Międzynarodowe spotkanie LOFAR MKSP w Krakowie

Z końcem lata tego roku Kraków na kilka dni stanie się ważnym ośrodkiem współczesnej radioastronomii i nauk o kosmicznych polach magnetycznych - ze szczególnym naciskiem na realizowany także w Polsce projekt LOFAR.

Spotkania LOFAR MKSP (LOFAR MAGNETISM KEY SCIENCE PROJECT) odbywają się raz do roku w różnych państwach członkowskich projektu. Tegoroczne spotkanie organizowane jest przez Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. Podczas czterodniowej konferencji omówiony zostanie bieżący status interferometru radiowego LOFAR i jego dedykowanego oprogramowania, a także najnowsze odkrycia w zakresie ewolucji kosmicznych pół magnetycznych.

Pola magnetyczne są obecne niemal w każdym miejscu we Wszechświecie. Większość świecącej materii jest z nimi ściśle sprzężona. Pola wielkoskalowe przeplatają gaz w Drodze Mlecznej, a także w innych galaktykach i gromadach galaktyk. Przyczyniają się do powstwania ruchów turbulentnych w ośrodku międzygwiezdnym i wewnątrz gromad. Energia magnetyczna wpływa na ewolucję galaktyk i gromad, jest też niezbędna do zainicjowania procesów formowania się nowych gwiazd. Ma wpływ na gęstość i rozkład promieniowania kosmicznego w ośrodku międzygwiezdnym. Pomimo tak dużego znaczenia kosmicznych pól magnetycznych kwestie ich szczegółowej ewolucji, struktury i pochodzenia są nadal otwartymi problemami w astrofizyce.

Większość naszej obecnej wiedzy o polach magnetycznych w Kosmosie zawdzięczamy obserwacjom radioastronomicznym. Radiowa emisja szerokopasmowa docierająca do nas z przestrzeni kosmicznej jest w dużej mierze promieniowaniem synchrotronowym, generowanym przez relatywistyczne elektrony poruszające się po torach spiralnych wokół linii pola magnetycznego. W galaktykach elektrony te są prawdopodobnie przyspieszane w pozostałościach po wybuchach supernowych. W jeszcze większych skalach mogą być z kolei przyspieszane przez tak zwane szoki i turbulencje - problem ten jest obecnie przedmiotem badań.

Niezależnie od swego pochodzenia kosmiczne pola magnetyczne są kompresowane, wzmacniane i zniekształcane przez procesy dynama, napędzane turbulentnymi ruchami gazu i promieniowaniem kosmicznym oraz różnymi mechanizmami sprzężenia zwrotnego. Obserwacje promieniowania synchrotronowego pozwalają astronomom mierzyć całkowitą siłę kosmicznych pól magnetycznych. Promieniowanie synchrotronowe jest liniowo spolaryzowane, przy czym płaszczyzna tej polaryzacji definiuje orientację regularnego pola w płaszczyźnie nieba. Stopień polaryzacji liniowej mówi nam z kolei wiele o stopniu uporządkowania bądź nieuporządkowania samego pola - ostatecznie więc pełen trójwymiarowy obraz kosmicznych pól magnetycznych może pochodzić z obserwacji wykonywanych właśnie na falach radiowych.

Pomimo znaczącego postępu w tego typu badaniach radiowych Drogi Mlecznej i innych galaktyk wiele pytań wciąż pozostaje bez odpowiedzi:

  • Kiedy powstały pierwsze pola magnetyczne: podczas formowania się protogalaktyk, dopiero w gwiazdach, czy może są to relikty z bardzo wczesnej epoki istnienia Wszechświata?
  • W jaki sposób pola magnetyczne zostały wzmocnione i uporządkowane podczas ewolucji galaktyk?
  • Czy pola magnetyczne istnieją tylko w gwiazdowych obszarach galaktyk, czy też rozciągają się one aż do przestrzeni międzygalaktycznej?
  • Jak ważne są te pola w procesach formowania się gwiazd i powstawania ramion spiralnych galaktyk?

