Atvaizdo kreditas: Chandra
Įsivaizduokite, kad natūralus teleskopas būtų galingesnis nei bet kuris kitas šiuo metu veikiantis teleskopas. Tada įsivaizduokite, kad ja pasinaudosite norėdami pamatyti arčiau juodosios skylės krašto, kur jos burna yra tarsi purkštukas, kuris suformuoja ypač karštas įkrovos daleles ir išskleidžia jas milijonams šviesmečių į kosmosą. Panašu, kad užduotis nugrimztų į negrįžimo kraštą - žiaurų tašką, esantį keturių milijardų šviesmečių atstumu nuo Žemės. Ta vieta vadinama kvazaru, pavadinimu PKS 1257-326. Silpnajam dangaus mirksniui suteikiamas patrauklesnis „blazaro“ vardas, reiškiantis, kad tai kvazaro ryškumas smarkiai skiriasi ir gali užmaskuoti dar paslaptingesnę, vidinę juodąją skylę, turinčią didžiulę gravitacinę galią.
Teleskopo ilgis, kurio reikia pažvelgti į blazaro burną, turėtų būti milžiniškas, maždaug milijono kilometrų pločio. Bet kaip tik tokį natūralų lęšį rado Australijos ir Europos astronomų komanda; jo objektyvas yra nepaprastai didelis, dujų debesis. Plataus, natūralaus teleskopo idėja atrodo per daug elegantiška, kad būtų išvengta žvilgsnio.
Metodiką, pramintą „Žemės orbitos sinteze“, 2002 m. Išleistame dokumente pirmiausia apžvelgė dr. Jean-Pierre Macquart iš Groningeno universiteto Nyderlanduose ir CSIRO dr. David Jauncey. Nauja technika žada tyrėjams sugebėti išspręsti detales. apie 10 mikroarčekanų per sekundę - tai lygu cukraus kubo matymui Mėnulyje, nuo Žemės.
„Tai yra šimtą kartų tikslesnė detalė, nei mes galime pamatyti su bet kuria kita dabartine astronomijos technika“, - sako dr. Hayley Bignall, neseniai baigęs mokslų daktaro laipsnį Adelaidės universitete ir dabar dirbantis JIVE, Jungtiniame labai ilgo pradinio interferometrijos institute. Europoje. „Tai yra dešimt tūkstančių kartų geriau, nei gali padaryti Hablo kosminis teleskopas. Ir jis yra toks pat galingas, kaip ir visi siūlomi ateities kosminių optinių ir rentgeno teleskopų modeliai. “
Bignallas stebėjo radijo teleskopu CSIRO Australia Telescope Compact Array rytinėje Australijoje. Kai ji nurodo į mikroatsekmeną, tai yra kampo dydžio matas arba koks didelis objektas atrodo. Pavyzdžiui, jei dangus buvo padalytas iš pusrutulio laipsnių, tai vienetas yra maždaug trečdalis vieno laipsnio milijardo.
Kaip veikia didžiausias teleskopas? Naktiniams budėtojams visiškai nepažįstamas naudoti nešvarumus dujų debesyje. Kaip atmosferos turbulencija žvaigždes mirga, mūsų pačių galaktika turi panašią nematomą įkrovusių dalelių, kurios užpildo tuštumas tarp žvaigždžių, atmosferą. Bet koks šių dujų susikaupimas gali sudaryti lęšį, kaip ir tankio pokytis nuo oro iki stiklo sulenkto ir sufokusuoti šviesą toje vietoje, kurią „Galileo“ pamatė pirmą kartą nukreipdamas savo pirmąjį teleskopą į žvaigždę. Poveikis taip pat vadinamas scintiliacija, o debesis veikia kaip objektyvas.
