Źródło zdjęcia: Chandra
Wyobraź sobie, że naturalny teleskop ma większą moc niż jakikolwiek inny teleskop obecnie działający. Następnie wyobraź sobie, że używasz go do oglądania bliżej krawędzi czarnej dziury, gdzie jej ujście jest jak strumień, który tworzy bardzo gorące naładowane cząstki i wypluwa je w miliony lat świetlnych w kosmos. Wydaje się, że zadanie doprowadziło jednego do granicy powrotu, gwałtownego miejsca oddalonego o cztery miliardy lat świetlnych od Ziemi. To miejsce nazywa się kwazarem o nazwie PKS 1257-326. Słabym błyskiem na niebie nadano bardziej chwytliwą nazwę „blazar”, co oznacza, że jest kwazarem, który różni się dramatycznie jasnością i może maskować jeszcze bardziej tajemniczą, wewnętrzną czarną dziurę o ogromnej mocy grawitacyjnej.
Długość teleskopu potrzebna do zajrzenia do ujścia blazara musiałaby być gigantyczna, o szerokości około miliona kilometrów. Ale taki naturalny obiektyw został znaleziony przez zespół australijskich i europejskich astronomów; jego soczewka jest zadziwiająco chmurą gazu. Idea ogromnego, naturalnego teleskopu wydaje się zbyt elegancka, aby nie zaglądać do niego.
Technikę, nazwaną „syntezą orbity Ziemi”, po raz pierwszy przedstawił dr Jean-Pierre Macquart z Uniwersytetu w Groningen w Holandii i dr David Jauncey z CSIRO w artykule opublikowanym w 2002 r. Nowa technika obiecuje badaczom umiejętność rozwiązywania szczegółów około 10 mikrosekund w poprzek - odpowiednik ujrzenia kostki cukru na Księżycu z Ziemi.
„Jest to sto razy drobniejszy szczegół, niż możemy zobaczyć w przypadku jakiejkolwiek innej obecnej techniki astronomicznej”, mówi dr Hayley Bignall, która niedawno ukończyła doktorat na Uniwersytecie Adelaide i jest obecnie w JIVE, Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry w Europie. „Jest dziesięć tysięcy razy lepszy niż kosmiczny teleskop Hubble'a. Jest tak potężny, jak wszelkie proponowane kosmiczne teleskopy optyczne i rentgenowskie ”.
Bignall dokonał obserwacji za pomocą radioteleskopu CSIRO Australia Telescope Compact Array we wschodniej Australii. Kiedy odnosi się do mikrosekundy, jest to miara wielkości kątowej lub wielkości obiektu. Gdyby na przykład niebo było podzielone na stopnie jako półkula, jednostka ma około jednej trzeciej miliardowej części stopnia.
Jak działa największy teleskop? Korzystanie z grudek wewnątrz chmury gazu nie jest całkowicie nieznane nocnym obserwatorom. Tak jak turbulencje atmosferyczne powodują, że gwiazdy migoczą, nasza galaktyka ma podobną niewidzialną atmosferę naładowanych cząstek, które wypełniają puste przestrzenie między gwiazdami. Każde zlepianie się tego gazu może naturalnie tworzyć soczewkę, podobnie jak zmiana gęstości z powietrza w szkło wyginała się i skupiała światło w tym, co Galileusz zobaczył po raz pierwszy, gdy skierował swój pierwszy teleskop w stronę gwiazdy. Efekt ten nazywany jest także scyntylacją, a chmura działa jak soczewka.
