Jesteś tutaj

Andrzej Szary

Obrazek użytkownika Andrzej Szary
Adiunkt
dr
Andrzej Szary
Telefon: 
(+48) 68 328 27 24
Pokój: 
A-2 023, (brak zajęć, urlop)
Opis:

Pierwszy pulsar został odkryty w 1967 r. i do tej pory prawie 2000 takich obiektów zostało zaobserwowanych. Obserwacje pulsarów dostarczają wiele cennych informacji na temat fizyki gwiazd neutronowych, ogólnej teorii względności, przestrzeni miedzygwiazdowej, mechaniki nieba, układów planetarnych, potencjału grawitacyjnego oraz pola magnetycznego naszej galaktyki jaki i nawet kosmologii, Pomimo faktu, że pulsary są obserwowane już prawie od pół wieku nie znaleziono odpowiedzi na wiele pytań. Jedno z fundamentalnych pytań dotyczy fizyki promieniowania pulsarów. Cechy promieniowania radiowego nie pozwalają w jednoznaczny sposób odpowiedzieć, który z modeli opisujących aktywność pulsara (próżniowa przerwa polarna, przerwa szczelinowa, zewnętrzna przerwa akceleracyjna, swobodny odpływ) jest właściwy. Relatywnie nowe obserwatoria rentgenowskie Chandra oraz XMM-Newton rozszerzyły zakres widma w jakim możliwe jest badanie pulsarów oraz ich otoczenia. Charakterystyka promieniowania rentgenowskiego pozwala na zdobycie cennych informacji dotyczących obszaru czapy polarnej gwiazd neutronowych, gdzie najprawdopodobniej powstaje składowa termiczna tego promieniowania.

Dotychczasowe badania. Moja praca magisterska polegała na modelowaniu powierzchniowego pola magnetycznego gwiazd neutronowych. Model standardowy zaproponowany przez Ruderman \& Sutherland (1975, ApJ, 196, 51) wymaga krzywizny linii pola magnetycznego znacznie większej niż krzywizna pola dipolowega aby spełnić warunki potrzebne do zamkniecia się przerwy akceleracyjnej. Pomimo, że obecność niedipolowego pola magnetycznego nad czapą polarną zostałą zaproponowana prawie 40 lat temu do tej pory nie istniała żadna metoda oserwacyjna aby potwierdzić tę hipotezę. Pierwszy bezpośredni dowód na istnienie skomplikowanej konfiguracji pola magnetycznego został dostarczony dzięki obserwacjom rentgenowskim. Dopasowanie modelu promieniowania ciała czarnego do widma rentgenowskiego pulsara pozwala na oszacowanie temperatury oraz rozmiaru gorącej plamy (zakładając, że odległość do pulsara jest znana). Wydaje się naturalnym założenie, że obserwowane gorące plamy są w rzeczywistości obszarami czapy polarnej pulsara. Obserwacje pokazują, że powierzchnia gorących plam jest różni się od powierzchni konwencjonalnej czapy polarnej (obliczonej przy założeniu czysto dipolowego pola magnetycznego). Może to być łatwo wytłumaczone zakłądając, że powierzchniowe pole magnetyczne pulsarów znacznie różnie się od czysto dipolowej konfiguracji. W celu wyznaczenia konfiguracji linii pola magnetycznego został wykorzystany model zaproponowany  przez  Gil, Melikidze \& Mitra, D. (2002, A\&A, 388, 235). Model ten zakłada, że rzeczywiste powierzchniowe pole magnetyczne jest opisane poprzez superpozycję globalnego dipola magnetycznego w centrum gwiazdy oraz anomalii magnetycznych zakotwiczonych w skorupie gwiazdy (Melikidze, Gil \& Szary 2009, RMXAA, 36, 337). Model ten spełnia wymaganie aby pole magnetyczne było czysto dipolowe na wysokościa generowania promienioiwania radiowego. Model ten potrafi wytłumaczyć oba przypadki: kiedy powierzchnia gorącej plamy jest mniejsza lub kiedy jest ona większa od powierzchni konwencjonalnej czapy polarnej. W pierwszym przypadku rzeczywiste pole magnetyczne na powierzchni może zostac oszacowane poprzez prawo zachowania strumienia magnetycznego. Analiza obserwacji wykazała, że pole powierzchniowe jest rzędu $10^{14}$G . Niektóre obserwacje świadczą o tym, że powierzchnia goracej plamy jest większa niż powierzchnia konwencjonalnej czapy polarnej ale dalej zdecydowanie mniejsza niż powierzchnia całej gwiazdy. Symulacje pokazały, że bardzo łatwo można otrzymać taką geometrię linii pola magnetycznego, która pozwala na tworzenie par w obszarze linii zamkniętych pola magnetycznego. Pary te poruszają się wzdłuż zamkniętych linii pola magnetycznego i nagrzewają obszary poza czapą polarą po przeciwnej stronie gwiazdy neutronowej. W takim modelu energia nagrzewania generowana jest w wewnętrzej przerwie akceleracyjnej (z ang. IAR). Bardziej szczegółowy opis może być znaleziony w Melikidze, Gil \& Szary (2007, arXiv:astro-ph/0612683).

