logo CFT   Centrum Fizyki Teoretycznej PAN

Instytut naukowy kategorii A

english version | Strona BIP Centrum Fizyki Teoretycznej PAN
strona główna
informacje ogólne
księgowość
sekretariat
pracownicy
praca w CFT PAN
RODO
regulaminy
zamówienia publiczne
po godzinach
po godzinach
drużyna biegowa
rada naukowa
badania naukowe
seminaria
granty badawcze
publikacje
doktoraty
praktyki i staże w CFT
działalność
edukacyjna
oferty pracy - postdoc
euraxess
kanał YouTube
dla mediów
media o nas
zdjęcia
jak tu dotrzeć?
pliki dla pracowników
odsyłacze
różne
różne
konferencje
biblioteka
klaster do obliczeń równoległych
WebMail
WebMail
Zdjcie

Bożena Czerny

E-mail: bcz(a)cft.edu.pl
Home Page: users.camk.edu.pl/bcz
Info: You can find me on Warsaw University of Technology, faculty of Electronics ul. Nowowiejska 15/19, room 469 (4th floor)

Area of interest

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.

 

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

Observational cosmology

 New project: Constraints on the properties of the dark energy from active galactic nuclei

The aim of the project is to implement a new method to determine the expansion rate of the Universe, and in this way to constrain the properties of the dark energy. The method is based on active galaxies, mostly on the brighest of them - quasars. We will consider a few variants of the general method. We expect that with the method refinement and after colleting enough of observational data some of these methods should give more precise and less biased estimates of the Universe expansion than Supernovae Ia. We plan not just to confirm the accelerated expansion of the Universe but to measure it precisely enough to know whether this accelerated expansion willl continue forever, with the Universe becoming more and more empty.

Our basic method is based on determination of the time delay between the emission lines and the continuum, which allows directly to measure the size of the emitting region. This size, as we have shown in our simple absolutely new model of the formation of the broad line region, depends almost exclusively on the absolute luminosity of a given quasar. Knowing this absolute luminosity and measuring the observed luminossity and the quasar redshift we can locate each quasar on the Hubble diagram. We will construct now more precise model of the region formation and its connection with the absolute luminosity. Next we will combine all available time delay measurements done at various redshifts to see the history of the expansion of the Universe. As the data, we will use our own observations from 11-m telescope SALT (Southern African Large Telescope), the measurements done by our Chinese collaborators and measurements published by other groups. Two other variants of the mthod are more difficult, based just on the shapes of the emission lines. The data required by these methods (single spectra) are easily availbale but modelling must be far more precise and could be too difficult. Finally, there is also a fantastic oppportunity to use photometric monitoring from the largest planned all sky survey which will start soon and will be operational for 10 yeras. This survey done by LSST (Large Synoptic Survey Telescope) will bring detection of 10 milions of quasars. However, practical use of these data will require a lot of difficult optimalizations, and working out these methods will be a part of the project.

Dark energy is a real challenge for astronomy and physics. Detections of any departures from the cosmological constant model of this accelerated expansion wil be crucial for interpretation of this phenomenon. Our method is basically similar to method based on Supernovae Ia, but it covers broader range of redshift. The method was not yet used for cosmology, and it is based on our model of the formation of the broad line region which offers also an opportunity to test the model itself.

Project: Quasar main sequence

Astronomy enters the period of Big Data and Data-Driven Discovery. Data bases increase every days with terabytes of new observations, and the catalogs start to contain milions of objects. Thus the most important thing is to see certain order in these enormous data stream, and next we should gain - from this order - a real, deeper understanding of what we see. We face the same problem in quasar research. Catalogs contain 200 000 well studies quasars, over 1 000 000 of quasars are identified, and the numbers are growing.

Different quasars have of course different luminosities, which is easy to understand since they differ with respect to the mass of the central black hole and the distance from us. However, stars differ between themselves not only with respect to the brightness and the distance, but they have different colors.  And then the discovery came that stars form a stream on the color-color diagram which was later named stellar main sequence. Finally, it was explained that the location of a star on the stellar main sequence is determined by the temperature of the stellar atmosphere.

Quasars also have their colors, and the corresponding classification also showed a pattern, named now Quasar Main Sequence although this sequence is not as narrow as the stellar main sequence. Quasars are much more complex than stars due to the lack of spherical symmetry - material flowing onto the black hole forms an accretion disk around the central black hole, and this disk is hotter closer to the black hole and cooler further out. Therefore, it is difficult to establish what is responsible for the observed trend. The first ideas for a key parameter were the inclination of the symmetry axis with respect to the observer, and the ratio of the mass flowing toward the black hole to the black hole mass. We have our own idea and we think  that the answer is actually quite similar as in the case of stars. The aim of the project is to prove this hypothesis. We will do it through two different actions. We will calculate theoretically the quasar models for a broad range of parameters. We will also collect available observations for numerous quasars with the aim to check whether the parameter which, we think, is the key parameter, actually well describes the observed Quasar Main Sequence. 

More about the project: Quasar Main Sequence

(o)

Website support