Czym się zajmuje radioastronomia? Agnieszka Janiuk CFT PAN

Transkrypt

1 Czym się zajmuje radioastronomia? Agnieszka Janiuk CFT PAN

2 Kunert-Bajraszewska M. & Janiuk, A.; ApJ, 2011, 736, 125

3 Dr Magda Kunert-Bajraszewska i radioteleskop CA UMK w Piwnicach pod Toruniem

4 Plan wykładu Radioastronomia i radioteleskopy Po co jest interferometria? Krótka historia radiowej interferometrii Interferometria optyczna vs. radiowa różnice Badania naukowe stosujące techniki interferometrii radiowej Sieci interferometryczne obecne i planowane

5 Co to jest radioastronomia? Radioastronomia zajmuje sie badaniem promieniowania radiowego źródeł kosmicznych. Zakres długości fali (częstotliwości) radiowych jest z grubsza określony przez 3 czynniki: przepuszczalność atmosfery, dostępną technologię oraz fundamentalne ograniczenia wynikające z szumu kwantowego. Te czynniki wyznaczają granicę między astronomią radiową a astronomią w dalekiej podczerwieni na częstotliwości nu=1 THz (1 THz 1012 Hz) i długości fali lambda = c/nu = 0.3 mm, gdzie c=3x1010 cm s 1 jest prędkością światła w próżni. Jonosfera ziemska uniemożliwia prowadzenie obserwacji naziemnych na częstotliwościach poniżej 10 MHz (30 m).

6 Okna atmosferyczne

7 Okna atmosferyczne Atmosfera Ziemi absorbuje promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie długości fali w podczerwieni, ultrafioletu, rentgenowskim oraz gamma, istnieją zatem tylko dwa okna, w zakresie widzialnym oraz radiowym, odpowiednie dla astronomicznych urządzeń naziemnych. Okno widzialne jest dosyć wąskie w sensie logarytmu częstotliwości (długości fali); obejmuje zakres promieniowania termicznego ciała doskonale czarnego o temperaturze od T=3000 K do T=10000 K. Ponieważ światło widzialne można obserwować bez pomocy instrumentów, dawniej astronomia obserwacyjna ograniczała się do obiektów widocznych w świetle widzialnym głównie gwiazd, ich gromad I galaktyk, a także gorącego zjonizowanego gazu (np., mgławica Oriona widoczna gołym okiem, jako rozmyty obłok w pasie Oriona, podczas ciemnych nocy), oraz obietów odbijających światło gwiazd (planety I księżyce). Znając widmo promieniowania ciała doskonale czarnego, astronomowie 100 lat temu poprawnie przewidzieli, że gwiazdy mające widma zbliżone do 'blackbody' powinny być niezmiernie słabe w zakresie radiowym, a dalej błędnie założyli, że nie będzie innych niż gwiazdy źródeł promieniowania radiowego w kosmosie. W konsekwencji, astronomowie zaniedbali rozwój radioastronomii, aż do chwili gdy kosmiczne promieniowanie radiowe zostało przypadkowo odkryte w 1932 roku I zarejestrowane przez inżynierów.

8 Odkrycie kosmicznego promieniowania radiowego W latach 1920-tych firma Bell Telephone zaoferowała polaczenia telefoniczne przez Atlantyk, możliwe dzięki "krótkofalowej" (15 m) transmisji radiowej. Naturalny sygnał radiowy znacznie interferował z tymi transmisjami, zatem Bell Telephone Laboraties poleciło swojemu młodemu inżynierowi elektrykowi zbadanie przyczyn. Karl Jansky zbudował specjalną antenę, aby monitorować sygnał radiowy na 20.5 MHz. Produkowała ona wiązkę promieni w pobliżu horyzontu i mogła obracać się wokół azymutu (kąt mierzony od północy na wschód wzdłuż horyzontu). Jansky odkrył, że większość sygnału jest generowana przez burze tropikalne. Dodatkowo znalazł statyczny "szum" którego siła rosła I spadała w okresie dobowym, 23 godzin I 56 minut. Stwierdził że jest to długość doby gwiazdowej (in. syderycznej, okres obrotu Ziemi w układzie odniesienia nieruchomych gwiazd), dedukując, że źródło szumu znajduje się poza Układem Słonecznym. Zidentyfikował kierunek najsilniejszej emisji jako centrum Galaktyki. Wyniki opublikował w artykule Electrical Disturbances of Apparently Extraterrestrial Origin" (Jansky, K. J. 1933, Proc. IRE, 21, 1387).

