Pildikrediit: Chandra
Kujutage ette, kuidas muuta looduslik teleskoop võimsamaks kui ükski teine praegu töötav teleskoop. Kujutage siis ette seda kasutada, et vaadata lähemale musta augu servale, kus selle suu on nagu joa, mis moodustab ülikõva laetud osakesi ja sülitab need miljonid valgusaastad kosmosesse. Tundub, et ülesanne viib ühe tagasituleku servani, vägivaldse koha Maast nelja miljardi valgusaasta kaugusel. Seda kohta kutsutakse kvasariks nimega PKS 1257-326. Selle nõrgale taevalaotusele omistatakse meeldejäävat nime “blear”, mis tähendab, et see on kvaas, mille heledus on dramaatiliselt erinev ja mis võib varjata veelgi müstilisema sisemise musta augu, millel on tohutu gravitatsiooniline jõud.
Blasari suhu suubumiseks vajaliku teleskoobi pikkus peaks olema hiiglaslik, umbes miljon kilomeetrit lai. Kuid just sellise loodusliku läätse on leidnud Austraalia ja Euroopa astronoomide meeskond; selle lääts on märkimisväärselt gaasipilv. Uue loodusliku teleskoobi idee tundub liiga elegantne, et vältida sissevaatamist.
Seda meetodit, mida nimetatakse maakera orbiidi sünteesiks, kirjeldasid 2002. aastal avaldatud artiklis esmakordselt Hollandi Groningeni ülikooli dr Jean-Pierre Macquart ja CSIRO dr David Jauncey. Uus tehnika lubab teadlastel lahendada üksikasju umbes 10 mikrosekundit - samaväärne suhkrukuubi nägemisega Kuul Maalt.
"See on sada korda peenem detail, kui me võime näha mõne teise praeguse astronoomia tehnikaga," ütleb dr Hayley Bignall, kes lõpetas hiljuti doktorikraadi Adelaide'i ülikoolis ja asub nüüd JIVE-sse, väga pika algtaseme interferomeetria ühisinstituuti. Euroopas. „See on kümme tuhat korda parem kui Hubble'i kosmoseteleskoop suudab. Ja see on sama võimas kui kõik tulevased kosmosepõhised optilised ja röntgenteleskoobid. "
Bignall tegi vaatlused CSIRO Australia Telescope Compact Array raadioteleskoobiga Ida-Austraalias. Kui ta viitab mikrokiirendusele, on see nurga suuruse suurus või kui suur objekt välja näeb. Kui taevas jaguneks näiteks poolkerana kraadide kaupa, on ühik umbes üks kolmandik ühe kraadise miljardi kraadiga.
Kuidas töötab suurim teleskoop? Gaasipilves kohmakuse kasutamine pole öövaatlejatele täiesti võõras. Nagu atmosfääri turbulents paneb tähed vilkuma, on ka meie enda galaktikas sarnane laetud osakeste nähtamatu atmosfäär, mis täidavad tähed tähtede vahel. Selle gaasi igasugune klompimine võib tekitada läätse, just nagu tiheduse muutus õhk-klaas painutatud ja fokuseerida valguse sinna, mida Galileo esimest korda nägi, kui ta oma esimese teleskoobi tähe poole suunas. Efekti nimetatakse ka stsintillatsiooniks ja pilv toimib nagu lääts.