 

W ich wyjaśnieniu mogą pomóc obserwatoria radiowe o bardzo dużej czułości i zdolności rozdzielczej, a także obserwacje prowadzone na najniższych  częstotliwościach radiowych. Emisja synchrotronowa wielu obiektów astronomicznych, w tym pozostałości po supernowych, pulsarów, ośrodka międzygwiazdowego Drogi Mlecznej i innych galaktyk, ośrodka międzygalaktycznego czy rozciągłych struktur obecnych w radiogalaktykach, ma tak zwane "strome" widmo radiowe: moc radiowa tych obiektów jest dużo większa i znacznie rośnie właśnie w kierunku niskich częstotliwości (a więc i długich fal). Ponadto zasięg tych naturalnych radioźródeł jest często ograniczony przez prędkość propagacji relatywistycznych elektronów. Na wysokich częstotliwościach radiowych (1-10 GHz) zasięg większości współczesnych radioteleskopów ograniczają straty energii elektronów (głównie na drodze ich emisji synchrotronowej i odwrotnego efektu Comptona zachodzącego na fotonach tła). Z drugiej strony emisja radiowa na niskiej częstotliwości pochodzi z elektronów o niższych energiach, które są mniej narażone na te straty energetyczne, i dzięki temu może ona rozprzestrzeniać się na dużo większe odległości od swych źródeł - do obszarów ze stosunkowo słabymi polami magnetycznymi, takich jak zewnętrzne rejony galaktycznych dysków i otoczki halo. Przykładowo, relatywistyczny elektron promieniujący na częstotliwości 50 MHz może podróżować na odległość około 200 kiloparseków (650 000 lat świetlnych) w polu magnetycznym o indukcji rzędu 3 mikro Gausów). W regularnych polach magnetycznych ta odległość jest jeszcze większa. Oczekuje się zatem, że galaktyki obserwowane na niskich częstotliwościach będą naprawdę ogromne!

Innym ważnym narzędziem służącym do pomiaru kosmicznych pól magnetycznych jest rotacja Faradaya. Jest ona proporcjonalna do średniej siły regularnego pola magnetycznego usytuowanego wzdłuż naszej linii widzenia, oraz do gęstości zjonizowanego gazu (plazmy). Pomiar rotacji Faradaya dla danego radioźródła daje astronomom informacje o fizycznych warunkach panujących w tym źródle. Rotacja ta jest również proporcjonalna do kwadratu długości fali obserwacji - słabe pola i obszary o stosunkowo niskiej gęstości plazmy, występujące zgodnie z przewidywaniami na przykład w galaktycznym halo, mogą być zaobserwowane z większą precyzją właśnie na niskich częstotliwościach radiowych (długich falach). Precyzja pomiaru rotacji Faradaya zależy też od stosunku sygnału do szumu dla spolaryzowanej radiowej emisji synchrotronowej. Może on być dosyć niski w obszarach ze słabymi polami magnetycznymi. Mogą tu też jednak pomóc radiowo jasne i silnie spolaryzowane źródła tła. Ich emisja podlega wówczas  znaczącej rotacji Faradaya podczas przejścia przez znajdującą się na ich drodze, bliższą obserwatorom na Ziemi galaktykę, dając nam garść informacji o niej samej.

Wiodącym instrumentem obserwującym niebo na najniższych częstotliwościach radiowych jest obecnie LOFAR (LOw Frequency ARray - sieć radiowa na niskie częstotliwości), zaprojektowany i skonstruowany przez holenderską agencję jednoczącą instytuty radioastronomiczne - ASTRON. Sieć ta składa się z około 25000 anten tworzących grupy zwane "polami" lub "stacjami". Są one rozmieszczone na dużym obszarze w centrum Holandii (okolice Exloo) oraz w holenderskich prowincjach Groningen i Friesland. Stacje LOFAR znajdują się także w innych krajach europejskich, w tym w Polsce (w Łazach pod Krakowem, w Bałdach w powiecie olsztyńskim, oraz w Borówcu w pobliżu Poznania). LOFAR to interferometr radiowy, który jako pierwszy otworzył nam nowe, niskoczęstotliwościowe okno na Wszechświat.

Na zdjęciu: Anteny sieci LOFAR LBA (Low Band Antennas) działające w paśmie 10-90 MHz (Fot. M. Soida)

Krakowska konferencja MKSP Meeting odbędzie się w dniach 10-14 września 2018. Spotkanie przeznaczone jest głównie dla członków MKSP, ale w jego ramach już teraz planowane są ciekawe wykłady otwarte na temat pól magnetycznych i radioastronomii.

 

Czytaj więcej

 

Na rysunku: mapa poglądowa sieci anten LOFAR w Europie. Źródło: LOFAR/Astron