Kwazar 3C 273

Dorrit Hoffleit na spotkaniu AAVSO w czerwcu 1961, Nantucket, Massachusetts. (Kredyt: Z kolekcji M.W. Mayalla, Archiwum AAVSO. Copyright 2005, AAVSO)

W 1963 roku era kosmiczna była w pełnym toku, a nauka astronomii rozwijała się skokowo. Dokonywano szybkich postępów w radioastronomii, a zupełnie nowa dziedzina astronomii rentgenowskiej otwierała zupełnie nowe okno na wszechświat. Jednym z wielkich odkryć roku 1963 była możliwość, że radiowe źródła quasi-gwiezdne, zwane kwazarami, są pozagalaktycznymi obiektami znajdującymi się w dużych odległościach, emitującymi niesamowite ilości energii z połowy wszechświata. Na początku 1963 roku w czasopiśmie Nature opublikowano szereg prac, w których wykorzystano przypadkową okultację księżycową quasi-gwiezdnego źródła radiowego znajdującego się w Pannie, 3C 273, do precyzyjnego wyznaczenia optycznego odpowiednika jasnego źródła radiowego. Zmierzyli przesunięcie ku czerwieni – przesunięcie długości fali obserwowanego widma spowodowane rozszerzaniem się wszechświata – i odkryli, że 3C 273 ma oszałamiające przesunięcie ku czerwieni wynoszące 0,158, co umieszcza ją w odległości prawie dwóch miliardów lat świetlnych. Ale bardziej ekscytujące wieści miały dopiero nadejść.

Harlan J. Smith, który, wraz z Dorrit Hoffleit, użył Harvard Plate Stacks do zbadania historycznego zachowania 3C 273. (Credit: Ohio County Public Library, Wheeling, WV).

Krótko po serii Nature pojawiły się dwie prace wskazujące, że ten odległy, jasny obiekt był rzeczywiście zmienny w wykrywalnych skalach czasowych. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) sprawdził niewielką liczbę płyt fotograficznych przechowywanych w Instytucie Sternberga w Związku Radzieckim i zauważył, że obiekt był zmienny, prawdopodobnie w wielomiesięcznych skalach czasowych. W tamtych czasach nie do pomyślenia było, aby obiekt tak jasny jak cała galaktyka zmieniał się w tak krótkim czasie, a tajemnica otaczająca te obiekty pogłębiała się. Mniej więcej w tym samym czasie Harlan J. Smith i Dorrit Hoffleit z AAVSO wykorzystali znacznie większą kolekcję klisz fotograficznych przechowywaną w Harvard College Observatory, aby zmierzyć krzywą blasku tego obiektu na przestrzeni 80 lat. Ich krzywa blasku, opublikowana w Nature, była podobnie zdumiewająca. Nie tylko istniały zmiany o wieloletnich okresach, ale Smith i Hoffleit wykryli również rozbłyski o wielkości kilku dziesiątych magnitudo, trwające miesiące lub krócej. Najwyraźniej, jakiekolwiek było to źródło energii, było ono małe — mniejsze niż kilka miesięcy świetlnych co najmniej!

Późniejsze obserwacje tych obiektów i wielu innych ujawniły wiele na temat kwazarów i innych typów aktywnych jąder galaktyk (AGN), które obecnie znamy jako łaskę naszego wszechświata. Ogromny” redshift 3C 273 jest obecnie uważany za przyziemny wśród galaktyk o wysokich przesunięciach ku czerwieni (które obecnie sięgają redshiftu 6 i więcej), ale 3C 273 wciąż jest najjaśniejszym kwazarem na ziemskim niebie. Ma on również specjalne miejsce wśród obserwatorów „gwiazd” zmiennych. Obserwatorzy z American Association of Variable Star Observers monitorują 3C 273 od połowy lat 60-tych, a Twoja praca dostarczyła wyraźnego zapisu fascynującego zachowania tego obiektu w ciągu ostatnich 40 lat.

Kwazary

Kwazary, podobnie jak wszystkie aktywne jądra galaktyk, są obecnie uważane za manifestacje supermasywnych czarnych dziur w centrach odległych galaktyk. Te czarne dziury, niektóre o masie przekraczającej miliard (109) mas Słońca, czają się w centrach grawitacyjnych studni potencjału swoich galaktyk-gospodarzy. Ich dyski akrecyjne, składające się z gazu międzygwiezdnego, pyłu, a nawet całych gwiazd, są rozgrzewane do bardzo wysokich energii i promieniują od promieniowania radiowego do rentgenowskiego.

