Kreditna slika: Chandra
Predstavljajte si, da bi naravni teleskop naredil močnejšega od katerega koli drugega teleskopa, ki trenutno deluje. Nato si predstavljajte, da bi jo uporabili za ogled bližje robu črne luknje, kjer so njena usta kot curek, ki tvori super vroče nabito delce in jih pljuva v svet več milijonov svetlobnih let. Naloga se zdi, da bi enega odpeljali do roba vrnitve, nasilnega mesta, štiri milijarde svetlobnih let od Zemlje. Temu mestu pravimo kvazar z imenom PKS 1257-326. Njeno rahlo bleščanje na nebu dobi bolj privlačno ime 'blazar', kar pomeni, da je kvazar, ki se močno spreminja v svetlosti in lahko prikrije še bolj skrivnostno, notranjo črno luknjo z ogromno gravitacijsko močjo.
Dolžina teleskopa, ki je potreben, da pokuka v ustja blazarja, bi morala biti velikanska, široka približno milijon kilometrov. A ravno takšno naravno lečo je našla ekipa avstralskih in evropskih astronomov; njegova leča je izjemno, oblak plina. Ideja o obsežnem naravnem teleskopu se zdi preveč elegantna, da se ne bi vdrli vanjo.
Tehniko, ki so jo poimenovali "Sinteza orbitov med zemljo in orbito", sta v prispevku, objavljenem leta 2002, prvič opisala dr. Jean-Pierre Macquart z univerze v Groningenu na Nizozemskem in CSIRO-jev dr. David Jauncey. Nova tehnika raziskovalcem obeta možnost razrešitve podrobnosti približno 10 mikroarkesek, kar ustreza ekvivalentu kocke na Luni z Zemlje.
"To je stokrat natančnejše podrobnosti, kot jih lahko vidimo pri kateri koli drugi aktualni tehniki v astronomiji," pravi dr. Hayley Bignall, ki je pred kratkim doktorirala na univerzi v Adelaidi in je zdaj na JIVE, Skupnem inštitutu za zelo dolgo bazno interferometrijo v Evropi. "To je deset tisočkrat bolje, kot lahko počne vesoljski teleskop Hubble. In prav tako zmogljiv kot vsi predlagani prihodnji vesoljski optični in rentgenski teleskopi. "
Bignall je opazovanja opravil z radijskim teleskopom CSIRO Australia Telescope Compact Array v vzhodni Avstraliji. Ko se sklicuje na mikrookretnico, je to kotna velikost ali kako velik predmet izgleda. Če bi bilo na primer nebo razdeljeno po stopinjah kot polobla, je enota približno tretjina milijarde ene stopinje.
Kako deluje največji teleskop? Uporaba okornosti v plinskem oblaku ni popolnoma nepoznana nočnim gledalcem. Tako kot atmosferske turbulencije zvezde utripajo, ima tudi naša lastna galaksija podobno nevidno atmosfero nabitih delcev, ki zapolnjujejo praznine med zvezdami. Vsako kopičenje tega plina lahko naravno tvori lečo, tako kot sprememba gostote od upognjenega zraka do stekla in usmeri svetlobo v tisto, kar je Galileo prvič videl, ko je prvi teleskop pokazal proti zvezdi. Učinek se imenuje tudi scintilacija, oblak pa deluje kot leča.
Videti bolje kot kdorkoli drug je morda izjemno, toda kako se odločiti, kje najprej pogledati? Ekipa je še posebej zainteresirana, da s pomočjo »Sinteze Zemlje-Orbite« pokukajo blizu črnih lukenj v kvazarjih, ki so super svetla jedra oddaljenih galaksij. Ti kvazarji so podvrženi tako majhnim kotom na nebu, da so le svetlobne ali radijske emisije. Pri radijskih valovnih dolžinah so nekateri kvazarji dovolj majhni, da v atmosferi naše Galaksije utripajo nabiti delci, imenovani ionizirani medzvezdni medij. Kvazarji utripajo ali se razlikujejo veliko počasneje, kot se lahko utripajo z vidnimi zvezdami. Zato morajo biti opazovalci potrpežljivi, da si jih ogledajo, tudi s pomočjo najmočnejših teleskopov. Vsaka sprememba v manj kot enem dnevu se šteje za hitro. Najhitrejši scintilatorji imajo signale, ki podvojijo ali potrojijo moč v manj kot uri. Dejansko najboljše pripombe do zdaj koristijo letnemu gibanju Zemlje, saj letne spremembe omogočajo popolno sliko, kar astronomom omogoča, da vidijo nasilne spremembe v ustih curka s črno luknjo. To je eden od ciljev ekipe: "videti tretjino svetlobnega leta baze enega od teh letal," pravi dr. David Jauncey, CSIRO. "To je" poslovni konec ", kjer je narejen curek."