Widzenie lepiej niż ktokolwiek inny może być niezwykłe, ale jak zdecydować, gdzie najpierw szukać? Zespół jest szczególnie zainteresowany wykorzystaniem „syntezy orbit Ziemi”, aby przyjrzeć się blisko czarnych dziur w kwazarach, które są superjasnymi rdzeniami odległych galaktyk. Kwazary te tworzą na niebie tak małe kąty, że są jedynie punktami światła lub emisji radiowej. Przy długościach fal radiowych niektóre kwazary są wystarczająco małe, aby migotać w atmosferze naładowanych cząstek w naszej Galaktyce, zwanej zjonizowanym ośrodkiem międzygwiezdnym. Kwazary migoczą lub zmieniają się znacznie wolniej niż migotanie, które można skojarzyć z widocznymi gwiazdami. Dlatego obserwatorzy muszą uzbroić się w cierpliwość, aby je zobaczyć, nawet przy pomocy najpotężniejszych teleskopów. Każda zmiana w czasie krótszym niż jeden dzień jest uważana za szybką. Najszybsze scyntylatory mają sygnały, które podwoją się lub potroją w ciągu mniej niż godziny. W rzeczywistości najlepsze dotychczasowe obserwacje korzystają z rocznego ruchu Ziemi, ponieważ roczna zmiana daje pełny obraz, potencjalnie umożliwiając astronomom ujrzenie gwałtownych zmian w ujściu strumienia czarnej dziury. Jest to jeden z celów zespołu: „zobaczyć się w odległości jednej trzeciej roku świetlnego od bazy jednego z tych odrzutowców”, twierdzi dr David Jauncey z CSIRO. „To jest„ koniec biznesu ”, w którym powstaje odrzutowiec.”
Nie można „zobaczyć” czarnej dziury, ponieważ te zapadnięte gwiazdy są tak gęste, że ich przytłaczająca grawitacja nawet nie pozwala na ucieczkę światła. Tylko zachowanie materii poza horyzontem w pewnej odległości od czarnej dziury może sygnalizować, że w ogóle istnieją. Największy teleskop może pomóc astronomom w zrozumieniu wielkości strumienia u podstawy, wzoru pól magnetycznych w nim oraz tego, jak zmienia się strumień w czasie. „Możemy nawet szukać zmian, gdy materia zbliża się do czarnej dziury i jest wyrzucana wzdłuż strumieni”, mówi dr Macquart.
Magazyn Astrobiology miał okazję porozmawiać z Hayley Bignall o tym, jak zrobić teleskop z chmur gazowych i dlaczego zaglądanie głębiej niż ktokolwiek wcześniej może zaoferować wgląd w niezwykłe wydarzenia w pobliżu czarnych dziur. Astrobiology Magazine (AM): W jaki sposób po raz pierwszy zainteresowałeś się wykorzystaniem chmur gazowych w ramach naturalnego skupienia na rozwiązywaniu bardzo odległych obiektów?
Hayley Bignall (HB): Pomysł użycia scyntylacji międzygwiezdnej (ISS), zjawiska spowodowanego rozpraszaniem fal radiowych w burzliwych, zjonizowanych „chmurach” gazu galaktycznego, do rozwiązywania bardzo odległych, zwartych obiektów, naprawdę reprezentuje zbieżność kilku różnych kierunki badań, dlatego przedstawię trochę kontekstu historycznego.
W latach 60. radioastronomowie używali innego rodzaju scyntylacji, scyntylacji międzyplanetarnej, ze względu na rozpraszanie fal radiowych na wietrze słonecznym, do pomiaru podkrytowych (1 sekund sekundowych = 1/3600 stopni kątowych) źródeł promieniowania. To była wyższa rozdzielczość, niż można było wówczas uzyskać przy pomocy innych środków. Ale te badania w dużej mierze poszły na marne wraz z nadejściem bardzo długiej interferometrii podstawowej (VLBI) pod koniec lat 60. XX wieku, która umożliwiła bezpośrednie obrazowanie źródeł radiowych o znacznie wyższej rozdzielczości kątowej - dziś VLBI osiąga rozdzielczość lepszą niż milisekunda.
Osobiście zainteresowałem się potencjalnymi zastosowaniami scyntylacji międzygwiezdnej poprzez udział w badaniach zmienności źródeł radiowych - w szczególności zmienności „blazarów”. Blazar jest chwytliwą nazwą stosowaną do niektórych kwazarów i obiektów BL Lacertae - to znaczy, aktywnych jąder galaktycznych (AGN), prawdopodobnie zawierających supermasywne czarne dziury jako „silniki centralne”, które mają potężne strumienie energetycznych, promieniujących cząstek skierowanych niemal prosto na nas .
