Кредитна слика: Цхандра
Замислите да природни телескоп учините моћнијим од било којег другог телескопа који тренутно ради. Затим замислите да га употребите за преглед ближе ивици црне рупе где су њена уста попут млаза који формира супер вруће наелектрисане честице и испљува их милионима светлосних година у свемир. Чини се да би задатак био да се одведе до ивице повратка, насилног места од милијарде светлосних година од Земље. То место се зове квазар под називом ПКС 1257-326. Његово слабо бљештавило на небу добило је упечатљивије име 'блазар', што значи да је квазар који драматично варира у светлини и може прикрити још тајновитију, унутрашњу црну рупу огромне гравитационе моћи.
Дужина телескопа потребна да се завири у уста блазара требало би да буде џиновска, широка око милион километара. Али управо такво природно сочиво пронашао је тим аустралијских и европских астронома; његово сочиво је невероватно, облак гаса. Идеја о огромном, природном телескопу делује превише елегантно да се не би загледало у њега.
Технику названу "Синтеза орбита Земље" први су описали др Јеан-Пиерре Мацкуарт са Универзитета у Гронингену у Холандији и др Давид Јаунцеи из ЦСИРО-а у раду објављеном 2002. Нова техника обећава истраживачима могућност разрешавања детаља отприлике 10 микрокарсекунди - што одговара коцки шећера са Месеца са Земље.
„То је стотину пута финији детаљ него што то можемо видети са било којом другом актуелном техником из астрономије“, каже др Хаилеи Бигналл, која је недавно завршила докторат на Универзитету у Аделаиди и сада је на ЈИВЕ-у, Заједничком институту за веома дугу базну интерферометрију у Европи. „То је десет хиљада пута боље него што то може учинити Хуббле свемирски телескоп. И моћан је као и било који предложени будући свемирски оптички и рендгенски телескоп. "
Бигналл је обавио своја запажања помоћу радио телескопа ЦСИРО Аустралиа Телесцопе Цомпацт Арраи у источној Аустралији. Када се односи на микрокарсекунду, то је мера угаоне величине или како велики предмет изгледа. Ако је, на пример, небо подељено степенима као хемисфера, јединица је око трећине милијарде једног степена.
Како ради највећи телескоп? Коришћење незграпности у облаку гаса није потпуно непознато ноћним посматрачима. Као што атмосферска турбуленција чини да звезде блистају, и наша галаксија има сличну невидљиву атмосферу набијених честица које испуњавају празнине између звезда. Свако накупљање овог гаса природно може да формира сочиво, баш као и промена густине са савијеног ваздуха ка стаклу и фокусира светлост на оно што је Галилео први пут видео када је усмерио свој први телескоп према звезди. Ефекат се такође назива сцинтилација, а облак делује попут сочива.
Видјети боље од било кога другог можда је изванредно, али како одлучити где прво погледати? Тим је посебно заинтересован користећи „Синтезу Земље-Орбиту“ да завире у близину црних рупа у квазарима, који су супер светла језгра далеких галаксија. Ови квазари подвргавају се тако малим угловима на небу да су само тачке светлости или радио-емисије. На радио таласним дужинама, неки квазари су довољно мали да блистају у атмосфери наше Галаксије наелектрисаних честица, званих јонизовани међузвездни медијум. Квазиви трепере или варирају много спорије него што се треперење повезује са видљивим звездама. Стога посматрачи морају бити стрпљиви да их погледају, чак и уз помоћ најмоћнијих телескопа. Свака промена за мање од једног дана сматра се брзом. Најбржи сцинтилатори имају сигнале који удвоструче или повећавају снагу за мање од сат времена. У ствари, најбоља досадашња запажања имају користи од годишњег кретања Земље, јер годишња варијација даје потпуну слику, што потенцијално омогућава астрономима да виде насилне промене у устима млаза црне рупе. То је један од циљева тима: „видети у року од једне трећине светлосне године базе једног од ових млазева“, према др. Давид Јаунцеи, ЦСИРО-а. „То је„ пословни крај “где се прави млаз.“
Није могуће „видети“ у црну рупу, јер су ове урушене звезде толико густе, да њихова надмоћна гравитација не дозвољава чак и да светлост изађе. Само понашање материје изван хоризонта неке удаљености од црне рупе може сигнализирати да оне чак и постоје. Највећи телескоп може помоћи астрономима да разумеју величину млаза у његовом дну, образац магнетних поља тамо и како се млаз развија током времена. "Чак можемо да тражимо промене док се материја заледи у близини црне рупе и испљуне је преко млазева", каже др Мацкуарт.
