wyjątkowo dużą średnią prędkością ekspansji struktury wzdłuż osi dżetów. Zainteresowanych czytelników odsyłamy do naszej oryginalnej pracy opublikowanej w majowym zeszycie „Astrophysical Journal” (porównaj Machalski, Kozieł-Wierzbowska, Jamrozy i Saikia 2008).

Literatura
  • Drury, L. O'C., 1983, Reports on Progress in Physics, 46, 973.
  • Kapahi, V.K., 1986, Highlights of Astronomy, Vol. 7, 371.
  • Lara, L., Marquez, I., Cotton, W.D., Feretti, L., i in., 2001, Astron. and Astrophys., 378, 826.
  • Machalski. J., Koziel-Wierzbowska, D., Jamrozy, M., 2007, Acta Astron., 57, 227.
  • Machalski. J., Koziel-Wierzbowska, D., Jamrozy, M., Saikia, D.J., 2008, Astrophys. Journal, 679, 149.
  • Schoenmakers, A.P., van der Laan, H., Rottgering, H.J.A., de Bruyn, A.G., 1998, The Young Universe, ASP Series, Vol. 146, 84

Jerzy Machalski jest profesorem, a Dorota Kozieł-Wierzbowska i Marek Jamroży jego doktorantami w Uniwersytecie Jagiellońskim. Wszyscy zajmują się badaniami radioźródeł

(Źródło: „Urania — PA” nr 1/2009)