Obrazový kredit: Chandra
Predstavte si, že by bol prírodný ďalekohľad silnejší ako ktorýkoľvek iný v súčasnosti používaný ďalekohľad. Potom si predstavte, že si ju pozriete bližšie k okraju čiernej diery, kde je jej ústa ako prúd, ktorý vytvára super-horúce nabité častice a pľuje ich milióny svetelných rokov do vesmíru. Zdá sa, že by sa táto úloha dostala na hranicu ne-návratu, čo je násilné miesto zo štyroch miliárd svetelných rokov od Zeme. Toto miesto sa nazýva kvasar s názvom PKS 1257-326. Jeho slabé záblesky na oblohe dostanú chytľavejšie meno „blazaru“, čo znamená, že je to kvázar, ktorý sa dramaticky líši, a môže maskovať ešte tajomnejšiu čiernu dieru obrovskej gravitačnej sily.
Dĺžka ďalekohľadu potrebného na nahliadnutie do úst blazáru by musela byť obrovská, asi milión kilometrov široká. Ale práve taká prírodná šošovka bola nájdená tímom austrálskych a európskych astronómov; jeho šošovka je pozoruhodne oblak plynu. Myšlienka obrovského prírodného ďalekohľadu sa zdá byť príliš elegantná, aby sa zabránilo nahliadnutiu.
Táto technika, nazývaná „syntéza zemských obežných dráh“, bola prvýkrát načrtnutá Dr. Jean-Pierrom Macquartom z Univerzity v Groningene v Holandsku a Dr. asi 10 mikrosekundy - ekvivalent k videniu kocky cukru na Zemi zo Zeme.
"Je to stokrát jemnejší detail, ako môžeme vidieť pri akejkoľvek inej súčasnej technike v astronómii," hovorí Dr. Hayley Bignall, ktorá nedávno ukončila doktorát na University of Adelaide a teraz je v JIVE, Spoločnom inštitúte pre veľmi dlhé základné vyšetrenie interferometrie. v Európe. „Je to desaťtisíckrát lepšie, ako dokáže Hubbleov vesmírny teleskop. A je rovnako výkonný ako všetky navrhované budúce vesmírne optické a röntgenové teleskopy. “
Bignall urobil pozorovania pomocou rádiového ďalekohľadu CSIRO Australia Telescope Compact Array vo východnej Austrálii. Keď odkazuje na mikrosekundu, jedná sa o mierku uhlovej veľkosti alebo o to, ako veľký objekt vyzerá. Ak by napríklad bola obloha rozdelená stupňami na pologuľu, jednotka predstavuje asi tretinu jednej miliardytiny jedného stupňa.
Ako funguje najväčší teleskop? Použitie drobnosti vo vnútri oblaku plynu nie je pre nočných pozorovateľov úplne neznáme. Podobne ako atmosférická turbulencia spôsobuje, že hviezdy žiaria, aj naša vlastná galaxia má podobnú neviditeľnú atmosféru nabitých častíc, ktoré zapĺňajú medzery medzi hviezdami. Akékoľvek zhlukovanie tohto plynu môže prirodzene vytvoriť šošovku, rovnako ako zmena hustoty zo zahnutého vzduchu na sklo a sústrediť svetlo na to, čo Galileo prvýkrát uvidel, keď namieril svoj prvý ďalekohľad na hviezdu. Tento efekt sa nazýva aj scintilácia a cloud funguje ako šošovka.