9 Karl Jansky pokazujący rejon w plaszczyźnie Galaktyki z którego pochodzi silny kosmiczny szum

10 Radioteleskop Grote'a Reber'a w ogródku w Wheaton, IL. Reflektor paraboliczny ma średnicę ok. 10 m. Jego oryginalny teleskop został rozmontowany I złożony ponownie w muzeum przy obserwatorium NRAO w Green Bank, WV.

11 Grote Reber przy odbiorniku radiowym. Pierwszy I przez wiele lat jedyny na świecie radioastronom, który w 137 roku zbudował antenę radiową w celu rejestracji sygnałów z kosmosu

12

13 Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe? W limicie wysokich częstotliwości, drgania molekuł takich jak CO2, O2, i H2O mają energie E=hnu (gdzie stała Planck'a h= erg s) porównywalne z energiami fotonów średniej podczerwieni, zatem cząsteczki pochłaniają większosć promieniowania podczerwonego. Drgania rotacyjne cząsteczek atmosfery na niższych energiach mją znaczenie w dalekiej podczerwieni \. Naziemna radioastronomia jest mocno zakłócana na częstotliwościach poniżej 300 MHz (długość fali lambda > 1 m) przez zmienną refrakcję w jonosferze, proporcjonalną do lambda2. Kosmiczne fale radiowe o częstotliwościach poniżej 10 MHz (lambda > 30 m) są odbijane przez jonosferę Ziemi. Fotony ultrafioletowe mają energie bliskie energii wiązania elektronów na zewnętrznych powłokach w atomach, zatem przejścia atomowe odpowiadają za nieprzezroczystość atmisfery w zakresie ultrafioletu. Przejścia elektronowe I jądrowe na wyższych energiach odpowiadają za absorpcję promieni X I gamma. Ponadto, rozpraszanie Rayleigha na pyle atmosferycznym w zakresie fal widzialnych I ultrafioletowych, powoduje, że niebo za dnia jest jasne I uniemożliwia dokonywanie obserwacji optycznych w dzień. Fale radiowe są dużo dłuższe niż rozmiar ziaren pyłu atmosferycznego, zaś Słońce nie jest specjalnie jasne w zakresie radiowym, zatem niebo radiowe jest zawsze ciemne I obserwacji można dokonywać przez całą dobę.

14 Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe? Atmosfera nie jest doskonale przezroczysta dla częstotliwości radiowych. (1) Nieprzezroczystość suchego powietrza wynika z rotacji cząsteczek. Jest niewielka (tau~0.01) I prawie nie zależy od częstotliwości (2) Tlen cząsteczkowy (O2): drgania rotacyjne, w których fale radiowe są absorbowane. Kompleks linii widmowych tlenu jest źródłem bardzo dużej nieprzezroczystości w zakresie 60 GHz (tau_z>>1) I uniemożliwia obserwacje pomiędzy 52 GHz a 68 GHz. (3) Aerozole są małymi kropelkami wody (promień 0.1 mm) zawieszonymi w chmurach. Są mniejsze od długości fali na 120 GHz (2.5 mm), więc ich emisja I absorpcja może być opisana przybliżeniem Rayleigh'a, proporcjonalna do lambda 2. (4) Silne linie pary wodnej na nu= GHz są poszerzone ciśnieniowo do szerokości delta(nu) = 4 GHz. Nieprzezroczystość pary wodnej występuje w zakresie radiowym I podczerwieni. W zakresie radiowym, jest proporcjonanla do nu2. Zarówno nieprzezroczystości w kontinuum jak I w liniach są wprost proporcjonalne do gęstosci kolumnowej pary wodnej (pwv) wzdłuż linii widzenia w atmosferze. Wyraża się ją w jednostkach długości (czyli 1 cm) a nie gęstości (czyli, 1 g cm 2), ale jest to równoważne, ponieważ gęstość wody w jednostkach cgs wynosi 1.

