Publicznie dostępne dane nie są zbyt popularne wśród łowców przełomowych odkryć. Zwykle zostały już przejrzane wielokrotnie i wysycono ich zawartość naukową w wielu publikacjach. Jednak zdarzają się wyjątki takie jak - nudnie brzmiący z nazwy - kwazar HE 0435-5304.

Określenie odległości do obiektów kosmicznych pozwala oszacować, ile energii produkują i jakie procesy za ich świecenie odpowiadają. Jest to szczególnie ciekawe, gdy na tle populacji dany obiekt wydaje się ekstremalnym przypadkiem. Kwazar HE 0435-5304 jest właśnie na wiele sposobów wyjątkowy ze względu na wysoką jasność i ponadprzeciętną aktywność.

Naukowcy z Narodowego Centrum Badań Jądrowych i Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego wzięli na warsztat ciekawy obiekt, który mimo mało atrakcyjnej nazwy – HE 0435–5304 – od dawna był w kręgu ich zainteresowań. Jest to kwazar*, widoczny na niebie południowym, w pobliżu południowego bieguna ekliptycznego. Obszar ten, ze względu na dużą odległość od płaszczyzny Drogi Mlecznej i małe zanieczyszczenie należącym do niej pyłem, uważany jest za jedno z najlepszych „okien” na daleki Wszechświat poza naszą Galaktyką. Dlatego na podstawie obserwacji japońskiego satelity AKARI powstał tam przegląd nazwany Głębokim Południowym AKARI (ang. Akari Deep Field-South, ADF-S), w którym zidentyfikowano szereg galaktyk-kandydatek na galaktyki jasne i ultra jasne w podczerwieni (ang. Luminous, Ultra Luminous Infrared Galaxies, LIRG/ULIRG**).

Kwazar HE 0435-5304 od początku sprawiał wiele problemów podczas jego analizy. Według wcześniejszych pomiarów spektroskopowych, których wyniki znajdują się w publicznie dostępnych katalogach oraz pracach naukowych, miał być od nas odległy o 8,7 mld lat świetlnych. Tymczasem już pierwsze oszacowania polskiego zespołu wskazywały, że znacznie bardziej prawdopodobna jest znacznie mniejsza odległość – ok. 3,5 mld lat świetlnych. Oszacowania te były jednak oparte o pomiary fotometryczne, z założenia mniej dokładne niż pomiar spektroskopowy.***

Pomiar własności fizycznych kwazara i jego macierzystej galaktyki wymaga znajomości jego odległości. Przy założeniu odległości 8,7 mld lat świetlnych HE 0435-5304 jawił się jako bardzo nietypowy obiekt, niezwykle szybko tworzący gwiazdy, nawet w kategorii galaktyk przechodzących wybuch aktywności gwiazdotwórczej. Otrzymane standardowe wyniki analizy fizycznej wskazywały na zupełnie egzotyczny, monstrualny charakter tego kwazara, tworzącego olbrzymie ilości nowych gwiazd.

Tymczasem okazało się, że inny zespół badawczy na podstawie widma w zakresie ultrafioletu oszacował odległość do HE 0435-5304 na 4,3 mld lat świetlnych, a więc znacznie poniżej wartości katalogowej. Badacze z NCBJ i OA UJ postanowili ostatecznie rozstrzygnąć problem odległości kwazara HE 0435-5304. Przeprowadzili obserwacje Wielkim Teleskopem Południowoafrykańskim SALT (ang. Southern African Large Telescope), w którym Polska ma 10% udziału finansowego, a więc i czasu obserwacyjnego. Opierając się o własne obserwacje zmierzyli widmo optyczne kwazara. W swoich badaniach użyli też danych z teleskopu ESO VLT (ang. Very Large Telescope).

Okazało się, że kwazar HE 0435-5304 jest od nas odległy o 4,5 mld lat świetlnych – czyli jest prawie dwa razy bliżej, niż wynika to z poprzednich, opublikowanych 20 lat temu pomiarów. Dalsza analiza wykazała, że w centrum obiektu znajduje się supermasywna czarna dziura o masie 117 milionów mas Słońca, a w jego macierzystej galaktyce zachodzą silne (chociaż nie aż tak skrajne, jak wydawało się wcześniej) procesy gwiazdotwórcze. Galaktyka ta jest mocno zapylona, ale pył przysłania gwiazdy, natomiast nie zakrywa samego jądra – kwazara. HE 0435-5304 najprawdopodobniej jest w trakcie zlewania się z inną galaktyką, co mogło zarówno zainicjować powstawanie nowych gwiazd, jak i pobudzić aktywność kwazara. Sam kwazar należy do rzadkiej populacji ekstremalnego typu A.