V črno luknjo ni mogoče "videti", ker so te strnjene zvezde tako goste, da njihova premočna gravitacija niti svetlobi ne uide. Samo vedenje materije zunaj obzorja, oddaljene od črne luknje, lahko signalizira, da sploh obstajajo. Največji teleskop lahko pomaga astronomom, da razumejo velikost curka na njegovem dnu, vzorec magnetnih polj in kako se curek skozi čas razvija. "Lahko opazimo spremembe, ko se zadeva zadržuje v bližini črne luknje in je pljuskala po letalih," pravi dr. Macquart.
Revija Astrobiology se je imela priložnost pogovarjati s Hayley Bignall o tem, kako narediti teleskop iz plinskih oblakov in zakaj pokukati globlje kot kdorkoli prej, lahko ponudi vpogled v izjemne dogodke v bližini črnih lukenj. Astrobiology Magazine (AM): Kako ste se prvič začeli zanimati za uporabo plinskih oblakov kot dela naravnega žarišča za reševanje zelo oddaljenih predmetov?
Hayley Bignall (HB): Zamisel o uporabi medzvezdne scintilacije (ISS), ki je posledica razkroja radijskih valov v burnih, ioniziranih galaktičnih "oblakih" za reševanje zelo oddaljenih, kompaktnih predmetov, resnično predstavlja zbliževanje nekaj različnih smeri raziskovanja, zato bom orisal malo zgodovinskega ozadja.
V šestdesetih letih prejšnjega stoletja so radijski astronomi zaradi raztresenja radijskih valov v sončnem vetru uporabili drugo vrsto scintilacije, medplanetarno scintilacijo, za merjenje kotnih velikosti sub-arcsekunde (1 arcsekunda = 1/3600 stopinj loka) za radijske vire. To je bila višja ločljivost, kot je bilo mogoče doseči z drugimi sredstvi. Toda te študije so v veliki meri padle s pojavom zelo dolge osnovne interferometrije (VLBI) v poznih šestdesetih letih prejšnjega stoletja, ki je omogočila neposredno slikanje radijskih virov s precej višjo kotno ločljivostjo - danes VLBI dosega ločljivost boljšo od miljarkunde.
Osebno me je zanimala potencialna uporaba medzvezdne scintilacije, ker sem bil vključen v študije o spremenljivosti radijskih virov, zlasti spremenljivosti "blazarjev". Blažar je privlačno ime, ki se uporablja za nekatere kvazarje in predmete BL Lacertae - to je Active Galactic Nuclei (AGN), ki verjetno vsebuje supermasivne črne luknje kot njihove "centralne motorje", ki imajo močne curke energičnih, sevajočih delcev, usmerjenih skoraj naravnost proti nam .
Nato vidimo učinke relativističnega žarka v sevanju iz curka, vključno s hitro spremenljivo intenzivnostjo v celotnem elektromagnetnem spektru, od radijskih do visokoenergetskih gama žarkov. Večino opažene spremenljivosti v teh predmetih je mogoče razložiti, vendar je prišlo do težave: nekateri viri so pokazali zelo hitro radijsko spremenljivost znotraj dneva. Če bi bile tako kratke spremenljivosti časovnih lestvic pri tako dolgih (centimetrskih) valovnih dolžinah izvorne glede na vire, bi bilo veliko preveč vroče, da bi se leta zadržale, kot so opazili mnogi. Viri, ki so vroči, bi morali zelo hitro sevati vso svojo energijo, kot rentgenski žarki in gama žarki. Po drugi strani je bilo že znano, da medzvezdna scintilacija vpliva na radijske valove; zato je bilo pomembno vprašanje, ali je bila zelo hitra radijska spremenljivost v resnici ISS ali lastnost virov.
Med doktorskim raziskovanjem sem po naključju ugotovil hitro variabilnost kvazarja (blazarja) PKS 1257-326, ki je ena od treh najhitreje opaženih radijskih spremenljivk AGN. Moji kolegi in jaz smo lahko dokončno pokazali, da je hitra radijska spremenljivost posledica ISS [scintilacije]. Primer tega posebnega vira je dodal vse večje dokaze, da je radijska spremenljivost znotraj dneva večinoma posledica ISS.
Viri, ki prikazujejo ISS, morajo imeti zelo majhne, mikrokontrokunde, kotne velikosti. Opazovanja ISS se lahko uporabijo za "preslikavo" izvorne strukture z mikroarkundualno ločljivostjo. To je veliko višja ločljivost, kot jo lahko doseže celo VLBI. To tehniko sta v prispevku iz leta 2002 opisala dva moja kolega, dr. Jean-Pierre Macquart in dr. David Jauncey.
