Кредит за изображение: Чандра
Представете си, че да направите естествен телескоп по-мощен от всеки друг телескоп, който в момента работи. След това си представете как го използвате, за да видите по-близо до ръба на черна дупка, където устата му е като струя, която образува супер горещи заредени частици и ги изплюва милиони светлинни години в космоса. Изглежда, че задачата е да се отведе до ръба на невъзвръщаемост, място на насилие на четири милиарда светлинни години от Земята. Това място се нарича квазар на име PKS 1257-326. Неговото слабо блещукане в небето получава по-закачливото име на „блазар“, което означава, че това е квазар, който варира драстично по яркост и може да замаскира още по-мистериозна, вътрешна черна дупка с огромна гравитационна сила.
Дължината на телескоп, необходима, за да надникне в устието на блазара, трябва да е огромна, широка около милион километра. Но точно такъв естествен обектив е открит от екип от австралийски и европейски астрономи; лещата му е забележително, облак газ. Идеята за обширен естествен телескоп изглежда твърде елегантна, за да не надникнете в него.
Техниката, наречена „синтез на Земята-Орбита“, беше очертана за първи път от д-р Жан-Пиер Макварт от Университета в Гронинген в Холандия и д-р Дейвид Жаунси от CSIRO в документ, публикуван през 2002 г. Новата техника обещава на изследователите възможността да разрешават подробности около 10 микроарксекунди - еквивалент на това да видите кубче захар на Луната от Земята.
„Това е сто пъти по-фина подробност, отколкото можем да видим с която и да е друга съвременна техника в астрономията“, казва д-р Хейли Бигнал, която наскоро завърши докторска степен в Университета в Аделаида и сега е в JIVE, Съвместния институт за много дълга основна интерферометрия в Европа. „Той е десет хиляди пъти по-добър от космическия телескоп Хъбъл. И е толкова мощен, колкото всички предложени бъдещи космически оптични и рентгенови телескопи. "
Bignall направи наблюденията с радиотелескопа CSIRO Australia Telescope Compact Array в източна Австралия. Когато тя се отнася до микрокресекунда, това е мярка с ъглов размер или колко голям обект изглежда. Ако например небето беше разделено на градуси като полукълбо, единицата е около една трета от милиардна част от един градус.
Как работи най-големият телескоп? Използването на тромавост вътре в облак от газ не е напълно непознато за нощните наблюдатели. Подобно на атмосферната турбуленция кара звездите да мигат, нашата собствена галактика има подобна невидима атмосфера от заредени частици, които запълват празнините между звездите. Всяко струпване на този газ естествено може да образува леща, точно както промяната на плътността от огъната въздух към стъкло и фокусира светлината в това, което Галилео за пръв път видя, когато насочи първия си телескоп към звездата. Ефектът се нарича още сцинтилация и облакът действа като леща.
Да виждаш по-добре от всеки друг може да е забележително, но как да решим къде да гледам първо? Екипът е особено заинтересован, използвайки „Синтез на Земята-Орбита“, за да надникне близо до черните дупки в квазарите, които са супер ярки ядра на далечни галактики. Тези квазари подлагат такива малки ъгли на небето, че са просто точки на светлина или радио излъчване. При радио дължини на вълната някои квазари са достатъчно малки, за да мигат в атмосферата на нашата Галактика от заредени частици, наречени йонизирана междузвездна среда. Квазарите мигат или се различават много по-бавно, отколкото може да се асоциира с видими звезди. Затова наблюдателите трябва да бъдат търпеливи, за да ги прегледат, дори и с помощта на най-мощните телескопи. Всяка промяна за по-малко от ден се счита за бърза. Най-бързите сцинтилатори имат сигнали, които се удвояват или удвояват по-малко от час. Всъщност най-добрите наблюдения, направени досега, се възползват от годишното движение на Земята, тъй като годишното изменение дава пълна картина, което потенциално позволява на астрономите да видят насилствените промени в устието на черна дупка. Това е една от целите на екипа: „да се видим в рамките на една трета от светлинната година от базата на един от тези самолети“, според д-р Дейвид Жаунси от CSIRO. „Това е„ бизнес крайът “, където е направен самолетът.“
Не е възможно да „видите“ в черна дупка, тъй като тези срутени звезди са толкова плътни, че тяхната свръхгравитационна гравитация дори не позволява светлината да избяга. Само поведението на материята извън хоризонт на известно разстояние от черна дупка може да сигнализира, че те дори съществуват. Най-големият телескоп може да помогне на астрономите да разберат размера на струя в основата й, модела на магнитните полета там и как струята се развива с течение на времето. „Можем дори да търсим промени, тъй като материята е в близост до черната дупка и е изплюта по струите“, казва д-р Макуарт.