Nähes parem kui keegi teine võib olla tähelepanuväärne, kuid kuidas otsustada, kust kõigepealt otsida? Meeskond on eriti huvitatud maakera orbiidi sünteesi kasutamisest kvaasarites, mis on kaugete galaktikate ülivõimsad tuumad, mustade aukude võrgustamiseks. Need kvasarid esitavad taevas nii väikesi nurki, et need on pelgalt valguse või raadiokiirguse punktid. Raadiolainepikkustel on mõned kvaasid piisavalt väikesed, et meie galaktika atmosfääris vilkuda laetud osakeste atmosfääris, mida nimetatakse ioniseeritud tähtedevaheliseks meediumiks. Kvavarid vilguvad või varieeruvad palju aeglasemalt, kui pilgutatav võib seostada nähtavate tähtedega. Nii et vaatlejad peavad nende vaatamiseks olema kannatlikud, isegi kõige võimsamate teleskoopide abil. Igasugust muutust vähem kui päeva jooksul peetakse kiireks. Kiirematel stsintillaatoritel on vähem kui tunniga signaalid, mille tugevus kahekordistub või kolmekordistub. Tegelikult saavad parimad seni tehtud tähelepanekud kasu Maa iga-aastasest liikumisest, kuna aastased erinevused annavad täieliku pildi, võimaldades astronoomidel näha musta auguga joa suus vägivaldseid muutusi. See on üks meeskonna eesmärke: "näha kolmandiku valgusaasta jooksul ühe sellise joa baasist", ütles CSIRO dr David Jauncey. "See on juga" äri lõpp "."
Musta auku pole võimalik „sisse näha“, kuna need kokkuvarisenud tähed on nii tihedad, et nende ülitugev gravitatsioon ei võimalda isegi valgust põgeneda. Ainult mateeria käitumine väljaspool horisonti, mis asub mustast august eemal, võib anda märku, et nad on isegi olemas. Suurim teleskoop võib aidata astronoomidel mõista joa suurust selle aluses, seal asuvate magnetväljade mustrit ja seda, kuidas joa aja jooksul areneb. "Me võime isegi otsida muutusi, kui mateeria haihtub musta augu lähedal ja on laiali pihustatud välja," ütles dr Macquart.
Ajakirjas Astrobiology oli võimalus vestelda Hayley Bignalliga, kuidas teha gaasipilvedest teleskoop ja miks võib kõigi teistest sügavamale peeringu vaatamine pakkuda ülevaate tähelepanuväärsetest sündmustest mustade aukude lähedal. Ajakiri Astrobiology (AM): Kuidas hakkasite esmakordselt huvi kasutama gaasipilvede kasutamist looduslike fookuste osana väga kaugete objektide lahendamiseks?
Hayley Bignall (HB): Idee kasutada tähtedevahelist stsintillatsiooni (ISS) - nähtust, mis on tingitud raadiolainete hajumisest turbulentsetes ioniseeritud galaktilistes gaasipilvedes - väga kaugete, kompaktsete objektide lahendamiseks, kujutab endast tõepoolest paari erineva lähenemist. uurimistöö suundi, nii et ma visan natuke ajaloolist tausta.
1960ndatel kasutasid raadioastronoomid päikesetuules raadiolainete hajumise tõttu teist tüüpi stsintillatsiooni, planeetidevahelist stsintillatsiooni, et mõõta raadioallikate allkaaresektsiooni (1 kaaresekund = 1/3600 kaare kraadi) nurga suurusi. See oli kõrgem eraldusvõime, kui seda toona muude vahenditega suudeti saavutada. Kuid need uuringud jäid suuresti kõrvale, kasutades väga pika algtaseme interferomeetriat (VLBI) 1960ndate lõpus, mis võimaldas palju kõrgema nurklihendusega raadioallikate otsest pildistamist - tänapäeval saavutab VLBI eraldusvõime parema kui milliarcsesekund.
Tundsin tähtedevahelise stsintillatsiooni potentsiaalsete kasutusvõimaluste vastu huvi isiklikult, kui osalesin raadioallika varieeruvuse uuringutes - eriti “blasars” varieeruvuses. Blazar on meeldejääv nimi, mida rakendatakse mõnele kvaasarile ja BL Lacertae objektile - see tähendab aktiivsele galaktilisele tuumale (AGN), mis sisaldab ilmselt „keskseks mootoriks” ülimaitsvaid musti auke, millel on võimsad energiliste, kiirgavate osakeste joad, mis on suunatud peaaegu otse meie poole .
