MASARYKOAV UNIVERZITAoptické oblasti spi²e v modré barv¥, typické pro mladé hv¥zdy. Naproti...

MASARYKOVA UNIVERZITA

P°írodov¥decká fakultaÚstav teoretické fyziky a astrofyziky

DIPLOMOVÁ PRÁCE

Studium kvazar· a blazar·

Jan Rokos

Vedoucí diplomové práce: Filip Hroch

Brno 2014

Bibliogra�cký záznam:

Autor: Jan RokosP°írodov¥decká fakulta, Masarykova univerzitaÚstav teoretické fyziky a astrofyziky

Název práce Studium kvazar· a blazar·

Studijní program: Fyzika

Studijní obor: Teoretická fyzika a astrofyzika

Vedoucí práce: Filip Hroch

Akademický rok: 2014

Po£et stran: 63

Klí£ová slova: Seyfert, AGN, ALMA, ISM, kanálové mapy, NGC 1068,NGC 253, CASA

Bibliographic entry:

Author: Jan RokosFaculty of Science, Masaryk UniversityDepartment of Physic and Astrophysics

Title of Thesis Study of quasars and blazars

Degree Programme: Physics

Field of Study: Theoretical Physics and Astrophysics

Supervisor: Filip Hroch

Academical Year: 2014

Number of Pages: 63

Keywords: Seyfert, AGN, ALMA, ISM, channel maps, NGC 1068,NGC 253, CASA

Abstrakt:

V p°edloºené práci jsem se zabýval zejména zpracováním dat z observato°e ALMA a jejichmoºným vyuºitím pro studium aktivních galaktických jader. Pro to jsem zvolil data z po-zorování dvou aktivních galaxií � NGC 1068 a NGC 253. Cílem je v pozorovaných datechidenti�kovat molekuly zodpov¥dné za £arovou a následn¥ vytvo°it snímky zobrazující jejichrozloºení v rámci galaxie a rychlostní mapy. Tyto snímky jsem poté je²t¥ doplnil o snímkyz optického a rentgenového oboru.

Abstract:

In the present work I work on the data reduction process of the ALMA observatoy andthe potential use of these data for active galactic nuclei. For this I chose from the publiclyavailable data project that observed twe active galaxies � NGC 1068 and NGC 253. Mygoal was to identify molecular emission in this data and create images showing the molec-ular distribution throughout the galaxies and their velocity maps.

D¥kuji v²em, kte°í mi v poslední fázi pomohli � Leja, sousedé ovládající gramatiku (p°í-padné zbytkové chyby beru na sebe, jelikoº jsem opomn¥l uzav°ít smlouvu s jasn¥ stanovenýmipokutami) a Pigi £aj.

Prohla²uji, ºe svou diplomovou práci jsem napsal samostatn¥ a výhradn¥ s pouºitím cito-vaných pramen·. Souhlasím se zap·j£ováním práce a jejím zve°ejn¥ním.

V Brn¥ dne Jan Rokos

Obsah

I Teoretická £ást 8

1 Úvod 9

2 Galaxie 10

2.1 Stavba galaxií . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.1.1 Disk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.1.2 P°í£ka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2.1.3 Ramena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2.1.4 Mezihv¥zdná hmota . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

2.1.5 Výdu´ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.1.6 Halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.1.7 Temná hmota . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.2 Typy galaxií . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2.2.1 Eliptické galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.2.2 Spirální galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.2.3 �o£kové galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.2.4 Nepravidelné galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

3 Aktivní galaxie, aktivní galaktická jádra 15

3.1 Seyfertovy galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.1.1 Seyfertovy galaxie typu 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.1.2 Seyfertovy galaxie typu 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.2 Kvazary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.3 Radiové galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.4 Objekty typu BL Lac . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.5 Seyfertovy galaxie a kvazary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.6 Jednotný model aktivních galaktických jader . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.7 Zdroj energie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

II Praktická £ást 20

4 ALMA 21

4.1 Interferometr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.2 Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.3 CASA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

4.3.1 Základní úlohy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

5 Emise v £arách a kanálové mapy 24

6 NGC 1068 26

6.1 ALMA pozorování . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

6.2 Emise v kontinuu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

6.2.1 �ára CS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

6.3 �ára CH3OH . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

6.4 �ára HC3N . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

6.5 �ára CO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

6.6 Pozorování z druºice Chandra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

7 NGC 253 43

7.1 Emise v kontinuu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

7.2 Emise v CO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

7.3 Pozorování z Chandra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

8 Kompozitní snímky 50

9 Záv¥r 54

A CASA 58

�ást I

Teoretická £ást

8

Kapitola 1

Úvod

Svojí diplomovou práci jsem se jiº v úvodu rozhodl zaloºit na pozorováních z observa-to°e ALMA, jelikoº byla £erstv¥ uvedena do provozu a dávala tak p°íslib dosud nevid¥néhoa nevídaného. Jelikoº jsem do té doby nem¥l tém¥° ºádné zku²enosti s radiovou astronomií,pozorováním chladných molekulárních mra£en ani celkov¥ s galaktickou chemií, ne v²echnamoje o£ekávání byla napln¥na, k tomu se ale dostanu v pozd¥j²ích £ástech tohoto textu.Práce stojí na datech získaných na ALMA, je²t¥ v rámci early science, tedy prvního rokupo uvedení do provozu. Vzhledem k tomu nedosahují takové kvality, citlivosti ani rozli²ení,jako data, která se pozorují dnes. Z, jiº ve°ejn¥ p°ístupných, pozorování jsem vybral ta,která byla relevantní pro oblast aktivních galaxií a vybral projekt, který pozoroval dv¥galaxie - NGC 1068 a NGC 253 - a poté pracoval s daty z n¥ho. Jako dopln¥ní jsem k nimzpracoval také snímky z druºice Chandra, jelikoº emise v milimetrové oblasti £asto úzcesouvisí s tou ve vy²²ích energiích, a´ uº jde o rentgenovou, nebo ultra�alovou.

9

Kapitola 2

Galaxie

Galaxie jsou vesmírné objekty sloºené z gravita£n¥ vázaných hv¥zd a mezihv¥zdnéhmoty - plynu a prachu. P·vodn¥ byly povaºovány za mlhoviny, které jsou sou£ástí na²ígalaxie a aº spektroskopické studie ve 20. století ukázaly, ºe se pohybují p°íli² rychle. Takébyly pozorovány novy v M31, tehdej²í mlhovin¥ v Andromed¥, které byly n¥kolikanásobn¥slab²í neº ty, které byly pozorovány v Mlé£né dráze. Poslední, de�nitivní, d·kaz p°ineslEdwin Hubble(3) pozorováním cefeid, z n¥hoº byl schopen odvodit vzdálenost této ml-hoviny, která byla p°íli² vysoká na to, aby byla je²t¥ v na²í Galaxii. Alespo¬ dnes je tedyM31 ozna£ována jako galaxie v Andromed¥, nachází se ve vzdálenosti p°ibliºn¥ 785±25kpc(6). Jelikoº se pohybuje sm¥rem k Mlé£né dráze, v budoucnosti dojde k jejich sráºce a,pravd¥podobn¥, splynutí.

2.1 Stavba galaxií

Jelikoº jsou galaxie velmi komplexní objekty, sloºené z mnoha vzájemn¥ interagujícíchmen²ích objekt· r·zného druhu, vznikají v nich struktury, které m·ºeme pozorovat a podlejejich p°ítomnosti a vlastností poté galaxie také klasi�kovat. Níºe uvádím jednotlivé £ásti,které u galaxií lze pozorovat, tedy bez zohledn¥ní rozd¥lení galaxií, které uvedu dále vtextu.

2.1.1 Disk

Galaktický disk je pojmenovaný podle zplo²t¥lého, p°ibliºn¥ osov¥ symetrického tvaru,který má. V¥t²ina viditelných hv¥zd v galaxiích se nachází práv¥ v oblasti galaktickéhodisku. Také se v n¥m nachází velké mnoºství mezihv¥zdné hmoty - plynu a prachu; tozp·sobuje vysokou absorbci zá°ení p°icházejícího k nám ze vzdálen¥j²ích oblastí, nap°íkladna²í galaxie. Z toho d·vodu nelze pozorovat st°ed Mlé£né dráhy v optickém oboru, vzh-ledem k velikostem prachových zrn ale nep°edstavují problém pro pozorování v radiovém

10

oboru. V galaktickém disku se nachází také na²e Slunce. Jeho vzdálenost od st°edu jeR0 = (8 ± 0, 4)kpc (2). Jasnost disku se vzdáleností od st°edu exponenciáln¥ klesá podlevztahu

I(R) = I0e− R

Rh .

Hv¥zdy v galaktickém disku se pohybují po tém¥° kruhových drahách a platí, ºe blíºeke st°edu pozorujeme hv¥zdy mlad²í. Slunce se okolo centra na²í galaxie pohybuje rychlostív⊙ = (220± 15) km.s−1.

Ve st°edu v¥t²iny galaxií se p°edpokládá £erná díra.

2.1.2 P°í£ka

Galaktické p°í£ky je výsledkem gravita£ních nestabilit v galaktickém disku. Jejichprodlouºením jsou poté ramena.