Списание Astrobiology имаше възможност да разговаря с Hayley Bignall за това как да се направи телескоп от газови облаци и защо надничане по-дълбоко от всеки преди това може да предложи поглед върху забележителни събития в близост до черни дупки. Astrobiology Magazine (AM): Как за първи път се заинтересувахте от използването на газови облаци като част от естествен фокус за разрешаване на много отдалечени обекти?
Хейли Бигнал (HB): Идеята за използване на междузвездна сцинтилация (ISS), явление, дължащо се на разсейване на радиовълни в бурни, йонизирани галактически „облаци“, за разрешаване на много далечни, компактни обекти, наистина представлява сближаването на няколко различни линии на изследване, така че ще очертая малко от историческия фон.
През 60-те години радиоастрономите използват друг вид сцинтилация, междупланетна сцинтилация, поради разсейване на радиовълни при слънчевия вятър, за измерване на ъглова размери на под-дъгата (1 арсекунда = 1/3600 градуса дъга) за радиоизточници. Това беше по-висока резолюция, отколкото можеше да се постигне по друг начин по онова време. Но тези проучвания до голяма степен паднаха с появата на много дълга базова интерферометрия (VLBI) в края на 60-те години на миналия век, което позволи директно изобразяване на радиоизточници с много по-висока ъглова резолюция - днес VLBI постига разделителна способност по-добре от милиарсекунда.
Аз лично се заинтересувах от потенциалните приложения на междузвездната сцинтилация, като участвах в проучвания за изменчивостта на радиоизточниците - по-специално, променливостта на „блазарите“. Blazar е закачливо име, приложено към някои квазари и BL Lacertae обекти - тоест, активна галактическа ядра (AGN), вероятно съдържаща супермасивни черни дупки като техните „централни двигатели“, които имат мощни струи от енергийни, излъчващи частици, насочени почти право към нас ,
След това виждаме ефекти на релативисткото лъчение в излъчването от струята, включително бърза променливост на интензитета в целия електромагнитен спектър, от радио до високоенергийни гама лъчи. По-голямата част от наблюдаваната променливост в тези обекти може да бъде обяснена, но имаше проблем: някои източници показаха много бърза радио-вариабилност в рамките на деня. Ако такава кратка променливост на мащаба при такива дълги (сантиметрови) дължини на вълната са присъщи на източниците, те биха били твърде горещи, за да останат в продължение на години, както се забелязват мнозина. Източници, които са горещи, трябва да излъчват цялата си енергия далеч много бързо, като рентгенови лъчи и гама-лъчи. От друга страна, вече беше известно, че междузвездната сцинтилация засяга радиовълните; така че въпросът дали много бързата радио променливост всъщност е ISS или присъща на източниците, беше важен за разрешаване.
По време на моето докторско изследване открих случайно бърза променливост в квазара (блазар) PKS 1257-326, който е една от трите най-бързо радио променливи AGN, наблюдавани някога. Моите колеги и аз успяхме да покажем окончателно, че бързата радио вариабилност се дължи на ISS [сцинтилация]. Случаят с този конкретен източник се добавя към доказателства, че като цяло радио променливостта в рамките на ден се дължи предимно на ISS.
Източниците, които показват ISS, трябва да имат много малки, ъглова секунда, ъглови размери. Наблюденията на МКС могат от своя страна да се използват за „картографиране“ на източната структура с микроарксекундна резолюция. Това е много по-висока резолюция, отколкото дори VLBI може да постигне. Техниката беше очертана в документ от 2002 г. от двама мои колеги, д-р Жан-Пиер Макуарт и д-р Дейвид Жаунси.
Квазарът PKS 1257-326 се оказа много хубаво „морско свинче“, с което демонстрира, че техниката наистина работи.