Vidieť lepšie ako ktokoľvek iný môže byť pozoruhodné, ale ako sa rozhodnúť, kde hľadať ako prvý? Tím sa obzvlášť zaujíma pomocou „syntézy zemskej obežnej dráhy“, aby mohol pozorovať čierne diery v kvázare, ktoré sú superjasnými jadrami vzdialených galaxií. Tieto kvázary tlmia také malé uhly na oblohe, aby boli iba bodmi svetla alebo rádiovej emisie. Pri rádiových vlnových dĺžkach sú niektoré kvasary dosť malé na to, aby sa v atmosfére nabitých častíc v našej galaxii začervenali, nazývané ionizované medzihviezdne médium. Kvasary sa žiaria alebo sa menia omnoho pomalšie, než by sa mohli žiariť spájať s viditeľnými hviezdami. Pozorovatelia musia byť preto na pozeranie trpezliví, a to aj za pomoci najmocnejších ďalekohľadov. Akákoľvek zmena za menej ako jeden deň sa považuje za rýchlu. Najrýchlejší scintilátor má signály, ktoré zdvojnásobia alebo zvýšia silu za menej ako hodinu. Najlepšie pozorovania, ktoré sa doteraz urobili, majú úžitok z ročného pohybu Zeme, pretože ročná zmena poskytuje úplný obraz, čo umožňuje astronómom vidieť prudké zmeny v ústach lúča čiernych dier. To je jeden z cieľov tímu: „do tretiny svetelného roka od základne jednej z týchto trysiek,“ uviedol Dr. David Jauncey CSIRO. „To je„ obchodný koniec “, na ktorom sa vyrába prúd.“
Nie je možné „vidieť“ do čiernej diery, pretože tieto zrútené hviezdy sú také husté, že ich veľká gravitácia nedovoľuje ani uniknúť svetlu. Iba správanie sa hmoty mimo horizontu vzdialeného od čiernej diery môže naznačovať, že vôbec existujú. Najväčší ďalekohľad môže pomôcť astronómom pochopiť veľkosť lúča na jeho základni, štruktúru magnetických polí v ňom a vývoj lúča v priebehu času. "Môžeme dokonca hľadať zmeny, keď látka blúdi v blízkosti čiernej diery a je roztrhnutá pozdĺž trysiek," hovorí Dr. Macquart.
Časopis Astrobiology Magazine mal príležitosť hovoriť s Hayley Bignall o tom, ako vyrobiť ďalekohľad z plynových oblakov a prečo nahliadnuť hlbšie ako ktokoľvek predtým môže ponúknuť nahliadnutie do pozoruhodných udalostí v blízkosti čiernych dier. Astrobiology Magazine (AM): Ako ste sa prvýkrát zaujímali o používanie plynových oblakov ako súčasti prirodzeného zamerania na rozlíšenie veľmi vzdialených objektov?
Hayley Bignall (HB): Myšlienka použitia medzihviezdnej scintilácie (ISS), javu spôsobeného rozptylom rádiových vĺn v turbulentných „oblakoch“ galaktického plynu, na riešenie veľmi vzdialených kompaktných objektov, skutočne predstavuje zbližovanie niekoľkých rôznych výskumných líniách, preto načrtnem trochu historického pozadia.
V šesťdesiatych rokoch 20. storočia používali rádiostronómovia v dôsledku rozptylu rádiových vĺn v slnečnom vetre iný druh scintilácie, medziplanetárnu scintiláciu, na meranie uhlových veľkostí rádiových zdrojov pod arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 stupňov). Toto bolo vyššie rozlíšenie, ako bolo možné v tom čase dosiahnuť inými prostriedkami. Tieto štúdie však do značnej miery upadli na vedľajšiu koľaj s príchodom veľmi dlhej základnej línie interferometrie (VLBI) na konci šesťdesiatych rokov, ktorá umožňovala priame zobrazovanie rádiových zdrojov s oveľa vyšším uhlovým rozlíšením - dnes VLBI dosahuje rozlíšenie lepšie ako milisekunda.