Астробиологи Магазине имао је прилику разговарати с Хаилеи Бигналл о томе како направити телескоп од гасних облака и зашто завирити дубље од било кога прије може понудити увид у изванредне догађаје у близини црних рупа. Астробиологи Магазине (АМ): Како сте се прво заинтересовали за коришћење гасних облака као дела природног фокуса за решавање веома удаљених објеката?
Хаилеи Бигналл (ХБ): Идеја о коришћењу међузвездне сцинтилације (ИСС), феномена због расипања радио таласа у турбулентним, јонизованим галактичким „облацима“, за разрешавање врло удаљених, компактних објеката, заиста представља конвергенцију неколико различитих линије истраживања, па ћу вам представити мало историјске позадине.
Шездесетих година прошлог века радио-астрономи су користили другу врсту сцинтилације, међупланетарну сцинтилацију, услед распршивања радио таласа у соларном ветру, за мерење субкристалних секунди (1 лук секунде = 1/3600 степени лука) угаоних величина за радио изворе. То је била већа резолуција него што се тада могло постићи другим средствима. Али ове студије су у великој мери отпале са појавом веома дуге основне интерферометрије (ВЛБИ) крајем 1960-их, која је омогућила директно снимање радио извора са много већом кутном резолуцијом - данас ВЛБИ постиже резолуцију бољу од миљаркунде.
Лично сам се заинтересовао за потенцијалне примене међузвездних сцинтилација кроз укључивање у студије о променљивости радио извора - нарочито за променљивост „блазара“. Блажар је упадљиво име примењено на неке квазаре и БЛ Лацертае објекте - то јест активни галактички нуклеи (АГН), који вероватно садрже супермасивне црне рупе као своје „централне моторе“, који имају снажне млазове енергичних, зрачећих честица уперених готово равно у нас .
Затим видимо ефекте релативистичког зрачења у зрачењу из млаза, укључујући брзу променљивост интензитета у целом електромагнетном спектру, од радио до гама зрака високе енергије. Већина уочене променљивости у овим објектима могла се објаснити, али постојао је проблем: неки су извори показали врло брзу, радио-променљивост унутар дана. Да су такве кратке временске варијабилности на тако дугим (центиметрским) таласним дужинама интринзичне према изворима, било би далеко превише вруће да се задржавају годинама, као што су многи приметили. Извори који су врући требало би да веома брзо зраче сву своју енергију, као Кс-зраци и гама-зраци. Са друге стране, већ се знало да међузвездна сцинтилација утиче на радио таласе; па је питање да ли је веома брза радио варијабилност у ствари ИСС или је својствено изворима било важно решење.
Током докторског истраживања случајно сам утврдио брзу варијабилност у квазару (блазар) ПКС 1257-326, што је једна од три најбрже радио-променљиве АГН икада опажене. Моје колеге и ја успели смо да покажемо да је брза променљивост радија последица ИСС [сцинтилације]. Случај овог одређеног извора додан је све већим доказима да је интра-дневна радио променљивост углавном последица ИСС-а.
Извори који показују ИСС морају имати врло мале, микроконтроле секунде, угаоне величине. Запажања ИСС-а могу се заузврат користити за "мапирање" структуре извора с микроаркосекундном резолуцијом. Ово је много већа резолуција него што то може постићи и ВЛБИ. Технику су у документу из 2002. описали двојица мојих колега, др Јеан-Пиерре Мацкуарт и др Давид Јаунцеи.
Квазар ПКС 1257-326 показао се као веома леп „заморчић“ којим је показао да техника заиста делује.