Matymas geriau nei bet kas kitas gali būti nepaprastas, tačiau kaip nuspręsti, kur pirmiausia ieškoti? Komanda yra ypač suinteresuota naudoti „Žemės orbitos sintezę“, norėdami palyginti kvazarų juodąsias skylutes, kurios yra ypač ryškūs tolimų galaktikų branduoliai. Šie kvazaristai danguje pateikia tokius mažus kampus, kad būtų tik šviesos ar radijo spinduliuotės taškai. Radijo bangos ilgio kai kurie kvazariai yra pakankamai maži, kad jie galėtų mirgėti mūsų galaktikos atmosferoje įkrautų dalelių, vadinamų jonizuota tarpžvaigždine terpe, atmosferoje. Kvazarai mirksi arba keičiasi daug lėčiau, nei mirgėjimas gali susieti su matomomis žvaigždėmis. Taigi stebėtojai turi būti kantrūs, norėdami juos pamatyti, net ir naudodamiesi galingiausiais teleskopais. Bet kokie pokyčiai mažiau nei per dieną laikomi greitais. Greičiausias scintiliatorius turi signalus, kurių stiprumas dvigubai padidėja arba padidėja per mažiau nei valandą. Tiesą sakant, geriausius ligšiolinius stebėjimus teikia metinis Žemės judėjimas, nes metiniai pokyčiai suteikia išsamų vaizdą, leidžiantį astronomams pamatyti žiaurius juodosios skylės purkštuvo burnos pokyčius. Tai yra vienas iš komandos tikslų: „per trečdalį šviesmečių pamatyti vieną iš šių purkštukų bazę“, - teigia CSIRO dr. Davidas Jauncey. „Tai yra„ verslo pabaiga “, kur yra gaminamas purkštukas.“
Neįmanoma „pamatyti“ į juodąją skylę, nes šios sugriuvusios žvaigždės yra tokios tankios, kad dėl per didelio jų gravitacijos net nėra galimybės išbėgti. Tik materijos elgesys už horizonto, nutolęs nuo juodosios skylės, gali reikšti, kad jie netgi egzistuoja. Didžiausias teleskopas gali padėti astronomams suprasti purkštuko dydį jo bazėje, ten esančių magnetinių laukų modelį ir tai, kaip bėgant laikui juda srovė. „Mes netgi galime ieškoti pokyčių, kai medžiaga pasislenka šalia juodosios skylės ir yra išsibarsčiusi išilgai purkštukų“, - sako dr. Macquart.
Žurnalas „Astrobiology“ turėjo galimybę pasikalbėti su Hayley Bignall apie tai, kaip padaryti teleskopą iš dujų debesų ir kodėl žvilgtelėjus giliau nei bet kas anksčiau, galima pasiūlyti įžvalgą apie nuostabius įvykius šalia juodųjų skylių. Žurnalas „Astrobiology“ (AM): Kaip jūs pirmiausia susidomėjote dujų debesų panaudojimu kaip natūralaus fokusavimo objektu, kai norite išspręsti labai tolimus objektus?
Hayley Bignall (HB): Idėja naudoti tarpžvaigždinę scintiliaciją (ISS) - reiškinį, atsirandantį dėl radijo bangų išsibarstymo turbulenciniuose, jonizuotuose Galaktikos dujų „debesyse“, siekiant išspręsti labai tolimus, kompaktiškus objektus - iš tikrųjų parodo kelių skirtingų konvergenciją. tyrimų kryptys, todėl šiek tiek apibūdinsiu istorinį pagrindą.
Septintajame dešimtmetyje radijo astronomai, siekdami išmatuoti radijo bangų sklidimą saulės vėjyje, panaudojo dar kitokio tipo scintiliaciją - tarpplanetinę scintiliaciją - radijo šaltinių kampo dydžiams išmatuoti arkos sekundes (1 arka sekundė = 1/3600 laipsnių). Tai buvo didesnė skiriamoji geba, nei tuo metu buvo galima pasiekti kitomis priemonėmis. Bet šie tyrimai iš esmės nutrūko, kai 1960 m. Pabaigoje atsirado labai ilga pradinė interferometrija (VLBI), kuri leido tiesiogiai vaizduoti radijo šaltinius, turinčius daug didesnę kampinę skiriamąją gebą - šiandien VLBI skiriamąją gebą pasiekia geriau nei miliaršekundę.
Asmeniškai aš susidomėjau galimu tarpžvaigždinės scintiliacijos panaudojimu dalyvaudamas radijo šaltinių kintamumo tyrimuose, ypač „blazerų“ kintamume. „Blazar“ yra intriguojantis vardas, naudojamas kai kuriems kvazarams ir „BL Lacertae“ objektams - tai yra, „Active Galactic Nuclei“ (AGN), kurių „centriniame variklyje“ tikriausiai yra supermasyvios juodosios skylės, turinčios galingus energetinių, spinduliuojančių dalelių srautus, nukreiptus beveik tiesiai į mus. .
Tada matome reaktyvistinio spinduliavimo, kurį sukelia reaktyvinis spinduliuotė, poveikį, įskaitant greitą viso elektromagnetinio spektro intensyvumo kintamumą - nuo radijo iki didelės energijos gama spindulių. Daugumą stebėtų kintamumo šiuose objektuose buvo galima paaiškinti, tačiau kilo problema: kai kurie šaltiniai parodė labai greitą radijo kintamumą per dieną. Jei toks trumpas laiko skalės kintamumas esant tokiems ilgiems (centimetrų) bangų ilgiams būtų būdingas šaltiniams, jiems būtų per daug karšta išlikti metų metus, kaip buvo pastebėta, kad daugelis. Karšti šaltiniai turėtų labai greitai išsklaidyti visą savo energiją, kaip rentgeno ir gama spinduliai. Kita vertus, jau buvo žinoma, kad tarpžvaigždinė scintiliacija veikia radijo bangas; taigi, svarbu išspręsti klausimą, ar labai greitas radijo kintamumas iš tikrųjų buvo ISS, ar būdingas šaltiniams.
