Kép jóváírása: Chandra
Képzelje el, hogy a természetes távcső nagyobb teljesítményű legyen, mint bármely más jelenleg működő távcső. Akkor képzelje el, hogy közelebbről látja a fekete lyuk szélét, ahol a szája olyan, mint egy sugárhajtású készülék, amely szuper meleg töltésű részecskéket képez, és fényévek millióit köti ki az űrbe. Úgy tűnik, hogy a feladat a visszatérés szélére kerül, egy erőszakos helyszínen, amely négy milliárd fényévnyire van a Földtől. Ezt a helyet PKS 1257-326 nevű kvazárnak hívják. Az ég halvány csillogásának a fülbemászó nevét kapta a „blazár”, ami azt jelenti, hogy egy kvazár drasztikusan változik a fényerőben, és elrejtheti még egy titokzatosabb, belső óriási lyukat, óriási gravitációs erővel.
A blazár szájába bepillantáshoz szükséges távcső hosszának hatalmasnak kell lennie, körülbelül egymillió kilométer szélesnek. De éppen egy ilyen természetes lencsét talált egy ausztrál és európai csillagászok egy csoportja; lencse figyelemre méltóan egy gázfelhő. A hatalmas, természetes távcső gondolata túlságosan elegánsnak tűnik ahhoz, hogy elkerüljék a beillesztést.
A „Föld-pálya szintézis” elnevezésű technikát először Dr. Jean-Pierre Macquart, a hollandiai Groningeni Egyetem és a CSIRO dr. David Jauncey vázolta egy, 2002-ben közzétett cikkben. Az új technika a kutatók számára a részletek megoldásának képességét ígéri. körülbelül 10 mikroarcsekund - ez megegyezik egy cukorkocka látásával a Holdon, a Földről.
"Százszor finomabb részlet, mint a csillagászat bármely más jelenlegi technikájánál láthatjuk" - mondja Dr. Hayley Bignall, aki nemrégiben végezte PhD-jét az Adelaide-i Egyetemen, és most a JIVE-ban, a Nagyon Hosszú Alapinterferometria Közös Intézetében van. Európában. „Tízezerszer jobb, mint amennyit a Hubble Űrtávcső képes. És olyan nagy teljesítményű, mint bármely jövőbeli, űrbázisú optikai és röntgen-távcső.
Bignall a CSIRO Australia Telescope Compact Array rádióteleszkóppal, Ausztrália keleti részén végzett megfigyeléseket. Amikor egy mikroarcse-másodpercre utal, akkor ez egy szögméret vagy egy objektum méretének a mértéke. Ha például az égbolt féltekénként fokokkal oszlik meg, akkor az egység kb. Egyharmadának egyszöge.
Hogyan működik a legnagyobb távcső? A gömbfelhőben lévő gördülékenység használata nem teljesen ismeretlen az éjszakai őrzők számára. Mint a légköri turbulencia miatt a csillagok pislognak, a mi galaxisunk hasonló láthatatlan atmoszférájú töltött részecskékkel rendelkezik, amelyek kitöltik a csillagok közötti üregeket. A gáz bármilyen összerakódása természetesen lencsét képezhet, akárcsak a sűrűség változása a levegőtől az üvegig hajlítva, és arra fókuszálja a fényt, amit Galileo először látott, amikor az első távcsövét a csillag felé mutatta. A hatást szcintillációnak is nevezik, és a felhő lencseként viselkedik.