2.1.3 Ramena

Spirální ramena jsou oblasti aktivní hv¥zdotvorby (tzv. starburst regiony se nacházejípráv¥ ve spirálních ramenech). Z toho d·vodu jsou spirální ramena dob°e pozorovatelná voptické oblasti spi²e v modré barv¥, typické pro mladé hv¥zdy. Naproti tomu v £erven¥j²ích£ástech spektra nemusí být patrné v·bec. Vzhledem k tomu, ºe jde o prost°edí hust²í (jezde vy²²í koncentrace plynu a prachu), pohyb hv¥zd ve spirálních ramenech je pomalej²í,neº mimo n¥. P°esto, ºe pohyb hv¥zd je rameny ovlivn¥ný, pohybují se i v·£i sob¥ a hv¥zdytedy mohou rameny i procházet. Ramena jsou typická pro spirální galaxie.

2.1.4 Mezihv¥zdná hmota

Mezihv¥zdná hmota (ISM z angl. InterStellar Medium/Matter), její sloºení a pohybv okolí aktivních jader, je klí£ová k pochopení zp·sobu, jakým je do centrální £erné dírydodávána energie - v angli£tin¥ ozna£ováno doslovn¥ jako krmení (feeding) £erné díry. Je-likoº v¥tina mezihv¥zdné látky je tvo°ena prachem a plynem p°eváºn¥ v molekulární form¥,hledají se vhodné molekuly, které lze pozorovat v nejbliº²ích oblastech v okolí £erné díry.Na základ¥ model· mezihv¥zdné hmoty se p°edpokládá, ºe r·zné zdroje energie (samotnéjádro, výbuchy supernov, tvorba hv¥zd,...) se r·zn¥ projeví na mezihv¥zdné látce a je takmoºné je od sebe odli²it.

11

Sloºení mezihv¥zdné hmoty

Mezihv¥zdná hmota je tvo°ena z velké £ásti vodíkem (cca 70%). Velkou £ást zbytkutvo°í helium a pouze malou £ást kovy. Velkou £ást mezihv¥zdné hmoty nalezneme v mra£nechplynu a prachu - rozd¥lujeme na difúzní mra£na, tvo°ená p°eváºn¥ atomárním vodíkema ob°í molekulová mra£na (GMC z angl. Giant Molecullar Clouds) tvo°ená molekulami,vznikajících na prachových zrnech. P°estoºe prach samotný tvo°í pouze malou £ást celkovéhmoty t¥chto mra£en, je tedy jednak médiem pro vznik molekul, ale také vytvá°í vysoce ex-tink£ní prost°edí, coº je d·vod, pro£ centrální £ásti galaxie pozorujeme p°eváºn¥ v radiovéoblasti. Za dobu spektroskopických pozorování, zejména v radiové oblasti jelikoº v¥t²inamolekul se vyskytuje v chladných mra£nech a vyza°ují tedy fotony s nízkými energiemi,byla odhalena celá °ada molekul, které se zde vyskytují. Od jednoduchých, jako je nap°íkladmolekulární vodík nebo oxid uhelnatý, p°es HCN, aº k nedávnému objevu glykolaldehydu.

Vodík

Vodík se v mezihv¥zdné hmot¥ vyskytuje jak ve form¥ neutrálního vodíku HI, tak ion-izovaný HII, a také ve form¥ molekul H2. Neutrální vodík tvo°í v¥t²inu difúzních plynovýchmra£en. Jelikoº je v základním stavu, nem·ºeme pozorovat ºádné emisní £áry vzniklé p°e-chodem elektronu mezi jednotlivými energetickými hladinami. K excitaci je pot°eba UVzá°ení, proto b¥ºn¥ nepozorujeme ani ºádné absorb£ní £áry � pot°ebujeme mít silný UVzdroj v pozadí. V p°ípad¥ neutrálního vodíku máme ale je²t¥ jednu unikátní moºnost, jakho detekovat. Tou je speci�cká £ára 21,1cm. Tato £ára vzniká p°i p°eklopení spinu elek-tronu do protilehlé polohy oproti spinu protonu v jád°e. V ob°ích molekulových mra£nechvznikají molekuly vodíku H2 díky p°ítomnosti prachu. Ten, jelikoº velmi dob°e absorbujenap°í£ velkým mnoºstvím vlnových délek, poskytuje vodíku nutnou ochranu p°ed ion-izujícím zá°ením, bez které by molekuly nemohly vzniknout. Krom¥ toho také molekulyvodíku, podobn¥ jako mnoho dal²ích, vznikají na povrchu práv¥ t¥chto prachových zrn.Ionizovaný vodík HII m·ºeme £asto pozorovat jako obálku GMC.

Oxid uhelnatý

Oxid uhelnatý (CO) je v mezihv¥zdné látce pom¥rn¥ b¥ºn¥ se vyskytující molekulaa £asto se pouºívá pro stopování molekulárního vodíku, který je sám o sob¥ velmi t¥ºcedetekovatelný.

Sul�d uhelnatý

Molekuly sul�du uhelnatého (CS) jsou typické pro husté a horké oblasti mezihv¥zdnéhmoty, jak je vid¥t nap°íklad na obrázku 6.3, kde se v¥t²ina emise nachází v centrální£ásti a zbytek v starburst regionech. Z pozorování se zdá, ºe zastoupení této molekulyje nezávislé na centrálním zdroji energie a pozorujeme tedy p°ibliºn¥ stejné mnoºství

12

(pom¥rn¥ z celkové hmotnosti ISM) v Mlé£né dráze, galaxiích s aktivním jádrem i star-burst galaxiích. Díky tomu se pouºívá pro porovnávání zastoupení dal²ích molekul - udáváse tedy v pom¥ru k CS (5).

Sloºit¥j²í molekuly

Jak jsem jiº zmi¬oval vý²e v ISM se vyskytují i mnohem sloºit¥j²í molekuly, neºjsou H2 a CO. Nap°íklad v (1) pozorovali v galaxii NGC 1068 celkem 17 r·zných molekuls vyuºitím dat z 30ti metrového teleskopu IRAM v rozmezí frekvencí od 86,2GHz do115,6GHz. Mezi nimi byly nap°íklad molekuly CH3OH, HNCO, CH3CN.

2.1.5 Výdu´

Výdu´ se nachází ve st°edu disku a jde o natolik výrazné roz²í°ení, ºe se jiº nepovaºujeza jeho sou£ást. Podle pohybu hv¥zd nacházejících se ve výduti lze odhadnout hmotnostcentrální £erné díry podle tzv. vztahu M�σ, tedy nap°íklad pro spirální galaxie(7)

log10 (MBH/M⊙) = 7, 97 + 4, 58 log10[σ/(200kms−1)

].

2.1.6 Halo

Galaktické halo se nachází ve v¥t²ích vzdálenostech od roviny disku. Jsou zde ze-jména staré hv¥zdy a kulové hv¥zdokupy. V Mlé£né ráze pozorujeme kulové hv¥zdokupyve vzdálenostech 500pc aº 120kpc od roviny disku a nejstar²í z nich jsou staré 13.109 let.

2.1.7 Temná hmota

Temná hmota tvo°í významnou £ást celkové hmoty galaxií. Projevuje se pouze grav-ita£n¥ a lze ji tedy, narozdíl od zá°ící hmoty, pozorovat pouze nep°ímo. Jednou z moºnostíje sledování zm¥ny rychlosti pohybu hv¥zd s rostoucí vzdáleností od st°edu galaxie. V¥t²inatéto temné, tmavé, nebo také skryté hmoty je ve v¥t²ích vzdálenostech od st°edu galaxie,v oblastech, kde je jiº velmi málo hv¥zd.

2.2 Typy galaxií

Prvotní klasi�kaci galaxií zavedl Edwin Hubble v roce 1936. Od té doby, spolu sroz²í°ením na²ich pozorovacích moºností, do²lo i k úpravám v tomto rozd¥lení, i dnes alevychází z toho Hubbleova.

13

2.2.1 Eliptické galaxie

Nepozorujeme v nich struktury jako nap°íklad spirální ramena. Dále je je²t¥ d¥límepodle jejich tvaru E0 - E7, p°i£emº E0 odpovídá galaxiím, které se jeví jako kruhové. E7naproti tomu jsou výrazn¥ elipsovitého tvaru, tento rozdíl ale m·ºe být zp·soben pouzeprojekcí, ve skute£nosti mohou být v²echny kruhové. Rozd¥lení do skupin En je dáno jakonejbliº²í celé £íslo k výsledku vztahu

10(a− b)

a,

kde a je hlavní a b vedlej²í poloosa.

2.2.2 Spirální galaxie

Spirální galaxie mohou být bez p°í£ky, zna£ené S, nebo s p°í£kou, SB. V centrální£ásti mají jasné jádro a z n¥ho vycházejí spirální ramena. Tato ramena mohou být r·zn¥navinutá, m·ºe jich být r·zný po£et.

2.2.3 �o£kové galaxie

Podobn¥ jako spirální galaxie £o£kové pozorujeme s p°í£kou (SB0) i bez p°í£ky (S0,tzv. normální £o£kové galaxie). Mají jasné jádro, ale nepozorujeme u nich spirální ramena.

2.2.4 Nepravidelné galaxie

Tyto galaxie nejeví symetrii tak, jak pozorujeme p°edchozí typy. Rozd¥lujeme je naIrrI, u kterých pozorujeme spirální ramena a IrrII bez spirálních ramen.