Atlikdamas daktaro disertaciją atsitiktinai radau greitą kvazaro (blazaro) PKS 1257-326 kintamumą, kuris yra vienas iš trijų greičiausių radijo kintamųjų AGN, kuriuos kada nors stebėjau. Kolegos ir aš galėjome įtikinamai parodyti, kad greitą radijo kintamumą lėmė ISS [scintiliacija]. Šio konkretaus šaltinio atvejis papildė įrodymais, kad dienos radijo pokyčius paprastai lemia ISS.
Šaltiniai, parodantys ISS, turi būti labai maži, mikroarčekondo, kampiniai. ISS stebėjimai savo ruožtu gali būti naudojami šaltinio struktūrai „susieti“ su mikroaršekundės skiriamąja geba. Tai yra daug didesnė skiriamoji geba, nei gali pasiekti net VLBI. Ši technika buvo aprašyta 2002 m. Dokumente, kurį pateikė du mano kolegos, daktaras Jean-Pierre Macquart ir daktaras David Jauncey.
Kvazaras PKS 1257-326 pasirodė esąs labai graži „jūrų kiaulytė“, padedanti parodyti, kad ši technika tikrai veikia.
ESU: Scintiliacijos principai yra matomi visiems net ir be teleskopo, teisingi - kai žvaigždė mirksi, nes danguje užima labai mažą kampą (būnant taip toli), tačiau planeta mūsų Saulės sistemoje nėra matoma? Ar tai teisingas atstumų vizualinio įvertinimo principo palyginimas su scintiliacija?
HB: Palyginimas su matomomis žvaigždėmis mirksi dėl atmosferos mirksėjimo (dėl turbulencijos ir temperatūros svyravimų Žemės atmosferoje) yra teisingas; pagrindinis reiškinys yra tas pats. Nematome, kad planetos susisuktų, nes jų kampai yra daug didesni - blyksnis „išsisklaidys“ per planetos skersmenį. Žinoma, šiuo atveju taip yra todėl, kad planetos yra taip arti mūsų, kad jos danguje kampuoja didesnius kampus nei žvaigždės.
Vis dėlto scintiliacija nėra naudinga norint įvertinti atstumą iki kvazarų: Toliau esantys objektai ne visada turi mažesnius kampus. Pavyzdžiui, visi impulsai (besisukančios neutroninės žvaigždės), esantys mūsų pačių „Galaktikoje“, mirksi, nes jie turi labai mažus kampinius dydžius, daug mažesnius nei bet kuris kvazaris, nors kvazariai dažnai būna milijardų šviesmečių atstumu. Tiesą sakant, pulsavimo atstumui įvertinti buvo naudojama scintiliacija. Kvazariams, be atstumo, yra daugybė veiksnių, kurie daro įtaką jų tariamajam kampiniam dydžiui ir, dar labiau apsunkindami reikalus, esant kosmologiniams atstumams, objekto kampinis dydis nebesikeičia kaip atvirkštinis atstumas. Paprastai geriausias būdas įvertinti atstumą iki kvazaro yra išmatuoti raudonojo jo optinio spektro poslinkį. Tada išmatuotas kampines skales (pvz., Iš scintiliacijos ar VLBI stebėjimų) galime konvertuoti į linijines skales šaltinio raudonojo poslinkio metu
ESU: Aprašytas teleskopas pateikia kvazaro pavyzdį, kuris yra radijo šaltinis ir kuris gali keistis visus metus. Ar yra kokių nors natūralių šaltinių tipų ar stebėjimo trukmės apribojimų?
HB: Yra kampinių dydžių ribos, už kurių ribų mirksėjimas „užgęsta“. Radijo šaltinio ryškumo pasiskirstymą galima pavaizduoti kaip tam tikro dydžio nepriklausomai mirgančių „pleistrų“ pluoštą, kad šaltiniui padidėjus, tokių pleistrų skaičius padidėtų, o galiausiai visų pleistrų scintiliacija būtų vidutinė, kad mes visai nebestebėti jokių variacijų. Iš ankstesnių stebėjimų mes žinome, kad ekstragalaktinių šaltinių radijo spektro forma turi didelę įtaką šaltinio kompaktiškumui - šaltiniai, turintys „plokščius“ ar „apverstus“ radijo spektrus (ty srauto tankis didėjant link trumpesnių bangų ilgių), paprastai yra kompaktiškiausias. Tai taip pat linkę būti „blazaro“ tipo šaltiniai.
