Zainteresowania naukowe

Kosmologia obserwacyjna

Nowy projekt: Ograniczenia na własności ciemnej energii w oparciu o obserwacje aktywnych galaktyk

Celem projektu jest wdrożenie zupełnie nowej metody określania tempa ekspansji Wszechświata, a zatem własności ciemnej energii. Metoda jest oparta o wykorzystanie aktywnych galaktyk, w tym w dużej mierze najjaśniejszych aktywnych galaktyk – kwazarów. Rozważymy kilka wariantów tej ogólnej metody. Spodziewamy się, że po dopracowaniu szczegółów i zebraniu odpowiedniej ilości pomiarów niektóre a nich powinny dać wyniki precyzyjniejsze niż ocena ekspansji Wszechświata w oparciu o badanie gwiazd Supernowych typu Ia. W ten sposób planujemy nie tylko potwierdzić przyspieszoną ekspansję Wszechświata, ale zmierzyć efekt na tyle dokładnie, aby zobaczyć, czy ta przyspieszona ekspansja będzie się w przyszłości kontynuować bez ograniczeń, a Wszechświat będzie się stawał coraz bardziej pusty.Nasza podstawowa metoda opiera się o pomiar opóźnienia linii emisyjnych kwazara w stosunku do kontinuum, co pozwala na bezpośredni pomiar rozmiaru emitującego obszaru, a rozmiar ten, jak pokazaliśmy w naszym prostym a nowatorskim modelu jego formowania się, zależy niemal wyłącznie od jasności absolutnej kwazara. Znając jasność absolutną oraz – co łatwo zmierzyć – jasność obserwowaną oraz przesunięcie ku czerwieni możemy umieścić każdy z obiektów na diagramie Hubble’a. Dysponując modelem obszaru powstawania linii opracujemy szczegółowo związek rozmiaru obszaru z jasnością. Następnie połączymy wszystkie dostępne dane obserwacyjne w celu wykorzystania jak największej liczby obiektów o różnych wartościach przesunięcia ku czerwieni, tak aby zobaczyć historię ekspansji Wszechświata. Jako dane obserwacyjne wykorzystamy nasze własne dane z 11-metrowego teleskopu SALT (Southern African Large Telescope) i dane od naszych współpracowników z Chin, oraz opóźnienia mierzone i publikowane przez inne grupy obserwatorów.Dwa inne warianty metod są trudniejsze, oparte o sam kształt linii emisyjnych, i tu dane obserwacyjne istnieją, ale modelowanie jest dużo bardziej złożone i osiągnięcie odpowiedniej dokładności może nie być możliwe. Ostatnia z opcji to wykorzystanie fotometrycznego monitorowania nieba w ramach planowanego największego na świecie przeglądu nieba, z naciskiem na zmienność obiektu – każdy fragment nieba będzie obserwowany wielokrotnie, w sześciu różnych barwach, w sumie 1000 razy w ciągu 10 lat. Przegląd ten (Large Synoptic Survey Telescope - LSST) rozpocznie działanie w 2020 roku i co przyniesie detekcję 10 milionów kwazarów. Wykorzystanie tych obserwacji będzie wymagało dobrania możliwie optymalnych metod. Ich pracowanie będzie częścią tego projektu.Ciemna energia to wielkie wyzwanie współczesnej astronomii i fizyki. Odkrycie odstępstw jej własności od przewidywań związanych ze stałą kosmologiczną ma kluczowe znaczenie dla głębszej interpretacji tego zjawiska. Nasza metoda oparta o kwazary jest podobna w charakterze do ograniczeń z gwiazd Supernowych Ia, ale pokrywa znacznie lepiej szeroki przedział wartości przesunięcia ku czerwieni. Metoda nie była jeszcze stosowana w kosmologii, i opiera się o także nowatorski model powstawania linii emisyjnych w kwazarach, co stwarza nam możliwość wykorzystania jej możliwości w pełni.

 Więcej na temat projektu: Ograniczenia na własności ciemnej energii w oparciu o obserwacje aktywnych galaktyk

Projekt: Ciąg główny kwazarów

W astronomii nadszedł czas Wielkich Danych i dokonywanych dzięki nim odkryć. Nowe obserwacje ustawicznie dostarczają terabajty danych, a przygotowywane katalogi zawierają już miliony obiektów. W tej sytuacji najistotniejszym zadaniem staje się uporządkowanie potężnego strumienia napływających informacji, które powinno umożliwić prawdziwe, głębokie zrozumienie tego, co rejestrują teleskopy. Problem ten dotyczy także badań kwazarów. Obecnie w katalogach znajduje się ponad 1 milion zidentyfikowanych kwazarów, z których przebadano około 200 tysięcy. Liczby te stale rosną.

Kwazary, podobnie jak gwiazdy, różnią się między sobą jasnością. Przyczyną są odmienne masy ich centralnych czarnych dziur, a także różne odległości od nas. Jednakże gwiazdy różnią się między sobą nie tylko jasnościami i odległościami od Ziemi, ale także barwami. Stwierdzono, że na wykresie, na którym na osiach umieszczono wskaźniki barwy (tzw. diagram kolor-kolor), większość gwiazd leży na stosunkowo wąskiej linii. Nazwano ją ciągiem głównym. Okazało się później, że to temperatura atmosfery gwiazdy determinuje jej położenie na ciągu głównym.

Kwazary także mają różne barwy. Z analizy statystycznej tych obiektów wynika, że również w ich przypadku występuje wyraźny trend, który obecne nosi nazwę ciągu głównego kwazarów. Ciąg główny kwazarów nie jest jednak aż tak wąski jak gwiazdowy ciąg główny. Kwazary to obiekty znacznie bardziej skomplikowane niż gwiazdy. Spowodowane to jest brakiem symetrii sferycznej: materia opadająca na czarną dziurę tworzy wokół niej dysk akrecyjny, którego temperatura wzrasta ku centrum. Z tego powodu trudno jest ustalić przyczynę obserwowanego trendu. Wydaje się, że kluczowymi parametrami mogą okazać się kąt nachylenia osi symetrii dysku akrecyjnego do kierunku widzenia i stosunek tempa akrecji materii na czarną dziurę do masy czarnej dziury. W tej sprawie mamy własne pomysły. Uważamy, że rozwiązanie problemu okaże się podobne do wytłumaczenia istoty gwiazdowego ciągu głównego.

Głównym celem projektu jest weryfikacja naszej hipotezy. Mamy zamiar zrobić to za pomocą dwóch różnych sposobów. Korzystając z komputerów przygotujemy modele teoretyczne kwazarów o bardzo szerokim zakresie parametrów. Zgromadzimy także dostępne dane obserwacyjne jak największej liczby kwazarów. Porównując modele teoretyczne z obserwacjami będziemy mogli stwierdzić, czy podejrzewany przez nas parametr jest rzeczywiście kluczowym czynnikiem, który określa obserwowane własności ciągu głównego kwazarów.

Wiecej o projekcie: Ciag Glowny Kwazarow