„Z analizy wysokiej jakości widm wynika, że HE 0435-5304 to obiekt ekstremalny populacji A” – mówi dr Krzysztof Hryniewicz z zakładu Astrofizyki NCBJ – „Populację A stanowią te aktywne jądra galaktyk, w których ogromne czarne dziury pochłaniają materię szybciej, niż pozostała część populacji. Są to obiekty jasne, które z powodzeniem używane są w badaniach odległego Wszechświata. Ich widmo wyróżnia się wąskimi liniami emisyjnymi, w szczególności najbardziej skrajną grupę w tej klasyfikacji stanowi grupa NLSy1 (ang. Narrow Line Seyfert 1 – galaktyki Seyferta typu 1 o wąskich liniach emisyjnych) – o najwęższych liniach. Wyznacznikiem aktywności galaktyk aktywnych jest również widmo emisyjne żelaza – w szczególności w zakresie optycznym. Na podstawie bardzo silnej emisji jonów żelaza zaklasyfikowaliśmy HE 0435-5304 do grupy xA, czyli obiektów o ekstremalnej aktywności jądra galaktyki, a przy tym blisko obiektów NLSy1. Ciekawym jest, że intensywność tych procesów i samo położenie kwazara na tle całej populacji zauważalnie zmienia się w czasie. Niestety precyzja, z jaką efekt ten mogliśmy zmierzyć, jest ograniczana przez wpływ atmosfery ziemskiej. Sądzimy, że wspomniana zmienność jest związana ze stopniowym zmniejszaniem się jasności obiektu. Dodatkowo linie emisyjne wodoru mają bardziej skomplikowane kształty niż w innych aktywnych jądrach galaktyk o podobnym poziomie aktywności w populacji A”.

„Jest to ekscytujący wynik biorąc pod uwagę, że HE 0435-5304 jest bardzo jasny w zakresie podczerwonych długości fal (jest ULIRG-iem), i być może znajduje się na etapie szybkiego wzrostu masy w procesie łączenia się dwóch galaktyk” – dodaje mgr Małgorzata Bankowicz, doktorantka z Obserwatorium Astronomicznego UJ, która zajmuje się badaniem własności ULIRG-ów – „Jest więc bardzo prawdopodobnym, że bardzo szybkie zmiany jakie w nim zachodzą (w porównaniu z długością życia galaktyk aktywnych) zawdzięczamy właśnie wyjątkowemu etapowi ewolucji całej galaktyki. Mimo wskazówek, jakich dostarcza nasza analiza, wciąż pozostaje pytaniem otwartym czy w sercu HE 0435-5304 znajduje się podwójna czarna dziura – jeszcze przed zlaniem się w łączących się galaktykach’’.

Badania zespołu NCBJ i UJ potwierdzają starą naukową zasadę – powtarzalność pomiarów gwarantuje ich solidność. I pokazują, że nawet pozornie dobrze zbadany obiekt może okazać się kwazarem-niespodzianką.

Tekst źródłowy: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022arXiv220104685H/abstract (Artykuł niebawem ukaże się na łamach czasopisma Astronomy&Astrophysics)

Powiązane artykuły:

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017A%26A...598A...1M/abstract

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...514A..11M/abstract

Badania realizowane w ramach finansowania pozyskanego z Narodowego Centrum Nauki (UMO-2018/30/M/ST9/00757, UMO-2016/23/N/ST9/01231, UMO-2018/30/E/ST9/00082).

Dane z teleskopu SALT zostały pozyskane w ramach polskiego udziału finansowanego ze środków MNiSW (DIR/WK/2018/12).

Informacje dodatkowe:

*Kwazary są odległymi jądrami galaktyk o ogromnej jasności. Ich jasność jest tak duża, że ich macierzyste galaktyki nie są widoczne i wyglądają niczym gwiazdy. Od gwiazd odróżnia je jednak odległość do nich oraz widmo, które w przeciwieństwie do absorpcyjnego widma gwiazd, jest emisyjne. Ta własność sprawia także, że kwazary są wykorzystywane między innymi do badania ośrodka międzygalaktycznego.

** Galaktyki jasne i ultra jasne w podczerwieni (ang. Luminous Infrared Galaxies, LIRG oraz Ultra Luminous Infrared Galaxies, ULIRG) to rzadki i niezbyt dobrze zbadany typ galaktyk. Charakteryzują się wysoką jasnością bolometryczną w podczerwonym zakresie widma elektromagnetycznego i niską jasnością w części optycznej. Całkowita jasność w podczerwieni galaktyk typu LIRG mieści się w zakresie 10¹¹– 10¹² jasności Słońca, natomiast typu ULIRG 10¹²– 10¹³ jasności Słońca.

*** W zależności od skali odległości we Wszechświecie, w astrofizyce stosuje się różne metody pomiarów odległości, a im większa odległość, tym trudniej ją zmierzyć i tym większą niepewnością jest obarczona. W przypadku najdalszych obiektów operuje się pojęciem przesunięcia ku czerwieni. Przesunięcie ku czerwieni (ang. redshift) jest zdefiniowane jako stosunek długości fali światła obserwowanego do (domniemanej) emitowanej przez obiekt, pomniejszonej o jeden i wskazuje na znaczną odległość we Wszechświecie. W pomiarach przesunięcia ku czerwieni wyróżniamy dwie metody: spektroskopowa i fotometryczna. Spektroskopowa metoda wyznaczania redshiftu, oparta o zidentyfikowane w widmie obiektu linie emisyjne bądź absorpcyjne pierwiastków, bezsprzecznie uznawana jest przez astronomów i astrofizyków za najdokładniejszą. Metoda fotometryczna natomiast, oparta o modelowe dopasowanie widma do „pików” jasności na danych długościach filtrów fotometrycznych, jest metodą statystycznie dobrą, jednak znacznie mniej dokładną od spektroskopowej, stosowaną jedynie do oszacowania tej wartości. Dość dobrze nadaje się więc w podejściu globalnym na całych katalogach.