Figyelemre méltó lehet bárki másnál jobb látás, de hogyan lehet eldönteni, hogy hol keressük először? A csapat különösen érdekli a „Earth-Orbit Synthesis” alkalmazását a kvazárok fekete lyukainak közelítéséhez, amelyek a távoli galaxisok szupervilágos magjai. Ezek a kvazárok olyan kis szöget vetnek be az égen, hogy pusztán fény- vagy rádiófrekvenciás pontok. Rádióhullámhosszon néhány kvazár elég kicsi ahhoz, hogy pislogjon a galaxisunk légkörében töltött részecskékkel, amelyeket ionizált csillagközi közegnek hívnak. A kvazárok pislognak vagy sokkal lassabban változnak, mint a pislogó látható csillagokkal társulhat. Tehát a megfigyelőknek türelmesnek kell lenniük, hogy megnézhessék őket, még a legerősebb távcsövek segítségével is. A kevesebb, mint egy nap alatt bekövetkező bármilyen változás gyorsnak tekinthető. A leggyorsabb szcintillátoroknak olyan jelei vannak, amelyek kevesebb, mint egy órán belül kettős vagy háromszoros erősségűek. Valójában az eddig megtett legjobb megfigyelések a Föld éves mozgásából származnak, mivel az éves változás teljes képet ad, amely lehetővé teszi a csillagászok számára, hogy észrevegyék a fekete lyukú sugárhajtógép szájának erőszakos változásait. Ez a csapat egyik célja: „látni, hogy egy fényév harmatain belül egy ilyen fúvóka alapját képezzék” - mondta a CSIRO dr. David Jauncey. "Ez az" üzleti cél ", ahol a sugárhajtómű készül."
Nem lehet „látni” egy fekete lyukba, mert ezek az összeomlott csillagok annyira sűrűek, hogy túlsúlyos gravitációjuk nem engedi még a fény elől menekülni. Csak az anyag viselkedése a horizonton kívül, a fekete lyuktól távol, távolról, jelezheti, hogy még léteznek. A legnagyobb távcső segíthet a csillagászoknak megérteni egy sugárméret alapját, a mágneses mezők mintázatát és azt, hogy a sugárhajó hogyan fejlődik az idő múlásával. "Még változásokat is kereshetünk, amikor az anyag eltávozik a fekete lyuk közelében, és a fúvókák mentén robbant ki" - mondja Dr. Macquart.
Az Astrobiology Magazine-nak lehetősége volt beszélgetni Hayley Bignall-lal arról, hogy miként lehet távcsövet készíteni gázfelhőkből, és hogy miért mélyebbre peering a korábbiaknál, és miért nyújt betekintést a figyelemre méltó eseményekbe a fekete lyuk közelében. Astrobiology Magazine (AM): Hogyan kezdett el érdeklődni az, hogy a gázfelhőket egy természetes fókuszban használják nagyon távoli tárgyak feloldására?
Hayley Bignall (HB): A csillagközi szcintilláció (ISS) alkalmazásának gondolata, amely a turbulens, ionizált galaktikus gáz „felhőkben” a rádióhullámok szétszóródása miatt nagyon távoli, kompakt tárgyakat old meg, valójában néhány különféle konvergenciáját képviseli. kutatási vonal, tehát egy kicsit felvázolom a történelmi hátteret.
Az 1960-as években a rádiócsillagászok egy másik típusú szcintillációt, bolygóközi szcintillációt alkalmaztak, a rádióhullámok szétszóródása miatt a napszélben, hogy megmérjék az al-ívsekundum (1 ívsebesség = 1/3600 ívfok) szögméreteket a rádióforrásokhoz. Ez nagyobb felbontású volt, mint amit akkoriban más eszközökkel lehetett volna elérni. De ezek a tanulmányok nagymértékben elhagyták a nagyon hosszú alapvonali interferometria (VLBI) megjelenését az 1960-as évek végén, amely lehetővé tette a sokkal nagyobb szögfelbontású rádióforrások közvetlen képalkotását - manapság a VLBI jobb felbontást ér el, mint egy milliarcsecond.
A csillagközi szcintilláció lehetséges felhasználásaim iránti érdeklődésem az volt, hogy részt vettem a rádióforrás variabilitásának kutatásában, különös tekintettel a „blazár” változékonyságára. A Blazar egy fülbemászó név, amelyet néhány kvazárra és a BL Lacertae objektumra alkalmaznak - azaz az Active Galactic Nuclei (AGN) -re, amely valószínűleg szupermasszív fekete lyukakat tartalmaz „központi motorjaként”, amelyeknek erőteljes energiájú sugárzó sugárzó részecskék vannak szinte egyenesen ránk .