Seejärel näeme reaktivistliku kiirguse mõjusid joa kiirgusele, sealhulgas intensiivsuse kiire varieeruvus kogu elektromagnetilise spektri ulatuses, raadios kuni suure energiaga gammakiirteni. Enamik nende objektide täheldatud varieeruvust oli seletatav, kuid probleem oli olemas: mõned allikad näitasid väga kiiret päevasisest raadiovarieeruvust. Kui selline lühike ajaskaala varieeruvus nii pikkade (sentimeetriste) lainepikkuste korral oleks allikatele omane, oleks neil aastaid liiga palju, et paljudel seda täheldati. Kuumad allikad peaksid kogu oma energia kiirgama väga kiiresti, nagu röntgen- ja gammakiirgus. Teisest küljest oli juba teada, et tähtedevaheline stsintillatsioon mõjutab raadiolaineid; seega oli oluline lahendada küsimus, kas väga kiire raadiovarieeruvus oli tegelikult ISS või allikatele omane.
Doktorikraadi uurimise käigus leidsin juhuslikult kvasari (blazari) PKS 1257-326 kiire varieeruvuse, mis on üks kolmest kiireimast raadiomuutujast AGN, mida eales täheldatud. Mu kolleegid ja mina suutsime veenvalt näidata, et kiire raadiovarieeruvus oli tingitud ISS-ist [stsintillatsioon]. Selle konkreetse allika juhtum lisas lisanduvatele tõenditele, et päevasisesed raadio variatiivsused tulenevad peamiselt ISS-ist.
Allikatel, mis näitavad ISS-i, peavad olema väga väikesed, mikrosekundise nurga suurusega. ISSi vaatlusi saab omakorda kasutada mikroarcsecond eraldusvõimega allika struktuuri kaardistamiseks. See on palju kõrgem eraldusvõime, kui isegi VLBI suudab saavutada. Seda tehnikat kirjeldasid 2002. aasta artiklis kaks minu kolleegi, dr Jean-Pierre Macquart ja dr David Jauncey.
Kvasar PKS 1257-326 osutus väga toredaks “merisead”, kellega demonstreeriti, et tehnika tõesti töötab.
OLEN: Stsintillatsiooni põhimõtted on kõigile nähtavad isegi ilma teleskoobita, õiged - kus täht vilgub, kuna see katab taevas väga väikese nurga (asub nii kaugel), kuid meie päikesesüsteemi planeet ei siputa nähtavalt? Kas see on visuaalse kauguse hindamise põhimõtte õiglane võrdlus stsintillatsiooniga?
HB: Võrdlus tähekese nägemisega atmosfääri stsintillatsiooni tagajärjel (Maa atmosfääri turbulentsi ja temperatuurikõikumiste tõttu) on õiglane; põhinähtus on sama. Me ei näe planeete virvendamas, kuna neil on palju suuremad nurga suurused - tuikumine "määrdub" üle planeedi läbimõõdu. Sel juhul on see muidugi sellepärast, et planeedid on meile nii lähedal, et nad allutavad taevale suuremaid nurki kui tähed.
Stsintillatsioon ei ole kvaasaritest kauguse hindamisel tegelikult kasulik: kaugemal asuvatel objektidel ei ole alati väiksemad nurgad. Näiteks kõik meie enda Galaktika pulsaatorid (pöörlevad neutronitähed) stsintilleeruvad, kuna neil on väga pisikesed nurga suurused, palju väiksemad kui ükskõik millisel kvasaril, kuigi kvaasarid asuvad sageli miljardite valgusaasta kaugusel. Tegelikult on pulsari vahemaade hindamiseks kasutatud stsintillatsiooni. Kuid kvaasarite jaoks on lisaks vahemaale palju tegureid, mis mõjutavad nende näivnurkset suurust ja muudavad asja veelgi keerukamaks - kosmoloogiliste vahemaade korral ei muutu objekti nurk suurus enam kui kauguse pöördvõrdeline. Üldiselt on kvasarist kauguse hindamiseks parim viis mõõta selle optilise spektri punast nihet. Seejärel saame teisendada mõõdetud nurskaalud (nt stsintillatsiooni või VLBI vaatluste põhjal) lineaarseteks skaaladeks allika punanihkel
OLEN: Kirjeldatud teleskoop pakub kvaasarinäidet, mis on raadioallikas ja mida võib vaadelda kogu aasta vältel. Kas allikate tüüpidele või vaatluse pikkusele on looduslikke piire?