15 Gęstość kolumnowa pary wodnej 1 cm, 55% pokrycia nieba chmurami Temperatura powietrza przy powierzchni Ziemi T=288 K=15 C. Całkowita nieprzezroczystość w zenicie (linia ciągła) jest sumą kilku składników (Leibe, H. J. 1985, Radio Science, 20, 1069): Nieprzezroczystość atmosfery w zenicie, w typową letnią noc w obserwatorium Green Bank. Nieprzezroczystość zmniejsza rejestrowaną moc promieniowania źródła kosmicznego o czynnik exp( tau). Nieprzezroczystość suchego powietrza i tlenu jest prawie stała, zaś wkład od pary wodnej I 'aerozoli' (kropelki wody w chmurach) bardzo sie zmienia w zależności od pogody.

16 Absorpcja I szum atmosferyczny Częściowo absorbująca atmosfera nie tylko osłabia dochodzące promieniowanie radiowe; emituje również szum radiowy, który może znacznie obniżyć czułość naziemnych urządzeń. Jeśli całkowita nieprzezroczystość wynosi tau, to przezroczystość atmosfery wynosi exp( tau) zaś emisja atmosfery o temperaturze T dodaje szum o temperaturze deltats=t(1 exp( tau)). Radioastronomowie używają kts=pnu, gdzie stała Boltzmanna to k= 1.38x10 16 erg K 1, jako wygodnej miary mocy szumu na jednostkę szerokości pasma. Temperatura szumu jest zazwyczaj dużo niższa od temperatury atmosfery, T~300 K, zatem szum dodany przez emisję atmosferyczną obniża czułość urządzeń dużo bardziej niż czysta absorpcja. Na przykład, emisja pary wodnej w ciepłej i wilgotnej atmosferze latem w Green Bank, WV, wyklucza precyzyjne obserwacje w zakresie linii o częstotliwości 22 GHz (1 GHz = 10 9 Hz). Zimą, w tej miejscowości może być sucho i chłodno, co pozwala na prowadzenie obserwacji w zakresie do 115 GHz.

17 Atacama Large Millimeter Array (ALMA) powstaje na wysokości 5000 m, na suchej pustyni niedaleko Cerro Chajnator w Chile, gdzie jest niska nieprzezroczystość atmosfery i obserwacje możliwe do 1 THz.

18 Teleskopy Oko ludzkie: Średnica 2-8 mm Ogniskowa mm zdolność rozdzielcza 1' Teleskopy - refraktory (np. 1609, Galileusz), wykorzystują prawo załamania światła - reflektory (Newton): wykorzystują prawo odbicia Lustra sferyczne wykazują aberrację, lustra paraboloidalne skupiają wiązkę równoległą w jednym punkcie

19 Typowe własności reflektorów: Mogą być skierowane w dowolny punkt na niebie Mają ruchome tarcze, umożliwiające śledzenie ruchu własnego źródła Promieniowanie jest odbijane (przez metalową powierzchnię) i ogniskowane Wymagana gładkość powierzchni zależy od długości fali Dipol w ognisku (system Newtona lub Cassegrain'a) Słaby sygnał jest wzmacniany Charakterystyka czułości: maksymalna w kier. Prostopadłym do anteny Interferometr: dodatkowe listki w kierunku równoległym

