Obrazový kredit: Chandra
Představte si, že přírodní dalekohled bude silnější než jakýkoli jiný dalekohled, který v současnosti pracuje. Pak si představte, že si ji prohlížíte blíže k okraji černé díry, kde je její ústa jako paprsek, který vytváří super-horké nabité částice a plivá je miliony světelných let do vesmíru. Zdálo by se, že by se úkol dostal na hranici ne-návratu, což je násilné místo čtyři miliardy světelných let od Země. Toto místo se nazývá kvasar s názvem PKS 1257-326. Její slabé záblesky na obloze dostávají chytřejší název „blazar“, což znamená, že se jedná o kvasar, který se dramaticky mění v jasu, a může maskovat ještě tajemnější vnitřní černou díru obrovské gravitační síly.
Délka dalekohledu potřebného k nahlédnutí do úst sklenice by musela být obrovská, asi milión kilometrů široká. Ale právě takovou přirozenou čočku našel tým australských a evropských astronomů; jeho čočka je pozoruhodně oblak plynu. Myšlenka obrovského přírodního dalekohledu se zdá být příliš elegantní, aby se zabránilo nahlédnutí.
Tato technika, nazvaná „Syntéza Země-Orbit“, byla poprvé nastíněna Dr. Jean-Pierrem Macquartem z University of Groningen v Nizozemsku a Dr. CSIRO Dr. Davidem Jaunceym v dokumentu publikovaném v roce 2002. Nová technika slibuje vědcům schopnost vyřešit podrobnosti asi 10 mikrosekund napříč - ekvivalent k vidění kostky cukru na Měsíci, od Země.
"To je stokrát jemnější detail, než můžeme vidět u jakékoli jiné současné techniky v astronomii," říká Dr. Hayley Bignall, která nedávno dokončila doktorát na University of Adelaide a nyní je v JIVE, Společném institutu pro velmi dlouhou základní interferometrii v Evropě. "Je to deset tisíckrát lepší, než dokáže Hubbleův vesmírný dalekohled." A je stejně výkonný jako jakýkoli navrhovaný budoucí vesmírný optický a rentgenový dalekohled. ““
Bignall učinil pozorování pomocí radioteleskopu CSIRO Australia Telescope Compact Array ve východní Austrálii. Když se odkazuje na mikrosekundu, jedná se o měřítko úhlové velikosti nebo o to, jak velký objekt vypadá. Pokud by například bylo nebe rozděleno po stupních jako polokoule, je jednotka asi třetinou miliardiny jednoho stupně.
Jak funguje největší dalekohled? Použití shlukovitosti uvnitř oblaku plynu není pro noční pozorovatele úplně neznámé. Stejně jako atmosférická turbulence způsobuje záblesky hvězd, i naše vlastní galaxie má podobnou neviditelnou atmosféru nabitých částic, které zaplňují mezery mezi hvězdami. Jakékoli shluky tohoto plynu mohou přirozeně tvořit čočky, stejně jako změna hustoty ze zahnutého vzduchu na sklo a soustředit světlo na to, co Galileo poprvé viděl, když namířil svůj první dalekohled na hvězdu. Tento efekt se také nazývá scintilace a cloud funguje jako čočka.
Vidět lépe než kdokoli jiný může být pozoruhodné, ale jak se rozhodnout, kde hledat první? Tým se zajímá zejména o „syntézu Země-Orbit“, aby se mohl podívat do blízkosti černých děr v kvazarech, což jsou super jasná jádra vzdálených galaxií. Tyto kvazary spojují na obloze tak malé úhly, že jsou pouhými světelnými nebo rádiovými emisemi. Při rádiových vlnových délkách jsou některé kvazery dostatečně malé, aby se v atmosféře nabitých částic v naší galaxii zářily, nazývané ionizované mezihvězdné médium. Kvasary se třpytí nebo se mění mnohem pomaleji, než by se mohl spojit s viditelnými hvězdami. Pozorovatelé tedy musí být trpěliví, aby si je mohli prohlédnout, a to i za pomoci nejsilnějších dalekohledů. Každá změna za méně než den se považuje za rychlou. Nejrychlejší scintilátory mají signály, které se zdvojnásobí nebo ztrojnásobí za méně než hodinu. Ve skutečnosti nejlepší pozorování, která byla dosud provedena, těží z ročního pohybu Země, protože roční změna poskytuje úplný obraz, který umožňuje astronomům vidět prudké změny v ústech trysky černé díry. To je jeden z cílů týmu: „Dostat se do třetiny světelného roku od základny jedné z těchto trysek,“ říká Dr. David Jauncey CSIRO. "To je 'obchodní konec', kde se vyrábí tryska."