Osobne som sa začal zaujímať o potenciálne použitia medzihviezdnej scintilácie tým, že som sa zapojil do štúdií o variabilite zdroja rádia - najmä o variabilitu „lámp“. Blazar je chytľavé meno, ktoré sa používa na niektoré kvasary a BL Lacertae objekty - to je Active Galactic Nuclei (AGN), pravdepodobne obsahujúce superassive čierne diery ako svoje „centrálne motory“, ktoré majú silné prúdy energetických, žiariacich častíc namierených takmer priamo na nás. ,
Potom vidíme účinky relativistického žiarenia v žiarení z trysky, vrátane rýchlej premenlivosti intenzity v celom elektromagnetickom spektre, od rádiových po vysoko energetické gama lúče. Väčšinu pozorovanej variability v týchto objektoch bolo možné vysvetliť, vyskytol sa však problém: niektoré zdroje vykazovali veľmi rýchlu variabilitu rádia počas dňa. Keby taká krátka časová variabilita v takýchto dlhých (centimetrových) vlnových dĺžkach bola vnútorným zdrojom zdrojov, boli by príliš horúce na to, aby zostali okolo rokov, ako sa mnohí pozorovali. Zdroje, ktoré sú horúce, by mali veľmi rýchlo vyžarovať všetku svoju energiu, napríklad röntgenové lúče a gama lúče. Na druhej strane už bolo známe, že medzihviezdna scintilácia ovplyvňuje rádiové vlny; Preto je dôležité vyriešiť otázku, či veľmi rýchla rádiofrekvencia bola v skutočnosti ISS alebo bola vlastnou príčinou zdrojov.
Počas môjho doktorandského výskumu som náhodou zistil rýchlu variabilitu v kvasare (blazar) PKS 1257-326, ktorý je jednou z troch najrýchlejšie pozorovaných rádioaktívnych premenných AGN, aké boli kedy pozorované. S mojimi kolegami sme dokázali presvedčivo preukázať, že rýchla rádiová variabilita bola spôsobená ISS [scintilácia]. Dôvodom tohto konkrétneho zdroja boli ďalšie dôkazy, že vo všeobecnosti je variabilita rádia v priebehu dňa spôsobená najmä ISS.
Zdroje, ktoré vykazujú ISS, musia mať veľmi malé, mikrosekundy, uhlové veľkosti. Pozorovania ISS sa zase môžu použiť na „mapovanie“ zdrojovej štruktúry s mikrosekundovým rozlíšením. Toto je oveľa vyššie rozlíšenie, ako dokáže dosiahnuť VLBI. Túto techniku načrtli v dokumente z roku 2002 dvaja moji kolegovia, Dr. Jean-Pierre Macquart a Dr. David Jauncey.
Kvasar PKS 1257-326 sa ukázal ako veľmi pekný „morča“, čím preukázal, že táto technika skutočne funguje.
AM: Princípy scintilácie sú viditeľné pre každého aj bez ďalekohľadu, správne - kde hviezda bliká, pretože pokrýva veľmi malý uhol na oblohe (je tak ďaleko), ale planéta v našej slnečnej sústave nevidí scintiláciu? Je to spravodlivé porovnanie zásady vizuálneho odhadu vzdialeností so scintiláciou?
HB: Porovnanie so žiariacimi hviezdami v dôsledku atmosférickej scintilácie (v dôsledku turbulencie a kolísania teploty v zemskej atmosfére) je spravodlivé; základný jav je rovnaký. Nevidíme žiarenie planét, pretože majú omnoho väčšie uhlové veľkosti - scintilácia sa „rozotrie“ nad priemerom planéty. V tomto prípade je to samozrejme preto, že planéty sú nám tak blízke, že na oblohe kladú väčšie uhly ako hviezdy.
Scintilácia však nie je veľmi užitočná pri odhadovaní vzdialeností od kvázarov: objekty, ktoré sú ďalej, nemusia mať vždy menšie uhlové veľkosti. Napríklad všetky pulzary (rotujúce neutrónové hviezdy) v našej vlastnej scintiláte galaxií, pretože majú veľmi malé uhlové veľkosti, omnoho menšie ako ktorýkoľvek kvasar, hoci kvázary sú často vzdialené miliardy svetelných rokov. V skutočnosti sa scintilácia používa na odhad vzdialenosti pulzaru. Pre kvázary však existuje veľa faktorov, ktoré ovplyvňujú ich zdanlivú uhlovú veľkosť a ktoré ešte viac komplikujú veci. Pri kozmologických vzdialenostiach sa uhlová veľkosť objektu už nemení ako inverzia vzdialenosti. Všeobecne najlepším spôsobom odhadu vzdialenosti kvazaru je meranie červeného posunu jeho optického spektra. Potom môžeme konvertovať zmerané uhlové stupnice (napr. Zo scintilácie alebo pozorovania VLBI) na lineárne stupnice pri červenom posunutí zdroja
AM: Ďalekohľad, ako je opísaný, ponúka príklad kvasaru, ktorý je zdrojom rádia a ktorý sa počas celého roka mení. Existujú nejaké prirodzené obmedzenia týkajúce sa druhov zdrojov alebo dĺžky pozorovania?