Następnie widzimy efekty relatywistycznego promienia w strumieniu promieniowania, w tym szybką zmienność natężenia w całym spektrum elektromagnetycznym, od radia po wysokoenergetyczne promienie gamma. Większość zaobserwowanej zmienności w tych obiektach można wyjaśnić, ale pojawił się problem: niektóre źródła wykazały bardzo szybką zmienność radiową w ciągu dnia. Gdyby tak krótka zmienność w skali czasu przy tak długich (centymetrowych) długościach fal była nieodłączna dla źródeł, byłyby one zbyt gorące, aby pozostać przez lata, jak zaobserwowano wielu. Źródła, które są gorące, powinny bardzo szybko promieniować całą swoją energię, podobnie jak promienie X i gamma. Z drugiej strony wiadomo było już, że scyntylacja międzygwiezdna wpływa na fale radiowe; tak więc kwestia, czy bardzo szybka zmienność radiowa była w rzeczywistości ISS, czy nieodłączna dla źródeł, była ważna do rozwiązania.
Podczas moich badań doktoranckich znalazłem przypadkowo szybką zmienność kwazara (blazar) PKS 1257-326, który jest jedną z trzech najszybciej obserwowanych zmiennych radiowych AGN. Razem z moimi kolegami mogliśmy jednoznacznie wykazać, że szybka zmienność radia była spowodowana ISS [scyntylacją]. Argumenty za tym konkretnym źródłem zostały dodane do coraz większej liczby dowodów na to, że ogólna zmienność w ciągu dnia wynika głównie z ISS.
Źródła, które pokazują ISS, muszą mieć bardzo małe mikrosekundowe rozmiary kątowe. Obserwacje ISS można z kolei wykorzystać do „mapowania” struktury źródłowej z rozdzielczością mikrosekund. Jest to znacznie wyższa rozdzielczość niż nawet VLBI. Technikę tę nakreślił w artykule z 2002 r. Dwóch moich kolegów, dr Jean-Pierre Macquart i dr David Jauncey.
Kwazar PKS 1257-326 okazał się bardzo ładną „świnką morską”, dzięki której można wykazać, że technika naprawdę działa.
JESTEM: Zasady scyntylacji są widoczne dla każdego bez teleskopu, prawda - gdzie gwiazda migocze, ponieważ pokrywa bardzo mały kąt na niebie (będąc tak daleko), ale planeta w naszym Układzie Słonecznym nie scyntyluje w widoczny sposób? Czy jest to uczciwe porównanie zasady wizualnego szacowania odległości z scyntylacją?
HB: Porównanie z widzeniem gwiazd migotających w wyniku scyntylacji atmosferycznej (z powodu turbulencji i wahań temperatury w atmosferze ziemskiej) jest słuszne; podstawowe zjawisko jest takie samo. Nie widzimy migotania planet, ponieważ mają one znacznie większe rozmiary kątowe - scyntylacja zostaje „rozmazana” na średnicy planety. W tym przypadku oczywiście dzieje się tak, ponieważ planety są tak blisko nas, że na niebie mają większe kąty niż gwiazdy.
Scyntylacja nie jest jednak przydatna do szacowania odległości do kwazarów: obiekty znajdujące się dalej nie zawsze mają mniejsze rozmiary kątowe. Na przykład wszystkie pulsary (wirujące gwiazdy neutronowe) w naszej własnej galaktyce scyntylują, ponieważ mają bardzo małe rozmiary kątowe, znacznie mniejsze niż jakikolwiek kwazar, chociaż kwazary są często w odległości miliardów lat świetlnych. W rzeczywistości scyntylacja została wykorzystana do oszacowania odległości pulsara. Ale w przypadku kwazarów istnieje wiele czynników oprócz odległości, które wpływają na ich pozorny rozmiar kątowy, a dla dalszego skomplikowania spraw, w kosmologicznych odległościach rozmiar kątowy obiektu nie zmienia się już jako odwrotność odległości. Zasadniczo najlepszym sposobem oszacowania odległości do kwazara jest pomiar przesunięcia ku czerwieni widma optycznego. Następnie możemy przekonwertować zmierzone skale kątowe (np. Z obserwacji scyntylacyjnych lub VLBI) na skale liniowe przy przesunięciu ku czerwieni źródła
JESTEM: Opisany teleskop oferuje przykład kwazara, który jest źródłem radiowym i obserwuje się, że zmienia się przez cały rok. Czy istnieją jakieś naturalne ograniczenia dotyczące rodzajów źródeł lub długości obserwacji?