Realizacja artystyczna sugerowanego mechanizmu powstawania dżetów astrofizycznych. Linie pola magnetycznego obracającej się czarnej dziury porywają materię z dysku akrecyjnego, wyrzucając ją prostopadle do dysku z prędkością bliską prędkości światła. Te relatywistyczne cząstki emitują światło o prawie wszystkich długościach fali. (Credit: NASA, & Ann Field, STScI)

Bliżej czarnej dziury sprawy mają się jeszcze bardziej pracowicie. Centralne silniki AGN mogą tworzyć skolimowane dżety materii, w których cząstki są przyspieszane do niemal prędkości światła, prawdopodobnie przez pole magnetyczne samej czarnej dziury. Cząstki te – elektrony, protony i cięższe jądra atomowe – napotykają galaktyczne i pozagalaktyczne pola magnetyczne oraz ośrodki międzygwiazdowe i międzygalaktyczne i mogą wytwarzać promieniowanie o prawie wszystkich długościach fali świetlnej. Niektóre z tych promieniowań to emisja synchrotronowa, generowana przez ultra-relatywistyczne elektrony, gdy wirują wokół linii pola magnetycznego, które napotykają. Emisja synchrotronowa jest odpowiedzialna za emisję radiową w tych obiektach, ale może generować emisję optyczną – a nawet rentgenowską – w najpotężniejszych dżetach. Wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie, a nawet promieniowanie gamma jest również generowane w dżetach w dwuetapowym procesie zwanym emisją synchrotronową – emisją własną Comptona. W procesie tym, światło synchrotronowe o niższej energii emitowane przez dżety jest odwrotnie Comptonowsko rozpraszane przez tę samą wiązkę relatywistycznych elektronów, która je wytworzyła. Kiedy tak się dzieje, fotony otrzymują ogromny zastrzyk energii kosztem elektronów, tworząc promieniowanie rentgenowskie i gamma. Często możemy zobaczyć dżety radiowe w AGN, nawet jeśli nie są ustawione w linii naszego wzroku, ale zazwyczaj, aby wykryć wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie i gamma, musimy patrzeć „prosto w lufę” dżetu.

Obraz Teleskopu Kosmicznego Hubble’a przedstawiający jądro i wewnętrzny dżet optyczny M 87. W świetle optycznym dżet ma rozmiar kilku kiloparseków, ale w świetle radiowym dżet ma rozmiar setek kiloparseków, czyli jest znacznie większy niż sama galaktyka optyczna. (Credit: NASA & the Space Telescope Science Institute)

Wiele własności spektralnych i behawioralnych AGN i kwazarów zależy od tego, z jakiej orientacji oglądamy centralny silnik i dżet (jeśli jest). Uważa się, że AGN będą tym jaśniejsze, im bliżej dżet jest skierowany w naszą stronę, a kwazary są oglądane prawie na wprost. W przypadkach, gdy dżet jest prawie dokładnie wyrównany z naszą linią widzenia, widzimy najbardziej ekstremalny przykład AGN – blazara. Blazary (nazwa jest połączeniem BL Lac object i quasar) są znane ze swojej emisji promieniowania gamma, z przeważnie bezbarwnych widm optycznych oraz z ich szybkiej zmienności optycznej. 3C 273 był pierwszym kwazarem, który został zaobserwowany w promieniowaniu gamma (w 1976 roku, przez europejskiego satelitę COS-B), mimo że dżety nie są idealnie ustawione względem nas. 3C 273 jest uważany za członka rodziny blazarów z powodu swojej emisji promieniowania gamma i zmienności. Jednak posiada ona również pewne cechy linii widmowych, w tym linie emisyjne wodoru w świetle optycznym oraz linie żelaza w promieniowaniu rentgenowskim. Światło z 3C 273 jest prawdopodobnie kombinacją promieniowania z dysku akrecyjnego i z jasnego dżetu.

Obraz HST 3C 273 ukazujący drobnoskalową strukturę w dżecie. Jasne węzły wewnątrz dżetu to wstrząsy – miejsca, w których materia dżetu wpada w „korek” i zwalnia, uwalniając energię w procesie. (Credit: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)

W wielu przypadkach, widzimy dżety z kwazarów i innych AGN manifestujące się jako jasne, rozszerzone galaktyki radiowe, z puszystymi płatami emisji radiowej rozchodzącymi się po obu stronach centralnego silnika. Te radiowe dżety i płaty mogą czasami rozciągać się na setki kiloparseków od centralnej galaktyki. W większości AGN widzimy te dżety tylko w świetle radiowym, ale w zasadzie dżety mogą generować emisję synchrotronową na każdej długości fali, tak długo jak cząstki przyspieszane przez dżet mają wystarczająco wysokie energie – im wyższa energia elektronów, tym wyższa energia fotonów, które można uzyskać. W kilku szczególnie energetycznych układach możemy zobaczyć dżety emitowane przez czarną dziurę niemal na każdej długości fali, na jaką patrzymy. Jednym z takich znanych przykładów jest dżet gigantycznej galaktyki eliptycznej Virgo A, czyli M 87. Mały optyczny dżet w pobliżu jądra tej galaktyki został wykryty na początku XX wieku, a teraz obserwacje radiowe i rentgenowskie tej aktywnej galaktyki pokazują, że dżet jest obecny również na tych długościach fal.