HB: Existujú obmedzenia uhlovej veľkosti, po ktorých sa scintilácia „uhasí“. Je možné si predstaviť distribúciu jasu rádiového zdroja ako zväzok nezávisle scintilačných „záplat“ danej veľkosti, takže ako sa zdroj zväčšuje, počet takýchto záplat sa zvyšuje a nakoniec scintilácia cez všetky záplaty je priemerom, takže prestať vôbec pozorovať akékoľvek odchýlky. Z predchádzajúcich pozorovaní vieme, že pre extragalaktické zdroje má tvar rádiového spektra veľa spoločného s tým, ako kompaktný je zdroj - zdroje so „plochým“ alebo „inverzným“ rádiovým spektrom (tj hustota toku rastúca smerom ku kratším vlnovým dĺžkam) sú zvyčajne najkompaktnejší. Sú to tiež zdroje typu „blazar“.
Pokiaľ ide o dĺžku pozorovania, je potrebné získať veľa nezávislých vzoriek scintilačnej schémy. Je to preto, že scintilácia je stochastický proces a my potrebujeme poznať niektoré štatistiky procesu, aby sme mohli extrahovať užitočné informácie. Pre rýchle scintilátory, ako je PKS 1257-326, môžeme získať adekvátnu vzorku scintilačného modelu iba z jednej typickej 12-hodinovej pozorovacej relácie. Ak chcete získať rovnaké informácie, je potrebné počas niekoľkých dní pozorovať pomalšie scintilátory. Existujú však niektoré neznáme riešenia, ako napríklad veľká rýchlosť rozptylovej „obrazovky“ v galaktickom medzihviezdnom médiu (ISM). Pozorovaním v intervaloch rozmiestnených po celý rok môžeme túto rýchlosť vyriešiť - a čo je dôležité, dostávame aj dvojrozmerné informácie o scintilačnom vzore a teda o zdrojovej štruktúre. Keď Zem obieha okolo Slnka, účinne sme prešli scintilačným obrazcom v rôznych uhloch, pretože relatívna rýchlosť Zeme / ISM sa v priebehu roka mení. Naša výskumná skupina dabovala túto techniku „syntéza orbitálnej Zeme“, pretože je analogická „syntéze rotácie Zeme“, ktorá je štandardnou technikou v rádiofrekvencii.
AM: Posledný odhad počtu hviezd na oblohe odhaduje, že v známom vesmíre je desaťkrát viac hviezd ako zrnká piesku na Zemi. Môžete opísať, prečo sú trysky a čierne diery zaujímavé ako ťažko riešiteľné objekty, a to dokonca aj s použitím súčasných a budúcich vesmírnych teleskopov, ako sú Hubble a Chandra?
HB: Predmety, ktoré študujeme, sú jedny z najenergetickejších fenoménov vo vesmíre. AGN môže byť až ~ 1013 (10 na silu 13 alebo 10 000 biliónov) krát jasnejších ako Slnko. Sú to jedinečné „laboratóriá“ pre fyziku vysokých energií. Astrofyzici by chceli plne porozumieť procesom vytvárania týchto nesmierne silných prúdov blízko centrálnej supermasívnej čiernej diery. Pomocou scintilácie na rozlíšenie vnútorných oblastí rádiových trysiek sa dívame blízko k „tryske“, kde sa vytvára prúd - bližšie k akcii, ako môžeme vidieť pri akejkoľvek inej technike!
AM: Vo svojom výskumnom dokumente poukazujete na to, že ako rýchlo a ako silne sa menia rádiové signály, závisí od veľkosti a tvaru zdroja rádia, veľkosti a štruktúry plynných oblakov, rýchlosti a smeru Zeme pri jeho pohybe okolo Slnka, a rýchlosť a smer, ktorým sa plynové oblaky pohybujú. Existujú zabudované predpoklady o tvare „šošovky“ plynového oblaku alebo o tvare pozorovaného objektu, ktorý je touto technikou prístupný?