14

Kapitola 3

Aktivní galaxie, aktivní galaktická jádra

Aktivní galaxií nazýváme takovou galaxii, která má ve svém st°edu velmi zá°ivé,kompaktní jádro. Intenzita zá°ení tohoto jádra je £asto srovnatelná s intenzitou zá°eníp°icházejícího ze zbytku galaxie, v p°ípad¥ kvazar· ho £asto i mnohonásobn¥ p°evy²uje.Jak uvedu v dal²ích £ástech, v sou£asnosti rozli²ujeme n¥kolik druh· t¥chto aktivních jader,nicmén¥ jak se ukazuje, toto rozli²ení nemusí být správn¥ pojaté. Velkou £ást pozorovanýchrozdíl· mezi jednotlivými typy aktivních galaktických jader lze p°ipsat nap°íklad geometriina²eho pozorování. Aktivní galaktická jádra se £asto ozna£ují anglickou zkratkou AGN(tedy Active Galactic Nuclei).

3.1 Seyfertovy galaxie

První pozorování, které ukázalo na zajímavé vlastnosti Seyfertových galaxií provedl uºv roce 1908 E. A. Fath, který objevil p°ítomost emisních £ar v mlhovin¥ NGC 1068. TeprveCarl Seyfert v roce 1943 pozoroval dal²í podobné objekty a de�noval tak t°ídu Seyfertovýchgalaxií, které mají velmi jasné, hv¥zd¥ podobné jádro, a jak se pozd¥ji ukázalo, mají tytogalaxie ve svém spektru, krom¥ obvyklých absorb£ních £ar, také velmi silné emisní £áry.Práv¥ p°ítomnost emisních £ar ve spektru je dodnes ur£ující pro jejich identi�kaci. V roce1974 Khachikian a Weedman ukázali, ºe je moºné Seyfertovy galaxie dále rozd¥lit podle p°í-tomnosti, resp. absence, ²irokých povolených £ar. V¥t²ina, ne-li v²echny, Seyfertovy galaxiejsou spirální.

3.1.1 Seyfertovy galaxie typu 1

Ve spektru Seyfertových galaxiích 1. typu nalézáme p°ekrývající se úzké a ²iroké £áry.Úzké £áry mají ²í°ku ve stovkách km/s. �iroké £áry dosahují ²í°ek v °ádu desetitisíc· km/s.Mezi ²irokými £arami ve spektru Seyfert 1 galaxií pozorujeme pouze povolené p°echody,

15

coº nazna£uje, ºe k jejich vzniku dochází v oblastech, kde je hustota plynu natolik vysoká,aby do²lo k potla£ení zakázaných p°echod· sráºkami.

3.1.2 Seyfertovy galaxie typu 2

Ve spektru galaxií typu Seyfert 2 normáln¥ ²iroké £áry nepozorujeme. Jedna z teoriítento rozdíl oproti Seyfert 1 vysv¥tluje tím, ºe torus plynu a prachu, který obklopuje jádrostíní pohled do oblastí, kde tyto £áry vznikají. �iroké £áry je moºné u Seyfert 2 galaxiídetekovat pouze velmi slab¥ ve spektru polarizovaného zá°ení, toto bude vysv¥tleno dále.

3.2 Kvazary

Kvazary jsou nejjasn¥j²ími z aktivních galaktických jader. Narozdíl od Seyfertovýchgalaxií u nich nejsme schopni rozli²it galaktický disk, coº je zp·sobeno jejich extrémnívzdáleností - kvazary jsou v sou£asnosti nejvzdálen¥j²í pozorované objekty. Termín pocházíze zkratky QSRS zna£ící quasi-stellar radio source, protoºe první kvazary byly v rámciprvních radiových pozorování v 50. letech 20. století objeveny práv¥ jako velmi silné ra-diové zdroje, ke kterým se pozd¥ji poda°ilo nalézt optický, hv¥zd¥ podobný, prot¥j²ek. Tose poprvé poda°ilo Thomasi Matthewsovi a Allanu Sandagevi v roce 1960, kdy objeviliobjekt, který v optické oblasti vypadal jako hv¥zda 16-té magnitudy a sjednotili ho práv¥ sradiovým zdrojem 3C 48. P°i tom si v²imli zvlá²tnosti ve spektru, kterou byla p°ítomnost²irokých emisních £ar, které neodpovídaly ºádným známým prvk·m. Dal²í podobný objektbyl objeven v roce 1963 - 3C 273. Pozd¥ji téhoº roku se poda°ilo dánskému astronomoviMaartenu Schmidtovi identi�kovat £áry ve spektru 3C 273 jako £áry Ballmerovy sérievodíku. D·vodem, pro£ nebyly poznány d°íve, bylo jejich posunutí do zcela nep°edpoklá-daných vlnových délek v d·sledku £erveného posuvu (z = 0,158). Poté byl podobn¥ ur£en£ervený posuv i u 3C 48, který byl je²t¥ v¥t²í - z = 0,367, coº odpovídá radiální rychlosti0,303c a vzdálenosti p°es 900h−1MPc.

3.3 Radiové galaxie

N¥které ze silných radiových zdroj· jsou identi�kovány jako kvazary, krom¥ nich je²t¥pozorujeme galaxie, které v optické £ási mají ²iroké (BLRG - broad line radio galaxies),nebo pouze úzké (NLRG - narrow line radio galaxies) emisní £áry. Ty m·ºeme povaºovatza analogii Seyfertových galaxií 1. i 2. typu se silnou radiovou emisí. Rozdílem je, ºeradiové galaxie pozorujeme eliptické, nikoliv spirální, jako v p°ípad¥ Seyfertových galaxií.Tyto objekty mají dv¥ komponenty. První je kompaktní jádro, které zá°í pouze do úzkéhokuºelu v prostoru. Druhou sloºkou je vzdálen¥j²í oblast izotropické radiové emise. U tétodruhé sloºky se p°edpokládá symetrie na ob¥ strany galaxie.

16

3.4 Objekty typu BL Lac

Tyto objekty jsou pojmenované podle prototypu BL Lac, který byl p·vodn¥ iden-ti�kován jako vysoce prom¥nná hv¥zda a pozd¥ji se jim za£alo °ikat blazary. P°estoºe uv²ech AGN pozorujeme variabilitu p°es celé spektrum, u blazar· pozorujeme velmi výraz-nou variabilitu v optickém oboru (zm¥ny v jasnosti mohou být v¥t²í neº 0,1mag b¥hemjediného dne) a krom¥ toho je²t¥ nezvykle vysokou a také prom¥nnou polarizaci. V²echnyznámé blazary jsou také radiové zdroje, p°i£emº je pozorujeme podél radiové osy.

3.5 Seyfertovy galaxie a kvazary

Narozdíl od p·vodních zástupc· svých kategorií je dnes moºné povaºovat Seyfer-tovy galaxie a kvazary za jeden typ objekt· a spole£n¥ tvo°í plynulou posloupnost jas-nosti. P·vodní rozd¥lení bylo zp·sobeno jednak extrémností prvních objevených zástupc·t¥chto t°íd � první Seyfertovy galaxie byly pom¥rn¥ slabé a blízké objekty, naproti tomuprvní kvazary byly velmi vzdálené a extrémn¥ silné radiové zdroje. Nejsiln¥j²í dnes známéSeyfertovy galaxie se od kvazar· nijak neli²í. U Seyfertových galaxií také dlouho nebylaznáma prom¥nnost, kterou se vyzna£ovaly známé kvazary, protoºe jí nikdo nep°edpoklá-dal a tedy ani nehledal. V sou£asnosti nicmén¥ nejsou známy ºádné fyzikální rozdíly meziSeyfertovými galaxiemi a kvazary a je tedy moºné p°edpokládat, ºe se jedná o jeden typvesmírných objekt· a rozd¥lení je dáno spí²e historicky.

3.6 Jednotný model aktivních galaktických jader

Na základ¥ vý²e zmín¥ného vznikají teorie, které se snaºí vysv¥tlit pozorované rozdílymezi jednotlivými typy aktivních galaxií za p°edpokladu, ºe jde o stejné objekty. Osten-brock v roce 1978 p°i²el s my²lenkou, ºe rozdíl mezi Seyfertovými galaxiemi 1. a 2. typu,tedy p°ítomnost ²irokých £ar ve spektru Seyfert 1, lze vysv¥tlit tím, ºe nám v p°ípad¥pozorování Seyfert 2 galaxií cosi brání v p°ímém pohledu do oblasti vzniku ²irokch £ar.Vzhledem k tomu, ºe tato p°ekáºka musí absorbovat v pom¥rn¥ ²iroké £ásti spektra, je jas-ným kandidátem prach. V p°ípad¥, ºe tedy budeme mít okola jádra torus z prachu, m·ºe senám stát, ºe jednu a tu samou galaxii identi�kujeme jako galaxii typu Seyfert 1, kdyº se naní budeme dívat podél osy toru. Naproti tomu, pokud budeme pozorovat z roviny tohototoru, dojde k zastín¥ní oblasti ²irokých £ar i ke sníºení jasnosti jádra, coº koresponduje spozorováním, kdy v pr·m¥ru Seyfert 2 dosahují niº²ích jasností. Statisticky jsou Seyfert2 p°ibliºn¥ 3x £ast¥j²í; budeme-li tedy p°edpokládat náhodné nato£ení galaxií, m·ºeme ztoho odvodit, ºe prach musí zakrývat p°ibliºn¥ 3/4 ve²kerého zá°ení p°icházejícího z já-dra. Tato teorie dále p°edpokládá, ºe v ose toru leºí látka, která zp·sobuje rozptyl zá°enívycházejícícho z jádra. To nám umoº¬uje pozorování, a£ velmi slabých, ²irokých £ar vespektru lineárn¥ polarizovaného zá°ení Seyfert 2 galaxií. K tomuto rozptylu pravd¥podobn¥

17

dochází na volných elektronech. Toto ukazuje, ºe minimáln¥ £ást z Seyfert 2 má vlastnosti,a£ skryté, Seyfert 1.