Kvazar PKS 1257-326 se je izkazal za zelo lepega »morskega prašička«, s katerim so dokazali, da tehnika resnično deluje.
AM: Načela scintilacije so vidna vsakomur, tudi brez teleskopa, točno - kjer zvezda utripa, ker na nebu pokriva zelo majhen kot (tako daleč stran), vendar planet v našem osončju ne utripa vidno? Ali je to poštena primerjava načela za vizualno oceno razdalj s scintilacijo?
HB: Primerjava z gledanjem zvezd, ki utripajo zaradi atmosferske scintilacije (zaradi turbulenc in temperaturnih nihanj v Zemljini atmosferi), je resnična; osnovni pojav je enak. Ne vidimo, da planeti utripajo, ker imajo veliko večje kotne velikosti - scintilacija se "razmaže" po premeru planeta. V tem primeru je seveda zato, ker so planeti tako blizu nas, da na nebu postavljajo večje kote kot zvezde.
Scintilacija res ni uporabna za ocenjevanje razdalj do kvazarjev, vendar predmeti, ki so bolj oddaljeni, nimajo vedno manjših kotnih velikosti. Na primer, vsi pulsarji (vrteče se nevtronske zvezde) v našem lastnem Galaxyju scintilirajo, ker imajo zelo drobne kotne velikosti, veliko manjše od katerega koli kvazarja, čeprav so kvazarji pogosto milijard svetlobnih let. Pravzaprav se je scintilacija uporabljala za oceno pulzarskih razdalj. Toda za kvazarje poleg razdalje vplivajo številni dejavniki, ki vplivajo na njihovo navidezno velikost kota, in da še bolj zapletejo zadeve, na kozmoloških razdaljah se kotna velikost predmeta ne spreminja več kot obratna razdalja. Na splošno je najboljši način za oceno razdalje do kvazarja merjenje rdečega premika njegovega optičnega spektra. Nato lahko pretvorimo izmerjene kotne lestvice (npr. Iz scintilacije ali opazovanja VLBI) v linearne lestvice na rdečem premiku vira
AM: Teleskop, kot je opisan, ponuja primer kvazarja, ki je vir radia in opazuje, da se spreminja skozi celo leto. Ali obstajajo kakšne naravne omejitve glede vrst virov ali dolžine opazovanja?
HB: Obstajajo odrezane velikosti kotne velikosti, mimo katerih se scintilacija "ugasne". Porazdelitev svetlosti radijskega vira lahko predstavljamo kot kup neodvisno scintilirnih "popravkov" določene velikosti, tako da se število virov poveča, ko se vir poveča, in sčasoma se scintilacija po vseh obližih povprečno poveča, tako da prenehajo opazovati kakršne koli spremembe. Iz prejšnjih opazovanj vemo, da za ekstragalaktične vire oblika radiofrekvenčnega spektra ima veliko povezave s tem, kako kompakten je vir - viri s "ravnimi" ali "obrnjenimi" radijskimi spektri (tj. Gostota toka, ki narašča proti krajšim valovnim dolžinam) najbolj kompaktna. Te so ponavadi tudi "blazar" viri.
Kar se tiče dolžine opazovanja, je treba pridobiti veliko neodvisnih vzorcev scintilacijskega vzorca. To je zato, ker je scintilacija stohastičen proces, zato moramo poznati nekaj statističnih podatkov, da lahko pridobimo koristne informacije. Za hitre scintilatorje, kot je PKS 1257-326, lahko dobimo primeren vzorec scintilacijskega vzorca iz samo enega, značilnega 12-urnega opazovalnega sestanka. Če želite dobiti enake podatke, morate več dni opazovati počasnejše scintilatorje. Vendar pa je treba rešiti nekaj neznank, na primer največjo hitrost sipljivega "zaslona" v galaktičnem medzvezdnem mediju (ISM). Z opazovanjem v presledkih, razporejenih skozi celo leto, se lahko odločimo za to hitrost - in kar je pomembno, dobimo tudi dvodimenzionalne informacije o scintilacijskem vzorcu in s tem tudi izvorni strukturi. Ko se Zemlja giblje okoli Sonca, učinkovito prerežemo scintilacijski vzorec pod različnimi koti, saj se relativna hitrost Zemlja / ISM med letom spreminja. Naša raziskovalna skupina je to tehniko poimenovala "Orbitalna sinteza Zemlje", saj je analogna "sintezi rotacije Zemlje", standardni tehniki v radio interferometriji.
AM: Nedavna ocena števila zvezd na nebu je ocenila, da je v znanem vesolju desetkrat več zvezd kot zrn peska na Zemlji. Ali lahko opišete, zakaj so curki in črne luknje zanimivi kot težko razrešljivi predmeti, tudi če uporabljate sedanje in prihodnje vesoljske teleskope, kot sta Hubble in Chandra?