Není možné „vidět“ do černé díry, protože tyto zhroutené hvězdy jsou tak husté, že jejich obrovská gravitace neumožňuje ani úniku světla. Pouze chování hmoty za horizontem v určité vzdálenosti od černé díry může signalizovat, že vůbec existují. Největší dalekohled může astronomům pomoci pochopit velikost paprsku na jeho základně, strukturu magnetických polí tam a jak se paprsek vyvíjí v průběhu času. "Můžeme dokonce hledat změny, když se hmota zabloudí v blízkosti černé díry a je rozstřikována podél trysek," říká dr.
Astrobiologický časopis měl příležitost hovořit s Hayleym Bignallem o tom, jak vyrobit dalekohled z plynových mraků, a proč peering hlouběji než kdokoli předtím může nabídnout nahlédnutí do pozoruhodných událostí poblíž černých děr. Astrobiologický časopis (AM): Jak jste se poprvé zajímali o používání plynových mraků jako součásti přirozeného zaměření na řešení velmi vzdálených objektů?
Hayley Bignall (HB): Myšlenka použití mezihvězdné scintilace (ISS), jevu způsobeného rozptylem rádiových vln v turbulentních „ionizovaných“ oblacích galaktického plynu, k vyřešení velmi vzdálených kompaktních objektů, skutečně představuje konvergenci několika různých linie výzkumu, tak nastíním trochu historického pozadí.
V 60. letech 20. století radioastronomisté používali jiný druh scintilace, meziplanetární scintilaci, kvůli rozptylu rádiových vln ve slunečním větru, k měření úhlových velikostí sub-arsekund (1 arcsecond = 1/3600 stupňů) pro radiové zdroje. To bylo vyšší rozlišení, než jaké bylo možné v té době dosáhnout jinými prostředky. Ale tyto studie do značné míry upadly na vedlejší kolej s příchodem velmi dlouhé základní linie interferometrů (VLBI) na konci 60. let, který umožňoval přímé zobrazování rádiových zdrojů s mnohem vyšším úhlovým rozlišením - dnes VLBI dosahuje rozlišení lépe než milisekunda.
Osobně jsem se začal zajímat o možné využití mezihvězdné scintilace tím, že jsem se zapojil do studií proměnlivosti rádiového zdroje - zejména o variabilitu „šarží“. Blazar je chytlavé jméno aplikované na některé kvasary a BL Lacertae objekty - to je, Active Galactic Nuclei (AGN), pravděpodobně obsahující superassive černé díry jako své „centrální motory“, které mají silné trysky energetických, vyzařujících částic namířených téměř přímo na nás .
Pak vidíme účinky relativistického paprsku v záření z trysky, včetně rychlé proměnlivosti intenzity v celém elektromagnetickém spektru, od rádia po vysoko energetické gama paprsky. Většinu pozorované variability v těchto objektech lze vysvětlit, ale vyskytl se problém: některé zdroje vykazovaly velmi rychlou variabilitu v průběhu dne. Pokud by taková krátká časová variabilita v takových dlouhých (centimetrových) vlnových délkách byla zdrojem vlastní, byla by příliš horká na to, aby zůstala po celé roky, jak bylo pozorováno mnoho. Zdroje, které horké by měly vyzařovat veškerou svou energii velmi rychle, jako jsou rentgenové a gama paprsky. Na druhé straně již bylo známo, že interstelární scintilace ovlivňuje rádiové vlny; proto otázka, zda velmi rychlou radiofrekvencí byla ve skutečnosti ISS nebo vlastní zdrojům, byla důležitá k vyřešení.
Během mého výzkumu PhD jsem náhodou zjistil rychlou variabilitu v kvazaru (blazaru) PKS 1257-326, což je jedna ze tří nejrychleji se vyskytujících radiofrekvenčních proměnných AGN, jaké kdy byly pozorovány. S mými kolegy jsme dokázali přesvědčivě ukázat, že rychlá variabilita rádia byla způsobena ISS [scintilace]. Případ pro tento konkrétní zdroj přidal k rostoucímu důkazu, že uvnitř-denní radio variability obecně je hlavně kvůli ISS.
Zdroje, které vykazují ISS, musí mít velmi malé, mikrosekundy, úhlové velikosti. Pozorování ISS lze zase použít k „mapování“ struktury zdroje s rozlišením v mikrosekundách. To je mnohem vyšší rozlišení, než dokáže dosáhnout i VLBI. Tato technika byla nastíněna v dokumentu z roku 2002 dvěma mými kolegy, Dr. Jean-Pierre Macquartem a Dr. Davidem Jaunceym.
Kvasar PKS 1257-326 se ukázal jako velmi pěkné „morčátko“, se kterým prokázal, že technika opravdu funguje.
