Emisja i struktura dżetów najodleglejszych kwazarów

Ilustracja 1: Dopasowane widma szerokopasmowe do próbki 10 kwazarów na dalekich przesunięciach ku czerwieni. Na każdym z paneli: lewy garb powstał w wyniku emisji synchrotronowej, pochodzącej z ruchu naładowanych elektrycznie, relatywistycznych cząstek w polu magnetycznym. Prawy garb powstał w wyniku odwrotnego rozpraszania Comptona fotonów kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła na parach elektronowo-pozytonowych, tych samych, które świecą synchrotronowo. Punkty, przez które przechodzi lewy garb, to archiwalne strumienie radiowe z interferometru VLA, a punkty, przez które przechodzi prawy garb, to archiwalne pomiary strumienia rentgenowskiego z teleskopu kosmicznego Chandra. Widoczne na niektórych panelach strzałki skierowane w dół to ograniczenia górne na emisję, dostępne w przypadku wykonanych obserwacji, które nie przyniosły detekcji. W szczególności, widoczne na części wykresów, np. dla 1745+624 lub GB1508+5714 strzałki skierowane w dół pomiędzy garbami to archiwalne górne ograniczenia na emisję z kosmicznego teleskopu Hubble'a. (Źródło: publikacja zespołu)

Wśród tych 10% galaktyk aktywnych jedynie kolejne 10%, czyli 1% ogółu galaktyk, wykazuje obecność relatywistycznych dżetów -- rozciągłych wypływów plazmy i pola magnetycznego, których emisję widzimy w niemal całym dostępnym zakresie promieniowania elektromagnetycznego, od długich fal radiowych po energetyczne promieniowanie gamma. W niedawnej pracy zbadaliśmy własności próbki 10 najdalszych znanych kwazarów wykazujących rozciągłe dżety przy pomocy danych z interferometru VLA (radiowych) oraz teleskopów kosmicznych Hubble (optyka) oraz Chandra (promieniowanie rentgenowskie).

Trzon pracy stanowi zastosowanie modelu wielkoskalowych (rozciągających się na kiloparseki -- dziesiątki tysięcy lat świetlnych) dżetów w stanie równowagi magnetohydrostatycznej z toroidalnym polem magnetycznym, czyli w sytuacji, w której siły magnetyczne równoważą zmiany ciśnienia plazmy w poprzek dżetu. Toroidalne pole magnetyczne oznacza zaś, że linie pola magnetycznego mają kształt pętli w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku wypływu. Zakładamy ponadto z dobrym przybliżeniem cylindryczną geometrię dżetu oraz że gorący płyn dżetu opisujemy ultrarelatywistycznym równaniem stanu. Dodatkowo rozpatrujemy promieniowanie od relatywistycznej plazmy elektronowo-pozytonowej. Pozwala nam to sparametryzować w bardzo ogólny sposób zależności indukcji pola magnetycznego i prędkości płynu dżetu od jego promienia, a z tego w sposób całkowicie spójny odtworzyć ciśnienie panujące w jego wnętrzu. Mając przepis na strukturę zależny od kilku parametrów zadajemy pytanie: które własności dżetu możemy uzyskać z obserwacji szerokopasmowych?

Mając w rękach model magnetohydrodynamiczny, stanowiący najprostszy, fizycznie umotywowany opis dżetu, przygotowaliśmy próbkę 10 kwazarów z rozdzielonymi kątowo dżetami wielkoskalowymi obserwowanymi za pomocą radiointerferometru VLA w stanie Nowy Meksyk oraz kosmicznego teleskopu rentgenowskiego Chandra. Szczególnie ten drugi, ze zdolnością rozdzielczą poniżej sekundy łuku, nadaje się idealnie do badań tego typu obiektów. W kilku przypadkach mieliśmy też górne ograniczenia na strumień optyczny z dobrze znanego kosmicznego teleskopu Hubble'a. Według naszej wiedzy jest to w zasadzie kompletna próbka rozdzielonych dżetów powyżej przesunięcia ku czerwieni 2,5, a najdalszy obiekt, który zbadaliśmy, znajduje się na przesunięciu ku czerwieni 6,1, co znaczy, że światło z tego źródła leciało do nas 12,9 miliarda lat. Na tak dalekich odległościach -- czyli na tak wczesnym etapie życia Wszechświata -- kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła było znacznie gorętsze niż teraz i stanowiło ziarno dla odwrotnego rozpraszania Comptona: głównego podejrzanego o bycie źródłem emisji rentgenowskiej (chociaż dla bliższych obiektów w ostatnim czasie szukamy innych winowajców!). Źródło emisji radiowej stanowi zaś promieniowanie synchrotronowe.

Za pomocą zaawansowanych metod statystycznych -- wnioskowania bayesowskiego oraz algorytmów Monte Carlo -- porównaliśmy w ścisły, ilościowy sposób cztery warianty opisanego wyżej modelu dla różnych konfiguracji pola magnetycznego oraz dla dwóch sytuacji, gdzie gęstość energii świecącej plazmy stanowi stałą frakcję odpowiednio gęstości energii zgromadzonej w polu magnetycznym lub stałą frakcję ciśnienia. Okazało się, że kształt pola magnetycznego jest słabo ograniczony przez obserwacje szerokopasmowe, natomiast statystycznie bardzo wyraźnie preferowana jest normalizacja świecących cząstek do ciśnienia gazu. Jest to o tyle ważny wynik, że w modelowaniu tego typu obiektów jest to raczej założenie, a sama świecąca plazma co do zasady mogłaby znajdować się w innym miejscu niż reszta materii.