Konstruowanie coraz lepszych modeli dysków nie wystarczy aby udowodnić, że dys ki akrecyjne w kwazarach istnieją. Widmo kwazara składa się z kilku zasadniczych elementów i wszystkie te elementy muszą być odtworzone w sposób harmonijny, z uwzględnieniem wzajemnych oddziaływań. Prawie nic w tym zakresie jeszcze nie by ło zrobione częściowo dlatego, że mało jest równoczesnych obserwacji w różnych za kresach widmowych, a częściowo dlatego, że teoretycy podzielili się na specjali stów od dysków, od obłoczków, od gorącej plazmy produkującej widmo rentgenow skie itp.
I
i Rys. 6. Schemat kwazara
Dobrym punktem wyjścia do bardziej całościowych rozważań jest narysowanie so bie niekoniecznie poważnego obrazka, na którym wszystkie niezbędne elementy są umieszczone, a następnie jego jakościowa dyskusja. Tego typu schemat, odpowiedni dla kwazara lub galaktyki Seyferta typu 1 przedstawiony jest na rys. 6.
6 8
Obiektem centralnym jest supermasywna czarna dziura, o masie rzędu 10 -10 M0. Akreująca na nią materia ma pewien zasób momentu pędu, tworzy więc dysk. Oś rota cji dysku stanowi oś symetrii układu. Dysk świeci na koszt energii grawitacyjnej spływającej materii, a widmo tego promieniowania stanowi zasadniczą część obser wowanego dużego wybrzuszenia. Jeżeli jasność dysku jest porównywalna czy większa od jasności Eddingtona, wtedy ciśnienie produkowanego promieniowania staje się
większe niż grawitacyjne przyciąganie i część materii będzie wydmuchiwana na ze wnątrz. Przybliżone rachunki modelowe wskazują, że wtedy akrecji materii'w płasz czyźnie równikowej towarzyszyć będzie wypływ materii wzdłuż osi rotacji, stano wiąc naturalny początek dżetu. Wypływowi towarzyszyć może powstawanie licznych szoków, w których elektrony przyspieszane są do relatywistycznych prędkości. W wy niku tego następuje emisja promieniowania synchrotronowego, a ogólniej SSC. Model dżeta „wypełnionego" szokami dobrze wyjaśnia widmo potęgowe obserwowane w Lacerty- dach, a zatem coś podobnego może być odpowiedzialne za produkcję promieniowania w podczerwieni i twardszych rentgenach (składnik potęgowy widma) w przypadku galak tyk Seyferta i kwazarów. Nachylenie widma galaktyk Seyferta powyżej 1 keV dobrze wyjaśnia model sferycznie symetrycznego pojedynczego szoku po uwzględnieniu efek tu kreacji par. Łącząc ze sobą te dwa modele być może otrzyma się potęgowy skład nik widma w sposób nie kolidujący z obecnością dysku akrecyjnego. Spójny model mu si jednak uwzględniać wpływ obecności miękkich fotonów z dysku na relatywistyczną plazmę.
Odrębnym elementem jest korona dysku - tak przynajmniej sugeruje obserwowana zmienność w Mkn 335. Jej obecność może wynikać z oświetlania powierzchni dysku przez twarde fotony produkowane przez relatywistyczną plazmę, może jednak też być spowodowana nietermicznym transportem części energii w dysku, np. ze względu na rozwijające się niestabilności. Oświetlanie dalszych części dysku spowodować może powstawanie wiatru dyskowego (ze względu na zmniejszającą się energię grawitacyj ną). Jak sugerowano, wiatr ten może mieć zasadniczy wpływ na formowanie się obłocz ków odpowiedzialnych za szerokie linie emisyjne, ale wnioski są jeszcze dalekie od konkluzywnych. Z obserwacji jak na razie nie wynika, czy obłoczki są rozłożone sferycznie symetrycznie, czy też okupują tylko większe „szerokości geograficzne".
Rysunek, jak schemat ogólny, wygląda dość zadowalająco. Takie modelowanie po szczególnych elementów, jak dysk akrecyjny, relatywistyczna plazma czy obszar szerokich linii emisyjnych - jest dość zaawansowane. Na dokładniejsze zbadanie czekają korelacje między tymi elementami: wpływ miękkich fotonów z dysku na rela tywistyczną plazmę, oświetlanie dysku przez twarde fotony, stosunek jasności skła dnika termicznego do nietermicznego, zależność obserwowanego stosunku od inklina cji, oświetlanie obłoczków w zależności od ich „szerokości geograficznej". Bardzo pomocne przy takiej dyskusji będą obserwowane zależności czasowe - skale zmiennoś ci i opóźnienia reakcji. .
---v- ■ f . ■ ' -■ /Postępy Astronomii Tom XXXV (1987). Zeszyt 1
INTERAKCYJNA OBRÓBKA OBSERWACJI - WIELOZADANIOWY PROGRAM ULA A L E K S A N D E R S C H W A R Z E N B E R G - C Z E R N Y
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskieigo (Otrzymano 15 stycznia 1987)
S t r e s z c z e n i e : Krótko przedstawiony jest interakcyjny system obróbki danych przezna czony dla komputera IBM/PC XT, a więc ograniczony do danych średnich rozmiarów. System stwarza moż liwość budowania makrokomend i w ten sposób przystosowania go do potrzeb użytkownika. Omówiono też perspektywy zastosowań takich systemów w związku z masowym używaniem detektorów cyfrowych w astro nomii .