V sou£asnosti tedy pro teorii, ºe Seyfert 1 a 2 jsou ve skute£nosti jedním typem objektumluví zejména:

1. v rozptýleném, polarizovaném, zá°ení Seyfert 2 galaxií vidíme stopy typické proSeyfert 1

2. úzké £áry, které pozorujeme v obou typech jsou prakticky nerozli²itelné

Proti tomu zatím hovo°í:

1. nelze obecn¥ °íci, ºe by zá°ení kontinua p°icházející z jádra bylo u Seyfert 2 polaro-zované, to v²ak m·ºe zna£it pouze absenci volných elektron·, které by toto zá°enírozptýlily

2. nepozorujeme zdroje, které by vykazovaly tak vysokou polarizaci, jakou lze teoretickyp°edpokládat (aº 50%)

3. nepozorujeme zá°iv¥j²í objekty (kvazary nap°íklad), které by m¥ly spektrum typu 2,tedy bez ²irokých £ar

Jak jsem zmi¬oval psal v kapitole o kvazarech, ty se od Seyfertových galaxií li²í pouzesvou energií a tím, ºe u kvazar· zpravidla nepozorujeme galaktický disk, jelikoº jsou £astovelmi vzdálené. K celkovému sjednocení tedy chybí je²t¥ tzv. radio-loud zdroje, tedy zdrojes velmi silnou radiovou emisí - radiové galaxie, blazary. U rádiových galaxií, které d¥límena skupiny podle stejného kritéria jako galaxie Seyfertovy, m·ºeme p°edpokládat i stejné°e²ené - prachový torus, který nám znemoºn·je pohled do oblasti ²irokých £ar. P°i£emºextrémním p°ípadem, kdy bychom pozorovali radiovou galaxii podél radiové osy, která bysplývala s osou prachového toru, by byly práv¥ blazary.Jak se nyní zdá, v rozporu s tím, co se p·vodn¥ p°edpokládalo, tedy ºe ur£ující vlastnostpro posouzení vlastností AGN je jejich jasnost - nap°íklad rozli²ení Seyfertových galaxiíod kvazar· - ve skute£nosti by tím faktorem, který má spojitost s fyzickými rozdíly mohlabýt práv¥ intenzita emise v radiové oblasti. Uº na konci 70. let byly pokusy najít spojitostmezi "radio-loud"a "radio-quiet"objekty, ale bez uspokojivých výsledk·. V polovin¥ 90.let Wilson a Colbert uvaºovali model, který p°edpokládá vznik zá°ení od röntgenového aºk infra£ervenému, zejména termáln¥, naproti tomu radiová emise by m¥la p·vod v rotacicentrální £erné díry. Tato rotace by byla zp·sobena p°i sráºkách galaxií s tím, ºe nejvy²²íhostupn¥ rotace je dosaºeno p°i sráºkách podobn¥ velkých £erných d¥r (budeme-li p°edpoklá-dat p°ímý vztah mezi velikostí £erné díry a její hostitelské galaxie, tak p°i sráºkách podobn¥velkých galaxií). V p°ípad¥, ºe by do²lo ke sráºce dvou malých £erných d¥r, výsledkem budemalá, rychle rotující £erná díra, která bude i pom¥rn¥ slab¥ zá°it. P°i sráºce malé a velké

18

£erné díry bude výsledkem velká, pomalu rotující £erná díra, jakou m·ºeme p°edpokládatv "radio-quiet"aktivních galaxiích, nap°íklad Seyfertových. Nejvzácn¥j²í sráºkou by bylasráºka dvou velkých £erných d¥r produkující rychle rotující £ernou díru a tedy základ provelmi jasné "radio-loud"aktivní galaxie, nap°íklad n¥které kvazary.

3.7 Zdroj energie

Pom¥rn¥ zásadní otázkou ohledn¥ AGN je zdroj jejich energie. Pozorujeme zá°ení,která £asto mnohonásobn¥ p°evy²uje zá°ení v²ech hv¥zd v galaxii, z velmi malého prostoruv jejím st°edu. V sou£asnosti obecn¥ p°íjmaným modelem takového zdroje je superma-sivní £erná díra, kolem které rotuje látka v akre£ním disku. P°i pádu hmoty na £ernoudíru dochází k disipaci gravita£ní potenciální energie a látka se zah°ívá, d·sledkem £ehoºzá°í. K tomuto záv¥ru vedou pom¥rn¥ jednoduché my²lenky. Nap°íklad odhad minimálníhmotnosti t¥lesa ve st°edu galaxie známý jako Eddington·v limit podle nerovnice

L ≤ 4πGcmp

σp

M,

kde L svítivost centra galaxie, G gravita£ní konstanta, mp hmotnost protonu a σe ú£innýpr·°ez elektronu p°i Thompsonov¥ rozptylu. Po dosazení dostáváme svítivost p°ibliºn¥

L ≈ 1, 26.1038 (M/M⊙) ,

z £ehoº m·ºeme odvodit minimální, tedy Eddingtonovu hmotnost Me jako

Me = 8.105L44M⊙,

kde L44 je svítivost centrálního zdroje v 1044erg.s−1. Po dosazení hodnoty typické prokvazary, tedy L ≈ 1046erg.s−1 dostáváme jako výslednou hmotnost ∼108M⊙(13).

19

�ást II

Praktická £ást

20

Kapitola 4

ALMA

Jelikoº jsem svou práci zaloºil na pozorováních z ALMA, v této kapitole bych cht¥lud¥lat malý úvod do toho, co to ALMA je.Atacama Large (sub)Millimeter Array je jeden z nejnákladn¥j²ích projekt· sv¥tové as-tronomie v historii. Na výstavb¥ a provozu se podílejí subjekty z Evropy (ESO), SeverníAmeriky (USA, Kanada) a Východní Asie (Japonsko, Tajwan) za spolupráce Chile, kde jeALMA umíst¥na. Plány se za£aly pomalu uskute£¬ovat uº v polovin¥ 90. let a ke spu²t¥níearly science do²lo na konci roku 2011. Na konci roku 2012 se za£alo s prvními pozorovánímiv plném provozu. V²echna data budou po uplynutí ro£ní ochrané lh·ty, rezervované proautory poºadavku na pozorování, uvoln¥na ve°ejnosti, dnes jsou tedy jiº k dispozici n¥k-terá data z cyklu 0 - early science. Pozorování se provád¥jí v (sub-)milimetrové oblasti �0,3mm�9,6mm.

4.1 Interferometr

Jak název napovídá, ALMA není jediný teleskop, jak je b¥ºné nap°íklad p°i po-zorování v optické oblasti, ale jde o interferometr sloºený celkem z 66 antén � 16 ve st°edupevných a dal²ích padesát variabiln¥ rozmíst¥ných po plo²in¥ Chajnantor. Moºnost m¥nitrozloºení antén je jednou z jedine£ností této observato°e. Je moºné si zvolit vysoké rozli²ení,kterého je dosaºeno v nejotev°en¥j²í kon�guraci, p°i které je celkový pr·m¥r 16km, nebonaopak velmi vysokou citlivost v kompaktní kon�guraci s pr·m¥rem 150m. V sou£asnosti sejedná o zdaleka nejcitliv¥j²í a nejp°en¥j²í detektor z oblasti (sub-)milimetrové astronomie.

4.2 Data

Jak jsem napsal v úvodu, data jsou po uplynutí ro£ní lh·ty, k dispozici ve°ejn¥ ato skrz ALMA data archive. K jejich získání není pot°eba registrace. Data obsahují jak

21

výsledné snímky ve formátu .�ts, tak kalibra£ní data a p·vodní data korelátor·. Narozdílod jiných projekt·, které poskytují pouze �nální snímky, je moºné provést celou kalibracis vlastními úpravami. Jediný problém, na který jsem p°i práci s datovým archivem ALMAnarazil, se netýkal této sluºby jako takové, ale objemu dat. Z ve°ejn¥ dostupných dat jsem nazáklad¥ názv· projekt· vytipoval v²echny, které pracovaly s daty týkajícími se AGN. Kdyºjsem cht¥l stáhnout data z jednoho z nich, ukázalo se, ºe jde o více neº 500GB dat. Práce sdaty v takovém objemu je v domácích podmínkách velmi t¥ºká a na strojích dostupných mina univerzit¥ zcela nemoºná � speciáln¥ pro zpracování t¥chto dat mi p·vodn¥ zp°ístupn¥nserver na ÚTFA, kam byl také doinstalován pot°ebný software, nicmén¥ jak práv¥ p°ipokusu o staºení vy²lo najevo, nem¥l dostate£nou diskovou kapacitu. V tomto sm¥ru jetedy pot°eba po£ítat s moºnými velkými nároky na úloºi²t¥. Práci s t¥mito daty mi nakonecumoºnilo MetaCentrum VO, kde jsem tedy následn¥ s daty pracoval.

