Źródło zdjęcia: Hubble
Galaktyka spiralna PGC 69457 znajduje się w pobliżu granicy spadających gwiazdozbiorów Pegaz i Wodnik około 3 stopnie na południe od Theta Pegasi trzeciej wielkości - ale nie wykopuj tego refraktora 60 mm, aby go szukać. Galaktyka znajduje się w odległości około 400 milionów lat świetlnych i ma pozorną jasność 14,5 magnitudo. Więc kolejna jesień może być dobrym momentem, aby połączyć się z twoim „astro-orzechowym” przyjacielem, który zawsze wyrusza w zachód słońca, aby uciec od świateł miejskich z większym, znacznie większym, amatorskim instrumentem…
Ale na niebie jest mnóstwo galaktyk 14 magnitudo - co czyni PGC 69457 tak wyjątkowym?
Po pierwsze, większość galaktyk nie „blokuje” widoku jeszcze bardziej odległego kwazara (QSO2237 + 0305). I gdyby istniały inne, tylko nieliczne mają właściwy rozkład ciał o wysokiej gęstości, potrzebnych do spowodowania „zgięcia” światła w taki sposób, aby widoczny był inaczej niewidoczny obiekt. Z PGC 69457 otrzymujesz nie jeden - ale cztery - osobne widoki 17 magnitudo tego samego kwazara dla kłopotów z ustawieniem jednego 20-calowego dobsona z rurą kratownicową. Czy warto? (Czy możesz powiedzieć „czterokrotnie większą przyjemność z obserwowania”?)
Ale fenomen takiego widoku jest jeszcze bardziej interesujący dla zawodowych astronomów. Czego możemy się nauczyć z tak wyjątkowego efektu?
Teoria jest już dobrze ugruntowana - przewidywał ją Albert Einstein w swojej „Ogólnej teorii względności” z 1915 r. Podstawową ideą Einsteina było to, że obserwator przechodzący przyspieszenie i jeden nieruchomy w polu grawitacyjnym nie mógł odróżnić tych dwóch od ich „ciężaru” ”. Eksplorując ten pomysł w pełni, stało się jasne, że nie tylko materia, ale światło (pomimo braku masy) podlega temu samemu pomieszaniu. Z tego powodu światło zbliżające się do pola grawitacyjnego pod kątem jest „przyspieszane” w kierunku źródła grawitacji - ale ponieważ prędkość światła jest stała, takie przyspieszenie wpływa tylko na ścieżkę światła i długość fali - a nie na jego rzeczywistą prędkość.
Soczewkowanie grawitacyjne zostało po raz pierwszy wykryte podczas całkowitego zaćmienia Słońca w 1919 roku. Było to postrzegane jako niewielkie przesunięcie pozycji gwiazd w pobliżu korony słonecznej zarejestrowanych na płytkach fotograficznych. Dzięki tej obserwacji wiemy teraz, że nie potrzebujesz soczewki do zginania światła - ani nawet wody, aby załamać obraz koi pływających w stawie. Światło jak materia podąża ścieżką najmniejszego oporu, co oznacza podążanie za krzywą grawitacyjną przestrzeni, a także po krzywej optycznej soczewki. Światło z QSO2237 + 0305 robi to, co przychodzi naturalnie, tylko surfując po konturach „czasoprzestrzeni” iskrzących się wokół gęstych gwiazd leżących wzdłuż linii wzroku z odległego źródła przez bliższą galaktykę. Naprawdę interesująca rzecz w Krzyżu Einsteina sprowadza się do tego, co mówi nam o wszystkich zaangażowanych masach - tych w galaktyce, która załamuje światło, i Dużej w sercu kwazara, który je pozyskuje.
W artykule „Rekonstrukcja mikrosoczewkowych krzywych świetlnych krzyża Einsteina” koreański astrofizyk Dong-Wook Lee (i in.) Z Sejong University we współpracy z belgijskim astrofizykiem J. Surdezem (i in.) Z Uniwersytetu w Liege, znalazł dowody dysk akrecyjny otaczający czarną dziurę w Quasar QSO2237 + 0305. Jak to możliwe w przypadku odległości?