20 Dyfrakcja, zbiorcza zdolność anteny Głowny prążek dyfrakcyjny jest chrakteryzowany przez Szerokość połówkową jest to teoretyczna zdolność rozdzielcza θ = 1.22 λ / D [rad] (boczne prążki są również obecne!) Dla teleskopu D=60 cm I światła widzialnego, lambda = 5500 A theta=0''.2 Dla D=300 m, lambda = 0.7 mm Theta = 10' Wzór dyfrakcyjny Kąt bryłowy Ω = λ / A Antena zbiera G = 4π / Ω 2

21 Rola rozmiarów radioteleskopu Moc zbierana przez radioteleskop P ~ Sν A Δν -> warto mieć dużą powierzchnię zbierającą (I w miarę możliwości szerokie pasmo) Rozdzielczość kątowa (szerokość prążka pierwotnego) to θ ~ λ / D -> duże teleskopy mają lepszą rozdzielczość Jednak techniczne I finansowe ograniczenia przy D 100 m uniemożliwiają konstrukcję w pełni sterowalnych tarcz (Green Bank Telescope, Effelsberg) Większe radioteleskopy są albo niesterowalne (Arecibo: D=305 m powierzchni sferycznej), lub są interferometrami.

22 Interferometria Interferometr dwu-płytowy (two-slit) (Young) Interferometria w astronomii optycznej: Michelson (1891) księżyce Jowisza Dwa promienie światła są łączone w teleskopie Jeśli rozmiar kątowy gwiazdy jest mały, To wzór interferencyjny składa się z jasnych I ciemnych prążków D średnica apertury płyty B odległość między płytami Widzialność prążka = (jasność maksimów jasność minimów)/ (jasność maksimów + jasność minimów)

23 Schemat interferometru dwuelementowego Gdy położenie źródła zmienia się (np, wskutek rotacji Ziemi), Opóźnienie czasowe między nadejściem frontu fali do obydwu anten zmienia się. Kątowa zdolność rozdzielcza będzie wtedy θ~λ/b B= 30 km (VLA) -> theta=0.''01 B (baza) B= rozmiar Ziemi (VLBI) theta=0.''0001

24 Rozwój interferometrii radiowej: kamienie milowe Interferometr nadmorski (Australia, 1946) Interferometr Jodrell Bank (UK, 1958) Green Bank Interferometer (USA, 1964) Very Long Baseline Interferometry (VLBI) (USA, Canada, 1967) Westerbork Synthesis Radio Telescope (The Netherlands, 1974) Very Large Array (VLA) (USA, 1978) Australia Telescope Compact Array (1989) Very Long Baseline Array (VLBA) (USA, 1990) Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) (India, 1997) HALCA space VLBI satellite (Japan, ) LoFAR (ASTRON, the Netherlands; budowa ) SKA (Square Kilometer Array, Australia & South Africa; planowane na 2020)

25 Interferometria radiowa: początki Technika opracowana w Australii i Wielkiej Brytanii od lat 1940-tych Pierwszy interferometr na klifie nadmorskim (1946) Odbijanie od powierzchni morza a baza interferometru theta kąt padania wiązki światła d = a sin(theta) d=n lambda wzmocnienie sygnału d = (n+1/2) lambda wygaszenie sygnału

26 e-vlbi Pierwszy obraz z sieci EVN 28 Apr 2004 ~ 2 hours Onsala (SE), Jodrell Bank (UK), Westerbork (NL) Transfer danych przez kable obtyczne do korelatora JIVE Transport 32 Mbit/s