HB: On olemas nurga suurusega läbilõiked, millest alates stsintillatsioon summutab. Raadioallika heleduse jaotust saab pildistada kui kindla suurusega iseseisvalt sädelevate "plaastrite" hunnikut, nii et kui allikas suureneb, suureneb selliste plaastrite arv ja lõpuks kõigil plaastritel põhinev stsintillatsioon keskneb nii, et me lõpetage üldse variatsioonide jälgimine. Varasemate tähelepanekute põhjal teame, et ekstragalaktiliste allikate puhul on raadiospektri kuju palju seotud allika kompaktsusega - „tasase” või „ümberpööratud” raadiospektriga allikad (st voolu tihedus suureneb lühemate lainepikkuste suunas) kõige kompaktsem. Need kipuvad olema ka “blazari” tüüpi allikad.
Vaatluse pikkuse osas on vaja hankida palju sõltumatuid stsintillatsioonimustri proove. Selle põhjuseks on see, et stsintillatsioon on stohhastiline protsess ja kasuliku teabe saamiseks peame teadma protsessi mõnda statistikat. Kiirete stsintillaatorite jaoks, nagu PKS 1257-326, saame stsintillatsiooni mustri piisava proovi vaid ühest tüüpilisest 12-tunnisest vaatlusseansist. Sama teabe saamiseks tuleb mitu päeva jälgida madalamat stsintillaatorit. Siiski on mõned tundmatud lahendused, näiteks galaktika tähtedevahelises meediumis (ISM) hajuva “ekraani” massikiirus. Terve aasta pikkuste intervallidega jälgides saame selle kiiruse lahendada - ja mis tähtis, saame ka kahemõõtmelise teabe stsintillatsiooni mustri ja seega ka allika struktuuri kohta. Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, lõikame stsintillatsiooni mustri efektiivselt läbi erinevate nurkade alt, kuna Maa / ISM suhteline kiirus varieerub aasta jooksul. Meie uurimisrühm nimetas seda tehnikat maakera orbitaalseks sünteesiks, kuna see on analoogne raadiointerferomeetrias kasutatava tavapärase tehnikaga „Maa pöörde süntees”.
OLEN: Hiljutine hinnang taevas olevate tähtede arvu kohta näitas, et teadaolevas universumis on kümme korda rohkem tähti kui Maa peal on liivaterasid. Kas saate kirjeldada, miks on düüsid ja mustad augud huvitavad raskesti lahendatavate objektidena, isegi kasutades selliseid praeguseid ja tulevasi kosmoseteleskoope nagu Hubble ja Chandra?
HB: Objektid, mida uurime, on ühed energilisemad nähtused universumis. AGN võib olla kuni ~ 1013 (10 võimsusele 13 ehk 10 000 triljonit) korda heledam kui Päike. Need on ainulaadsed „kõrgekvaliteedilise füüsika laborid”. Astrofüüsikud sooviksid täielikult mõista protsesse, mis on seotud nende tohutult võimsate joade moodustamisega keskse supermassiivse musta augu lähedusse. Kasutades stsintillatsiooni raadiopesu sisemiste piirkondade lahendamiseks, piilume düüsi lähedale, kus joa moodustub - toimingule lähemal kui näeme mõne muu tehnika korral!
OLEN: Oma teadustöös osutate, et see, kui kiiresti ja kui tugevalt raadiosignaalid varieeruvad, sõltub raadioallika suurusest ja kujust, gaasipilvede suurusest ja struktuurist, Maa kiirusest ja suunast, kui see ringleb ümber Päikese, ning gaasipilvede liikumise kiirus ja suund. Kas on olemas eeldusi gaasipilve „läätse” kuju või vaatlusobjekti kuju kohta, millele on tehnikaga juurde pääseda?