Ezután látjuk a relativista sugárzás hatásait a sugárból származó sugárzásban, ideértve az intenzitás gyors variabilitását az egész elektromágneses spektrumban, a rádiótól a nagy energiájú gammasugarakig. Ezekben az objektumokban a megfigyelt variabilitás nagy része megmagyarázható, de probléma merült fel: egyes források nagyon gyors, napon belüli rádióképességet mutattak. Ha egy ilyen hosszú idõtartam-változékonyság ilyen hosszú (centiméter) hullámhosszon lényeges lenne a források számára, akkor túlságosan forró lenne ahhoz, hogy évekig megmaradjon, amint ezt sokan megfigyelték. A forró forrásoknak nagyon gyorsan el kell távolítaniuk energiájukat, mint röntgen és gamma sugarak. Másrészt már ismert volt, hogy a csillagközi szcintilláció befolyásolja a rádióhullámokat; tehát a megválaszolandó kérdés fontos kérdése, hogy a nagyon gyors rádióváltozás valóban ISS volt-e, vagy a forrásokra jellemző-e.
PhD kutatásaim során véletlenszerűen gyors változékonyságot tapasztaltam a PKS 1257-326 kvazár (blazár) verziójában, amely a három leggyorsabban rádióváltozó AGN egyike. Kollégáimmal és én meggyőzően meg tudtuk mutatni, hogy a gyors rádiós variációt az ISS okozta [szcintilláció]. Az ehhez a forráshoz kapcsolódó eset egyre növekvő bizonyítékokkal szolgált arról, hogy a napi belső rádióképesség változása általában túlnyomórészt az ISS-nek tulajdonítható.
Az ISS-t mutató forrásoknak nagyon kicsi, mikroarcse másodperces, szögméretekkel kell rendelkezniük. Az ISS megfigyelései viszont felhasználhatók a forrás szerkezetének „feltérképezésére” mikroarcsecond felbontással. Ez sokkal nagyobb felbontású, mint akár a VLBI is képes elérni. Ezt a technikát két kollégám, Dr. Jean-Pierre Macquart és Dr. David Jauncey egy 2002. évi tanulmány ismerteti.
A PKS 1257-326 kvazár nagyon szép „tengerimalacnak” bizonyult, amellyel bebizonyította, hogy a technika valóban működik.
AM: A szcintilláció alapelvei bárki számára távcső nélkül is láthatók, helyesek - ahol egy csillag pislog, mert egy nagyon kis szöget fed az égen (olyan távol van), de a Naprendszerünk bolygója nem szikrázik fel láthatóan? Ez a távolságok vizuális becslésének az elvét a szcintillációval tisztességes módon lehet összehasonlítani?
HB: Az összehasonlítás a csillagokkal való pislogással a légköri szcintilláció eredményeként (a Föld légkörének turbulenciája és hőmérsékleti ingadozása miatt) tisztességes; az alapvető jelenség ugyanaz. Nem látjuk, hogy a bolygók pislognak, mert sokkal nagyobb szögméretek vannak - a szcintilláció „elkenik” a bolygó átmérőjét. Ebben az esetben természetesen azért van, mert a bolygók annyira közel állnak hozzánk, hogy nagyobb szöget vetnek fel az égen, mint a csillagok.
A szcintilláció azonban nem igazán hasznos a kvazárok távolságának becsléséhez: a távolabbi objektumok nem mindig vannak kisebb szögméretekkel. Például a saját galaxisunkban az összes pulzátor (forgó neutroncsillag) szcintillál, mivel nagyon apró szögméreteik vannak, sokkal kisebbek, mint bármelyik kvazáron, bár a kvazárok gyakran milliárd fényévnyire vannak. Valójában a szcintillációt használták a pulzus-távolságok becslésére. A kvazárok esetében azonban a távolságon kívül számos tényező befolyásolja a látszólagos szögméretet, és tovább bonyolítja a kérdéseket: kozmológiai távolságoknál egy objektum szög mérete nem változik, mint a távolság fordítottja. Általában a kvazártól való távolság becslésének legjobb módja az optikai spektrumának vöröseltolódásának mérése. Ezután konvertálhatjuk a mért szög skálákat (például szcintilláció vagy VLBI megfigyelések alapján) lineáris skálákká a forrás vöröseltolódásakor
AM: A leírt teleszkóp egy kvazáris példát kínál, amely egy rádióforrás és megfigyelhető, hogy egy év alatt változik. Van-e természetes forrás a források típusára vagy a megfigyelés hosszára?