AM: Принципите на сцинтилацията са видими за всеки, дори и без телескоп, правилно - където звезда мига, защото покрива много малък ъгъл в небето (тъй като е толкова далеч), но планетата в нашата Слънчева система не сцинтилира видимо? Това справедливо сравнение на принципа за визуално оценяване на разстоянията със сцинтилацията?
HB: Сравнението с това да видите звезди да мигат в резултат на атмосферна сцинтилация (поради турбулентност и температурни колебания в земната атмосфера) е справедливо; основното явление е същото. Не виждаме планети да мигат, тъй като имат много по-големи ъглови размери - сцинтилацията се „размазва“ над диаметъра на планетата. В случая, разбира се, е така, защото планетите са толкова близо до нас, че подлагат по-големи ъгли на небето, отколкото звездите.
Сцинтилацията не е много полезна за изчисляване на разстоянията до квазарите, но обектите, които са по-далеч, не винаги имат по-малки ъглови размери. Например, всички пулсари (въртящи се неутронни звезди) в нашия собствен галактически сцинтилат, тъй като имат много малки ъглови размери, много по-малки от всеки квазар, въпреки че квазарите често са на милиарди светлинни години. Всъщност сцинтилацията се използва за оценка на пулсарни разстояния. Но за квазарите има много фактори освен разстоянието, които влияят върху техния очевиден ъглов размер и за да усложнят допълнително въпроса, при космологични разстояния ъгловият размер на обекта вече не варира като обратната на разстоянието. Като цяло най-добрият начин за оценка на разстоянието до квазар е измерването на червеното изместване на оптичния му спектър. Тогава можем да конвертираме измерени ъглови скали (например от сцинтилация или наблюдения VLBI) в линейни скали при червено изместване на източника
AM: Описаният телескоп предлага пример за квазар, който е радиоизточник и се наблюдава, че варира за цяла година. Има ли някакви естествени ограничения за видовете източници или продължителността на наблюдение?
HB: Има отсечки с ъглов размер, отвъд които сцинтилацията се „угасва“. Човек може да представи разпределението на яркостта на радиоизточника като куп независими сцинтилиращи „лепенки“ с даден размер, така че когато източникът се увеличава, броят на тези пластири се увеличава и в крайна сметка сцинтилацията над всички пластири средно се увеличава, така че ние престанете да наблюдавате всякакви вариации изобщо. От предишни наблюдения знаем, че за екстрагалактичните източници формата на радиочестотния спектър има много общо с това колко компактен е източник - източници с "плосък" или "обърнат" радио спектър (т.е. плътността на потока, нарастваща към по-къси дължини на вълната) обикновено най-компактен. Те също са склонни да бъдат източници на тип „блаз“.
Що се отнася до продължителността на наблюдението, е необходимо да се получат много независими проби от сцинтилационния модел. Това е така, защото сцинтилацията е стохастичен процес и трябва да знаем някои статистически данни за процеса, за да извлечем полезна информация. За бързи сцинтилатори като PKS 1257-326 можем да получим адекватна проба от сцинтилационния модел само от една, типична 12-часова наблюдателна сесия. Трябва да се наблюдават по-бавни сцинтилатори в продължение на няколко дни, за да се получи същата информация. Въпреки това, има някои неизвестни за разрешаване, като например основната скорост на разсейващия се „екран“ в галактическата междузвездна среда (ISM). Наблюдавайки на интервали, разположени в продължение на цяла година, можем да решим за тази скорост - и важното е, че получаваме и двуизмерна информация за сцинтилационния модел, а оттам и за структурата на източника. Докато Земята обикаля около Слънцето, ние ефективно прорязваме сцинтилационния модел под различни ъгли, тъй като относителната скорост на Земята / ISM варира през годината. Нашата изследователска група нарече тази техника „орбитален синтез на Земята“, тъй като тя е аналогична на „синтез на въртене на Земята“, стандартна техника в радио интерферометрията.
AM: Скорошна оценка за броя на звездите в небето прецени, че в известната вселена има десет пъти повече звезди от пясъчни зърна на Земята. Можете ли да опишете защо струите и черните дупки са интересни като трудни за разрешаване обекти, дори да използвате настоящи и бъдещи космически телескопи като Хъбъл и Чандра?