DOPOLEDNE: Principy scintilace jsou viditelné pro kohokoli i bez dalekohledu, správně - kde hvězda záblesk, protože pokrývá velmi malý úhel na obloze (je tak daleko), ale planeta v naší sluneční soustavě není scintilovat viditelně? Je to spravedlivé srovnání zásady vizuálního odhadu vzdáleností se scintilací?
HB: Srovnání s viděnými hvězdami třpytivými v důsledku atmosférické scintilace (v důsledku turbulencí a kolísání teploty v zemské atmosféře) je spravedlivé; základní fenomén je stejný. Nevidíme, jak se planety třpytí, protože mají mnohem větší úhlové velikosti - scintilace se „rozmaří“ přes průměr planety. V tomto případě je to samozřejmě proto, že planety jsou nám tak blízké, že na obloze klade větší úhly než hvězdy.
Scintilace však není užitečná pro odhad vzdálenosti kvazarů: objekty, které jsou dále, nemusí mít vždy menší úhlové velikosti. Například všechny pulsary (rotující neutronové hvězdy) v našem vlastním scintilátu Galaxy, protože mají velmi malé úhlové velikosti, mnohem menší než jakýkoli kvazar, i když kvazary jsou často vzdáleny miliardy světelných let. Ve skutečnosti se scintilace používá k odhadu vzdáleností pulsaru. Ale pro kvazary existuje mnoho faktorů kromě vzdálenosti, které ovlivňují jejich zjevnou úhlovou velikost, a dále komplikují záležitosti, v kosmologických vzdálenostech se úhlová velikost objektu již nemění jako inverzní vzdálenost. Obecně nejlepším způsobem odhadu vzdálenosti kvazaru je měření červeného posunu jeho optického spektra. Pak můžeme převést měřená úhlová měřítka (např. Ze scintilace nebo pozorování VLBI) na lineární měřítka při červeném posunu zdroje
DOPOLEDNE: Dalekohled, jak je popsán, nabízí příklad kvazaru, který je zdrojem rádia a pozoruje se, že se mění po celý rok. Existují nějaké přirozené limity pro druhy zdrojů nebo délku pozorování?
HB: Existují mezní hodnoty úhlové velikosti, za které se scintilace „zhasne“. Můžeme si představit distribuci jasu rádiového zdroje jako svazek nezávislých scintilačních „záplat“ dané velikosti, takže jak se zdroj zvětšuje, počet takových záplat se zvyšuje, a nakonec scintilace přes všechny průměrné záplaty, takže jsme přestat vůbec pozorovat jakékoli variace. Z předchozích pozorování víme, že pro extragalaktické zdroje má tvar rádiového spektra mnoho společného s tím, jak kompaktní je zdroj - zdroje s „plochým“ nebo „obráceným“ rádiovým spektrem (tj. Hustota toku stoupající směrem ke kratším vlnovým délkám) jsou obecně nejkompaktnější. Tito také bývají zdroji typu „blazar“.
Pokud jde o délku pozorování, je nutné získat mnoho nezávislých vzorků scintilačního vzoru. Je to proto, že scintilace je stochastický proces, a proto musíme znát určité statistiky procesu, abychom mohli extrahovat užitečné informace. Pro rychlé scintilátory, jako je PKS 1257-326, můžeme získat adekvátní vzorek scintilačního vzoru pouze z jedné typické 12hodinové pozorovací relace. Pomalé scintilátory je třeba sledovat několik dní, aby se získaly stejné informace. Existuje však několik neznámých řešení, jako je například objemová rychlost rozptylové „obrazovky“ v galaktickém mezihvězdném médiu (ISM). Pozorováním v intervalech rozložených po celý rok můžeme tuto rychlost vyřešit - a co je důležitější, získáváme také dvourozměrné informace o scintilačním vzoru, a tedy i zdrojové struktuře. Jak Země obíhá kolem Slunce, efektivně prořezáváme scintilační obrazec v různých úhlech, protože relativní rychlost Země / ISM se v průběhu roku mění. Naše výzkumná skupina dabovala tuto techniku „Zemská orbitální syntéza“, protože je analogická „syntéze rotace Země“, což je standardní technika v radio interferometrii.
DOPOLEDNE: Nedávný odhad počtu hvězd na obloze odhadoval, že ve známém vesmíru je desetkrát více hvězd než zrna písku na Zemi. Můžete popsat, proč jsou trysky a černé díry zajímavé jako obtížně rozlišitelné objekty, a to i za použití současných a budoucích vesmírných dalekohledů, jako jsou Hubble a Chandra?
