Magdalena Kunert-Bajraszewska

cv publikacje projekty


  • Obserwacje zwartych źródeł radiowych

    Dwie główne klasy zwartych obiektów radiowych to tzw. obiekty zwarte o stromym widmie CSS (ang. Compact Steep Spectrum) oraz źródła GPS (ang. Gigahertz Peaked Spectrum Sources). Zarówno źródła CSS jak i GPS to obiekty o dużej jasności radiowej i małych rozmiarach, z częstotliwością przegięcia w widmie odpowiednio 100 MHz i ok. 1 GHz. Obiekty GPS są rozmiarów obszaru wąskich linii emisyjnych NLR < 1 kpc, natomiast żródła CSS mieszczą się w granicach galaktyki macierzystej < 15-20 kpc. Zarówno wśród obiektów CSS jak i GPS wyróżnić można źródła o symetrycznych strukturach, składające się z dwóch płatów radiowych leżących po obu stronach centrum aktywności, czyli radiowego jądra. Symetryczne źródła o rozmiarach obiektów CSS tworzą grupę o nazwie MSO (ang. Medium-sized Symmetric Objects), natomiast symetryczne źródła GPS to obiekty CSO (ang. Compact Symmetric Objects). Jednak według obecnych badań i tendencji do grupy CSO zalicza się wszystkie źródła symetryczne o rozmiarach < 1 kpc, również te, które nie posiadają widma GPS. Wiekszość galaktyk radiowych GPS należy do grupy CSO, natomiast kwazary GPS mają inne struktury i wydają się tworzyć odrębną klasę obiektów (Stanghellini 2003). Istnieje teoria, według której przynajmniej niektóre źródła GPS i CSS są powiązane ze sobą ewolucyjnie (Philips & Mutel, 1982; Readhead i in., 1996). GPS-y mogą stanowić bowiem mniejszą wersję obiektów CSS, a te z kolei są pośrednim stadium ewolucyjnym, które przechodzą radioźródła, aby stać się wielkoskalowymi FR I i FR II. Teoria ta dotyczy CSO i MSO, które są podzbiorami odpowiednio GPS i CSS (O'Dea 1998). Zwarte źródła radiowe CSS i GPS stanowią znaczący ułamek (od ok. 15 do 30% w zależności od wybranej częstotliwości) wszystkich obserwowanych radiozródeł.


    • Realizacja i pierwsze wyniki projektu
      (dotyczy artykułów Kunert-Bajraszewska i in., 2005, 2006, 2007; w sumie 22 obiekty z 60-ciu)

      Celem opisywanych obserwacji była próba weryfikacji hipotez zakładających możliwość istnienia różnych ścieżek ewolucji źródeł radiowych (Marecki i in. 2003) oraz występowania klasy wygasających obiektów o małych rozmiarach liniowych (O'Dea & Baum 1997; Reynolds & Begelman, 1997). Weryfikacja polegała na wyselekcjonowaniu oraz szczegółowych obserwacjach potencjalnych kandydatów na wygasające lub o wznowionej aktywności radiowej zwarte źródła. Według dobrze ustabilizowanej teorii ewolucji najmłodsze źródła radiowe typu GPS i CSS o rozmiarach liniowych poniżej < 20 kpc ewoluują do rozmiarów źródeł wielkoskalowych typu FR I i FR II. Jednak część z nich może nie mieć wystarczającej ilości energii do produkcji radiowych dżetów i osiągnięcia rozmiarów rzędu kilkuset kiloparseków. Ich aktywność radiowa zacznie wygasać znacznie wcześniej, ale będą one widoczne jeszcze przez długi czas jako słabe radiowo źródła o zaburzonej strukturze. Co więcej, hipoteza zaproponowana przez Marecki i in. 2003 zakłada również możliwość ponownego zainicjowania aktywności radiowej w wygasającym lub wygasłym źródle.

      Pierwotna próbka źródel wyselekcjonowanych do obserwacji liczyła 60 obiektów. Otrzymane, z kilku sesji obserwacyjnych wyniki zostały opisane w serii artykułów opublikowanych w Astronomy & Astrophysics (Kunert i in., 2002, 391, 47; Kunert-Bajraszewska i in., 2005, 2006, 2007; Marecki i in., 2006) oraz w wydawnictwach konferencyjnych.