4.3 CASA

CASA zna£í Common Astronomy Software Applications. Jde o softwarový balík vyvý-jený za spolupráce v¥dc· z americké National Radio Astronomy Observatory, evropskéEuropean Southern Observatory, japonské National Astronomical Observatory of Japan,australské Commonwealth Scienti�c and Industrial Research Organisation - Australia Tele-scope National Fascility a nizozemské Netherlands Institute for Radio Astronomy. Jde ojediný, v sou£asnosti o�ciáln¥ podporovaný, systém pro zpracování dat (jak interferomet-rických, tak tzv. single-dish, tedy pouze z jedné radiové antény) získaných teleskopy ALMA,nebo nap°íklad VLA. CASA nahradila star²í AIPS++, který za£al vznikat na za£átku 90.let jako náhrada zastarávajícího AIPS. Základem jsou tedy úlohy (tasks) psané v jazyceC++ a v Pythonu vytvo°ené rozhraní, které umoº¬uje jednak spou²t¥t jednotlivé úlohy,jednak vyuºít skript·.

4.3.1 Základní úlohy

Balík CASA obsahuje velké mnoºstí úloh pro interferometrická i single-dish data iúloh speci�ckých pro konkrétní teleskopy. Zde uvedu pouze n¥kolik nejzákladn¥j²ích.

listobs

Úloha listobs slouºí k výpisu základních informací o datech. Jsou zde informace odatu a £asu pozorování, poloze jednotlivých antén, informace o pozorovaných zdrojích,informace o nastavení kalibrátoru a dal²í.

22

plotms

Úloha plotms umoº¬uje zobrazit samotná (visibility) data. Je moºné nap°íklad vykres-lit amplitudu na osu y a antény na osu x a identi�kovat p°ípadnou poruchu na n¥které zantén. Nebo závislost amplitudy na kanálu a z toho identi�kovat kanály, ve kterých jsoupozorovány £áry, a kanály bez £arové emise, tedy vhodné pro snímek kontinua.

clean

Clean z visibility dat vytvo°í snímek. Deconvoluce snímku probíhá itera£n¥ a jemoºné jí provést interaktivn¥.

uvcontsub

Úloha uvcontsub vytvo°í kopii visibility dat s ode£tením emise kontinua, je tedypot°eba zadat kanály bez £arové emise, které se pouºijí pro �tování kontinua.

immath

Immath umoº¬uje provád¥t na snímcích matematické operace. Je také moºné provád¥tmatematické operace vzájemn¥ mezi snímky - nap°íklad s£ítání dvou (i více) snímk·.

23

Kapitola 5

Emise v £arách a kanálové mapy

�arová emise je na rozdíl od té v kontinuu uchovávána ve t°ech rozm¥rech, kdymáme dv¥ prostorové a jednu spektrální osu. Toto nám umoº¬uje získat data o pohybumolekul, který pozorujeme. Ve výsledku máme tedy datovou krychli a m·ºeme si zobrazitintenzitu pozorované emise pro jednotlivé kanály (odpovídají frekvencím/rychlostem). Po-dle spektrálního rozli²ení konkrétního pozorování m·ºeme mít tedy k dispozici i n¥kolikdesítek t¥chto map pro jedinou spektrální £áru. To s sebou nese také nevýhody spojenése zpracováním a interpretací. Jak jsem jiº psal, jeden problém je objem dat. Dále je takéobtíºn¥j²í prezentace. Je moºné zobrazit samotné kanálové mapy, nebo tzv. momenty (slovomoment je, jak uvádí i manuál CASA v tomto smyslu pouºito velmi voln¥ nemá ºádnoufyzikální podstatu a vyjad°uje kolabs spektrální osy, aby vznikl dvourozm¥rný snímek).CASA umoº¬uje pomocí úlohy immoments vytvo°it momentové snímky r·zného °ádu,nap°íklad:

• nultý moment � vyjad°uje celkovou emisi získanou sumou

M0 = ∆v∑

Ii

, kde ∆ vyjad°uje ²í°ku jednoho pixelu v ose, kterou kolabujeme (tedy nej£ast¥jispektrální)

• první moment

M1 =

∑Iivi

M0

umoº¬uje vytvo°it rychlostní mapu, kdy pro kaºdý pixel spo£ítá váºený pr·m¥rradiálních rychlostí (nemusí se jednat pouze o rychlost, lze pouºít kteroukoliv osu)

• druhý moment

M2 =

√∑Ii(vi −M1)2

M0

24

slouºí k vytvo°ení mapy disperze rychlostí tak, ºe pro kaºdý pixel podél spektrální(p°ípadn¥ i jiné, kolabované) osy spo£ítá váºenou hodnotu odchylky rychlostí odjejich pr·m¥ru (11).

Vyuºitelnost nultého momentu je z°ejmá, lze jednodu²e získat celkový tok. Lze ho taképouºít pro vytvo°ení masky pro úlohu clean a tu pak pouºít pro zlep²ení pom¥ru S/N. Jetaké vhodný pro prostorovou p°edstavu o rozloºení molekul zodpov¥dných za detekovanouemisi, k £emuº se data uloºená v datové kostce p°íli² nehodí, jelikoº vºdy vidíme pouzemalou £ást celkového toku. První moment, tedy mapa zobrazující radiální rychlosti, jevhodný pro dynamickou p°edstavu, je moºné na ní nap°íklad m¥°it rychlost pohybu látkyv ur£ité vzdálenosti od dynamického centra a poté na základ¥ modelu k°ivky rota£níchrychlostí odvodit vlastnosti centra (hmotnost £erné díry ve st°edu galaxie).

25

Kapitola 6

NGC 1068

NGC 1068, také ozna£ovaná jako M 77, je galaxie klasi�kovaná jako aktivní galaxie sjádrem typu Seyfert 2. Jako u ostatních Seyfertových galaxií jde o galaxii spirální, nacházíse v souhv¥zdí velryby ve vzdálenosti p°ibliºn¥ 14,4MPc.

6.1 ALMA pozorování

Data z pozorování NGC 1068, která jsem m¥l k dispozici, pocházela z projektu s kó-dem 2011.0.00061.S. Tato galaxie byla v rámci n¥ho pozorována dvakrát. Poprvé 28.11.20115.32:53,7-6.44:19, podruhé 9.1.2012 22.44:49,6-10.1.2012 1.52:44,5.

V prvním pozorování bylo pouºito 14 antén a pozorování prob¥hlo ve £ty°ech spek-trálních oknech:

1. ch0=329173,296MHz

2. ch0=330499,138MHz

3. ch0=338666,627MHz

4. ch0=340547,764MHz

kde ch0 zna£í st°ední kanál. Pouºito bylo ve v²ech p°ípadech 3840 kanál· na kaºdé okno s²í°kou 488,281kHz.

Ve druhém pozorování bylo pouºito jiº 16 antén (pro zajímavost je moºné se podívatna jejich pozice na obrázku 6.1), op¥t ve £ty°ech spektrálních oknech, v kaºdém okn¥ 3840kanál· ²í°ky 488,281kHz. Centrovány byly následovn¥:

26

Obrázek 6.1: Pozice antén p°i pozorování NGC 1068 z ledna 2012.

1. ch0=97942,996MHz

2. ch0=99942,996MHz

3. ch0=1081110,484MHz

4. ch0=109068,484MHz

Jak jiº napovídá po£et antén, jde o data z pozorování v rámci Cycle 0, tedy earlyscience. Tato pozorování m¥la poslouºit jako ukázka moºností ALMA, a tím tedy p°ilákatdal²í zájemce o pozorování.

6.2 Emise v kontinuu

Emise kontinua je zobrazena na snímku 6.2. Celkový tok je 13±2mJy/beam, coº je veshod¥ s m¥°ením ve stejném oboru z IRAM - 15±5 (4). Maximum emise je na sou°adnicíchα = 02 : 42 : 40, 715 a δ = −0◦0′47.688′′, rms 2.10−1Jy/beam. Pozice centra odpovídá jed-nak zdroji röntgenové emise, jak je vid¥t na obrázku 6.14, jednak je ve shod¥ s p°edchozímim¥°eními na vlnové délce λ = 3mm a λ = 1mm (4). V tomto oboru je zdrojem emise kon-tinua zah°átý plyn a prach v okolí galaktického centra. Tuto emisi je moºné rozd¥lit na t°i£ásti - centrální a poté dv¥ slab²í prodlouºení, která jsou spojená s jetem a counter-jetem.

27

Obrázek 6.2: Emise v kontinuu galaxie NGC 1068.

28

6.2.1 �ára CS

Na snímku 6.3 m·ºeme vid¥t, ºe v¥t²ina emise molekul CS je soust°ed¥na v maléoblasti kolem jádra galaxie. Jde o pozorování p°echodu mezi hladinami 3�2. Emise molekulCS je zesílená v prost°edí s vy²²í teplotou a hustotou. Jak je vid¥t na snímku 6.3, tutoemisi pozorujeme zejména ve st°edu NGC 1068 a v men²í mí°e poté ve spirálních ramenech,ve kterých probíhá tvorba nových hv¥zd. Zdrojem energie pro tuto emisi je tedy jednakröntgenové zá°ení aktivního galaktického jádra a také UV zá°ení masivních mladých hv¥zd.

