Credit imagine: Chandra
Imaginați-vă că faceți un telescop natural mai puternic decât orice alt telescop care funcționează în prezent. Apoi, imaginați-vă că o folosiți pentru a vedea mai aproape de marginea unei găuri negre unde gura lui este ca un jet care formează particule încărcate super-fierbinte și le scuipă milioane de ani-lumină în spațiu. Sarcina pare să ducă unul până la marginea neîntoarcerii, un loc violent la patru miliarde de ani lumină de pe Pământ. Acest loc se numește un quasar numit PKS 1257-326. Sclipiciul său slab pe cer îi este dat numele mai atrăgător de „blazar”, ceea ce înseamnă că este un quasar care variază dramatic în luminozitate și poate masca o gaură neagră și mai misterioasă, de o putere gravitațională enormă.
Lungimea unui telescop necesar pentru a se uita la gura blazului ar trebui să fie gigantică, aproximativ un milion de kilometri lățime. Dar doar o astfel de lentilă naturală a fost găsită de o echipă de astronomi australieni și europeni; lentila sa este remarcabil, un nor de gaz. Ideea unui telescop vast, natural, pare prea elegantă pentru a evita privirea.
Tehnica, denumită „Earth-Orbit Synthesis”, a fost prezentată pentru prima dată de Dr. Jean-Pierre Macquart de la Universitatea din Groningen din Olanda și de Dr. David Jauncey, de la CSIRO, într-o lucrare publicată în 2002. Noua tehnică promite cercetătorilor capacitatea de a rezolva detalii. aproximativ 10 micro-secunde peste - echivalentul a vedea un cub de zahăr pe Lună, de pe Pământ.
„Acesta este un detaliu de o sută de ori mai fin decât putem vedea cu orice altă tehnică actuală în astronomie”, spune dr. Hayley Bignall, care și-a terminat recent doctoratul la Universitatea din Adelaide și este acum la JIVE, Institutul comun pentru interferometrie de bază foarte lungă. in Europa. „Este de zece mii de ori mai bun decât poate face Telescopul spațial Hubble. Și este la fel de puternic ca orice viitor telescop optic și cu raze X bazat pe spațiu. ”
Bignall a făcut observațiile cu telescopul CSIRO Australia Telescope Compact Array din estul Australiei. Când se referă la un micro-secunde, aceasta este o măsură a dimensiunii unghiulare sau la cât de mare arată un obiect. Dacă, de exemplu, cerul a fost împărțit pe grade ca emisferă, unitatea este de aproximativ o treime dintr-o miliardime de un grad.
Cum funcționează cel mai mare telescop? Utilizarea neplăcerii într-un nor de gaz nu este în întregime necunoscut pentru privitorii de noapte. Așa cum turbulența atmosferică face ca stelele să strălucească, propria noastră galaxie are o atmosferă similară invizibilă de particule încărcate care umplu golurile dintre stele. Orice aglomerare a acestui gaz poate forma în mod natural o lentilă, la fel ca schimbarea de densitate de la aer la sticlă îndoită și a focalizat lumina în ceea ce Galileo a văzut prima dată când a îndreptat primul său telescop spre stea. Efectul se mai numește scintilație, iar norul acționează ca un obiectiv.
Să vezi mai bine decât oricine altcineva poate fi remarcabil, dar cum să decizi unde să arăți mai întâi? Echipa este interesată în special să folosească „Earth-Orbit Synthesis” pentru a se apropia de găurile negre din quasars, care sunt nucleele super-strălucitoare ale galaxiilor îndepărtate. Aceste cvasari subzistă unghiuri atât de mici pe cer încât să fie simple puncte de lumină sau de emisie radio. La lungimile de undă radio, unele cvasari sunt suficient de mici pentru a scăpa în atmosfera de particule încărcate a galaxiei noastre, numită mediu interstelar ionizat. Quasarii scânteie sau variază mult mai lent decât sclipirea se poate asocia cu stele vizibile. Așadar, observatorii trebuie să aibă răbdare pentru a-i vedea, chiar și cu ajutorul celor mai puternice telescoape. Orice schimbare în mai puțin de o zi este considerată rapidă. Cele mai rapide scintilatoare au semnale care rezistă dublu sau trebil în mai puțin de o oră. De fapt, cele mai bune observații făcute până acum beneficiază de mișcarea anuală a Pământului, deoarece variația anuală oferă o imagine completă, permițându-le astronomilor să vadă schimbările violente ale gurii unui jet cu găuri negre. Acesta este unul dintre obiectivele echipei: „să ne vedem într-o treime dintr-un an-lumină de la baza unuia dintre aceste jeturi”, conform Dr. David Jauncey, al CSIRO. „Acesta este„ sfârșitul afacerii ”unde se face jetul.”