HHTEPAKUHOHHAH OEPAEOTKA HABJIKWEHUS - yHHBEPCAJŁHAfl IIPOrPAMMA U l A. A . IH B a — p i * e H 6 e p r - 4 e p H K . C o f l e p s c a H H e . npeACTaBjieHo HHTepaKręaoHHyio CHCTeMy o6pa(5oTKH flaHHhix npeAHasHaweHHyio a jih BbuwcjiHTejiŁHotł Mamami IBM/PC X T , c j i e -
flOBaTeJibHO fljia AaHHHx yMGpGHHoro p a s M e p a . CncTeMa .ąejiaeT bo3moxhmm cosflaHite iiaKpo-K0M8HA h TaK npncnocofiHTb e& k TpeSoBaHHflM n0.Ub30BaiexT. 06cyKfleHO Toxe
nepcneKTH-B H TTpHM eH eHHH T nepcneKTH-B K H X C H C T e M O nepcneKTH-B nepcneKTH-B C nepcneKTH-B H3H C MaCCOBblM y n O T p e Ó J i e H H e M U iH ^ p O B b U A e T e K T O p O B B a c T p O H O M H H .
INTERACTIVE REDUCTION OF OBSERVATIONS - A MULTIPURPOSE SYSTEM ULA. S u m m a r y . We present a brief description of an interactive system for data handling implemented on IBM/PC XT computer and thus limited for data of intermediate size. The system provides to create user-defined macrocommands to adapt the system to user's specific needs. We discuss also prospects opened for such interactive data reduction system by widespread implementation of digital detectors in astron
omy. V
1. WSTĘP
Dane obserwacyjne uzyskiwane obecnie z instrumentów astronomicznych są rejestrowane coraz częś ciej w postaci cyfrowej. Najczęściej są to przebiegi pewnych funkcji w czasie oraz obrazy lub ich przekroje. Ogólnie przyczyna jest ta sama, dla której płytę gramofonową zastępuje dysk kompaktowy: w technice cyfrowej łatwiej niż w analogowej można uzyskać wysoką jakość i jednorodność zapisu. Praktycznie całość informacji uzyskiwanych przez aparaty kosmiczne dostarczana jest w postaci cy frowej. Gros czasu wielkich teleskopów jest poświęcone obserwacjom z użyciem detektorów cyfrowych. Większość małych instrumentów w nowoczesnych obserwatoriach albo wyposażona jest w cyfrowe detekto ry CCO, gdyż zwiększa to ich zasięg o czynnik ponad 100 w jasności, albo posiada fotometry zalicza jące fotony.
58 Z pracowni i obserwatoriów
Niewątpliwie techniki analogowe, do których zalicza się fotografia, utrzymają się jeszcze dłu go w różnych enklawach zastosowań, takich jak fotografia szerokokątna lub spektroskopia o super wy sokiej zdolności rozdzielczej. Jednak i w tym przypadku dzięki maszynom do cyfrowej dyskretyzacji obrazów na kliszach oraz spektrografom typu echele rola technik cyfrowych rośnie.
Rozpowszechniony jest wśród części środowiska astronomicznego raczej naiwny pogląd, że wspom niane instrumenty są wyposażone już w standardowy software, wykonujący redukcję obserwacji i gwa rantujący najlepszą jakość. Najczęściej jest to pogląd osób, które nie zetknęły się jeszcze z ta kim softwarem. Jako przykład warto podać przypadek satelity IUE, którego system redukcji obserwa cji dopiero po pięciu latach pracy zapewniał dobrą jakość redukcji obserwacji w warunkach standar dowych. Nadal nie nadaje się on do redukcji widm niedoeksponowanych, obiektów rozciągłych lub wie lokrotnych ekspozycji w tej samej diafragmie. Wśród licznych i długotrwałych niedomogów była np. błędna kalibracja energetyczna widm.
Ze względu jednak na zmienne warunki obserwacji i ich cele, wyspecjalizowane programy redukcji danych na ogół znajdują niewielkie zastosowanie. Obecnie panujący trend to tworzenie stosunkowo uniwersalnych systemów redukcji interakcyjnej danych, które mogą być następnie przez użytkowników łatwo przystosowane do jego szczególnych potrzeb. Przykładem są systemy SPICA i ASPIC w oprogra mowaniu STARLINKU oraz MIDAS/IHAP używany w ESO/MPI, a także analogiczne systemy używane przez ra dioastronomów.
Nie jest celem niniejszego artykułu opis szczegółów użytkowania systemu ULA. Jest to raczej za danie dokumentacji systemu. Chodzi natomiast tutaj o przedstawienie zasad działania tego i podob nych systemów uniwersalnych do interakcyjnej obróbki danych różnych typów.