      • Otrzymane na podstawie wszystkich dostępnych obserwacji mapy ujawniły występowanie wśród zwartych obiektów różnorodnych morfologii radiowych, typowych dla obiektów wielkoskalowych FR II. Obecność w strukturach radiowych dżetów, gorących plam w płatach oraz jądra, świadczy o aktywności radiowej obiektu i dotyczy większości badanych źródeł. Trzy źródła natomiast stanowią wyjątek ze względu na swoją nietypową strukturę radiową i spełniają kryteria dotyczące wygasających lub o wznowionej aktywności źródeł radiowych:

      • 1542+323. Jest obiektem typu MSO o stromym widmie. Jego struktura radiowa składa się z dwóch płatów o rozproszonej emisji bez widocznych zwartych składników. Również 12-godzinne obserwacje wykonane instrumentem MERLIN na częstotliwości 4.9 GHz nie ujawniły istnienia cech zwiazanych z aktywnością: gorących plam i jądra. Obserwowana struktura radiowa źródła 1542+323 świadczy o wygasaniu jego aktywności radiowej. Nie ma informacji na temat aktywności tego źródła w innym zakresie widma elektromagnetycznego. Szerzej wyniki tych obserwacji zostały opisane w artykule Kunert-Bajraszewska i in, 2005, A&A, 440, 93.






        • Rys.1. Mapy radiowe źródła 1542+323 wykonane instrumentem MERLIN na częstotliwości 5 GHz w czasie 12-godzinnej obserwacji. Po lewej pokazane jest całe źródło, natomiast prawe panele pokazują powiększoną strukturę płatów oraz ich spolaryzowaną emisję. Linie oznaczają kierunek wektora elektrycznego fali, a ich długość określa gęstość strumienia spolaryzowanej emisji (1'' - 1.33 mJy/beam). Kontury mapy zwiększają się o czynnik 2, a pierwszy poziom konturu odpowiada wartości ~3s. Krzyżyk wskazuje pozycję optycznego odpowiednika radioźródła znalezionego w przeglądzie SDSS/DR5.



      • 0809+404. Jest bardzo zwartym i młodym obiektem typu CSS o stromym widmie. Obserwacje VLA tego źródła (Fanti i in, 2001, A&A, 369, 380) pokazują, że obiekt ten ma bardzo asymetryczną podwójną strukturę. Nasze obserwacje VLBA rozdzielają wschodni zwarty składnik obiektu. Jego amorficzna struktura radiowa jest prawdopodobnie wynikiem wznowienia aktywności spowodowanym zjawiskiem mergera. Jednak obecnie jest ona również w fazie wygasania. Obserwacje VLA i VLBA źródła 0809+404 na wysokiej częstotliwości 15.4 GHz nie ujawniły istnienia ani jądra ani gorących plam, zatem struktura źródła świadczy o wygasaniu jego aktywności radiowej. Nie ma informacji na temat aktywności tego źródła w innym zakresie widma elektromagnetycznego. Szerzej wyniki tych obserwacji zostały opisane w artykule Kunert-Bajraszewska i in, 2006, A&A, 450, 945.




        • Kliknij aby powiększyć

        Rys2. Mapy radiowe źródła 0809+404: VLA na częstotliwości 4.9 GHz (Fanti i in, 2001, A&A, 369, 380) oraz VLBA na częstotliwościach 1.65, 5 i 8.4 GHz. Kontury zwiększają się o czynnik 2, a pierwszy poziom konturu odpowiada wartości ~3s. Krzyżyk wskazuje pozycję optycznego odpowiednika radioźródła znalezionego w przeglądzie SDSS/DR5. Jest to kwazar typu II a jego całkowity rozmiar liniowy wynosi 4.5 kpc. Wiek źródła szacowany jest na 105 lat.




