Pildikrediit: Hubble
Spiraalgalaktika PGC 69457 asub Pegasuse ja Veevalaja tähtkujude piiri lähedal 3 kraadi Theta Pegasi järvest 3 kraadi lõuna pool - kuid ärge kaevake seda 60mm refraktorit selle otsimiseks välja. Galaktika asub tegelikult umbes 400 miljoni valgusaasta kaugusel ja selle näiv heledus on suurusjärgus 14,5. Nii et järgmisel sügisel võib olla hea aeg haarduda oma “astro-nut” sõbraga, kes suundub alati päikeseloojangusse, et pääseda linnatuledest kaugemale, sportides suuremat, palju suuremat, amatöör-instrumenti.
Kuid taevas on palju 14. magnituudiga galaktikaid - mis teeb PGC 69457 nii eriliseks?
Alustuseks enamiku galaktikatega ärge "blokeerige" veelgi kaugema kvaasari vaadet (QSO2237 + 0305). Ja kui teised eksisteerivad, on vähestel olemas just suure tihedusega kehade õige jaotus, mis on vajalik valguse "painutamiseks" viisil, et muidu nähtamatu objekt oleks nähtav. PGC 69457-ga saate mitte ühe, vaid neli - samast kvaasarist eraldatud üheteistkümnenda magnituudivaate, kuna teil on vaja seadistada ühte 20-tollist puntrasorti dobsoni. Kas see on seda väärt? (Kas oskate öelda, et neljakordistate oma jälgimisrõõmu?)
Kuid sellise vaate taga olev nähtus on veelgi huvitavam professionaalsetele astronoomidele. Mida saame õppida sellisest ainulaadsest efektist?
Teooria on juba hästi välja kujunenud - Albert Einstein ennustas seda oma 1915. aasta “suhtelisuse üldteoorias”. Einsteini põhiidee oli, et kiirendust läbiv vaatleja ja üks gravitatsiooniväljas paiknev vaatleja ei oska öelda nende kahe raskuse erinevust. ”. Uurides seda mõtet täies ulatuses, sai selgeks, et mitte ainult mateeria, vaid ka kerge (vaatamata sellele, et see on massitu) läbib samasuguse segaduse. Seetõttu kiirendatakse nurga all gravitatsiooniväljale lähenevat valgust gravitatsiooni allika poole - kuid kuna valguse kiirus on konstantne, mõjutab selline kiirendus ainult valguse teekonda ja lainepikkust - mitte selle tegelikku kiirust.
Gravitatsiooniläätsed ise tuvastati esmakordselt 1919. aastal kogu päikesevarjutuse ajal. Seda nähti kui Päikese koroona lähedal asuvate tähtede positsioonide väikest muutust fotoplaatidel. Selle tähelepaneku tõttu teame nüüd, et te ei vaja valguse - ega isegi vee - painutamiseks läätse, et muuta tiigis ujuvate Koi pilti. Valguslaadne aine kulgeb väikseima takistuse teed ja see tähendab nii ruumi gravitatsioonikõvera kui ka läätse optilise kõvera järgimist. QSO2237 + 0305 valgus teeb ainult seda, mis tuleb loomulikult, surfates „kosmose-aja” kontuuridel, mis kaarevad tihedatest tähtedest, mis asuvad piki vaatepunkti kaugemal paiknevast allikast läbi naabruses asuva galaktika. Einsteini risti tõeliselt huvitav asi on see, mida ta räägib meile kõigi kaasatud masside kohta - nende kohta, kes asuvad valgust murdvas galaktikas, ja kvasari südames asuva Suure kohta.
Oma artiklis “Einsteini Risti mikrolõikega valguskõverate rekonstrueerimine” leidis Korea astrofüüsik Dong-Wook Lee (jt) Sejongi ülikoolist koos Liege ülikooli Belgia astrofüüsiku J. Surdeziga (jt) tõendeid Quasar QSO2237 + 0305 musta auku ümbritsev akretsioonkettas. Kuidas on selline asi võimalik läbitud vahemaa tagant?
Objektiivid üldiselt “koguvad ja fokuseerivad valgust” ja need “gravitatsiooniläätsed” (Lee, millel on vähemalt viis väikse massiga, kuid tugevalt kondenseerunud keha) PGC 69457 sees, teevad sama. Sel moel pääseb valgustus kvaasarist, mis tavaliselt liigub meie instrumentide juurest kaugele, ja ümbritseb galaktikat meie poole. Seetõttu “näeme” 100 000 korda detailsemalt kui muidu võimalik. Kuid saak on: hoolimata sellest, et eraldusvõime on 100 000 korda suurem, näeme siiski ainult valgust, mitte detaile. Ja kuna galaktikas on mitu valgust murdvat massi, näeme kvaasarist rohkem kui ühte vaadet.