Soczewki ogólnie „zbierają i skupiają światło” oraz te „soczewki grawitacyjne” (Lee w ogóle zakłada co najmniej pięć ciał o małej masie, ale silnie skondensowanych) w PGC 69457, robią to samo. W ten sposób światło z kwazara, które normalnie podróżowałoby z dala od naszych instrumentów, owija się wokół galaktyki i zbliża się do nas. Z tego powodu „widzimy” 100 000 razy więcej szczegółów niż to możliwe. Ale jest pewien haczyk: pomimo uzyskania rozdzielczości 100 000 razy większej, wciąż widzimy tylko światło, a nie szczegóły. A ponieważ w galaktyce jest kilka mas załamujących światło, widzimy więcej niż jeden widok kwazara.
Aby uzyskać przydatne informacje z kwazara, musisz zbierać światło przez długi czas (miesiące do lat) i stosować specjalne algorytmy analityczne, aby zebrać uzyskane dane. Metoda zastosowana przez Lee i współpracowników nazywa się LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (Sam HAE jest skrótem od High Amplification Events). Korzystając z LOHCAM i danych dostępnych z OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) i GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), zespół ustalił nie tylko, że LOHCAM działa zgodnie z oczekiwaniami, ale że QSO2237 + 0305 może zawierać wykrywalny dysk akrecyjny (z którego czerpie materię) do zasilania swojego lekkiego silnika). Zespół określił także przybliżoną masę czarnej dziury kwazarów, wielkość promieniującego z niej obszaru ultrafioletowego i oszacował ruch poprzeczny czarnej dziury poruszającej się względem galaktyki spiralnej.
Uważa się, że centralna czarna dziura w Quasar QSO2237 + 0305 ma łączną masę 1,5 miliarda słońc - wartość rywalizującą z największymi odkrytymi centralnymi czarnymi dziurami. Taka liczba masowa stanowi 1 procent całkowitej liczby gwiazd w naszej własnej galaktyce Drogi Mlecznej. Tymczasem i dla porównania czarna dziura QSO2237 + 0305 jest około 50 razy masywniejsza niż w centrum naszej galaktyki.
Opierając się na „podwójnych pikach” jasności z kwazara, Lee i wsp. Użyli LOHCAM również do określenia rozmiaru dysku akrecyjnego QSO2237 + 0305, jego orientacji i wykryli centralny obszar zaciemnienia wokół samej czarnej dziury. Sam dysk ma średnicę około 1/3 roku świetlnego i jest skierowany w naszą stronę.
Pod wrażeniem? Dodajmy też, że zespół określił minimalną liczbę mikrosoczewek i związanych z nimi mas znalezionych w galaktyce soczewkowej. W zależności od przyjętej prędkości poprzecznej (w modelowaniu LOHCAM), najmniejszy zasięg od gazowego giganta - takiego jak planeta Jowisz - po zasięg naszego własnego Słońca.
Jak więc działa ta „dziura”?
Projekty OGLE i GLIPT monitorowały zmiany intensywności strumienia światła widzialnego przesyłanego do nas z każdego z czterech widoków kwazara o jasności 17mag. Ponieważ większość kwazarów jest nierozwiązywalna ze względu na ich duże odległości w przestrzeni kosmicznej, przez teleskop. Wahania jasności są postrzegane tylko jako pojedynczy punkt danych oparty na jasności całego kwazara. Jednak QSO2237 + 0305 przedstawia cztery obrazy kwazara, a każdy obraz podkreśla jasność pochodzącą z innej perspektywy kwazara. Dzięki teleskopowemu monitorowaniu wszystkich czterech obrazów jednocześnie można wykryć i zapisać niewielkie zmiany w intensywności obrazu pod względem wielkości, daty i godziny. W ciągu kilku miesięcy lub lat może wystąpić znaczna liczba takich „zdarzeń wysokiego wzmocnienia”. Wzory pojawiające się po ich wystąpieniu (od jednego widoku 17 wielkości do następnego) mogą być następnie analizowane w celu pokazania ruchu i intensywności. Z tego powodu możliwy jest widok w bardzo wysokiej rozdzielczości normalnie niewidocznej struktury kwazara.
Czy mógłbyś to zrobić wraz z przyjacielem z 20-calowym dob-newtonem?
Jasne - ale nie bez bardzo drogiego sprzętu i dobrego opanowania niektórych skomplikowanych matematycznych algorytmów obrazowania. Dobrym miejscem na początek może być po prostu podglądanie galaktyki i zawieszenie się na krzyżu przez jakiś czas…
Wpisany przez Jeff Barbour