HB: Predmeti, ki jih preučujemo, so nekateri najbolj energični pojavi v vesolju. AGN je lahko do ~ 1013 (10 do moči 13 ali 10.000 trilijonov) krat bolj svetleč od Sonca. So edinstveni "laboratoriji" za visoko energijsko fiziko. Astrofiziki bi radi v celoti razumeli procese, povezane z oblikovanjem teh izjemno močnih curkov blizu osrednje supermasivne črne luknje. S scintilacijo razrešimo notranja območja radijskih curkov, pokukamo blizu "šobe", kjer se curek tvori - bližje dejanju, kot ga lahko vidimo pri kateri koli drugi tehniki!
AM: V svojem raziskovalnem prispevku opozarjate, da je hitrost in močnost različnih radijskih signalov odvisna od velikosti in oblike radijskega vira, velikosti in strukture plinskih oblakov, hitrosti in smeri Zemlje, ko potuje okoli Sonca, ter hitrost in smer, v kateri potujejo plinski oblaki. Ali obstajajo vgrajene predpostavke o obliki plinskega oblaka „leče“ ali obliki opazovanega predmeta, ki je dostopen s tehniko?
Meglica obroča, čeprav ni uporabna za slikanje, ima sugestivni videz daljne leče teleskopa. 2.000 svetlobnih let, oddaljenih v smeri ozvezdja, Lyra, je obroč oblikovan v poznih fazah življenja notranje zvezde, ko prebije debelo in razširjajočo se zunanjo plast plina. Zasluge: NASA Hubble HST
HB: Namesto da pomislimo na plinske oblake, je morda natančneje prikazati fazno spreminjajoči se "zaslon" ioniziranega plina ali plazme, ki vsebuje veliko število celic turbulenc. Glavna predpostavka, ki spada v model, je, da velikostna lestvica turbulentnih nihanj sledi spektru zakonitosti moči - to se zdi razumna predpostavka, kar vemo o splošnih lastnostih turbulenc. Turbulenca bi lahko bila prednostno podolgovata v določeni smeri zaradi strukture magnetnega polja v plazmi in načeloma lahko o tem dobimo nekaj informacij iz opazovanega scintilacijskega vzorca. Iz scintilacijskega vzorca dobimo tudi nekaj informacij o obliki opazovanega predmeta, zato o tem ni vgrajenih predpostavk, čeprav lahko na tej stopnji uporabimo le precej preproste modele za opis strukture vira.
AM: So hitri scintilatorji dobra tarča za razširitev zmogljivosti metode?
HB: Hitri scintilatorji so dobri samo zato, ker ne potrebujejo toliko časa za opazovanje kot počasnejši scintilatorji, da dobijo enako količino informacij. Prvi trije "urni" scintilatorji so nas naučili veliko o postopku scintilacije in o tem, kako narediti "Sintezo orbite Zemlje".
AM: Ali se načrtujejo dodatni kandidati za prihodnja opažanja?
HB: Kolegi in jaz smo pred kratkim opravili veliko raziskavo z uporabo zelo velikega niza v Novi Mehiki, da bi iskali nove svetlobne radijske vire. Prvi rezultati te raziskave, ki jo je vodil dr. Jim Lovell iz CSIRO-ovega avstralskega nacionalnega teleskopskega centra (ATNF), so bili nedavno objavljeni v Astronomical Journal (oktober 2003). Od 700 opazovanih radijskih virov s ploščatim spektrom smo našli več kot 100 virov, ki so v 3-dnevnem obdobju pokazali pomembno variabilnost intenzitete. Nadaljnja opazovanja izvajamo, da bi izvedeli več o strukturi virov na ultra kompaktnih mikroskočnih sekundah. Te rezultate bomo primerjali z drugimi izvornimi lastnostmi, kot so emisija na drugih valovnih dolžinah (optični, rentgenski, gama-žarki) in struktura na večjih prostorskih lestvicah, kot je opaženo pri VLBI. Na ta način upamo, da bomo izvedeli več o teh zelo kompaktnih virih temperaturne svetlobe in tudi v tem času izvedeli več o lastnostih medzvezdnega medija lastne Galaksije.
Zdi se, da je razlog za zelo hitro scintilacijo v nekaterih virih v tem, da je plazemski "razpršilni zaslon", ki povzroča večji del scintilacije, v bližini, v 100 svetlobnih letih osončja. Ti bližnji "zasloni" so očitno precej redki. Naša raziskava je našla zelo malo hitrih scintillatorjev, kar je bilo nekoliko presenetljivo, saj so bila dva od treh najhitrejših znanih scintillatorjev odkrita resno. Mislili smo, da je takšnih virov morda še veliko več!
Izvirni vir: Revija Astrobiologija