HB: Vannak szögméretű határvonalak, amelyek felett a szcintilláció „megsemmisül”. A rádióforrás fényerősség-eloszlását egy adott méretű, egymástól függetlenül szikrázó „foltok” csomópontjával ábrázolhatjuk úgy, hogy a forrás növekedésével az ilyen javítások száma növekszik, és végül az összes folt szcintillációja átlagolódik, így egyáltalán nem figyeli a variációkat. A korábbi megfigyelésekből tudjuk, hogy az extragalaktikus források esetében a rádióspektrum alakjának sok köze van ahhoz, hogy a forrás mennyire kompakt - a „lapos” vagy „fordított” rádióspektrummal rendelkező források (azaz a fluxussűrűség növekszik a rövidebb hullámhossz felé) a legkisebb. Ezek szintén „blazár” típusú források.
Ami a megfigyelést illeti, sok független mintát kell beszerezni a szcintillációs mintáról. Ennek oka az, hogy a szcintilláció sztochasztikus folyamat, és a hasznos információk kinyerése érdekében tudnunk kell a folyamat néhány statisztikáját. Gyors szcintillátorokhoz, mint például a PKS 1257-326, csak egy tipikus 12 órás megfigyelési szakaszból kaphatunk megfelelő szcintillációs mintát. A lassabb szcintillátorokat több nap alatt kell megfigyelni, hogy ugyanazt az információt megkapják. Van azonban néhány ismeretlen megoldás, például a galaktikus csillagközi közegben (ISM) a szétszóródó „képernyő” nagysebessége. Egy egész évre eltelt időközönként megfigyelve meg tudjuk oldani ezt a sebességet - és ami fontos, hogy kétdimenziós információkat kapunk a szcintillációs mintáról és ezáltal a forrás szerkezetéről is. Ahogy a Föld a Nap körül megy, hatékonyan átvágjuk a szcintillációs mintát különböző szögekből, mivel a Föld / ISM relatív sebessége az év folyamán változik. Kutatócsoportunk ezt a technikát „Earth Orbital Synthesis” -nek nevezte, mivel analóg a „Föld forgási szintézisével”, amely a rádióinterferometria standard technikája.
AM: Az égbolton megjelenő csillagok számának közelmúltbeli becslése szerint az ismert világegyetemben tízszer több csillag van, mint a földön a homok szemcséje. Le tudja írni, hogy miért érdekelnek a fúvókák és a fekete lyukak nehéz megoldható tárgyakként, még akkor is, ha olyan jelenlegi és jövőbeli űrteleszkópokat használunk, mint például a Hubble és a Chandra?
HB: A vizsgált tárgyak a világegyetem legintenzívebb jelenségei. Az AGN akár 1010 (10-ig 13 vagy 10000 billió erejű) fényszóró lehet, mint a Nap. Ezek egyedülálló „laboratóriumok” a nagy energiájú fizikához. Az asztrofizikusok teljes mértékben meg akarják érteni azokat a folyamatokat, amelyek ezen óriási teljesítményű fúvókák kialakításában állnak a központi szupermasszív fekete lyuk közelében. A szcintillációval a rádiófúvókák belső területeinek feloldásához a „fúvóka” közelében keresünk, ahol a fúvóka kialakul - közelebb a fellépéshez, mint bármely más technikával láthatjuk!