САМ: Принципи сцинтилације су видљиви свакоме чак и без телескопа, тачно - где звезда трепери јер покрива врло мали угао на небу (будући да је тако далеко), али планета у нашем Сунчевом систему не сцинтилате видљиво? Да ли је ово фер поређење принципа за визуелну процену удаљености са сцинтилацијом?
ХБ: Поређење са виђењем звијезда које свјетлуцају као резултат атмосферске сцинтилације (због турбуленције и флуктуације температуре у Земљиној атмосфери) је прилична; основни феномен је исти. Не видимо да планете блистају, јер имају много веће угаоне величине - сцинтилација се „размазује“ преко пречника планете. У овом случају, наравно, зато што су планете толико близу да подносе веће углове на небу од звезда.
Сцинтилација није баш корисна за процену удаљености до квазара: међутим, предмети који се налазе даље немају увек мање углове величине. На пример, сви пулсари (окрећу се неутронске звезде) у нашем сопственом Галаки сцинтилату јер имају веома ситне угаоне величине, много мање од било којег квазара, иако су квази често удаљени милијарде светлосних година. У ствари, сцинтилација се користи за процену пулсарских растојања. Али за квазаре постоји много фактора поред растојања који утичу на њихову привидну угаону величину, а да додатно закомплицирају ствари, на космолошким растојањима, угаона величина објекта више не варира као обрнута удаљеност. Опћенито, најбољи начин процјене удаљености до квазара је мјерење црвеног помака његовог оптичког спектра. Тада можемо претворити измерене угаоне ваге (нпр. Из сцинтилације или ВЛБИ посматрања) у линеарне лествице на црвеном померању извора
САМ: Описани телескоп нуди пример квазара који је извор радија и за кога се примећује да варира током читаве године. Постоје ли природна ограничења врсте извора или дужине посматрања?
ХБ: Постоје пресеци угаоних величина, преко којих сцинтилација „угашава“. Расподела светлости радија може се замислити као гомила независно сцинтилирајућих „закрпа“ одређене величине, тако да се, како извор повећава, број таквих закрпа повећава, а на крају сцинтилација по свим закрпама просекне тако да престати да опажате било какве варијације. Из претходних запажања знамо да за екстрагалактичке изворе облик радио-спектра има много везе са тиме колико је компактан извор - извори са „равним“ или „обрнутим“ радио-спектрима (тј. Густина флукса која расте према краћим таласним дужинама) најкомпактнији. Они такође имају тенденцију да буду „блазар“ извори.
Што се тиче дужине посматрања, потребно је добити много независних узорака сцинтилационог узорка. То је зато што је сцинтилација стохастички процес и морамо знати неке статистике процеса да бисмо извукли корисне информације. За брзе сцинтилаторе попут ПКС 1257-326, можемо добити адекватан узорак сцинтилационог узорка из само једне, типичне 12-сатне сеансе посматрања. За добијање истих информација потребно је посматрати спорије сцинтилаторе неколико дана. Међутим, постоје неке непознанице које треба решити, као што је највећа брзина распршујућег „екрана“ у галактичком међузвездном медију (ИСМ). Посматрајући у интервалима распоређеним током читаве године, можемо се решити за ову брзину - и што је најважније, добијамо и дводимензионалне информације о сцинтилацијском обрасцу, а самим тим и о изворишној структури. Док се Земља креће око Сунца, ми ефективно прелазимо сцинтилациони образац под различитим угловима, јер се релативна брзина Земља / ИСМ током године разликује. Наша истраживачка група је ову технику назвала „Орбитална синтеза Земље“, пошто је аналогна „синтези ротације Земље“, стандардној техници у радио интерферометрији.
САМ: Недавна процена броја звезда на небу проценила је да у познатом свемиру постоји десет пута више звезда од зрна песка на Земљи. Можете ли описати зашто су млазнице и црне рупе интересантни као тешко решиви објекти, чак и коришћењем садашњих и будућих свемирских телескопа попут Хубблеа и Цхандра?