HB: Istnieją granice wielkości kątowych, powyżej których scyntylacja zostaje „wygaszona”. Można wyobrazić sobie rozkład jasności źródła radiowego jako grupę niezależnie scyntylujących „łat” o danym rozmiarze, dzięki czemu wraz ze wzrostem źródła liczba takich łat rośnie, a ostatecznie scyntylacja wszystkich łat się uśrednia, dzięki czemu przestać w ogóle obserwować wszelkie zmiany. Z poprzednich obserwacji wiemy, że w przypadku źródeł pozagalaktycznych kształt widma radiowego ma wiele wspólnego z tym, jak kompaktowe jest źródło - źródła o „płaskich” lub „odwróconych” widmach radiowych (tj. Gęstość strumienia rosnąca w kierunku krótszych długości fali) są na ogół najbardziej kompaktowy. Są to również źródła typu „blazar”.
Jeśli chodzi o długość obserwacji, konieczne jest uzyskanie wielu niezależnych próbek wzoru scyntylacyjnego. Wynika to z faktu, że scyntylacja jest procesem stochastycznym i musimy poznać niektóre statystyki tego procesu, aby uzyskać przydatne informacje. W przypadku szybkich scyntylatorów, takich jak PKS 1257-326, możemy uzyskać odpowiednią próbkę wzoru scyntylacyjnego z jednej, typowej 12-godzinnej sesji obserwacyjnej. Wolniejsze scyntylatory należy obserwować przez kilka dni, aby uzyskać te same informacje. Jednak istnieją pewne niewiadome do rozwiązania, takie jak prędkość nasypowa „ekranu” w galaktycznym ośrodku międzygwiezdnym (ISM). Obserwując w odstępach rozmieszczonych przez cały rok, możemy rozwiązać tę prędkość - i co ważne, otrzymujemy również dwuwymiarowe informacje na temat wzoru scyntylacji, a tym samym struktury źródła. Gdy Ziemia okrąża Słońce, skutecznie przecinamy wzór scyntylacyjny pod różnymi kątami, ponieważ względna prędkość Ziemi / ISM zmienia się w ciągu roku. Nasza grupa badawcza nazwała tę technikę „syntezą orbity Ziemi”, ponieważ jest ona analogiczna do „syntezy rotacji Ziemi”, standardowej techniki w interferometrii radiowej.
JESTEM: Ostatnie oszacowanie liczby gwiazd na niebie oszacowało, że w znanym wszechświecie jest dziesięć razy więcej gwiazd niż ziaren piasku na Ziemi. Czy możesz opisać, dlaczego dżety i czarne dziury są interesujące jako obiekty trudne do rozwiązania, nawet przy użyciu obecnych i przyszłych teleskopów kosmicznych, takich jak Hubble i Chandra?
HB: Obiekty, które badamy, są jednymi z najbardziej energetycznych zjawisk we wszechświecie. AGN może być do ~ 1013 (10 do potęgi 13 lub 10 000 bilionów) razy jaśniej niż Słońce. Są to unikalne „laboratoria” fizyki wysokich energii. Astrofizycy chcieliby w pełni zrozumieć procesy związane z tworzeniem tych ogromnie potężnych dżetów blisko centralnej supermasywnej czarnej dziury. Wykorzystując scyntylację do rozwiązania wewnętrznych obszarów dżetów radiowych, spoglądamy w pobliżu „dyszy”, w której formuje się strumień - bliżej akcji, niż możemy to zaobserwować za pomocą jakiejkolwiek innej techniki!
JESTEM: W swoim artykule badawczym wskazujesz, że jak szybko i jak silnie zmieniają się sygnały radiowe, zależy od wielkości i kształtu źródła radiowego, wielkości i struktury chmur gazowych, prędkości i kierunku Ziemi krążącej wokół Słońca, oraz prędkość i kierunek, w którym poruszają się chmury gazu. Czy istnieją wbudowane założenia dotyczące kształtu „soczewki” chmury gazu lub kształtu obserwowanego obiektu, który jest dostępny za pomocą tej techniki?