AM: Kutatási munkájában rámutat arra, hogy a rádiójelek milyen gyors és mennyire változóak a rádióforrás méretétől és alakjától, a gázfelhők méretétől és szerkezetétől, a Föld sebességétől és irányától, ahogy a Nap körül jár, valamint a gázfelhők haladásának sebessége és iránya. Vannak-e beépített feltételezések a gázfelhő-lencse alakjára vagy a megfigyelt tárgy alakjára, amely elérhető a technikával?
A gyűrűs köd, bár nem hasznos az ábrázolás, távoli távcső lencséjének sugalló megjelenésével bír. 2000 fényév távolságra a Lyra csillagkép irányában a gyűrű a belső csillag életének késői szakaszában képződik, amikor egy vastag és bővülő külső gázréteget fed le. Hitel: a NASA Hubble HST
HB: Ahelyett, hogy a gázfelhőkre gondolnánk, talán pontosabb az ionizált gáz vagy a plazma fázisváltó „képernyőjét” ábrázolni, amely nagyszámú turbulenciacellát tartalmaz. A modellbe beépülő fő feltevés az, hogy a turbulens ingadozások méret skálája egy hatalmi törvény spektrumát követi - ez ésszerű feltételezésnek tűnik, a turbulencia általános tulajdonságairól tudunk. A turbulencia előnyösen meghosszabbítható egy adott irányban, a plazma mágneses mező szerkezete miatt, és elvileg erről tudunk információt a megfigyelt szcintillációs mintázatból. A szcintillációs mintázatból bizonyos információkat is kapunk a megfigyelt objektum alakjáról, tehát erre vonatkozóan nincs beépített feltevés, bár ebben a szakaszban a meglehetősen egyszerű modelleket használhatjuk a forrásszerkezet leírására.
AM: Jó cél a gyors szcintillátorok a módszer képességeinek bővítéséhez?
HB: A gyors szcintillátorok egyszerűen azért jók, mert nem igényelnek annyi megfigyelési időt, mint a lassabb szcintillátorok, hogy ugyanannyi információt kapjanak. Az első három „órán belüli” szcintillátor sokat tanított nekünk a szcintillációs folyamatról és arról, hogyan kell elvégezni a „Earth Orbit Synthesis” -et.
AM: Terveznek-e további jelölteket a jövőbeli megfigyelésekhez?
HB: Kollégáimmal és én a közelmúltban nagy felmérést készítettünk az új mexikói nagyon nagy tömb segítségével, hogy új szikrázó rádióforrásokat keressenek. Ennek a felmérésnek az első eredményeit, Dr. Jim Lovell vezetésével, a CSIRO Ausztráliai Teleszkóp Nemzeti Objektumának (ATNF), a közelmúltban tették közzé az Astronomical Journal-ban (2003. október). A megfigyelt 700 sík spektrumú rádióforrás közül több mint 100 forrást találtunk, amelyek intenzitása szignifikánsan változott 3 napos időszak alatt. Követési megfigyeléseket végezzünk annak érdekében, hogy többet megtudjunk a forrás szerkezetéről az ultra-kompakt, mikroarcsecond mérlegeken. Ezeket az eredményeket összehasonlítjuk más forrástulajdonságokkal, például a más hullámhosszon történő emisszióval (optikai, röntgen, gamma-sugárzás) és a nagyobb térbeli skálák szerkezetével, például a VLBI-vel. Ily módon reméljük, hogy többet megtudhatunk ezekről a nagyon kompakt, nagy fényerősségű hőmérsékleti forrásokról, és a folyamat során megismerhetjük saját galaxisunk csillagközi közegének tulajdonságait.
Úgy tűnik, hogy néhány forrásban a nagyon gyors szcintilláció oka az, hogy a szcintilláció nagy részét okozó plazma „szóródó szűrő” nagyon közel van, a Naprendszertől számított 100 fényév alatt. Ezek a közeli „képernyők” látszólag meglehetősen ritkák. Felmérésünkben nagyon kevés gyors szcintillátort találtunk, ami kissé meglepő volt, mivel a három leggyorsabban ismert szcintillátor közül kettőt felfedezték várakozással. Arra gondoltuk, hogy lehet még sok más ilyen forrás!
Eredeti forrás: Astrobiology Magazine