Innym godnym uwagi przykładem tego jest nasza zmienna „gwiazda” sezonu, 3C 273. Bev Oke i Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) zauważyli istnienie „przylegającego cienkiego wąsika lub strumienia”. Można go słabo dostrzec na zdjęciach tego kwazara wykonanych w ramach Digital Sky Survey, skierowanych bezpośrednio od centralnego źródła na południowy zachód. Dżet jest idealnie wyrównany z radiowym dżetem 3C 273 i uważa się, że jest to emisja synchrotronowa z tego samego źródła. Wysokoenergetyczne promieniowanie pochodzi głównie z węzłów w dżetach, gdzie dżet ulega wstrząsom, gdy wpada na gaz otaczający centralny silnik.

Obrazy 3C 273 o szerokości jednego łuku; po lewej: Blue Digital Sky Survey 2, po prawej: VLA FIRST radio survey. Na obrazie optycznym, czerwony pierścień jest wyśrodkowany na optycznym dżecie, skierowanym bezpośrednio od centralnego źródła na południowy zachód. Dżet radiowy jest idealnie wyrównany z optycznym, co wskazuje na to, że powstały one w tym samym procesie. Po raz pierwszy zauważony przez Bev Oke i Maartena Schmidta w 1963 roku, dżet optyczny może być obrazowany przy głębokich ekspozycjach przez duże teleskopy amatorskie. (Credits: Obraz DSS2 został wykonany przez California Institute of Technology z funduszy NSF, NASA, National Geographic Society, the Sloan and Samuel Oschin Foundations, and the Eastman Kodak Corporation. Obraz VLA FIRST copyright 1994, University of California.)

Obserwacja 3C 273

Kwazar 3C 273 jest źródłem punktowym około magnitudo 12,7 w gwiazdozbiorze Panny (J2000 RA:12 29 06,7, Dec:+02 03 08,6), a wykresy AAVSO są dostępne tutaj. Obserwator AAVSO Thomas Cragg (CR) dokonał pierwszej wizualnej obserwacji 3C 273 9 lutego 1964 roku (mvis=12,9), a wielu innych członków społeczności AAVSO z entuzjazmem śledziło to źródło przez ostatnie 40 lat. Długotrwała krzywa blasku 3C 273 pomogła teoretykom kwazarów zrozumieć zachowanie tych obiektów i pilnie chcemy, aby społeczność wizualna kontynuowała dobrą robotę! Podobnie jak w przypadku wielu obiektów astronomicznych, krzywe blasku kwazarów stają się coraz bardziej wartościowe, im są dłuższe, a Wasze obserwacje wizualne wniosły istotny wkład w naukę o tych ekscytujących obiektach.

Załączyliśmy wizualną krzywą blasku, uśrednioną w jednorocznych odstępach dla przejrzystości, pokazującą zachowanie 3C 273 w ciągu ostatnich 40 lat. Kwazar waha się o kilka dziesiątych magnitudo w całym swoim zakresie, a zmiany te występują w co najmniej rocznych przedziałach czasowych. Wcześniejsze prace, w tym Smitha i Hoffleita, pokazały, że wahania mogą występować nawet w okresach miesięcznych; wizualna krzywa blasku AAVSO wskazuje na te wahania z powodu sporadycznych dużych zmian rok do roku, które mogą mieć krótszą strukturę czasową. Maksymalny rozmiar zmiennego regionu jest zdefiniowany jako czas potrzebny światłu na przebycie drogi w trakcie trwania zmienności – w tym przypadku jest to najwyżej kilka miesięcy świetlnych. Pokazuje to, że centralny silnik 3C 273 (i w rzeczywistości wszystkich kwazarów) jest mały, o średnicy znacznie mniejszej niż jeden parsek.