27 Interferometria radiowa vs. optyczna W interferometrach optycznych promienie światła bezpośrednio interferują i tworzą wzór prążków. Interferometry radiowe są zasadniczo inne. Dochodzące promieniowanie jest mieszane z sygnałem lokalnego oscylatora. Metoda ta pozwala na wzmocnienie, digitalizację, magazynowanie, przenoszenie I korelowanie z sygnałami przychodzącymi z innych teleskopów. Długości fali są dużo większe w radio (czynnik of ) trudność z punktu widzenia rozdzielczości pojedynczego teleskopu... Ale: baza w radio może być dużo większar (> średnica Ziemi, SVLBI) najwyższa rozdzielczość w astronomii (sub-mas) 3 6 Atmosfera: mniej groźna w radio Skala koherencji atmosferycznej > rozmiar anteny Skala czasowa zmienności ~min (radio) vs. ms (optyka) możliwość kalibracji fazy w radio (z pobliskim zwartym źródłem)

28 Astronomia w oknie radiowym Okno radiowe jest niezwykle szerokie, obejmuje pięć dekad częstotliwości (od 10 MHz do 1 THz) i długości fali. Ma to konsekwencje naukowe i praktyczne: Duża różnorodność źródeł kosmicznych, promieniowanie termiczne I nietermiczne, mechnizmy powstawania I propagacji tego promieniowania Duża różnorodność radioteleskopów i technik obserwacyjnych używanych do efektywnego pokrycia całego zakresu widma radiowego

29 Radioteleskopy i Interferometry Teleskopy o bardzo dużych średnicach D są potrzebne do dobrej rozdzielczości katowej przy dużych długościach fali. Z drugiej strony, duże interferometry obejmujące D=104 km są praktyczne i można je budować osiągając dużą precyzję (tj., teleskopy o małym błędzie, sigma<lambda/16). Paradoksalnie, najmniejsza kątowa rozdzielczość do obrazowania słabych I złożonych źródeł może być osiągnięta w dużych długościach fali (radio), na krańcu widma elektromagnetycznego. Interferometry umożliwiają ponadto bardzo precyzyjną astrometrię ponieważ pozycjonowanie interferometryczne zależy od zmierzonego opóźnienia czasowego między teleskopami, a nie od błędów mechanicznego nakierowania teleskopów: zegary są dokładniejsze od linijek.

30 Teleskop o średnicy D=100 m w Green Bank (GBT) w West Virginia jest największym ruchomym urządzeniem na planecie, I waży 16 millionów funtów (7x10 6 kg), jednak odchylenie rms jego powierzchni od idealnej paraboloidy wynosi jedynie ~0.3 mm, tyle ile grubość trzech kartek papieru.

31 Konfiguracja o wymiarach 1 km Very Large Array (VLA) złożona z metrowych teleskopów zlokalizowanych na półpustyni San Augustin w New Mexico na wysokości 7,000 stóp (około 2100 m). Poszczególne tarcze mogą się poruszać w zakresie D= 1, 3.4, 11, lub 36 km, aby syntezować aperturę o tych średnicach i uzyskać rozdzielczość kątową od 45 arcsec na nu=1.4 GHz przy najmniejszej konfiguracji, do 0.04 arcsec na nu=43 GHz przy największej. Coherentne (zachowujące fazę) wzmocnienie umożliwia składanie sygnałów z teleskopów z każdym spośród 26 pozostałych, bez utraty czułości, co jest konnieczne ddo uzyskania dokładnych obrazów słabych, rozciągłych źródeł

32 Sieć Very Long Baseline Array (VLBA) metrowych teleskopów, obejmująca 8000 km od St. Croix, VI do Mauna Kea, HI zapewnia kątowa rozdziielczość arcsec, przekraczając rozdzielczość teleskopu Hubble Space Telescope o dwa rzędy wielkości

33 Naukowe cele (VLBI) Astrofizyka aktywne jądra galaktyk, obrazowanie bliskich okolic supermasywnych czarnych dziur masery (galaktyczne I pozagalaktyczne) radiowe mgławice, supernowe dżety w mikrokwazarach Astrometria definiowanie I zagęszczanie układu odniesienia na sferze niebieskiej (ICRF) Geodezja/geofizyka ziemski układ współrzędnych orientacja I rotacja ziemi (długość doby) ruch płyt tektonicznych Badania kosmiczne śledzenie misji kosmicznych (Huygens, SMART-1)

