logo CFT   Center for Theoretical Physics PAS

A rank A research institute

wersja polska
Main Page
General Information
Accountancy
Secretariat
Employees
Work in CTP PAS
Rules of Work
Public Procurement
After Hours
After Hours
Running Team
Scientific Council
Scientific Research
Seminars
Research Grants
Publications
Doctorates
Internships and practices in CTP PAS
Educations
Jobs - Postdoc
Euraxess
YouTube Channel
For Press
Media about us
Photos
How to get here
Files for Employees
Links
Others
Others
Conferences
Library
Cluster for Parallel Computing
WebMail
WebMail
Zdjŕcie

Bo┼╝ena Czerny

Room: 310
Phone:+48 22 116 20 10
E-mail: bcz(a)cft.edu.pl
Home Page: users.camk.edu.pl/bcz

Area of interest

Kosmologia obserwacyjna

Nowy projekt: Ograniczenia na w┼éasno┼Ťci ciemnej energii w oparciu o obserwacje aktywnych galaktyk

Celem projektu jest wdro┼╝enie zupe┼énie nowej metody okre┼Ťlania tempa ekspansji Wszech┼Ťwiata, a zatem w┼éasno┼Ťci ciemnej energii. Metoda jest oparta o wykorzystanie aktywnych galaktyk, w tym w du┼╝ej mierze najja┼Ťniejszych aktywnych galaktyk ÔÇô kwazar├│w. Rozwa┼╝ymy kilka wariant├│w tej og├│lnej metody. Spodziewamy si─Ö, ┼╝e po dopracowaniu szczeg├│┼é├│w i zebraniu odpowiedniej ilo┼Ťci pomiar├│w niekt├│re a nich powinny da─ç wyniki precyzyjniejsze ni┼╝ ocena ekspansji Wszech┼Ťwiata w oparciu o badanie gwiazd Supernowych typu Ia. W ten spos├│b planujemy nie tylko potwierdzi─ç przyspieszon─ů ekspansj─Ö Wszech┼Ťwiata, ale zmierzy─ç efekt na tyle dok┼éadnie, aby zobaczy─ç, czy ta przyspieszona ekspansja b─Ödzie si─Ö w przysz┼éo┼Ťci kontynuowa─ç bez ogranicze┼ä, a Wszech┼Ťwiat b─Ödzie si─Ö stawa┼é coraz bardziej pusty.
Nasza podstawowa metoda opiera si─Ö o pomiar op├│┼║nienia linii emisyjnych kwazara w stosunku do kontinuum, co pozwala na bezpo┼Ťredni pomiar rozmiaru emituj─ůcego obszaru, a rozmiar ten, jak pokazali┼Ťmy w naszym prostym a nowatorskim modelu jego formowania si─Ö, zale┼╝y niemal wy┼é─ůcznie od jasno┼Ťci absolutnej kwazara. Znaj─ůc jasno┼Ť─ç absolutn─ů oraz ÔÇô co ┼éatwo zmierzy─ç ÔÇô jasno┼Ť─ç obserwowan─ů oraz przesuni─Öcie ku czerwieni mo┼╝emy umie┼Ťci─ç ka┼╝dy z obiekt├│w na diagramie HubbleÔÇÖa. Dysponuj─ůc modelem obszaru powstawania linii opracujemy szczeg├│┼éowo zwi─ůzek rozmiaru obszaru z jasno┼Ťci─ů. Nast─Öpnie po┼é─ůczymy wszystkie dost─Öpne dane obserwacyjne w celu wykorzystania jak najwi─Ökszej liczby obiekt├│w o r├│┼╝nych warto┼Ťciach przesuni─Öcia ku czerwieni, tak aby zobaczy─ç histori─Ö ekspansji Wszech┼Ťwiata. Jako dane obserwacyjne wykorzystamy nasze w┼éasne dane z 11-metrowego teleskopu SALT (Southern African Large Telescope) i dane od naszych wsp├│┼épracownik├│w z Chin, oraz op├│┼║nienia mierzone i publikowane przez inne grupy obserwator├│w.
Dwa inne warianty metod s─ů trudniejsze, oparte o sam kszta┼ét linii emisyjnych, i tu dane obserwacyjne istniej─ů, ale modelowanie jest du┼╝o bardziej z┼éo┼╝one i osi─ůgni─Öcie odpowiedniej dok┼éadno┼Ťci mo┼╝e nie by─ç mo┼╝liwe. Ostatnia z opcji to wykorzystanie fotometrycznego monitorowania nieba w ramach planowanego najwi─Ökszego na ┼Ťwiecie przegl─ůdu nieba, z naciskiem na zmienno┼Ť─ç obiektu ÔÇô ka┼╝dy fragment nieba b─Ödzie obserwowany wielokrotnie, w sze┼Ťciu r├│┼╝nych barwach, w sumie 1000 razy w ci─ůgu 10 lat. Przegl─ůd ten (Large Synoptic Survey Telescope - LSST) rozpocznie dzia┼éanie w 2020 roku i co przyniesie detekcj─Ö 10 milion├│w kwazar├│w. Wykorzystanie tych obserwacji b─Ödzie wymaga┼éo dobrania mo┼╝liwie optymalnych metod. Ich pracowanie b─Ödzie cz─Ö┼Ťci─ů tego projektu.
Ciemna energia to wielkie wyzwanie wsp├│┼éczesnej astronomii i fizyki. Odkrycie odst─Öpstw jej w┼éasno┼Ťci od przewidywa┼ä zwi─ůzanych ze sta┼é─ů kosmologiczn─ů ma kluczowe znaczenie dla g┼é─Öbszej interpretacji tego zjawiska. Nasza metoda oparta o kwazary jest podobna w charakterze do ogranicze┼ä z gwiazd Supernowych Ia, ale pokrywa znacznie lepiej szeroki przedzia┼é warto┼Ťci przesuni─Öcia ku czerwieni. Metoda nie by┼éa jeszcze stosowana w kosmologii, i opiera si─Ö o tak┼╝e nowatorski model powstawania linii emisyjnych w kwazarach, co stwarza nam mo┼╝liwo┼Ť─ç wykorzystania jej mo┼╝liwo┼Ťci w pe┼éni.