Nu este posibil să „vedeți” într-o gaură neagră, deoarece aceste stele prăbușite sunt atât de dense, încât gravitatea lor supraputernică nu permite chiar scăparea luminii. Doar comportamentul materiei în afara orizontului la o distanță mai mare de o gaură neagră poate semnala că există chiar și. Cel mai mare telescop îi poate ajuta pe astronomi să înțeleagă dimensiunea unui jet de la baza sa, modelul câmpurilor magnetice de acolo și modul în care evoluează un jet în timp. „Putem chiar căuta schimbări, deoarece materiile sunt aproape de gaura neagră și sunt împrăștiate de-a lungul jeturilor”, spune dr. Macquart.
Revista Astrobiologie a avut ocazia să discute cu Hayley Bignall despre cum să faci un telescop din norii de gaz și de ce să privești mai adânc decât oricine ar putea oferi informații despre evenimente remarcabile în apropierea găurilor negre. Revista Astrobiologie (AM): Cum v-ați interesat pentru prima dată să folosiți norii de gaz ca parte a unui accent natural pentru rezolvarea obiectelor foarte îndepărtate?
Hayley Bignall (HB): Ideea de a folosi scintilația interstelară (ISS), un fenomen datorat împrăștierii undelor radio în „nori” turbați, ionizați de gaz galactic, pentru a rezolva obiecte foarte îndepărtate și compacte, reprezintă într-adevăr convergența unui cuplu de diferite linii de cercetare, așa că voi prezenta un pic din fondul istoric.
În anii '60, astronomii radio foloseau un alt fel de scintilație, scintilația interplanetară, datorită împrăștierii undelor radio în vântul solar, pentru a măsura sub-arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 grade de arc) pentru dimensiuni unghiulare pentru surse radio. Aceasta a fost o rezoluție mai mare decât se putea obține prin alte mijloace la acea vreme. Dar aceste studii au scăzut în mare măsură cu apariția Interferometriei de bază foarte lungi (VLBI) la sfârșitul anilor 1960, ceea ce a permis imaginea directă a surselor radio cu rezoluție unghiulară mult mai mare - astăzi, VLBI obține o rezoluție mai bună decât o miliarcsecundă.
M-am interesat personal de utilizările potențiale ale scintilației interstellare prin implicarea în studii despre variabilitatea surselor radio - în special, variabilitatea „blazars”. Blazar este un nume captivant aplicat unor cvasari și obiecte BL Lacertae - adică nuclee galactice active (AGN), care conțin probabil găuri negre supermase ca „motoarele lor centrale”, care au jeturi puternice de particule energetice, care radiază îndreptate aproape direct la noi. .
Vedem apoi efectele fasciculului relativist în radiațiile de la jet, incluzând variabilitatea rapidă a intensității pe întregul spectru electromagnetic, de la radio la raze gamma cu energie mare. Cea mai mare parte a variabilității observate la aceste obiecte ar putea fi explicată, dar a existat o problemă: unele surse au arătat o variabilitate radio rapidă, intra-zi. Dacă o astfel de variabilitate la scară scurtă de timp la lungimi de undă atât de lungi (centimetri) ar fi intrinseci surselor, ar fi mult prea cald pentru a rămâne în jur de ani de zile, așa cum s-a observat că o fac mulți. Surse cărora cald ar trebui să-și radia toată energia departe foarte rapid, ca razele X și razele gamma. Pe de altă parte, se știa deja că scintilația interstelară afectează undele radio; deci întrebarea dacă variabilitatea radio foarte rapidă a fost de fapt ISS, sau intrinsecă pentru surse, a fost una importantă de rezolvat.
În timpul cercetării mele de doctorat, am descoperit, din întâmplare, o variabilitate rapidă în PKS 1257-326 quasar (blazar), care este una dintre cele trei cele mai rapide variabile radio AGN observate vreodată. Colegii mei și cu mine am putut arăta concludent că variabilitatea rapidă a radioului se datora ISS [scintilație]. Cazul pentru această sursă particulară a adăugat dovezi care arată că variabilitatea radio intra-zi în general se datorează predominant ISS.
Sursele care arată ISS trebuie să aibă dimensiuni unghiulare, foarte mici, microarc-secunde. La rândul lor, observațiile ISS pot fi utilizate pentru „maparea” structurii sursei cu rezoluție de micro-secunde. Aceasta este o rezoluție mult mai mare decât poate atinge chiar VLBI. Tehnica a fost descrisă într-o lucrare din 2002 de doi dintre colegii mei, dr. Jean-Pierre Macquart și dr. David Jauncey.