34 Okno radiowe było używane przez astronomów zanim możliwe stały się obserwacje w innych długościach fal, dzięki teleskopom wynoszonym ponad atmosferę. Wczesna radioastronomia była dziedziną przełomowych odkryć. Odsłoniła istnienie "równoległego wszechświata" nieznanych wcześniej źródeł, albo takich, których astronomowie optyczni nie umieli odróżnić od gwiazd. Wśród największych odkryć radioastronomii są: Nietermiczne promieniowanie z naszej Galaktyki I wielu innych źródeł astronomicznych Gwałtownie zmienny wszechświat radiogalaktyk I kwazarów, w których rezydują supermasywne czarne dziury Kosmologiczna ewolucja radiogalaktyk I kwazarów Termiczna emisja w liniach atomów, jonw i cząsteczek zimnego gazu międzygwiazdowego Koherentna Emisja linii maserowych z międzygwiazdowych jonów i molekuł Koherentna emisji kontinuum gwiazd i pulsarów Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła Dowody na istnienie ciemnej materii, dedukowane z krzywych rotacji galaktyk (HI) Planety pozasłoneczne

35

36 Niektóre cechy tego równoległego wszechświata to: Jest często gwałtowny. Wskazuje na zachodzenie wysokoenergetycznych I wybuchowych zjawisk w radiogalaktykach, kwazarach, supernowych, pulsarach, w przeciwieństwie do stałego strumienia swiatła smitowanego przez większość widzialnych gwiazd. Wypełniony obiektami zasilanymi grawitacją, a nie dzięki fuzji termojądrowej, która jest podstawowym źródłem energii widzialnych gwiazd Kosmologicznie odległy. Większość obiektów radiowych jest poza naszą galaktyką. Ewoluowały one na tyle silnie w skali kosmologicznej, że widzimy je w perspektywie czasowej porównywalnej z wiekiem wszechświata. Może być bardzo zimny. Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła dominuje w elektromagnetycznej emisji wszechświata, ale jego temperatura blackbody T=2.7 K mieści je w zakresie radiowym I dalekiej podczerwieni. Zimny gaz międzygwiazdowy emituje linie widmowe w zakresie radiowym.

37 Z rozwojem astronomii w przestrzeni kosmicznej, mamy dostęp do całego widma elektromagnetycznego. Wiele źródeł odkrytych przez radioastronomów można badać teraz w innych długościach fali, a nowe obiekty odkryte przez satelity (np. Błyski Gamma) można obserwować też w zakresie radiowym. Radioastronomia nie jest już odrębną dziedziną; jest jednym z elementów astronomii szerokopasmowej. Widmo elektromagnetyczne wszechświata (Dwek, E., & Barker, M. K. 2002, ApJ, 575, 7). Jasność I na logarytm częstosci (lub długości fali) jest ppokazana jako funkcja logarytmu długości fali. Najwyższy pik odpowiada najbardziej energetycznemu zakresowi widma.

38 Jądro galaktyki Drogi Mlecznej obserwowane przez VLA na 1.3 cm I zobrazowane z rozdzielczością kątową 0.1 arcsec (Zhao, J.-H., & Goss, W. M. 1998, ApJ, 499, L163). Sgr A*, jasne nierozdzielone źródło radiowe w centrum zdjęcia, zawiera czarną dziurę (3.7x106 mas Słońca).

39 Słońce widziane na 4.6 GHz w sieci VLA, z rozdzielczością 12 arcsec, czyli ok km na powierzchni Słońca. Najjaśniejsze obszary (czerwone) mają temperaturę jasnościową Tb=106 K I pokrywają się z plamami słonecznymi. Zielone pola są chłodniejsze I oznaczają obszary gdzie atmosfera Słońca jest bardzo gęsta. Na tej częstości radiowej powierzchnia Słońca ma średnią temperaturę T=3x104 K, zaś niebieskie obszary są jeszcze chłodniejsze. U dołu niebieski pas to tzw. kanał w którym atmosfera Słońca jest bardzo cienka. Słońce w zakresie radiowym jest większe od widzialnego: brzeg tarczy (limb) na obrazie radiowym znajduje się około km ponad brzegiem optycznym.