Nasza Gwiazda Zmienna Sezonu stanowi również interesujący cel dla rosnącej społeczności spektroskopistów AAVSO. Jak wszystkie kwazary, 3C 273 ma stosunkowo płaskie kontinuum, co wskazuje na wysoką temperaturę źródła kontinuum. Również jak większość kwazarów (ale w przeciwieństwie do wielu blazarów!) 3C 273 posiada w swoim widmie linie emisyjne, z których najjaśniejsze to linie Balmera wodoru; długości fali H-α i H-β to 6563Å i 4862Å. Za pomocą spektrografu o średniej rozdzielczości można łatwo dostrzec te dwie cechy. Część szerokości linii H-α pochodzi z mieszania się z liniami zabronionymi azotu, ale ogólnie rzecz biorąc, szerokie linie są spowodowane szybką rotacją dysku akrecyjnego wokół centralnej czarnej dziury.

Oczywiście, jeśli zmierzysz widmo 3C 273, nie znajdziesz tych linii na ich długościach fal w ramce spoczynkowej! Jednym z najważniejszych odkryć dotyczących 3C 273 w 1963 roku było to, że znajdowała się ona w wysokim przesunięciu ku czerwieni, co oznacza, że linie są przesunięte w kierunku czerwonych długości fal przez rozszerzanie się wszechświata Hubble’a. Przesunięcie ku czerwieni jest określone przez

gdzie λ i λ0 to zmierzone i w ramce spoczynkowej długości fali obserwowanej linii w widmie. Jeśli masz możliwość wykonania widma 3C 273, spróbuj samodzielnie zmierzyć położenie linii. Jakie przesunięcie ku czerwieni uzyskasz? Podobnie jak w obserwacjach wizualnych, spróbuj zmierzyć to, co widzisz, a nie to, co „wiesz”, że jest właściwą odpowiedzią!

Na koniec, AAVSO chciałoby również, aby nasi obserwatorzy CCD wzięli udział w obserwacjach najjaśniejszego kwazara na naszym niebie! 3C 273 jest częścią programu monitorowania blazarów Global Telescope Network (GTN), a społeczność obserwatorów GTN wykonała wspaniałą pracę monitorując inne blazary w programie, w tym BL Lac, Markarian 421 i Markarian 501. Wykres CCD dla 3C 273 jest dostępny tutaj i bardzo byśmy chcieli, aby obserwatorzy CCD prowadzili obserwacje co miesiąc, co tydzień, a nawet codziennie! Podobnie jak w przypadku innych blazarów w programie GTN, zachęcamy do obserwacji w serii czasowej co najmniej jedną noc w miesiącu, wraz z użyciem filtrów V i/lub IC. Chociaż wiele lat fotometrii nie ujawniło jeszcze gwałtownych zmian w 3C 273, takich jakie można zaobserwować w prawdziwych blazarach, obiekt ten pokazał kilka wskazówek na temat rozbłysków na przestrzeni lat i być może to właśnie Ty możesz być tym, który uchwyci początek takiego zdarzenia!

Nasza zmienna „gwiazda” tego sezonu — kwazar 3C 273 w Pannie — oferuje coś dla całej naszej społeczności obserwacyjnej, wizualnej i CCD, północnej i południowej. Najjaśniejszy kwazar na ziemskim niebie daje możliwość spojrzenia daleko w głąb wszechświata i cofnięcia się w czasie, oraz zobaczenia jednej z najbardziej energetycznych klas obiektów w naszym wszechświecie.

• Cominsky, L.R. et al., 2004, „The GTN-AAVSO Blazar Program,” presented at the 8th High Energy Astrophysics Division meeting of the American Astronomical Society, September 2004
• Edge, D.O. et al., 1959, „A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s” , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
• Oke, J.B., 1963, „Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273,” Nature 197, 1040
• Oke, J.B.. & Schmidt, M., 1963, „Optical Observations of the Radio Source 3C 273,” Astronomical Journal 68, 289
• Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York: Cambridge University Press)
• Schmidt, M., 1963, „3C 273: a star-like object with large red-shift,” Nature 197, 1040
• Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, „On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273,” IBVS 23,1
• Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, „Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273,” Nature 198, 650

Do dalszej lektury:

• Getting Started with Blazars
• The AAVSO High Energy Network Blazar homepage
• An Amateur Survey With Professional Results (plik pdf) by Aaron Price (AAVSO) et al.
• Quasars and Active Galactic Nuclei by William Keel, University of Alabama
• AAVSO Charts
• The Global Telescope Network homepage at Sonoma State University
• NASA’s Imagine the Universe! page on Active Galaxies and Quasars
• AAVSO Variable Stars of the Season: BL Lacertae and Markarian 421

Tej wiosny gwiazda zmienna sezonu została przygotowana przez dr Matthew Templetona, AAVSO.