HB: Předměty, které studujeme, patří mezi nejenergetičtější jevy ve vesmíru. AGN může být až ~ 1013 (10 na sílu 13 nebo 10 000 bilionů) krát jasnější než Slunce. Jsou to jedinečné „laboratoře“ pro fyziku s vysokou energií. Astrofyzici by rádi plně porozuměli procesům, které se podílejí na tvorbě těchto nesmírně mocných trysek v blízkosti centrální supermasivní černé díry. Pomocí scintilace k vyřešení vnitřních oblastí rádiových paprsků se díváme poblíž „trysky“, kde se tryska tvoří - blíže k akci, než můžeme vidět u jakékoli jiné techniky!
DOPOLEDNE: Ve své výzkumné práci poukazujete na to, že jak rychle a jak silně se mění rádiové signály, závisí na velikosti a tvaru zdroje rádia, velikosti a struktuře plynných mračen, rychlosti a směru Země při jeho pohybu kolem Slunce, a rychlost a směr, kterým se plynové mraky pohybují. Existují vestavěné předpoklady buď o tvaru plynového oblaku „čočky“, nebo o tvaru pozorovaného objektu, který je touto technikou přístupný?
Prstencová mlhovina, i když není užitečná pro zobrazování, má sugestivní vzhled dalekohledu dalekohledu. Ve vzdálenosti 2 000 světelných let ve směru souhvězdí, Lyře, je prsten tvořen v pozdních fázích života vnitřní hvězdy, když vypouští silnou a expandující vnější vrstvu plynu. Kredit: NASA Hubble HST
HB: Spíše než přemýšlet o plynových oblacích, je možná přesnější představit si fázově se měnící „obrazovku“ ionizovaného plynu nebo plazmy, která obsahuje velké množství turbulenčních buněk. Hlavním předpokladem, který jde do modelu, je to, že velikostní škála turbulentních fluktuací následuje mocninové spektrum - zdá se, že je to rozumný předpoklad, z toho, co víme o obecných vlastnostech turbulence. Turbulence by mohla být přednostně prodloužena v určitém směru, kvůli struktuře magnetického pole v plazmě, a v zásadě můžeme získat nějaké informace o tom z pozorovaného scintilačního vzorce. Ze scintilačního vzoru také získáme nějaké informace o tvaru pozorovaného objektu, takže o tom neexistují žádné vestavěné předpoklady, ačkoli v této fázi můžeme k popisu zdrojové struktury použít pouze velmi jednoduché modely.
DOPOLEDNE: Jsou rychlé scintilátory dobrým cílem pro rozšíření možností této metody?
HB: Rychlé scintilátory jsou dobré jednoduše proto, že pro získání stejného množství informací nevyžadují tolik pozorovacího času jako pomalejší scintilátory. První tři „hodinové“ scintilátory nás hodně naučily o scintilačním procesu ao tom, jak udělat „syntézu orbity Země“.
DOPOLEDNE: Existují další kandidáti na budoucí pozorování?
HB: S mými kolegy jsme nedávno provedli rozsáhlý průzkum, pomocí Very Large Array v Novém Mexiku, abychom hledali nové scintilační rádiové zdroje. První výsledky tohoto průzkumu vedené dr. Jimem Lovellem z Australského dalekohledu National Telescope National Facility (ATNF) CSIRO byly nedávno zveřejněny v Astronomical Journal (říjen 2003). Ze 700 pozorovaných rádiových zdrojů s plochým spektrem jsme našli více než 100 zdrojů, které vykazovaly významnou variabilitu intenzity během 3denního období. Provádíme následná pozorování, abychom se dozvěděli více o struktuře zdroje na ultrakompaktních mikrosekundových stupnicích. Tyto výsledky porovnáme s dalšími zdrojovými vlastnostmi, jako jsou emise na jiných vlnových délkách (optické, rentgenové, gama), a strukturou na větších prostorových měřítcích, jako jsou například vlastnosti pozorované u VLBI. Tímto způsobem doufáme, že se dozvíme více o těchto velmi kompaktních zdrojích teploty s vysokým jasem a také se dozvíme více o vlastnostech mezihvězdného média naší vlastní Galaxie.
Zdá se, že důvodem velmi rychlé scintilace v některých zdrojích je to, že plazmatická „rozptylová obrazovka“ způsobující většinu scintilace je docela blízko, do 100 světelných let od sluneční soustavy. Tyto blízké „obrazovky“ jsou zřejmě docela vzácné. Náš průzkum zjistil velmi málo rychlých scintilátorů, což bylo poněkud překvapivé, protože dva ze tří nejrychleji známých scintilátorů byly objeveny serendipitous. Mysleli jsme si, že takových zdrojů může být mnohem více!
Původní zdroj: Astrobiology Magazine