40 Termiczna emisja Księżyca na lambda =850 mikrometrów.

41 Radarowy obraz Wenus o rozdzielczości ok. 3 km. Mozajka z obrazów z satelity Magellan jest ppodstawą obrazka. Przerwy nie objjęte danymi z Magellana zostały wypełnione danymi z naziemnych teleskopów w Arecibo oraz neutralnym (głównie w pobliżu bieguna południowego). Kompozytowy obraz przeprocesowano aby poprawić kontrast I uwypuklić małe formy, oraz różnice wysokości na powierzchni planety

42 Obraz Jowisza z VLA. Nie wygląda jak dysk planety. Większosć emisji radiowej pochodzi z promieniowania synchrotronowego emitowanego przez elektrony w polu magetycznym planety

43 Międzygwiazdowy gaz w naszej Galaktyce emituje linie widmowe oraz szum w kontinuum. Neutralny wodór (HI) jest obecny w dysku. Jasność w linii lambda=21 cm struktury nadsubtelnej na nu= MHz jest proporcjonalna do gęstości kolumnowej wodoru HI wzdłuż linii widzenia I jest niezależna od temperatury gazu. Nie ma na nia wpływu absorpcja przez pył, więc możemy obserwować wodór HI w Galaktyce oraz w innych pobliskich galaktykach. Czerwony kolor oznacza dużą gęstość kolumnową wodoru HI column density, zaś niebieski I czarny to obszary gdzie jest niewiele wodoru. Obrazek jest wycenrowany na środek naszej Galaktyki, długość galaktyczna rośnie w lewo. Niektóre pętle kryją pozostałości po supernowych.

44 Cassiopeia A (Cas A) jest pozostałością po supernowej, która wybuchła ponad 300 lat temu w naszej Galaktyce, w odległości około 11,000 lat świetlnych. Jej nazwa pochodzi od konstelacji w której widoczny jest obiekt: królowa Kasjopeja. Eksplozja supernowej nastąpiła po zakończeniu życia masywnej gwiazdy zaś Cas A jest ekspandujacą powłoką materii która została wyrzucona w wybuchu. Obraz kompozytowy powstał dzięki danym z VLA na trzech częstotliwościach: 1.4, 5.0, i 8.4 GHz. Wyrzucona materia jest widoczna jako jasne filamenty.

45 Kompozytowy obraz Mgławicy Krab, złożony z obrazów w zakresie X-ray (niebieski), optycznym (zielony), i radiowym (czerwony). Pulsar znajdujący się w centrum to jasny punkt.

46 Obraz VLA w wysokiej rozdzielczości radioźródła Cygnus A. Najsilniejsze pozagalaktyczne źródło radiowe na niebie to galaktyka Cygnus A. W 1954 roku zidentyfikowano je z odległym obiektem (redshift z=0.057, odpowiadający odległości d=240 Mpc I czasowi wstecz około 700 millionów lat). Źródło jest niezwykle jasne (całkowita jasność to 1045 erg s 1=1038 W). Rozmiary kątowe obiektu, około 100 arcsec, implikują rozmiar liniowy 100 kpc, który jest znacznie większy od galaktyki macierzystej zbudowanej z gwiazd. Źródłem energii nie są gwiazdy. Energia grawitacyjna, uwalniania dzięki akrecji materii na supermasywną czarną dziurę (M=109 Msun) zasila to I inne jasne radioźródła pozagalaktyczne.

