Jak rosły odległe kwazary?
Krótko po Wielkim Wybuchu zjonizowana plazma, z której składa się Wszechświat, ostygła, umożliwiając (ponowne) połączenie elektronów i protonów w neutralny wodór. W końcu, po uformowaniu się źródeł światła, promieniowanie zaczęło ponownie jonizować neutralny wodór – okres znany jako epoka rejonizacji. Uważa się, że jednym ze źródeł, które pomogły w ponownej jonizacji Wszechświata są aktywne jądra galaktyk zwane kwazarami. Kwazary to jedne z najstarszych obiektów we Wszechświecie, co pozwala nam obserwować je przy przesunięciu ku czerwieni z > 6,5, zanim rejonizacja została zakończona. Kwazary są jednymi z najbardziej użytecznych narzędzi do badania epoki rejonizacji, chociaż tylko około 50 z nich zostało odkrytych przy tak dużym przesunięciu ku czerwieni.
Nadal pozostaje niejasne, w jaki sposób te kwazary powstały. Po czasie krótszym niż miliard lat akreujące supermasywne czarne dziury, które zasilają kwazary z czasów rejonizacji, nie miały wystarczająco dużo czasu, aby urosnąć do mierzonych w miliardach mas Słońca. Aby spróbować zrozumieć fizykę stojącą za akrecją supermasywnych czarnych dziur (a tym samym wzrostem), autorzy cytowanej pracy wykorzystują obserwacje rentgenowskie i podczerwone do badania wewnętrznych obszarów kwazarów.
Praca naukowców przedstawia nowe obserwacje Chandra dla pięciu kwazarów przy z > 6,5, co prawie podwaja liczbę kwazarów, które obserwowano rentgenowsko, z takim przesunięciem ku czerwieni (wcześniej było tylko 6 takich kwazarów!). W połączeniu z istniejącymi obserwacjami sześciu kwazarów i archiwalną spektroskopią w bliskiej podczerwieni, autorzy przeprowadzili systematyczną analizę zależności między ultrafioletowymi/optycznymi i rentgenowskimi właściwościami odległych kwazarów.
Czy sposób akrecji supermasywnych czarnych dziur zależy od przesunięcia ku czerwieni?
Przy takich przesunięciach ku czerwieni emisja promieniowania rentgenowskiego nadal będzie obserwowana jako promieniowanie X w zakresie energii dla obserwatorium Chandra, ale emisja UV będzie obserwowana w bliskiej podczerwieni. Autorzy pracy wykorzystują archiwalne dane spektroskopowe z obserwatoriów, takich jak Magellan, Gemini i VLT, aby dopasować widma bliskiej podczerwieni i uzyskać jasność UV. Dodatkowo, pomiar jasności przy 3000 angstremów pozwala oszacować masę czarnej dziury i szybkość akrecji.
Uzyskanie jasności promieniowania rentgenowskiego jest nieco skomplikowane, ponieważ dopasowanie widmowe wymaga więcej fotonów niż faktycznie obserwujemy. Zamiast tego autorzy przyjmują jedną wartość dla indeksu fotonów Γ = 2, aby oszacować przepływ promieniowania rentgenowskiego każdego kwazara.
Aby uzupełnić niskie liczby fotonów i faktycznie obliczyć indeks fotonów, autorzy łączą widma rentgenowskie 6 kwazarów na dwa różne sposoby. Najpierw dopasowali jednocześnie wszystkie 6 widm i stwierdzili, że Γ = 2,32. Druga metoda polega na „ułożeniu” sześciu widm (z uwzględnieniem przesunięcia ku czerwieni) w celu utworzenia pojedynczego widma o łącznej liczbie fotonów wynoszącej 64, co daje Γ = 2,11.
Dwie zmierzone wartości dla Γ są zgodne z poprzednimi pomiarami przy podobnych przesunięciach ku czerwieni, ale wyższych niż te dla kwazarów o niższym przesunięciu ku czerwieni, co oznacza, że przy dużym przesunięciu ku czerwieni emisja z kwazara zmierza w kierunku promieni X o niższej energii.
Autorzy zauważają, że ich próbka kwazarów o wysokim przesunięciu ku czerwieni reprezentuje tylko najjaśniejsze obiekty – więc wszelkie wnioski odnoszą się do tej populacji – i potrzeba większej próbki kwazarów o wysokim i niskim przesunięciu ku czerwieni zarówno z obserwacji rentgenowskich jak i bliskiej podczerwieni. Korzystają z obserwacji na różnych długościach fal, aby przeprowadzić systematyczne badanie fizyki akrecji czarnych dziur i znaleźć korelacje, które w większości są zgodne z kwazarami o niższym przesunięciu ku czerwieni i innymi pracami.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
.jpg)