 

Projekt: Ci─ůg g┼é├│wny kwazar├│w

W astronomii nadszed┼é czas Wielkich Danych i dokonywanych dzi─Öki nim odkry─ç. Nowe obserwacje ustawicznie dostarczaj─ů terabajty danych, a przygotowywane katalogi zawieraj─ů ju┼╝ miliony obiekt├│w. W tej sytuacji najistotniejszym zadaniem staje si─Ö uporz─ůdkowanie pot─Ö┼╝nego strumienia nap┼éywaj─ůcych informacji, kt├│re powinno umo┼╝liwi─ç prawdziwe, g┼é─Öbokie zrozumienie tego, co rejestruj─ů teleskopy. Problem ten dotyczy tak┼╝e bada┼ä kwazar├│w. Obecnie w katalogach znajduje si─Ö ponad 1 milion zidentyfikowanych kwazar├│w, z kt├│rych przebadano oko┼éo 200 tysi─Öcy. Liczby te stale rosn─ů.

Kwazary, podobnie jak gwiazdy, r├│┼╝ni─ů si─Ö mi─Ödzy sob─ů jasno┼Ťci─ů. Przyczyn─ů s─ů odmienne masy ich centralnych czarnych dziur, a tak┼╝e r├│┼╝ne odleg┼éo┼Ťci od nas. Jednak┼╝e gwiazdy r├│┼╝ni─ů si─Ö mi─Ödzy sob─ů nie tylko jasno┼Ťciami i odleg┼éo┼Ťciami od Ziemi, ale tak┼╝e barwami. Stwierdzono, ┼╝e na wykresie, na kt├│rym na osiach umieszczono wska┼║niki barwy (tzw. diagram kolor-kolor), wi─Ökszo┼Ť─ç gwiazd le┼╝y na stosunkowo w─ůskiej linii. Nazwano j─ů ci─ůgiem g┼é├│wnym. Okaza┼éo si─Ö p├│┼║niej, ┼╝e to temperatura atmosfery gwiazdy determinuje jej po┼éo┼╝enie na ci─ůgu g┼é├│wnym.