HB: Обектите, които изучаваме, са едни от най-енергийните явления във Вселената. AGN може да бъде до ~ 1013 (10 с мощност 13, или 10 000 трилиона) пъти по-светещи от Слънцето. Те са уникални „лаборатории” за физика на висока енергия. Астрофизиците биха искали да разберат напълно процесите, свързани с формирането на тези изключително мощни струи близо до централната свръхмасивна черна дупка. Използвайки сцинтилацията за разрешаване на вътрешните участъци на радио-джетове, ние надникваме близо до „дюзата“, където струята се формира - по-близо до действието, отколкото можем да видим при всяка друга техника!
AM: В своя научен труд посочвате, че колко бързо и колко силно варират радиосигналите зависи от размера и формата на радиоизточника, размера и структурата на газовите облаци, скоростта и посоката на Земята, докато обикаля около Слънцето, и скоростта и посоката, в която се движат газовите облаци Има ли вградени предположения или за формата на газовия облак „леща“, или за формата на наблюдаван обект, която е достъпна с техниката?
Мъглявината на пръстена, макар и да не е полезна за изображения, има внушителен вид на далечен обектив на телескопа. На разстояние 2 000 светлинни години в посока на съзвездието, Лира, пръстенът се образува в късните етапи от живота на вътрешната звезда, когато тя хвърля плътен и разширяващ се външен газов слой. Кредит: НАСА Хъбъл HST
HB: Вместо да мислим за газови облаци, може би е по-точно да представим променящ се фаза „екран“ на йонизиран газ или плазма, който съдържа голям брой клетки на турбулентност. Основното предположение, което влиза в модела, е, че мащабната скала на турбулентните колебания следва спектър на енергийния закон - това изглежда разумно предположение, от това, което знаем за общите свойства на турбулентността. Турбулентността може да бъде преференциално удължена в определена посока поради структурата на магнитното поле в плазмата и по принцип можем да получим някаква информация за това от наблюдаваната схема на сцинтилация. Ние също получаваме малко информация от сцинтилационния модел за формата на наблюдавания обект, така че няма вградени предположения за това, въпреки че на този етап можем да използваме само доста прости модели за описание на структурата на източника.
AM: Дали бързите сцинтилатори са добра цел за разширяване на възможностите на метода?
HB: Бързите сцинтилатори са добри, просто защото не изискват толкова време за наблюдение, колкото по-бавните сцинтилатори, за да получат същото количество информация. Първите три „вътречасови“ сцинтилатори ни научиха много за процеса на сцинтилация и за това как да правим „Синтез на орбитата на Земята“.
AM: Планират ли се допълнителни кандидати за бъдещи наблюдения?
HB: Моите колеги и аз наскоро предприехме голямо проучване, използвайки много големия масив в Ню Мексико, за да потърсим нови мигащи радиоизточници. Първите резултати от това проучване, водени от д-р Джим Ловел от Австралийския национален инструмент за телескопи на CSIRO (ATNF), бяха публикувани наскоро в Astronomical Journal (октомври 2003 г.). От наблюдаваните 700 източници на плосък спектър открихме повече от 100 източника, които показаха значителна променливост на интензитета за период от 3 дни. Ние предприемаме последващи наблюдения, за да научим повече за структурата на източника на ултра-компактни, микроарксекундни скали. Ще сравним тези резултати с други свойства на източника, като излъчване при други дължини на вълната (оптични, рентгенови, гама-лъчи) и структура на по-големи пространствени скали, като тези, наблюдавани при VLBI. По този начин се надяваме да научим повече за тези много компактни източници на висока яркост на температурата, а също така в процеса да научим повече за свойствата на междузвездната среда на нашата собствена Галактика.
Изглежда, че причината за много бързата сцинтилация в някои източници е, че плазменият „разсейващ се екран“, причиняващ по-голямата част от сцинтилацията, е съвсем наблизо, в рамките на 100 светлинни години от Слънчевата система. Тези „екрани“ наблизо са очевидно доста редки. Нашето проучване откри много малко бързи сцинтилатори, което беше малко изненадващо, тъй като два от трите най-бързи известни сцинтилатора бяха открити последователно. Мислехме, че може да има много повече такива източници!
Оригинален източник: списание Астробиология