Ehkki rõngassammast pole kasulik pildistada, on see kauge teleskoobiläätse sugestiivne välimus. 2000 valgusaasta kaugusel tähtkuju Lyra suunas on rõngas moodustatud sisemise tähe elu hilises staadiumis, kui see heidab paksu ja paisuvat välimist gaasikihti. Autor: NASA Hubble HST
HB: Gaasipilvede peale mõtlemise asemel on võib-olla täpsem pilt ioniseeritud gaasi või plasma faasimuutvast ekraanist, mis sisaldab suurt hulka turbulentsi rakke. Peamine eeldus, mis mudelisse läheb, on see, et turbulentsete kõikumiste suurusjärk järgib võimsusseaduste spektrit - see näib olevat mõistlik eeldus, lähtudes sellest, mida me teame turbulentsi üldistest omadustest. Turbulentsi võiks plasma magnetvälja struktuuri tõttu eelistatult pikendada kindlas suunas ja põhimõtteliselt saame selle kohta mingit teavet vaadeldava stsintillatsiooni mustri põhjal. Samuti saame stsintillatsioonimustrilt teavet vaatlusobjekti kuju kohta, seega pole selle kohta sisseehitatud eeldusi, ehkki praeguses etapis saame allika struktuuri kirjeldamiseks kasutada ainult üsna lihtsaid mudeleid.
OLEN: Kas kiire stsintillaator on hea eesmärk meetodi võimaluste laiendamiseks?
HB: Kiired stsintillaatorid on head lihtsalt seetõttu, et sama koguse teabe saamiseks ei nõua nad nii palju vaatlusaega kui aeglasemad stsintillaatorid. Esimesed kolm “tunnisisest” stsintillaatorit on meile õpetanud palju stsintillatsiooniprotsessi ja seda, kuidas teha “Maa orbiidi sünteesi”.
OLEN: Kas tulevaste vaatluste jaoks on kavas täiendavaid kandidaate?
HB: Minu kolleegid ja hiljuti viisime New Mexico osariigis väga suure massiivi abil läbi laiaulatusliku uuringu, et otsida uusi sädelevaid raadioallikaid. CSIRO Austraalia teleskoobi riikliku rajatise (ATNF) dr Jim Lovelli juhitud uuringu esimesed tulemused avaldati hiljuti ajakirjas Astronomical Journal (oktoober 2003). Vaadeldud 700 lamespektriga raadioallikast leidsime rohkem kui 100 allikat, mille intensiivsus varieerus 3-päevase perioodi jooksul märkimisväärselt. Teostame järelvaatlusi, et saada lisateavet allika struktuuri kohta eriti kompaktsetes, mikrolõikesekterites. Võrdleme neid tulemusi muude allikaomadustega, näiteks emissioon teistel lainepikkustel (optiline, röntgenikiirgus, gammakiirgus) ja struktuur suurematel ruumilistel skaaladel, nagu näiteks VLBI puhul. Sel viisil loodame saada rohkem teada nende väga kompaktsete, kõrge heledusega temperatuuriallikate kohta ja selle käigus õppida ka meie enda galaktika tähtedevahelise keskkonna omadustest.
Näib, et mõnedes allikates on väga kiire stsintillatsiooni põhjuseks see, et suurema osa stsintillatsiooni põhjustav plasma hajumisekraan on üsna lähedal, 100 valgusaasta jooksul Päikesesüsteemist. Need läheduses asuvad ekraanid on ilmselt üsna haruldased. Meie uuringus leiti väga vähe kiireid stsintillaatoreid, mis oli mõnevõrra üllatav, kuna teadaolevalt kolmest kiireimast stsintillaatorist avastati kaks sujuvalt. Arvasime, et selliseid allikaid võib olla palju rohkem!
Algne allikas: ajakiri Astrobiology