Na této £á°e m·ºeme pozorovat také jet. Nejde o jet ve smyslu typickém nap°íkladpro radiovou emisi, ale lze pozorovat molekulární outlow jak ve sm¥ru k nám, tak ve sm¥ruod nás. Toto je dob°e patrné na P-V diagramu, tedy position-velocity. Jde o °ez rychlostmive vztahu k vzdálenosti. Tento diagram pro emisi z centrální oblasti (°ez dlouhý 10′′ podélhlavní osy) lze vid¥t na obrázku 6.6, kde v t¥sné blízkosti centra lze pozorovat molekulypohybující se rychlostmi 1000�1300km.s−1

6.3 �ára CH3OH

Jak je vid¥t na obrázku 6.7 CH3OH pozorujeme jak v centru, tak i ve spirálníchramenech. Tato £ára je výsledkem p°echodu J=2�1.

6.4 �ára HC3N

Podobn¥ jako nap°íklad CS, emisi HC3N pozorujeme v oblastech s vy²²í teplotou ahustotou. D·kazem toho je i to, ºe tato konkrétní £ára je výsledkem p°echodu J =11�10. Základní frekvence této £áry je 100.07808GHz. D·vodem, pro£ nepozorujeme emisitéto molekuly ve spirálních ramenech je to, ºe je náchylná na fotodisociaci d·sledkemUV/röntgenového zá°ení. Abychom ji tedy mohli pozorovat je pot°eba, aby region vekterém vznikla £ára byl p°ed tímto zá°ením chrán¥n. Tuto ochranu m·ºe poskytnoutnap°íklad prach, který se vyskytuje v okolí AGN, ve spirálních ramenech ale vhodnéprost°edí schází.

6.5 �ára CO

Oxid uhli£itý byl v t¥chto pozorováních detekován ve dvou izotopologiích. Konkrétn¥jde o 13CO a C18O, tedy molekuly s r·znými izotopy uhlíku i kyslíku. Na obrázku 6.10je vid¥t rozloºení molekul 13CO, na obrázku 6.11 je C18O. V obou p°ípadech se jedná op°echod J = 1−0, základní frekvence £áry C18O je 109.78218GHz, základní frekvence £áry13CO 110.20135GHz. Na první pohled je patrný rozdíl v zastoupení t¥chto izotopologií vcentrálních oblastech. Emise 13CO se zde vyskytuje velmi slab¥, nicmén¥ C18O chybí úpln¥.

29

Obrázek 6.3: Na tomto snímku lze vid¥t celkovou emisi molekul CS v galaxii NGC 1068.Konturami je vyzna£ena emise v kontinuu.

30

Obrázek 6.4: Kanálové mapy zobrazující intenzitu emise v £á°e CS. Centrální rychlost kaºdémapy je zobrazena v jejím pravém horním rohu.

31

Obrázek 6.5: Mapa rychlostí pohybu molekul CS v galaxii NGC 1068 získaná jako prvnímoment pomocí úlohy immoments v CASA.

32

Obrázek 6.6: Mapa rychlostí pohybu molekul CS v galaxii NGC 1068 získaná jako prvnímoment pomocí úlohy immoments v CASA.

33

Obrázek 6.7: Celková emise molekuly CH3OH.

34

Obrázek 6.8: Kanálové mapy zobrazující intenzitu emise v £á°e CH3OH. Centrální rychlostkaºdé mapy je zobrazena v jejím pravém horním rohu.

35

Obrázek 6.9: Kanálové mapy zobrazující intenzitu emise v £á°e HC3N. Centrální rychlostkaºdé mapy je zobrazena v jejím pravém horním rohu.

36

Celkový tok emise 13CO je 132.796Jy.km−1.beam−1, tok z molekuly C18O je 20.965Jy.km−1.beam−1,coº dává pom¥r emise 13CO/C18O = 6.33.

Obrázek 6.10: Zastoupení molekuly 13CO a její rozloºení v rámci NGC 1068.

Pokud jde o rozloºení v rámci galaxie, není, jak ukazuje obrázek 6.13, ºádný viditelnýrozdíl mezi ob¥ma variantami této molekuly. Tento snímek vznikl jako podíl nultých mo-ment·.

37

6.6 Pozorování z druºice Chandra

Data z druºice Chandra jsem zvolil jako dopln¥ní informací, které poskytuje po-zorování v milimetrové oblasti, o informace z röntgenové £ásti spektra, jelikoº p°ítomnosttéto vysokoenergetické emise zap°í£i¬uje rozdílné zastoupení jednotlivých molekul a je-jich rozloºení v rámci galaxie. Obrázek 6.14 vznikl sloºením v²ech dostupných pozorovánígalaxie NGC 1068 z ve°ejného archivu (8). �lo tedy o data z p°istroje ACIS nam¥°ená vletech 1999, 2000 a 2008. V²echna byla sloºena do jediného snímku.

38

Obrázek 6.11: Zastoupení molekuly C18O.

39

Obrázek 6.12: Kanálové mapy zobrazující intenzitu emise v £á°e C18O. Centrální rychlostkaºdé mapy je zobrazena v jejím pravém horním rohu.

40

Obrázek 6.13: Pom¥r snímk· celkové emise 13CO/C18O. Jak je, vid¥t rozloºení molekulCO v rámci galaxie NGC 1068 lze povaºovat za jednotné, bez obledu na jejich izotopickésloºení.

41

Obrázek 6.14: Chandra pozorování NGC 1068. Na snímku je vid¥t výrazná emise röntgen-ového zá°ení ze st°edu galaxie ve form¥ jetu.

42

Kapitola 7

NGC 253

NGC 253 bývá nej£ast¥ji klasi�kována jako tzv. starburst galaxie. Jde o aktivnígalaxii, ve které aktuáln¥ probíhá intenzivní tvorba nových hv¥zd. Od nás je vzdálena(3, 5± 0, 2)Mpc a vzdaluje se ryhlostí 243km.s−1 (9).

Galaxie NGC 253 byla na ALMA pozorována paraleln¥ s NGC 1068 v rámci stejnéhoprojektu, tedy 2011.0.00061.S. Pozorování prob¥hlo v bandu 7 28. listopadu 2011 mezi01:54:19,2 a 03:05:37,0 ve £ty°ech spektrálních oknech:

• ch0 = 330197,291MHz

• ch0 = 331530,291MHz

• ch0 = 339701,204MHz

• ch0 = 341593,279MHz

Kaºdé okno bylo rozd¥leno na 3840 kanál· po 488,281kHz.

7.1 Emise v kontinuu

Emise v kontinuu je vid¥t na obrázku 7.1. Celkový tok je 0.9Jy/beam, tedy várazn¥slab²í neº v p°ípad¥ NGC 1068.

7.2 Emise v CO

Podobn¥ jako u NGC 1068, i v této galaxii byla molekula oxidu uhelnatého detekovánave variant¥ C18O i 13CO. Jelikoº toto pozorování prob¥hlo v bandu 7 (tedy v rozsahu

43

Obrázek 7.1: Emise kontinua v galaxii NGC 253.

44

frekvencí 275�373GHz), jsou zde zachyceny vy²²í p°echody, konkrétn¥ J=3�2. Celkový tokC18O je zobrazen na obrázku 7.2 a dosahuje hodnoty 158.92Jy.km.s−1.beam−1. Celkový tok13CO zobrazený na snímku 7.3 £iní 631.846Jy.km.s−1.beam−1. Pom¥r mezi 13CO a C18O jetedy 3.97.

7.3 Pozorování z Chandra

Podobn¥ jako u NGC 1068 jsem se rozhodl data z ALMA doplnit je²t¥ o data zChandra. Snímek röntgenové emise je vid¥t na obrázku 7.5. Vzhledem k tomu, ºe tutogalaixi pozorujeme tém¥° z roviny disku (tzv. edge on), lze zde dob°e pozorovat oba jety -nad i pod rovinu disku.

45

Obrázek 7.2: Emise molekuly C18O v galaxii NGC 253.

46

Obrázek 7.3: Emise molekuly 13CO v galaxii NGC 253.

47

Obrázek 7.4: Mapa rychlostí z emise molekuly 13CO.

48

Obrázek 7.5: Chandra pozorování galaxie NGC 253.

49

Kapitola 8

Kompozitní snímky

Pro lep²í p°edstavu jak jsou jednotlivé snímky zasazeny v galaxii jsem vytvo°il takén¥kolik kompozitních snímk·. Prvním je 8.1, který ukazuje rozloºení molekul CO (£erven¥).Ty tvo°í jasný prstenec kolem st°edu, kde se prakticky nevyskytují, protoºe je zde výraznáemise ionizujícího zá°ení aktivního jádra, která je disociuje. Modrou barvou je vyzna£enaemise v röntgenové oblasti z druºice Chandra a zelen¥ je zanesena oblast výskytu emisemolekul CS, typická pro horké a husté oblasti.

Dal²ím obrázkem je 8.2, kde je optický snímek získaný ze Sloan Digital Sky Surveya na n¥m £erven¥ vyzna£ná oblast s konturami CO emise z ALMA.

Podobn¥ jako pro galaxii NGC 1068 jsem vytvo°il sloºený snímek pro NGC 253 naobrázku 8.3. Pro lep²í orientaci jsem vedle n¥ho umístil snímek v optické oblasti. Na n¥mlze vid¥t p°í£inu, pro£ nepozorujeme podobnou strukturu jako v p°ípad¥ NGC 1068 � NGC253 pozorujeme výrazn¥ více sklon¥nou, inklinace i = 78, 5 deg (12).