Kvaasarilt kasuliku teabe saamiseks peate pika aja jooksul (kuudest aastateni) koguma valgust ja kasutama saadud andmeid kokku koondamiseks spetsiaalseid analüütilisi algoritme. Lee ja tema kaaslaste kasutatud meetodit nimetatakse LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE on iseenesest akronüüm kõrge võimendusega sündmustest). Kasutades LOHCAM-i ja OGLE-st (optiline gravitatsioonilise objektiivi katse) ja GLIPT-ilt (gravitatsiooniobjektiivi rahvusvaheline ajaprojekt) saadavaid andmeid, tegi meeskond kindlaks mitte ainult selle, et LOHCAM töötab loodetud viisil, vaid ka see, et QSO2237 + 0305 võib sisaldada tuvastatavat akrüülketta (millest see juhib tähelepanu) oma kerge mootori toiteks). Meeskond on määranud ka kvaasarite musta augu ligikaudse massi, sellest kiirgava ultraviolettpiirkonna suuruse ja hinnanud musta augu põikisuunalise liikumise spiraalgalaktika suhtes liikudes.
Arvatakse, et Quasari QSO2237 + 0305 keskmisel mustal augul on kombineeritud mass 1,5 miljardit päikest - väärtus, mis konkureerib kõigi aegade avastatud suurimate keskmiste mustade aukudega. Selline massiarv esindab 1 protsenti tähtede koguarvust meie enda Linnutee galaktikas. Vahepeal ja võrdluseks, QSO2237 + 0305 must auk on umbes 50 korda massiivsem kui meie enda galaktika keskel.
Tuginedes kvaasist tuleneva heleduse „kahekordsetele tippudele”, kasutasid Lee jt LOHCAM-i abil ka QSO2237 + 0305 akretsiooniketta suurust, selle orientatsiooni ja tuvastasid musta augu ümber keskse varjamispiirkonna. Ketas ise on läbimõõduga umbes 1/3 valgusaastast ja on pööratud meie poole.
Muljet avaldanud? Noh, lisage ka see, et meeskond on määranud kindlaks objektiivi galaktikas leiduvate mikroläbimiste ja nendega seotud masside minimaalse arvu. Sõltuvalt eeldatavast ristkiirusest (LOHCAMi modelleerimisel) on väikseim vahemik gaasihiiglase - näiteks planeedi Jupiter - omast Päikese kiiruseni.
Niisiis, kuidas see “augu” asi töötab?
Projektid OGLE ja GLIPT jälgisid kvasari neljast 17. suurusjärgu vaatest meile jõudva visuaalse valguse intensiivsuse muutusi. Kuna enamik kvasareid on teleskoobi abil lahendamata tänu nende kosmosevaheaegadele. Heleduse kõikumisi nähakse kogu kvasari heledusel põhineva andmete ühtse punktina. QSO2237 + 0305 esitab aga kvaasari neli pilti ja iga pilt tõstab esile kvasari teisest vaatenurgast lähtuvat heledust. Kõigi nelja pildi üheaegset teleskoopilist jälgimist saab tuvastada ja intensiivsuse, kuupäeva ja kellaaja osas pildi intensiivsuse väheseid erinevusi tuvastada ja salvestada. Mitmete kuude kuni aastate jooksul võib esineda märkimisväärne arv selliseid "kõrge amplifikatsiooniga sündmusi". Seejärel saab nende esinemisest tekkivaid mustreid (ühest 17. suurusjärgust teise juurde) analüüsida, et näidata liikumist ja intensiivsust. Selle tulemusel on kvaasaris võimalik ülikõrge eraldusvõimega vaade tavaliselt nähtamatule struktuurile.
Kas teie ja teie sõber koos selle 20-tollise dob-newtoni inimesega saaksid seda teha?
Muidugi - kuid mitte ilma väga kallite seadmeteta ja mõne keeruka matemaatilise pildistamise algoritmi hea käepidemega. Kena koht alustamiseks võib aga olla lihtsalt galaktika oksake ja mõnda aega risti riputamine ...
Kirjutanud Jeff Barbour