47 Obraz kwazara 3C 273 z teleskopu HST (szary) wraz z konturami radiowymi, nałożonymi na optyczną emisję dżetu Jasne radioźródło 3C 273 zostało zidentyfikowane jako pierwszy kwazar na jeszcze większym redshifcie, z=0.16. Kwazary te są radiogalaktykami w szczególnie aktywnym etapie życia, gdy światło widzialne z obszaru w pobliżu centrum (czarnej dziury) przekracza o wiele rzędów wielkości blask galaktyki macierzystej I kwazar wygląda jak jedna jasna gwiazda.

48 Kwazary Odkryte w latach 1960-tych Quasi-Stellar Radiosources Obecnie znamy ich ok (dzięki SDSS) Około 10% z nich jest radiowo głośnych Allan Sandage Matthews T., Sandage A., et al. (1963, ApJ): Optical identification of 3C 48 Schmidt M. & Oke B. (Nature, 1963): Z=0.158 in 3C 273 3C 273 obraz z Teleskopu Hubble'a

49 Skąd kwazary czerpią energię? Kwazary świecą w całym zakresie widma, od IR do X. (także Radio i Gamma) Jasność kwazara może 100krotnie przewyższać jasność Galaktyki Szybka zmienność blasku w czasie ogranicza rozmiar świecącego obszaru do skali Układu Słonecznego Akrecja na czarną dziurę: najwydajniejszy proces produkcji energii Ep=GMm/R eta=ep/mc2 = GM/Rc2

50 Kwazar PKS , obraz z Chandry (Siemiginowska i Bechtold, 2000). Widoczny dżet wielkoskalowy o rozmiarach miliona lat św. SS 433 pierwszy odkryty mikrokwazar (Margon et al., ApJ, 1979). Obraz z satelity Chandra

51 Rentgenowski układ podwójny, wewnątrz pozostałości po supernowej W50, w gwiazdozbiorze Orła. Prędkość dżetu ~ 0.26c; precesja z okresem 162 dni SS 433 Dżet w SS433: obserwacje z VLBA w pasmie 1.5 GHz (Rupen i in. 2004) Obserwacja na fali 20 cm oraz mapka rentgenowska: mgławica zasilana przez dżet (Murata i Shibazaki 1996)

52 Mikrokwazary są układami z czarną dziurą o masie gwiazdowej, które w naszej Galaktyce, w mniejszej skali, ujawniają wiele cech charakterystycznych dla kwazarów. Ich odkrycie otwiera nowe możliwosci zrozumienia w jaki sposób akrecja materii na czarną dziurę jest powiązana z produkcją relatywistycznych dżetów obserwowanych w odległych kwazarach. Mirabel & Rodriguez, 1998, Nature

53

54 Hallo! I was finally able to get clear information about the earliest times of Cambridge radio astronomy. The initial observing site was a 'Rifle range' near the home of Martin Ryle just off Grange Road.. The1 C (fig 002) 2C and 3C surveys (fig 127) were made there. The 2C and 3C surveys were made with 4 parabolic trough antennas at 159 MHz in various combinations as interferometers, Later, when money came from the Mullard company the site was at Lords Bridge some 10 km away from Cambridge. There the 4C survey at 178MHz was made at Lords Bridge. Tony Hewish had his scintillation arraythere that discovered pulsars. The 4C antenna was used for the first real aperture synthesis by Neville & Ryle. I hope you can use these pictures. In case you need more about the 178 MHz 4C antenna I can give you copies. Sincere greetings, Richard Wielebinski

55 Odkrycie pulsarów Anthony Hewish : laureat nagrody Nobla z fizyki (1974, wraz z Martinem Ryle) a wcześniej medalu Eddingtona (1969) PSR B : pierwszy radiowy pulsar odkryty w listopadzie 1967 roku Okres pulsacji sekundy Jocelyn Bell Burnell (w roku 1962), odkrywczyni pierwszego pulsara. Okładka płyty Unknown Pleasures zespołu Joy Division, wydanej w 1979 roku, przedstawia pulsy PSR B