50

Obrázek 8.1: Kompozitní snímek sloºený z pozorování z Chandra (mod°e), kontinua zALMA pozorování (zelen¥) a emise molekuly CO (£erven¥).

51

Obrázek 8.2: Optický snímek z Sloan Digital Sky Survey dopln¥ný o kontury emise CO zpozorování v band 3 ALMA, tedy stejného pozorování jako je na obrátzku 6.11. Je zde jasn¥vid¥t výrazn¥ vy²²í rozli²ení interferometrického pozorování na vy²²ích vlnových délkách,které nám tedy umoº¬uje pozorovat struktury uvnit° centrálních oblastí galaxií.

52

Obrázek

8.3:

Vlevo

jesním

ekzSD

SSvoptickéoblasi,vpravo

jesním

eksloºenýzpozorování

zChand

ra(m

odrá),em

ise

SiO

(zelená)

aem

ise

13CO

(£ervená).Oba

sním

kyjsou

vestejném

m¥°ítku,je

tedy

vid¥t,jakmalou

£ást

vokolícentra

galaxiezabírá

emisepozorovaných

molekul.

53

Kapitola 9

Záv¥r

Na záv¥r této práce bych cht¥l °íci ºe, a£ se milimetrové astronomii v nejbliº²í dob¥pravd¥podobn¥ dále v¥novat nebudu, mi poskytla jedine£ný a nový pohled na extragalak-tické objekty. �lov¥k, zvyklý na optická pozorování z b¥ºných dalekohled·, si jen t¥ºkop°edstaví práci s interferometrickými daty. Také termín vysoké rozli²ení dostává zcela novýrozm¥r zvlá²t¥ po srovnání s optickými snímky, které jsem provedl v úplném záv¥ru. Nutnopodotknout, ºe velkou £ást £asu v¥novaného této práci, zabrala práv¥ adaptace na novouformu dat a jejich zpracování. I po vytvo°ení snímku se práce s ním významn¥ li²í protoºenení dvourozm¥rný, jak je b¥ºné, ale má t°etí, spektrální osu. Velkým ²t¥stím v tomto byloto, ºe CASA, jakoºto podporovaný software pro zpracování interferometrických dat (ne-jen) z ALMA, je velmi dob°e napsaný a umoº¬uje velkou £ást práce automatizovat pomocívelmi jednoduchých skript·, také má kvalitn¥ napsaný manuál. Po zku²enostech s IRAFjsem se obával dlouhé historie, která vedla k dne²ní podob¥ CASA, ukázalo se v²ak, ºejde o skute£n¥ moderní program. V samotné práci se mi poda°ilo s pomocí Splatalogu(10)identi�kovat £áry n¥kolika významných molekul a n¥kterých jejich izotopických variací,vytvo°it mapy jejich výskytu a ur£it jejich toky a rozloºení rychlostí v rámci galaxie. Jakonejzajímav¥j²í povaºuji výskyt molekul HC3N v NGC 1068, jelikoº její p°ítomnost v okolíjádra podporuje my²lenku sjednoceho modelu aktivních galaktických jader o prachovémt¥lese, které stíní emisi z BLR, coº zp·sobuje, ºe rozli²ujeme typ jádra Seyfert 1 a Seyfert 2.Tento prach by mohl poskytnout pot°ebné stín¥ní také pro molekuly HC3N p°ed vysokoen-ergetickou emisí jádra, která by zap°í£inila jejich rozpad. Za pov²imnutí stojí jist¥ také P�Vdiagram na obrázku 6.6. Ten vznikl práv¥ díky tomu, ºe snímání probíhá v ²irokém pásmufrekvencí/rychlostí najednou a to se poté uchová s pomocí spektrální osy. Na tomto kon-rétním diagramu je patrné n¥co, co na snímku zaznamenávajícím pouze celkový tok 6.3vid¥t není � to, co by bylo moºné interpretovat jako pouhou anomálii v rozloºení molekul,je moºné identi�kovat jako molekulární out�ow díky dostupným informacím o rychlostech.

54

Jako nejv¥t²í nevýhodu práce s daty s ALMA zatím vidím to, ºe je k dispozici málodat a zatím nebyla zp°ístupn¥na ºádná po uvedení do plného provozu. Nedosahují tak v²echmoºností, které p°inesou v budoucnosti a také, jelikoº v rámci early science pozorování bylopot°eba vyzkou²et více moºností vyuºití, pouze malá £ást pozorování se v¥novala aktivnímgalaxiím, coº zatím neumoº¬uje srovnávat zastoupení a rozloºení jednotlivých molekul vr·zných typech galaxií, coº by mohlo dále podpo°it teorii o sjednoceném modelu AGN,nebo naopak pomoci odhalit ur£ující fyzikální rozdíly mezi nimi. Situace v tomto ohleduse lep²í s kaºdým uvoln¥ným projektem a s kaºdým dal²ím pozorováním.

55

Literatura

[1] Aladro, R.; Viti, S.; Bayet, E.; aj.: A λ = 3 mm molecular line survey of NGC 1068.Chemical signatures of an AGN environment. , ro£ník 549, Leden 2013: A39, doi:10.1051/0004-6361/201220131, 1210.4571.

[2] Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; aj.: A Geometric Determination of theDistance to the Galactic Center. , ro£ník 597, Listopad 2003: s. L121�L124, doi:10.1086/380188, astro-ph/0306220.

[3] Hubble, E. P.: A spiral nebula as a stellar system, Messier 31. , ro£ník 69, B°ezen1929: s. 103�158, doi:10.1086/143167.

[4] Krips, M.; Eckart, A.; Neri, R.; aj.: Continuum emission in NGC 1068 and NGC 3147:indications for a turnover in the core spectra. , ro£ník 446, Leden 2006: s. 113�120,doi:10.1051/0004-6361:20053729, astro-ph/0509825.

[5] Martín, S.; Martín-Pintado, J.; Mauersberger, R.: HNCO Abundances in Galaxies:Tracing the Evolutionary State of Starbursts. , ro£ník 694, B°ezen 2009: s. 610�617,doi:10.1088/0004-637X/694/1/610, 0812.3688.

[6] McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; aj.: Distances and metal-licities for 17 Local Group galaxies. , ro£ník 356, Leden 2005: s. 979�997, doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x, astro-ph/0410489.

[7] McConnell, N. J.; Ma, C.-P.; Gebhardt, K.; aj.: Two ten-billion-solar-mass black holesat the centres of giant elliptical galaxies. , ro£ník 480, Prosinec 2011: s. 215�218,doi:10.1038/nature10636, 1112.1078.

[8] NASA: Chandra Data Archive. http://cda.harvard.edu/chaser/.

[9] NASA: NED. http://ned.ipac.caltech.edu/.

[10] NASA: NED. http://www.cv.nrao.edu/php/splat/.

[11] NRAO: CASA Reference manual. http://casa.nrao.edu/docs/casaref/CasaRef.html.

56

[12] Pence, W. D.: A photometric and kinematic study of the barred spiral galaxy NGC253. I - Detailed surface photometry. , ro£ník 239, £ervenec 1980: s. 54�64, doi:10.1086/158088.

[13] Peterson, B. M.: An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge UniversityPress, 1997, 254 s.URL http://www.isbns.net/isbn/9780521479110

57

P°íloha A

CASA

Jak jsem psal v kapitole v¥nované CASA, má rozhraní psané v jazyce Python, coºumoº¬uje velké mnoºství v¥cí provád¥t automatizovan¥, pomocí skript·. Kdyº jsem vytvá°elsnímky pro tuto práci vyuºil jsem (po mnoha manuálních pokusech) vlastní, upravenouverzi, skriptu poskytnutého spolu s daty autory p·vodního zpracování:

#CH3OH;

clean (vis='calibrated.ms.contsub',#soubor s visibility daty po ode£tení emise kontinua

imagename='NGC1068_CH3OH',#ko°enový název pro výstup - bude ve form¥ adresá°· s koncovkami .image, .flux,...

field='0',

spw='0:3050~3400',#rozsah kanál· - 3050-3400 ze spektrálního okna 0

mode='channel',#vytvo°í datovou kostku

nchan=27,#po£et kanál· ve výsledném snímku

start=3050,#první kanál

width=13,#pr·m¥rování p°es 13 kanál·

outframe='lsrk',#referen£ní rámec pro výpo£et rychlostí

threshold='0.6mJy',

niter=1000,

psfmode='hogbom',#metoda pro výop£et PSF

weighting = 'briggs',

cell = '0.25arcsec',

interactive=False,#probehne bez dalsich zásah·

imsize=256,

restfreq='96.74455GHz') #základní frekvence pozorované molekuly

#CS;

clean (vis='calibrated.ms.contsub',

imagename='NGC1068_CS',

58

field='0',

spw='0:500~900',

mode='channel',

nchan=31,

start=500,

width=13,

outframe='lsrk',

threshold='0.6mJy',

niter=1000,



interactive=False,

imsize=256,

restfreq='97.98095GHz')

#SO;


imagename='NGC1068_SO',

field='0',

spw='1:1800~2300',

mode='channel',

nchan=39,

start=1800,

width=13,

outframe='lsrk',

threshold='0.6mJy',

niter=1000,

psfmode='hogbom',



interactive=False,

imsize=256,


#HC3N;


imagename='NGC1068_HC3N',

field='0',

spw='1:250~650',

mode='channel',

nchan=31,

start=250,

width=13,

59

outframe='lsrk',

threshold='0.6mJy',

niter=1000,



psfmode='hogbom',

interactive=False,

imsize=256,


#C18O


imagename='NGC1068_C18O',

field='0',

spw='2:2300~2800',

mode='channel',

nchan=39,

start=2300,

width=13,

outframe='lsrk',

threshold='0.6mJy',

niter=1000,


psfmode='hogbom',

interactive=False,


imsize=256,


#13CO


imagename='NGC1068_13CO',

field='0',

spw='2:3200~3700',

mode='channel',

nchan=39,

start=3200,

width=13,

outframe='lsrk',

threshold='0.6mJy',

niter=1000,

60


psfmode='hogbom',

interactive=False,


imsize=256,


61

Ukázkovývýstup

úlohylistobs:

#####BeginTask:listobs

#####

listobs(vis="calibrated.ms",selectdata=True,spw="",field="",

antenna="",uvrange="",timerange="",correlation="",scan="",

intent="",feed="",array="",observation="",verbose=True,

listfile="",listunfl=False,cachesize=50)

================================================================================

MeasurementSetName:

/auto/brno2/home/roky/NGC1068/2011.0.00061.S/sg_ouss_id/group_ouss_id/member_ouss_id2/calibrated/calibrated.ms

MSVersion

2================================================================================

Observer:Unknown

Project:T.B.D.