Quasar PKS 1257-326 s-a dovedit a fi un „cobai” foarte drăguț, cu care să demonstreze că tehnica funcționează cu adevărat.
A.M: Principiile scintilării sunt vizibile pentru oricine, chiar și fără telescop, corect - unde o stea strălucește, deoarece acoperă un unghi foarte mic pe cer (fiind atât de departe), dar o planetă din sistemul nostru solar nu scintilează vizibil? Este oare o comparație corectă a principiului pentru estimarea distanțelor vizual cu scintilația?
HB: Comparația cu vederea strălucind ca rezultat al scintilației atmosferice (din cauza turbulenței și a fluctuațiilor de temperatură din atmosfera Pământului) este una corectă; fenomenul de bază este același. Nu vedem că planetele sclipesc pentru că au dimensiuni unghiulare mult mai mari - scintilația este „distrusă” peste diametrul planetei. În acest caz, bineînțeles, se datorează faptului că planetele sunt atât de aproape de noi, încât subtend unghiuri mai mari pe cer decât stelele.
Cu toate acestea, Scintillația nu este utilă pentru estimarea distanțelor până la cvasari: obiectele care sunt mai departe nu au întotdeauna dimensiuni unghiulare mai mici. De exemplu, toate pulsars (stele de neutroni care se învârtesc) din propriul nostru Galaxy scintillate, deoarece au dimensiuni unghiulare foarte mici, mult mai mici decât orice cvasar, chiar dacă cvasarii sunt deseori la miliarde de ani-lumină. De fapt, scintilația a fost utilizată pentru a estima distanțele pulsar. Dar pentru quasari, există mai mulți factori, în afară de distanță, care afectează dimensiunea lor unghiulară aparentă și, pentru a complica în continuare chestiunile, la distanțe cosmologice, dimensiunea unghiulară a unui obiect nu mai variază ca inversul distanței. În general, cel mai bun mod de estimare a distanței până la un quasar este măsurarea redshift-ului spectrului său optic. Apoi, putem converti cântarele unghiulare măsurate (de exemplu, de la scintilații sau observații VLBI) în scale liniare la redshift-ul sursei
A.M: Telescopul descris oferă un exemplu quasar care este o sursă radio și observat că variază pe parcursul unui an întreg. Există limite naturale la tipurile de surse sau la durata de observare?
HB: Există decupaje de dimensiuni unghiulare, dincolo de care scintilația este „stinsă”. Se poate imagina distribuția luminozității sursei radio ca o grămadă de „patch-uri” scintilând independent de o dimensiune dată, astfel încât pe măsură ce sursa devine mai mare, numărul de astfel de patch-uri crește și, în cele din urmă, scintilarea peste toate patch-urile medii în așa fel încât încetează să mai observi deloc variații. Din observațiile anterioare știm că, în cazul surselor extragalactice, forma spectrului radio are foarte multe de-a face cu cât de compactă este o sursă - sursele cu spectre radio „plane” sau „inversate” (adică densitatea fluxului crescând cu lungimi de undă mai scurte). cel mai compact. Acestea tind, de asemenea, să fie surse de tip „blazar”.
În ceea ce privește durata observației, este necesar să se obțină multe probe independente ale modelului de scintilație. Acest lucru se datorează faptului că scintilația este un proces stocastic și trebuie să cunoaștem câteva statistici ale procesului pentru a extrage informații utile. Pentru scintilatoarele rapide, precum PKS 1257-326, putem obține un eșantion adecvat de model de scintilație dintr-o singură sesiune de observare tipică de 12 ore. Scintilatoarele mai lente trebuie observate peste câteva zile pentru a obține aceleași informații. Cu toate acestea, există unele necunoscute de rezolvat, cum ar fi viteza majoră a „ecranului” de împrăștiere în mediul interstelar galactic (ISM). Observând la intervale distanțate pe un an întreg, putem rezolva această viteză - și, mai important, obținem informații bidimensionale despre modelul de scintilație și, prin urmare, structura sursă. Pe măsură ce Pământul se învârte în jurul Soarelui, tăiem efectiv modelul de scintilație în unghiuri diferite, deoarece viteza relativă a Pământului / ISM variază de-a lungul anului. Grupul nostru de cercetare a numit această tehnică „Earth Orbital Synthesis”, întrucât este analog cu „sinteza de rotație a Pământului”, o tehnică standard în interferometrie radio.
A.M: O estimare recentă a numărului de stele pe cer a estimat că există de zece ori mai multe stele în universul cunoscut decât boabele de nisip pe Pământ. Puteți descrie de ce jeturile și găurile negre sunt interesante ca obiecte dificil de rezolvat, chiar și folosind telescoape spațiale actuale și viitoare precum Hubble și Chandra?