    • Obecnie prowadzone badania w ramach projektu
      (kierownik projektu: Magdalena Kunert-Bajraszewska)

      Dalsze badania źródeł CSS prowadzone będą na nowej próbce 47 obiektow, które zostały wyselekcjonowane z katalogu FIRST. Informacje z serwisu NED oraz przeglądu SDSS pozwoliły skonstruować próbkę żródeł o mocy radiowej poniżej 1026 W Hz-1 na częstotliwości 1.4 GHz, a więc obiekty znacznie słabsze niż te obserwowane do tej pory. Pod tym względem są to badania nowatorskie, które pomogą poszerzyć naszą wiedzę na temat zwartych słabych obiektów. Ważnym celem tych obserwacji jest również poszukiwanie wśród tych młodych źródeł wygasających obiektów. Obserwacje zostały już wykonane siecią MERLIN na częstotliwości 1.6 GHz i wkrótce zostaną opublikowane pierwsze wyniki projektu.



  • Obserwacje kwazarów typu BAL
    (kierownik projektu: Magdalena Kunert-Bajraszewska)

    Kwazary typu BAL (ang. Broad Absorption Line (BAL) quasar) posiadają szerokie linie absorpcyjne po stronie krótszych długości fal emisyjnych linii rezonansowych pochodzących od pierwiastków zjonizowanych. Można je podzielić na dwie podgrupy:
    • kwazary typu HiBAL (ang. high-ionization BAL (HiBAL) quasar), czyli te których szerokie linie absorpcyjne pochodzą od pierwiastków o wysokich potencjałach jonizacyjnych np. CIV l1549;
    • kwazary typu LoBAL (ang. low-ionization BAL (LoBAL) quasar), czyli te których szerokie linie absorpcyjne pochodzą od pierwiastków o niskich potencjałach jonizacyjnych np. MgII l2800.


    Jeszcze do niedawna sądzono, że kwazary typu BAL to wyłącznie obiekty radiowo-ciche. Najnowsze obserwacje obiektów z katalogu VLA FIRST przeprowadzone przez Becker i in.(2000) oraz Menou i in. (2001) zmieniły ten pogląd, ponieważ ujawniły istnienie bardzo dużej populacji radiowo-głośnych obiektów tego typu.
    Naturę kwazarów typu BAL stara się wyjaśnic tzw. hipoteza orientacji, która została zaproponowana na podstawie obserwacji radiowo-cichych kwazarów tego typu. Według tej hipotezy obszar powstawania szerokich linii absorpcyjnych (obszar BAL) znajduje się we wszystkich kwazarach, ale szerokie linie absorpcyjne widać tylko pod pewnym szczególnym kątem do linii widzenia. Jednak ostatnie obserwacje radiowo-głośnych kwazarów typu BAL pokazały, że większość z tych kwazarów ma bardzo zwarte struktury radiowe o płaskim lub stromym widmie radiowym. Oznacza to, że nie ma jednego wyróżnionego kierunku obserwacji, dla którego widoczne są w widmach kwazarów szerokie linie absorpcyjne, co jest niezgodne z hipotezą orientacji.
    Poznanie struktury radiowej kwazarów typu BAL jest bardzo ważnym testem hipotezy orientacji, gdyż pozwala określić kąt pomiędzy osią dżetów a linią widzenia. Jednak wiedza na temat struktur radiowych kwazarów typu BAL jest ciągle bardzo niewielka. Obecnie populacja kwazarów typu BAL o strukturze radiowej FR II wynosi dziesięć obiektów. Symetryczne struktury tych obiektów wskazują, że ich oś dżetów ustawiona jest pod dużym kątem do linii widzenia obserwatora, co jest sprzeczne z hipotezą orientacji i stanowi argument na rzecz hipotezy ewolucji, według której kwazary typu BAL są młodymi obiektami, które stanowią pierwszy etap ewolucji kwazarów lub są to obiekty o wznowionej aktywności (Becker i in. 2000; Gregg i in. 2000). Do tej pory podjęta została tylko jedna próba (i to tylko na częstotliwości 1.6 GHz przy użyciu sieci EVN) obserwacji kwazarów typu BAL o najmniejszych rozmiarach (Jiang & Wang 2003) z próbki Becker i in. (2000).

    Drugą próbę podjęła nasza grupa wykonując obserwacje VLBA kwazara 1045+352, który stanowi obecnie kwazar typu BAL o najlepiej poznanej strukturze radiowej.