Observation:ALMA

TelescopeObservationDate

Observer

Project

ALMA

[4.83287e+09,4.83287e+09]Unknown

T.B.D.

ALMA

[4.83287e+09,4.83288e+09]Unknown

T.B.D.

Datarecords:297600

Totalintegrationtime=11274.9seconds

Observedfrom

09-Jan-2012/22:44:49.6

to

10-Jan-2012/01:52:44.5(UTC)

ObservationID=0

ArrayID=0

Date

Timerange(UTC)

Scan

FldId

FieldName

nRows

SpwIds

AverageInterval(s)

ScanIntent

09-Jan-2012/22:44:46.6-22:46:31.5

40J0423-013

7200

[0,1,2,3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_BANDPASS#ON_SOURCE,CALIBRATE_PHASE#ON_SOURCE,CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE]

22:50:48.8-22:53:11.0

72Callisto

9600

[0,1,2,3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_AMPLI#ON_SOURCE,CALIBRATE_PHASE#ON_SOURCE,CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE]

22:57:01.5-22:57:31.8

10

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_PHASE#ON_SOURCE,CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE]

22:59:28.5-23:09:18.9

12

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE,OBSERVE_TARGET#ON_SOURCE]

23:09:53.3-23:10:23.6

13

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


23:11:03.1-23:20:53.5

14

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]


23:22:32.8-23:23:03.0

16

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


23:24:48.0-23:34:38.4

18

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]


23:35:21.0-23:35:51.3

19

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


23:36:34.9-23:37:42.5

20

4NGC1068

4800

[0,1,2,3]


23:39:28.0-23:39:58.2

22

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


ObservationID=1

ArrayID=0

Date

Timerange(UTC)

Scan

FldId

FieldName

nRows

SpwIds

AverageInterval(s)

ScanIntent

10-Jan-2012/00:57:40.0-00:59:25.0

23

0J0423-013

7200

[0,1,2,3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_BANDPASS#ON_SOURCE,CALIBRATE_PHASE#ON_SOURCE,CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE]

01:03:41.6-01:06:03.9

26

5Callisto

9600

[0,1,2,3]

[6.05,6.05,6.05,6.05][CALIBRATE_AMPLI#ON_SOURCE,CALIBRATE_PHASE#ON_SOURCE,CALIBRATE_WVR#ON_SOURCE]

01:09:55.5-01:10:25.7

29

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


01:12:22.3-01:22:12.7

31

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]


01:22:47.0-01:23:17.2

32

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


01:23:57.0-01:33:47.4

33

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]


01:35:27.4-01:35:57.6

35

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


01:37:42.4-01:47:32.8

37

4NGC1068

38400

[0,1,2,

3]


01:48:13.7-01:48:44.0

38

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


01:49:26.1-01:50:33.6

39

4NGC1068

4800

[0,1,2,3]


01:52:17.3-01:52:47.5

41

3J0339-017

2400

[0,1,2,3]


(nRows=Totalnumberofrowsperscan)

Fields:5

ID

CodeName

RA

Decl

Epoch

SrcId

nRows

0noneJ0423-013

04:23:15.800000-01.20.33.07000

J2000

014400

2noneCallisto

01:56:07.695166+10.36.51.95736

J2000

29600

3noneJ0339-017

03:39:30.937776-01.46.35.80428

J2000

324000

4noneNGC1068

02:42:40.798000-00.00.47.93800

J2000

4240000

5noneCallisto

01:56:10.347659+10.36.54.93326

J2000

59600

SpectralWindows:

(4uniquespectralwindowsand1

uniquepolarizationsetups)

SpwID

Name

#Chans

Frame

Ch0(MHz)

ChanWid(kHz)

TotBW(kHz)BBC

Num

Corrs

03840

TOPO

97942.996

488.281

1875000.0

1XX

YY

13840

TOPO

99942.996

488.281

1875000.0

2XX

YY

23840

TOPO

108110.484

488.281

1875000.0

3XX

YY

33840

TOPO

109068.484

488.281

1875000.0

4XX

YY

Sources:23

ID

Name

SpwIdRestFreq(MHz)

SysVel(km/s)

0J0423-013

0-

-0

J0423-013

1-

-

62

0J0423-013

2-

-0

J0423-013

3-

-1

J0237+288

0-

-1

J0237+288

1-

-1

J0237+288

2-

-1

J0237+288

3-

-2

Callisto

0-

-2

Callisto

1-

-2

Callisto

2-

-2

Callisto

3-

-3

J0339-017

0-

-3

J0339-017

1-

-3

J0339-017

2-

-3

J0339-017

3-

-4

NGC1068

0-

-4

NGC1068

1-

-4

NGC1068

2-

-4

NGC1068

3-

-5

Callisto

1-

-5

Callisto

2-

-5

Callisto

3-

-Antennas:16:

ID

Name

Station

Diam.

Long.

Lat.

Offsetfrom

center(m)ITRFcoordinates(m)

East

North

Elevation

xy

z0

DA42

A050

12.0m

-067.45.16.2

-22.53.29.3

24.4556

-43.9204

-2.2269

2225077.264236-5440034.982484

-2481721.680961

1DA43

A009

12.0m

-067.45.16.1

-22.53.26.1

29.6733

56.5885

-2.3791

2225096.841245-5440069.063439

-2481629.028398

2DV01

A070

12.0m

-067.45.11.9

-22.53.29.3

147.5971

-42.4404

-4.0177

2225190.832825-5439987.368887

-2481719.620964

3DV03

A013

12.0m

-067.45.15.7

-22.53.27.3

40.4806

17.7687

-2.0689

2225101.235882-5440051.260402

-2481664.911681

4DV04

A004

12.0m

-067.45.15.9

-22.53.28.0

34.0830

-3.3650

-2.1264

2225092.182300-5440046.024683

-2481684.358620

5DV05

A021

12.0m

-067.45.17.2

-22.53.27.0

-4.2583

28.2429

-2.0501

2225061.375793-5440071.984522

-2481655.269639

6DV06

A035

12.0m

-067.45.16.6

-22.53.28.1

13.4593

-5.7534

-2.1357

2225072.738636-5440052.964474

-2481686.555309

7DV07

A038

12.0m

-067.45.18.5

-22.53.29.4

-41.0051

-44.7008

-1.8392

2225016.696078-5440059.813519

-2481722.550793

8DV10

A023

12.0m

-067.45.17.8

-22.53.26.2

-19.8932

52.8392

-1.7993

2225050.613876-5440086.972556

-2481632.707913

9DV12

A011

12.0m

-067.45.14.4

-22.53.28.4

77.3308

-15.4479

-2.3062

2225130.368961-5440025.148453

-2481695.420046

10

DV13

A020

12.0m

-067.45.17.8

-22.53.28.0

-21.5426

-2.3875

-1.7351

2225040.977209-5440067.768592

-2481683.610360

11

DV14

A025

12.0m

-067.45.18.7

-22.53.27.4

-45.0048

15.5294

-1.6899

2225021.915397-5440083.139810

-2481667.122037

12

DV15

A043

12.0m

-067.45.15.1

-22.53.29.4

56.6103

-46.1132

-2.7345

2225106.525517-5440021.587137

-2481723.503675

13

DV16

A069

12.0m

-067.45.21.3

-22.53.30.2

-120.0530

-69.0536

-0.0991

2224940.552199-5440082.453498

-2481745.662419

14

PM01

A037

12.0m

-067.45.17.5

-22.53.28.8

-11.8383

-26.2495

-2.1865

2225046.287975-5440055.118880

-2481705.417488

15

PM02

A002

12.0m

-067.45.16.3

-22.53.27.6

22.0559

10.8013

-2.0971

2225083.146647-5440055.703110

-2481671.319351

#####EndTask:listobs

#####

63

Date post:	24-May-2020
Category:	Documents
Upload:	others
View:	2 times
Download:	0 times

MASARYKOAV UNIVERZITAoptické oblasti spi²e v modré barv¥, typické pro mladé hv¥zdy. Naproti...

Documents