HB: Obiectele pe care le studiem sunt unele dintre cele mai energice fenomene din univers. AGN poate fi de până la ~ 1013 (10 până la puterea de 13 sau 10.000 trilioane) de ori mai luminos decât Soarele. Sunt „laboratoare” unice pentru fizica energetică ridicată. Astrofizicienii ar dori să înțeleagă pe deplin procesele implicate în formarea acestor jeturi extrem de puternice, aproape de gaura neagră centrală supermasivă. Folosind scintilația pentru a rezolva regiunile interioare ale jeturilor radio, ne uităm aproape de „duza” în care se formează jetul - mai aproape de acțiune decât putem vedea cu orice altă tehnică!
A.M: În lucrarea de cercetare, subliniați că cât de rapid și cât de puternic variază semnalele radio, depinde de dimensiunea și forma sursei radio, dimensiunea și structura norilor de gaz, viteza și direcția Pământului în timp ce circulă în jurul Soarelui, și viteza și direcția în care circulă norii de gaz. Există presupuneri încorporate cu privire la forma „lentilelor” norului de gaze sau la forma obiectului observat care este accesibil cu tehnica?
Nebuloasa Ring, deși nu este utilă imagistica prin, are aspectul sugestiv al unui obiectiv telescop îndepărtat. La 2.000 de ani lumină distanță în direcția constelației, Lyra, inelul se formează în etapele târzii ale vieții stelei interioare, când varsă un strat de gaz gros și extins. Credit: NASA Hubble HST
HB: Mai degrabă decât să ne gândim la nori de gaz, este poate mai exact să imaginăm un „ecran” schimbător de faze de gaz ionizat sau plasmă, care conține un număr mare de celule de turbulență. Principala presupunere care intră în model este că scala de mărime a fluctuațiilor turbulente urmează un spectru legii puterii - aceasta pare a fi o presupunere rezonabilă, din ceea ce știm despre proprietățile generale ale turbulenței. Turbulența ar putea fi alungită preferențial într-o direcție particulară, datorită structurii câmpului magnetic din plasmă și, în principiu, putem obține unele informații despre acest lucru din modelul de scintilație observat. De asemenea, obținem câteva informații din modelul de scintilație despre forma obiectului observat, astfel încât nu există presupuneri încorporate despre asta, deși în această etapă putem folosi doar modele destul de simple pentru a descrie structura sursă.
A.M: Scintilatoarele rapide sunt o țintă bună pentru extinderea capabilităților metodei?
HB: Scintilatoarele rapide sunt bune pur și simplu pentru că nu necesită atât timp de observare, cât scintilatoare mai lente pentru a obține aceeași cantitate de informații. Primii trei scintilatori „intra-oră” ne-au învățat multe despre procesul de scintilație și despre cum se face „sinteza orbitei terestre”.
A.M: Există candidați suplimentari planificați pentru observațiile viitoare?
HB: Colegii mei și cu mine am efectuat recent un sondaj de amploare, folosind Arhiva Foarte Mare din New Mexico, pentru a căuta noi surse radio scintilante. Primele rezultate ale acestui sondaj, condus de dr. Jim Lovell de la CSIRO's Australian Telescope National Facility (ATNF), au fost publicate recent în Astronomical Journal (octombrie 2003). Din 700 de surse radio cu spectru plat observate, am găsit peste 100 de surse care au arătat o variabilitate semnificativă a intensității pe o perioadă de 3 zile. Efectuăm observații de urmărire pentru a afla mai multe despre structura sursei pe scări de micro-secunde ultra-compacte. Vom compara aceste rezultate cu alte proprietăți ale sursei, cum ar fi emisia la alte lungimi de undă (optice, raze X, raze gamma) și structura pe scări spațiale mai mari, cum ar fi cea observată cu VLBI. În acest fel, sperăm să aflăm mai multe despre aceste surse de temperatură foarte compacte, cu luminozitate ridicată și, de asemenea, în proces, să aflăm mai multe despre proprietățile mediului interstelar al propriei noastre Galaxy.
Se pare că motivul pentru scintilația foarte rapidă în unele surse este că „ecranul de împrăștiere” din plasmă care cauzează cea mai mare parte a scintilării este destul de aproape, în termen de 100 de ani-lumină din sistemul solar. Aceste „ecrane” din apropiere sunt aparent destul de rare. Sondajul nostru a descoperit foarte puține scintilatoare rapide, ceea ce a fost oarecum surprinzător, deoarece două dintre cele trei cele mai rapide scintilatoare cunoscute au fost descoperite în mod serendipit. Ne-am gândit că ar putea exista mult mai multe astfel de surse!
Sursa originală: Revista Astrobiologie