Mgławica Pierścieniowa, choć nie jest przydatna do obrazowania, ma sugestywny wygląd dalekiej soczewki teleskopu. 2000 lat świetlnych odległych w kierunku gwiazdozbioru, Lyra, pierścień powstaje w późnych stadiach życia wewnętrznej gwiazdy, gdy zrzuca grubą i rozszerzającą się zewnętrzną warstwę gazu. Źródło: NASA Hubble HST
HB: Zamiast myśleć o chmurach gazowych, być może bardziej dokładne jest wyobrażenie zmieniającego fazę „ekranu” zjonizowanego gazu lub plazmy, który zawiera dużą liczbę komórek turbulencji. Głównym założeniem modelu jest to, że skala wielkości wahań turbulentnych przebiega zgodnie ze spektrum prawa mocy - wydaje się to rozsądnym założeniem z tego, co wiemy o ogólnych właściwościach turbulencji. Turbulencje mogą być preferencyjnie wydłużane w określonym kierunku, ze względu na strukturę pola magnetycznego w plazmie, i zasadniczo możemy uzyskać na ten temat pewne informacje z obserwowanego wzoru scyntylacyjnego. Otrzymujemy również pewne informacje ze wzoru scyntylacyjnego na temat kształtu obserwowanego obiektu, więc nie ma żadnych wbudowanych założeń na ten temat, chociaż na tym etapie możemy jedynie użyć dość prostych modeli do opisania struktury źródła.
JESTEM: Czy szybkie scyntylatory są dobrym celem do rozszerzenia możliwości tej metody?
HB: Szybkie scyntylatory są po prostu dobre, ponieważ nie wymagają tyle czasu obserwacji, co wolniejsze scyntylatory, aby uzyskać taką samą ilość informacji. Pierwsze trzy scyntylatory „w ciągu godziny” wiele nas nauczyły o procesie scyntylacji i o tym, jak wykonać „syntezę orbity Ziemi”.
JESTEM: Czy są planowani kolejni kandydaci do przyszłych obserwacji?
HB: Ja i moi koledzy przeprowadziliśmy niedawno dużą ankietę, używając Very Large Array w Nowym Meksyku, w celu poszukiwania nowych iskrzących źródeł radiowych. Pierwsze wyniki tego badania, kierowanego przez dr Jima Lovella z australijskiego Narodowego Centrum Teleskopu (ATNF) CSIRO, zostały niedawno opublikowane w czasopiśmie Astronomical Journal (październik 2003 r.). Spośród 700 obserwowanych źródeł radiowych o płaskim spektrum, znaleźliśmy ponad 100 źródeł, które wykazały znaczną zmienność intensywności w okresie 3 dni. Podejmujemy obserwacje uzupełniające, aby dowiedzieć się więcej o strukturze źródła w ultrakompaktowych skalach mikrosekundowych. Porównamy te wyniki z innymi właściwościami źródła, takimi jak emisja przy innych długościach fal (optyczna, rentgenowska, gamma), oraz struktura w większych skalach przestrzennych, takich jak ta obserwowana za pomocą VLBI. W ten sposób mamy nadzieję dowiedzieć się więcej o tych bardzo zwartych źródłach temperatury o wysokiej jasności, a także dowiedzieć się więcej o właściwościach ośrodka międzygwiezdnego naszej Galaktyki.
Wydaje się, że przyczyną bardzo szybkiego scyntylacji w niektórych źródłach jest to, że plazmowy „ekran rozpraszający” powodujący większość scyntylacji znajduje się dość blisko, w odległości 100 lat świetlnych od Układu Słonecznego. Te znajdujące się w pobliżu „ekrany” są najwyraźniej rzadkie. Nasze badanie wykazało bardzo niewiele szybkich scyntylatorów, co było nieco zaskakujące, ponieważ dwa z trzech najszybciej znanych scyntylatorów zostały odkryte przypadkowo. Myśleliśmy, że takich źródeł może być znacznie więcej!
Oryginalne źródło: Astrobiology Magazine
