Przejdź do treści

Markarian 421: jasny i bliski blazar w świetle rentgenowskim

Niedawne teleskopowe obserwacje Mrk 421. Zdjęcie wykonane przy użyciu iTelescope 24 (Nowy Meksyk) 3 kwietnia 2016 r. Źródło: Nick Hewitt.

Wielka Niedźwiedzica krąży nad naszymi głowami pełna wspaniałych obiektów głębokiego nieba. Mniej oczywistym z nich jest jasny punkcik o wielkości 12 magnitudo, znajdujący się w tylnej części Niedźwiedzicy – kwazar Markarian 421. To blazar, który ma tendencję do rozbłyskiwania na wszystkich możliwych długościach fal elektromagnetycznych. Wciąż budzi duże zainteresowanie zawodowych astronomów, ale jest przystępny również dla obserwatorów amatorów.

Markarian 421 znajduje się nieco na zachód od linii łączącej gwiazdy Psi i Nu Ursa Majoris, przy czym obie są gwiazdami trzeciej wielkości. Pomiędzy nimi znajduje się niewielki, ale rzucający się w oczy romboidalny asteryzm z gwiazd o jasności od 6 do 8 magnitudo, z których najjaśniejsza to 51 UMa, a zaraz obok niej znajduje się właśnie blazar Mrk 421. Przy swej zwykłej jasności (około 12,8) powinien być łatwy do zaobserwowania w przejrzystą, bezksiężycową noc przez sześciocalowy teleskop. Można jednak użyć także mniejszego instrumentu.

 

Zdjęcie blazara Markarian 421 autorstwa Nicka Hewitta z 2014 27 lutego – refraktor 115mm TMB i SXV-H9 CCD

Na ilustracji: Zdjęcie blazara Markarian 421 autorstwa Nicka Hewitta z 2014 27 lutego – refraktor 115mm TMB i SXV-H9 CCD

 

Blazar znajduje się w centrum galaktyki eliptycznej. Potężna energia, którą emituje, jest wytwarzana w procesach związanych ze znajdującą się w niej supermasywną czarną dziurą. Promieniowanie to jest zmienne we wszystkich zakresach promieniowania elektromagnetycznego i intensywnie badane przez astronomów. Również regularne obserwacje prowadzone przez amatorów astronomii posiadających niewielkie teleskopy optyczne są przydatne dla nauki. Obiekt Mrk 421 jest łatwo dostępny do obserwacji i w zasadzie powinien być monitorowany przez większą część roku. Jego jasność waha się od 11,6 do około 16 magnitudo. Jasne rozbłyski odnotowano w 1996, 2001 i 2013 roku. Co więcej, blazar ten jest silnym emiterem promieniowania gamma.

Choć widok blazara Mrk 421 w zakresie optycznym może nie wzbudzać zachwytu, sama świadomość, że znajduje się on w odległości 400 milionów lat świetlnych od nas, może być czymś niezwykłym. Docierające do nas z niego fotony zostały wyemitowane jeszcze w okresie dewońskim ery paleozoicznej, w czasach ryb i trylobitów, na długo przed dinozaurami. Z pewnością warto go zobaczyć dla samego tego faktu!

Czym właściwie są blazary? To podklasa aktywnych jąder galaktycznych (AGN-ów) z relatywistycznym dżetem skierowanym w stronę Ziemi. Wykazują zmienność w jasności i widmie. Markarian 421 jest blazarem o dużej jasności i zmienności, o tzw. piku synchrotronowym. To także jeden z najbliższych nam na Ziemi blazarów, który leży 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 leżącej w centrum takiego obiektu.

Grupa badawcza założona w ramach indyjsko-polskiej współpracy pomiędzy Uniwersytetem Jagiellońskim, IFJ-PAN i instytutem ARIES w Indiach przeprowadziła niedawno szczegółowe analizy zmienności obiektu Markarian 421 w zakresie promieniowania rentgenowskiego (od 0,2 keV do 10,0 keV), wykorzystują dane z kosmicznego teleskopu XMM-Newton. Zespół chciał w szczególności 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 blazarów w kontekście ich zmienności 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 była w pewnym stopniu 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  trendem „im twardsze, tym jaśniejsze” uwidaczniającym się 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 roku, 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, podczas gdy te z pętlą przeciwną do ruchu wskazówek zegara – ujemne opóźnienie. Inną zauważalną cechą jest zależność opóźnienia od zmienności – opóźnienie ujemne było duże w obserwacjach o małej zmienności, a dodatnie w tych o dużej zmienności.

 

Na ilustracji: Mrk 421 – (a) krzywa zmian blasku w całkowitym zakresie energii (0,3-10,0 keV); (b) krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energetycznych; (c) stosunek twardości do natężenia promieniowania (HR--I); (d) współczynnik twardości (HR) w funkcji czasu; (e) znormalizowane krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energii (punkty podano bez słupków błędu dla większej przejrzystości) (f) dyskretna funkcja korelacji (DCF). W panelu (c) czas obserwacji w sekundach jest zakodowany kolorami – ciemnoniebieskim w przypadku początku i żółtym dla końca obserwacji.

Na ilustracji: Mrk 421 – (a) krzywa zmian blasku w całkowitym zakresie energii (0,310,0 keV); (b) krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energetycznych; (c) stosunek twardości do natężenia promieniowania (HR--I); (d) współczynnik twardości (HR) w funkcji czasu; (e) znormalizowane krzywe blasku w twardych i miękkich zakresach energii (punkty podano bez słupków błędu dla większej przejrzystości) (f) dyskretna funkcja korelacji (DCF). W panelu (c) czas obserwacji w sekundach jest zakodowany kolorami – ciemnoniebieskim w przypadku początku i żółtym dla końca obserwacji

Tak zwane kosmiczne szoki wymagają dłuższego czasu do przyspieszenia, co nie zostało zaobserwowane w przypadku blazara 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 obiekcie. 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 obserwowany jest 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.

 

Czytaj więcej:


Źródło: OAUJ, britastro.org

Opracowanie: Elżbieta Kuligowska

Na zdjęciu: Niedawne teleskopowe obserwacje Mrk 421. Zdjęcie wykonane przy użyciu iTelescope 24 (Nowy Meksyk) 3 kwietnia 2016 roku. Źródło: Nick Hewitt

Reklama