    • Pierwsze wyniki badań

      1045+352. Jest to bardzo rzadki kwazar typu BAL o dużej jasności radiowej. Jeden z niewielu radiowo-głośnych kwazarów typu BAL o poznanej strukturze radiowej. Jest bardzo zwartym i młodym obiektem typu CSS o złożonej budowie. źródło jest obecnie w fazie aktywności radiowej, jednak jego struktura może świadczyć o przerwaniu lub zaburzeniu aktywności w niedalekiej przeszłości obiektu. Struktura radiowa kwazara rozciąga się w dwóch kierunkach: NE/SW oraz NW/SE. Emisja rozciągła w kierunku NE/SW może być pierwszą fazą aktywności, obecnie wygasającą, natomiast emisja zorientowana w kierunku NW/SE stanowi aktualną fazę aktywności. Powyższa interpretacja struktury źródła 1045+352 jest tylko jedną z wielu możliwych. Szerzej wyniki tych obserwacji zostały opisane w artykule Kunert-Bajraszewska i in, 2007, A&A, 469, 437.






      • Rys.3. Mapy radiowe źródła 1045+352 wykonane siecią MERLIN na częstotliwości 5 GHz (górny lewy panel) oraz siecią VLBA na częstotliwościach 1.7, 5 i 8.4 GHz. Kontury zwiększają się o czynnik 2, a pierwszy poziom konturu odpowiada wartości ~3s. Krzyżyk wskazuje pozycję optycznego odpowiednika radioźródła znalezionego w przeglądzie SDSS/DR5. 1045+352 jest zwartym kwazarem, którego całkowity rozmiar liniowy wynosi 2.1 kpc. Wiek źródła szacowany jest na 105 lat.



    • Realizacja kolejnych etapów projektu

      • Obecnie realizowane są dalsze obserwacje radiowe źródła 1045+352 instrumentami MERLIN , EVN i VLBA. 12-godzinne obserwacje połączone EVN+MERLIN na częstotliwości 5 GHz, o większej czułości i rozdzielczości, pozwolą lepiej zobrazować i zrozumieć strukturę obiektu. Obserwacje VLBA na częstotliwśoci 15 GHz pozwolą zobrazować radiowe jądro, czyli centralne źródło energii kwazara. Zaplanowane obserwacje zostały juz wykonane i wkrótce zostaną opublikowane pierwsze wyniki projektu.


      • Obserwacje rentgenowskie źródła 1045+352 instrumentami znajdującymi się na satelicie CHANDRA. Celem obserwacji jest detekcja promieniowania X (po raz pierwszy w historii dla kwazara typu HiBAL), pomiar gęstości kolumnowej oraz pomiar absorpcji promieniowania. Złożona struktura radiowa obiektu wskazuje na wzajemne oddziaływanie pomiędzy dżetem radiowym a otaczającym środowiskiem. Miara absorpcji promieniowania pozwoli badać wpływ środowiska na spowolnienie propagacji dżetu. Kolejne zagadnienie to stworzenie mapy rozległego promieniowania X.


      • Dalsze radiowe badania kwazarów typu BAL prowadzone będą na nowej próbce 10 obiektów, które zostały wyselekcjonowane z katalogu FIRST oraz 3 edycji katalogu SDSS. Do tej pory nie były prowadzone systematyczne (i o dużej rozdzielczości) radiowe badania kwazarów typu BAL (szczególnie tych zwartych), głównie ze względu na bardzo niskie gęstości strumieni radiowych (w większości na poziomie ok. 15 mJy). Nasza próbka zawiera obiekty o gęstościach strumieni 10 razy większych, których detekcja jest możliwa podczas krótkich obserwacji interferometrycznych. Obserwacje te wkrótce zostaną wykonane przy użyciu sieci EVN na czestotliwości 1.6 GHz. Otrzymane wyniki pozwolą lepiej poznać strukturę radiową kwazarów typu BAL, która jest bardzo pomocna w określeniu orientacji osi dżetów, a tym samym może pomóc w zrozumieniu natury i pochodzenia struktur BAL. Badana próbka 10 radiowo-głośnych, zwartych kwazarów typu BAL to początek systematycznych badań tych obiektów.