Aktualne badania. Jako doktorant na Uniwersytecie Zielonogórskim kontynuowałem współpracę z prof. dr hab. Giorgi Melikidze w celu stworzenia modelu promieniowania pulsarów. Analiza promieniowania rentgensowskiego pozwala na wyznaczenie zarówno temperatury gorącej plamy (kilka milionów Kelwinów), jak i siły powierzchniowego pola magnetycznego (ok $10^{14}$ G). Parametry wyznaczone z obserwacji są zgodne z teoretycznymi przewidywaniami Medin \& Lai (2007, MNRAS, 382, 1833) co oznacza, że temperatura gorącej plamy powinna być termostatycznie regulowana oraz, że powinien zostać osągnięty stan kwasi równowagi, w którym nagrzewani w wyniku bombardowania przez cząstki jest równoważone poprzez chłodzenie w wyniku promieniowania termicznego. Opierając się na tych obserwacjach został zaproponowany model częściowo ekranowenej przerwy polarnej (z ang. PSG) Gil, Melikidze \& Geppert 2003, A\&A, 407, 315. Model PSG zakłada istnienie ciężkich jonów  (Fe$^{56}$) o gęstości bliskiej, ale mniejszej niż gęstość korotacyjna ładunków. W ten sposób rzeczywista gęstość ładunku powoduje częściowe ekranowanie przerwy potencjału nad czapą polarną. Symulacje pokazują, że procesem dominującym w tworzeniu par dla modelu PSG jest promieniowanie krzywiznowe (z ang. CR). Pozwala to na wyznaczenie podstawowych parametrów PSG takich jak: gęstość ciężkich jonów, wysokość przerwy akceleracyjnej oraz charakterystyczny czynnik Lorentza cząstek pierwotnych. Dalsza analiza wykazała, że cząstki pierwotne tracą połowę swojej energi poprzez promieniowanie CR nim dotrą one na wysokość gdzie konfiguracja pola magnetycznego jest czysto dipolowa. Ponadto niedipolowa struktura pola magnetycznego powoduje powstanie dwóch populacji cząstek pierwotnych o różnych rozkładach czynników Lorentza. Moje obecne badania również obejmują zagadnienie ewolucji kaskady pierwotnej. W szczególności próbuję zweryfikować czy możliwa jest generacja populacji cząstek wtórnych odpowiedzialnych za powstawanie promieniowania radiowego. Zajmuję się również badaniem roli jaką odgrywają ciężkie jony na aktywność pulsarów. Ponieważ Odwrócony Proces Comptopna (z ang, ICS) silnie zależy od kąta pomiędzy promieniowaniem, a trajektoraiami czątek, cząstki pierwotne (elektrony/pozytrony) są w bardzo małym stopniu afektowane (!?) poprzez promieniowanie rentgensowskie z gorącej plamy. Proces ICS może być efektywny tylko w przypadkach czap polarnych silnie przemieszczonych względem dipolowego bieguna magnetycznego. Dalsze badania sugerują, że ICS termicznych fotonów z powierzchni na ciężkich jonach może być odpowiedzialny za generowanie magnetosferycznego promieniowania gamma.

Przyszłe badania. Prmieniowanie rengensowskie izolowanych pulsarów w ogólności składa się z dwóch skłądników: termicznego i nietermicznego. Promieniowanie nietermiczne jest zazwyczaj opisywane przez model potęgowy (z ang. power law) oraz przypisowane do promieniowania produkowanego w magnetosferze pulsara. Prominieowanie termiczne natomiast może pochodzić z całej powierzchni stygnącej gwiazdy neutronowej lub małych gorących plam w obszarze biegunów polarnych (czapy polarne i obszary przyległe). Dodatkowo promieniowanie termiczne może mieć co najmniej dwa  różne źródła energii. Dla młodych pulsarów główna składowa termiczna jest związana z mechanizmami chłodzenia podczas gdy dla starych pulsarów nagrzewanie poprzez cząstki rozpędzane w IAR może być głównym źródłem energii promieniowania termicznego. Podczas analizy promieniowania rentgenowskie bardzo ważne jest, aby użyć właściwego modelu, który weźmie pod uwagę wszystkie składowe. Planuję zbadać oraz znormalizaować dane promieniowania rentgenwoskiego izolowanych gwiazd neutronowych w celu ułatwienia ich interpretacji.  Badania stanu materii wewnątrz gwiazdy neutronowej są ważnym elementem, który może pomóc w znalezieniu odpowiedzi na pytanie jakie jest pochodzenie oraz jaka jest natura anomalii magnetycznych napowierzchni gwiazdy. Model pola magnetycznego wykorzystany w mojej pracy doktorskiej można nazwać modelem "statycznym" - nie uwzględnia on wszystkich efektów. Dalszy rozwój modelu moze pomóc w wyjaśnieniu wielu innych intrygujących właściwości emisji pulsarów takich jak np. mikrostruktura pulsów, wyciszenie pulsara, zmiana trybu itp. Badania te mogą w znacznym stopniu poprawić stan wiedzy na temat gwiazd neutronowych oraz mogą przyczynić się do stworzenia szczególowego modelu promieniowania pulsarów w całym zakresie widma. 

Wyróżnienia:
  1. Nagroda Rektora Uniwersytetu Zielonogórskiego II stopnia (2010/2011)
  2. Nagroda Rektora Uniwersytetu Zielonogórskiego II stopnia (2009/2010)
  3. Nagroda Rektora Uniwersytetu Zielonogórskiego II stopnia (2009/2010)
  4. Nagroda Rektora Uniwersytetu Zielonogórskiego III stopnia (2008/2009)
  5. Nagroda Rektora Uniwersytetu Zielonogórskiego I stopnia (2008/2009)
Staże:
  1. warsztaty European Observatory AIDA School (2010-01-25/28, Strasbourg, j. angielski)
  2. kampania obserwacyjna OPTIMA-burst (2010-06-05/12, 2010-06-24/07-05, Skinakas, j. angielski)
  3. kampania obserwacyjna OPTIMA-burst (2009-06-06/27, Skinakas, j. angielski)
  4. praktyki studenckie: Zmienne krótkookresowe w gromadzie kulistej NGC2155 (2005-07-01/08-05, CAMK, Warszawa, j. polski)
Granty:
Osiągnięcia: