Obrazový kredit: Hubble
Spirální galaxie PGC 69457 se nachází v blízkosti hranice pádu souhvězdí Pegasus a Vodnář asi 3 stupně jižně od třetí velikosti Theta Pegasi - ale nevykopávejte tohoto 60mm refraktoru, abyste jej našli. Galaxie je ve skutečnosti vzdálena asi 400 milionů světelných let a má zjevnou jasnost 14,5. Takže příští podzim může být vhodný čas na spojení s vaším „astro-nut“ kamarádem, který se vždy vydává do západu slunce, aby se dostal daleko od městských světel s velkým, mnohem větším amatérským nástrojem…
Ale na obloze je spousta 14. galaxií - co dělá PGC 69457 tak zvláštním?
Pro začátek většiny galaxií neblokujte pohled na ještě vzdálenější kvasar (QSO2237 + 0305). A pokud ostatní existují, jen málokdo má správné rozdělení těl s vysokou hustotou potřebných k tomu, aby způsobilo „ohnutí“ světla tak, aby byl vidět jinak neviditelný objekt. S PGC 69457 nezískáte jeden, ale čtyři - oddělené 17. velikosti zobrazení stejného kvazaru pro potíže s nastavením jednoho 20palcového trychtýře na krovu. Stojí to za to? (Můžete říci „čtyřnásobit vaše pozorovací potěšení“?)
Tento jev je však pro profesionální astronomy ještě zajímavější. Co se můžeme poučit z tak jedinečného efektu?
Teorie je již dobře zavedená - Albert Einstein ji předpověděl ve své „obecné teorii relativity“ z roku 1915. Einsteinovou hlavní myšlenkou bylo, že pozorovatel podstupující zrychlení a jeden stacionární v gravitačním poli nedokázal rozeznat rozdíl mezi těmito dvěma na jejich „váze“ “. Zkoumáním této myšlenky v plné míře vyšlo najevo, že nejen hmota, ale i světlo (přestože je bezmasé) podléhá stejnému druhu zmatku. Z tohoto důvodu je světlo, které se blíží k gravitačnímu poli pod úhlem, „akcelerováno směrem“ ke zdroji gravitace - ale protože rychlost světla je konstantní, zrychlení ovlivní pouze dráhu a vlnovou délku světla, nikoli jeho skutečnou rychlost.
Gravitační čočka samotná byla poprvé detekována během úplného zatmění Slunce v roce 1919. To bylo viděno jako mírný posun pozic hvězd poblíž sluneční korony, jak byly zachyceny na fotografických deskách. Díky tomuto pozorování nyní víme, že k ohýbání světla nepotřebujete čočku - nebo dokonce vodu, abyste odrazili obraz těch Koi plavajících se v jezírku. Světelná hmota se vydává cestou nejmenšího odporu, což znamená sledovat gravitační křivku prostoru i optickou křivku čočky. Světlo z QSO2237 + 0305 dělá jen to, co přichází přirozeně, surfováním po obrysech „časoprostoru“, které se objevují kolem hustých hvězd ležících podél přímky pohledu ze vzdáleného zdroje přes sousednější galaxii. Opravdu zajímavá věc o Einsteinově kříži přichází k tomu, co nám říká o všech zúčastněných masách - těch v galaxii, která lámá světlo, a Velkého v srdci kvasaru, který je zdrojem.
Ve svém článku „Rekonstrukce mikrolensujících světelných křivek Einsteinova kříže“ našel korejský astrofyzik Dong-Wook Lee (a kol.) Univerzity Sejong ve spolupráci s belgickým astrofyzikem J. Surdezem a kol. Z University of Liege důkaz o akreční disk obklopující černou díru v Quasar QSO2237 + 0305. Jak je to možné v příslušných vzdálenostech?
Čočky obecně „shromažďují a zaostřují světlo“ a ty „gravitační čočky“ (Lee at al posit minimálně pět nízkohmotných, ale vysoce kondenzovaných těl) v PGC 69457, to samé. Tímto způsobem světlo z kvazaru, který by normálně cestoval daleko od našich nástrojů, „obalilo“ galaxii, aby k nám přišlo. Z tohoto důvodu „vidíme“ 100 000krát více podrobností, než by bylo možné. Ale je tu háček: I přes získání 100 000krát většího rozlišení stále vidíme jen světlo, ne detaily. A protože v galaxii existuje několik hmot, které lámou světlo, vidíme více než jeden pohled na kvasar.
Chcete-li získat užitečné informace z kvazaru, musíte sbírat světlo po dlouhou dobu (měsíce až roky) a pomocí speciálních analytických algoritmů vytáhnout výsledná data dohromady. Metoda použitá Leeem a spolupracovníky se nazývá LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE sám je zkratka pro události vysoké amplifikace). S využitím LOHCAM a dat dostupných z OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a GLIPT (Gravitational Lens International Time Project) tým určil nejen to, že LOHCAM pracuje tak, jak se doufalo, ale že QSO2237 + 0305 může zahrnovat detekovatelný akreční disk (ze kterého čerpá hmotu) pohánět jeho lehký motor). Tým také určil přibližnou hmotnost černé díry kvazaru, velikost ultrafialové oblasti vyzařující z ní a odhadl příčný pohyb černé díry při pohybu vzhledem ke spirálové galaxii.
Předpokládá se, že centrální černá díra v Quasar QSO2237 + 0305 má kombinovanou hmotnost 1,5 miliardy Slunců - hodnota, která je konkurenční vůči těm největším centrálním černým otvorům, které kdy byly objeveny. Takové hmotnostní číslo představuje 1 procento z celkového počtu hvězd v naší vlastní Mléčné dráze. Mezitím a ve srovnání je černá díra QSO2237 + 0305 zhruba 50krát hmotnější než ve středu naší vlastní galaxie.
Na základě „dvojitých vrcholů“ svítivosti z kvazaru použil Lee et al LOHCAM také k určení velikosti akrečního disku QSO2237 + 0305, jeho orientaci a detekování centrální oblasti zakrytí kolem samotné černé díry. Samotný disk má průměr zhruba 1/3 světelného roku a je obrácen směrem k nám.
Ohromen? Dobrá, dodejme také, že tým určil minimální počet mikročoček a souvisejících hmot, které se nacházejí v galaxii s čočkami. V závislosti na předpokládané příčné rychlosti (v LOHCAM modelování) je nejmenší rozsah od plynového obra - jako je planeta Jupiter - přes naši vlastní Slunci.
Jak tedy tato „díra“ funguje?
Projekty OGLE a GLIPT sledovaly změny v intenzitě proudění vizuálního světla z každého ze čtyř 17. pohledů na kvasar. Protože většina kvasarů je díky své velké vzdálenosti ve vesmíru nevyřešitelná dalekohledem. Kolísání svítivosti se považuje pouze za jediný datový bod založený na jasu celého kvasaru. QSO2237 + 0305 však představuje čtyři obrazy kvazaru a každý obrázek zdůrazňuje jasnost pocházející z jiné perspektivy kvazaru. Teleskopickým sledováním všech čtyř obrázků současně lze detekovat a zaznamenat malé změny intenzity obrazu, pokud jde o velikost, datum a čas. Během několika měsíců až let se může vyskytnout značné množství takových „událostí s vysokou amplifikací“. Vzory vycházející z jejich výskytu (od jednoho 17. pohledu do dalšího) lze poté analyzovat, aby ukázaly pohyb a intenzitu. Z tohoto je možné zobrazení kvazaru v normálním neviditelném stavu s vysokým rozlišením.
Mohli byste to vy a váš přítel s tímto 20palcovým dob-newtoniánem udělat?
Jistě - ale ne bez nějakého velmi drahého vybavení a dobrého zvládnutí některých složitých matematických zobrazovacích algoritmů. Hezké místo, kde začít, však může být jednoduše ogle galaxii a chvilku viset s křížem…
Napsal Jeff Barbour