ХБ: Предмети које проучавамо су неки од најенергичнијих феномена у универзуму. АГН може бити и до ~ 1013 (10 са снагом од 13, или 10.000 трилијуна) пута сјајније од Сунца. Они су јединствене „лабораторије“ за физику високих енергија. Астрофизичари би желели да у потпуности разумеју процесе који су укључени у формирање ових невјеројатно моћних млазева близу централне супермасивне црне рупе. Користећи сцинтилацију за решавање унутрашњих подручја радио-млазница, завирујемо близу „млазнице“ где се млаз формира - ближи акцији него што то можемо видети са било којом другом техником!
САМ: У свом истраживачком раду истичете како брзина и колико јаки радио сигнали зависе од величине и облика радио извора, величине и структуре гасних облака, брзине и правца Земље док путује око Сунца, и брзину и смер у коме путују облаци гаса. Постоје ли уграђене претпоставке или о облику „леће“ гасног облака или о облику посматраног предмета који је доступан техником?
Маглица прстена, иако није корисна за снимање, има сугестиван изглед далеке сочива телескопа. На удаљености од 2000 светлосних година у правцу сазвежђа, Лира, прстен се формира у касним фазама живота унутрашње звезде, када пропушта дебели и шири спољни слој гаса. Кредит: НАСА Хуббле ХСТ
ХБ: Уместо да помислимо на гасне облаке, можда је тачније замислити „екран“ јонизованог гаса или плазме који се мења у фази, а који садржи велики број ћелија турбуленције. Главна претпоставка која иде у модел је да скала величине турбулентних колебања следи спектар закона снаге - ово се чини разумном претпоставком, из онога што знамо о општим својствима турбуленције. Турбуленција би могла бити преференцијално издужена у одређеном правцу, због структуре магнетног поља у плазми, а у принципу можемо добити неке информације о томе из посматране шинтилацијске шеме. Добијамо и неке информације из сцинтилацијског обрасца о облику посматраног објекта, тако да нема уграђених претпоставки о томе, мада у овој фази можемо користити само прилично једноставне моделе за описивање структуре извора.
САМ: Да ли су брзи сцинтилатори добра мета за ширење могућности ове методе?
ХБ: Брзи сцинтилатори су добри само зато што им није потребно толико времена за посматрање, колико спорији сцинтилатори да би добили исту количину информација. Прва три "унутарчасовна" сцинтилатора научила су нас много о процесу сцинтилације и о томе како да урадимо "Синтезу орбите Земље".
САМ: Да ли се планирају додатни кандидати за будућа запажања?
ХБ: Моје колеге и ја смо недавно спровели велико истраживање користећи Врло велики низ у Новом Мексику да бисмо тражили нове светлуцаве радио изворе. Први резултати овог истраживања, који је водио др. Јим Ловелл из Националног завода за телескоп телескопа ЦСИРО (АТНФ), недавно су објављени у Астрономском часопису (октобар 2003). Од 700 посматраних радио извора са равним спектром, пронашли смо више од 100 извора који су показали значајну променљивост интензитета током периода од 3 дана. Представљамо праћења како бисмо сазнали више о структури извора на ултра-компактним, микрокарсекундним скалама. Упоредимо ове резултате са другим изворима својстава, као што су емисија на другим таласним дужинама (оптичка, рендгенска, гама-зрака) и структури на већим просторним размерама, као што је то код ВЛБИ. На овај начин се надамо да ћемо сазнати више о овим врло компактним изворима високе светлине, а такође у току процеса сазнати више о својствима међузвезданог медијума сопствене Галаксије.
Чини се да је разлог за врло брзу сцинтилацију у неким изворима тај што је плазма "распршивање екрана" који узрокује највећи део сцинтилације сасвим близу, у року од 100 светлосних година Сунчевог система. Ови оближњи „екрани“ су наизглед прилично ретки. У нашем истраживању је пронађено врло мало брзих сцинтилатора, што је било помало изненађујуће јер су се два од три најбржа позната сцинтилатора открила неометано. Мислили смо да таквих извора може бити још много!
Изворни извор: Астробиологи Магазине