Prstencová hmlovina, hoci nie je užitočná pri zobrazovaní, má sugestívny vzhľad vzdialenej šošovky ďalekohľadu. 2 000 svetelných rokov vzdialených v smere konštelácie, Lyra, sa prsteň vytvára v neskorých fázach života vnútornej hviezdy, keď oddeľuje silnú a rozširujúcu sa vonkajšiu vrstvu plynu. Kredit: NASA Hubble HST
HB: Skôr než myslieť na plynové oblaky, je pravdepodobne presnejšie znázorniť fázovo sa meniacu „obrazovku“ ionizovaného plynu alebo plazmy, ktorá obsahuje veľké množstvo turbulencií. Hlavným predpokladom, ktorý vychádza z modelu, je to, že veľkostná škála turbulentných fluktuácií vychádza zo spektra mocenského zákona - zdá sa, že je to rozumný predpoklad, z toho, čo vieme o všeobecných vlastnostiach turbulencie. Turbulencia by mohla byť prednostne predĺžená v určitom smere v dôsledku štruktúry magnetického poľa v plazme a v zásade môžeme získať nejaké informácie o tom z pozorovaného scintilačného modelu. Zo scintilačnej schémy tiež získame informácie o tvare pozorovaného objektu, takže o tom neexistujú žiadne zabudované predpoklady, aj keď v tejto fáze môžeme na opis štruktúry zdroja použiť iba jednoduché modely.
AM: Sú rýchle scintilátory dobrým cieľom pre rozšírenie možností tejto metódy?
HB: Rýchle scintilátory sú dobré jednoducho preto, že na získanie rovnakého množstva informácií nevyžadujú toľko pozorovacieho času ako pomalšie scintilátory. Prvé tri scintilátory „v priebehu jednej hodiny“ nás veľa naučili o scintilačnom procese a o tom, ako robiť „syntézu orbity Zeme“.
AM: Sú naplánované ďalšie kandidáty na budúce pozorovania?
HB: Moji kolegovia a ja sme nedávno uskutočnili rozsiahly prieskum pomocou databázy Very Large Array v Novom Mexiku s cieľom hľadať nové scintilačné rádiové zdroje. Prvé výsledky tohto prieskumu vedené Dr. Jimom Lovellom z Austrálskeho národného zariadenia pre teleskop (CSNRO) spoločnosti CSIRO (ATNF) boli nedávno uverejnené v Astronomickom časopise (október 2003). Zo 700 pozorovaných rádiových zdrojov s plochým spektrom sme našli viac ako 100 zdrojov, ktoré vykazovali výraznú variabilitu intenzity v priebehu 3 dní. Vykonávame následné pozorovania, aby sme sa dozvedeli viac o štruktúre zdroja na ultrakompaktných mikrokosekundách. Tieto výsledky porovnáme s inými zdrojovými vlastnosťami, ako je napríklad emisia pri iných vlnových dĺžkach (optické, röntgenové, gama), a štruktúrou na väčších priestorových mierkach, ako sú výsledky pozorované pri VLBI. Týmto spôsobom dúfame, že sa dozvieme viac o týchto veľmi kompaktných zdrojoch teploty s vysokým jasom a zároveň sa dozvieme viac o vlastnostiach medzihviezdneho média našej Galaxie.
Zdá sa, že dôvodom veľmi rýchlej scintilácie v niektorých zdrojoch je to, že plazmatická „rozptylová obrazovka“ spôsobujúca väčšinu scintilácie je celkom blízko do 100 svetelných rokov od slnečnej sústavy. Tieto blízke „obrazovky“ sú očividne dosť zriedkavé. Náš prieskum zistil veľmi málo rýchlych scintilátorov, čo bolo trochu prekvapujúce, pretože dvaja z troch najrýchlejšie známych scintilátorov boli objavení neúmyselne. Mysleli sme si, že takýchto zdrojov môže byť oveľa viac!
Pôvodný zdroj: Astrobiology Magazine