Kwazary tak┼╝e maj─ů r├│┼╝ne barwy. Z analizy statystycznej tych obiekt├│w wynika, ┼╝e r├│wnie┼╝ w ich przypadku wyst─Öpuje wyra┼║ny trend, kt├│ry obecne nosi nazw─Ö ci─ůgu g┼é├│wnego kwazar├│w. Ci─ůg g┼é├│wny kwazar├│w nie jest jednak a┼╝ tak w─ůski jak gwiazdowy ci─ůg g┼é├│wny. Kwazary to obiekty znacznie bardziej skomplikowane ni┼╝ gwiazdy. Spowodowane to jest brakiem symetrii sferycznej: materia opadaj─ůca na czarn─ů dziur─Ö tworzy wok├│┼é niej dysk akrecyjny, kt├│rego temperatura wzrasta ku centrum. Z tego powodu trudno jest ustali─ç przyczyn─Ö obserwowanego trendu. Wydaje si─Ö, ┼╝e kluczowymi parametrami mog─ů okaza─ç si─Ö k─ůt nachylenia osi symetrii dysku akrecyjnego do kierunku widzenia i stosunek tempa akrecji materii na czarn─ů dziur─Ö do masy czarnej dziury. W tej sprawie mamy w┼éasne pomys┼éy. Uwa┼╝amy, ┼╝e rozwi─ůzanie problemu oka┼╝e si─Ö podobne do wyt┼éumaczenia istoty gwiazdowego ci─ůgu g┼é├│wnego.

G┼é├│wnym celem projektu jest weryfikacja naszej hipotezy. Mamy zamiar zrobi─ç to za pomoc─ů dw├│ch r├│┼╝nych sposob├│w. Korzystaj─ůc z komputer├│w przygotujemy modele teoretyczne kwazar├│w o bardzo szerokim zakresie parametr├│w. Zgromadzimy tak┼╝e dost─Öpne dane obserwacyjne jak najwi─Ökszej liczby kwazar├│w. Por├│wnuj─ůc modele teoretyczne z obserwacjami b─Ödziemy mogli stwierdzi─ç, czy podejrzewany przez nas parametr jest rzeczywi┼Ťcie kluczowym czynnikiem, kt├│ry okre┼Ťla obserwowane w┼éasno┼Ťci ci─ůgu g┼é├│wnego kwazar├│w.

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

Export: (txt) (BibTex) (html A) (html B)

Last 3 publications...


2018

1 (2/2018) Czerny, B. J.; Beaton, R.; Bejger, M. S.; Cackett, E.; Dall'Ora, M.; Holanda, R. F. L.; Jensen, J. B.; Jha, S. W.; Lusso, E.; Minezaki, T.; Risaliti, G.; Salaris, M.; Toonen, S.; Yoshi, Y.;
Astronomical Distance Determination in the Space Age. Secondary distance indicators.
Space Science Reviews, DOI, Otwarty dostęp, (2018-01-01)

2 (1/2018) Śniegowska, M.; Czerny, B. J.; You, B.; Panda, S.; Wang, J.; Hryniewicz, K.; Wildy, C. P.;
The properties of active galaxies at the extreme of eigenvector 1
ASTRONOMY & ASTROPHYSICS, DOI, Otwarty dostęp, (2018-01-01)


2017

3 (10/2017) Adhikari, T.; Różańska, A. A.; Hryniewicz, K.; Czerny, B. J.; Ferland, G.;
On The Intermediate Line Region in AGNs
Frontiers in Astronomy and Space Sciences, DOI, Otwarty dostęp, (2017-10-29)


Full list of publications

Publications from old database

(o)

Website support