Stebėjimo ilgio metu būtina gauti daugybę nepriklausomų scintiliacijos modelio pavyzdžių. Taip yra todėl, kad scintiliacija yra stochastinis procesas, ir mes turime žinoti tam tikrą proceso statistiką, kad gautume naudingą informaciją. Greitam scintiliatoriui, tokiam kaip PKS 1257-326, pakankamą scintiliacijos modelio pavyzdį galime gauti tik iš vienos tipiškos 12 valandų stebėjimo sesijos. Norint gauti tą pačią informaciją, keletą dienų reikia stebėti lėtesnius scintiliatorius. Tačiau yra keletas nežinomų problemų, tokių kaip didžiulio išsklaidymo „ekrano“ greitis galaktikos tarpžvaigždinėje terpėje (ISM). Stebėdami ištisus metus tarpais, mes galime išspręsti šį greitį - ir, kas svarbu, mes taip pat gauname dvimatę informaciją apie scintiliacijos schemą ir dėl to šaltinio struktūrą. Žemei einant aplink Saulę, efektingai išpjauname scintiliacijos schemą skirtingais kampais, nes santykinis Žemės / ISM greitis kinta per metus. Mūsų tyrimų grupė šią techniką pavadino „Žemės orbitalės sinteze“, nes ji yra analogiška „Žemės sukimosi sintezei“, standartinei radijo interferometrijos technikai.
ESU: Neseniai įvertintas žvaigždžių skaičius danguje įvertino, kad žinomoje visatoje yra dešimt kartų daugiau žvaigždžių nei smėlio grūdelių Žemėje. Ar galite apibūdinti, kodėl purkštukai ir juodosios skylės yra įdomūs kaip sunkiai išsprendžiami objektai, net naudojant dabartinius ir būsimus kosminius teleskopus, tokius kaip „Hubble“ ir „Chandra“?
HB: Objektai, kuriuos tiriame, yra vieni energingiausių visatos reiškinių. AGN gali būti iki ~ 1013 (10 - iki 13 arba 10000 trilijonų galios) kartų šviesesnis nei Saulė. Tai yra unikalios „aukštosios energijos“ fizikos „laboratorijos“. Astrofizikai norėtų visiškai suprasti procesus, susijusius su šių nepaprastai galingų purkštukų formavimu arti centrinės supermasyviosios juodosios skylės. Naudodamiesi scintiliacija, norėdami išspręsti vidines radijo purkštukų sritis, mes žvilgčiojame arti „purkštuko“, kur susidaro purkštukas - arčiau veiksmo, nei matome naudodamiesi bet kuria kita technika!
ESU: Savo tiriamajame darbe jūs atkreipiate dėmesį, kad tai, kaip greitai ir kaip stipriai skiriasi radijo signalai, priklauso nuo radijo šaltinio dydžio ir formos, dujų debesų dydžio ir struktūros, Žemės greičio ir krypties, einant aplink Saulę, ir dujų debesų judėjimo greitis ir kryptis. Ar yra įmontuotų prielaidų apie dujų debesies „lęšio“ formą ar stebimo objekto formą, prieinamą su technika?
Žiedo ūkas, nors ir nėra naudingas vaizdų vaizdavimas, pasižymi tolimu teleskopo objektyvo žvilgsniu. 2000 šviesmečių atstumu nuo žvaigždyno, Lyra, žiedas susidaro vėlyvose vidinės žvaigždės gyvenimo stadijose, kai jis skleidžia storą ir besiplečiantį išorinį dujų sluoksnį. Kreditas: NASA Hablo HST
HB: Užuot galvoję apie dujų debesis, galbūt tiksliau būtų pavaizduoti jonizuotų dujų arba plazmos, kurioje yra daugybė turbulencijos ląstelių, fazę keičiantį „ekraną“. Pagrindinė prielaida, įeinanti į modelį, yra ta, kad turbulentinių svyravimų dydžio skalė atitinka galios dėsnio spektrą - atrodo, kad tai yra pagrįsta prielaida, remiantis tuo, ką mes žinome apie bendras turbulencijos savybes. Turbulencija gali būti prailginta tam tikra kryptimi dėl magnetinio lauko struktūros plazmoje, ir iš principo mes galime gauti tam tikros informacijos iš stebimo scintiliacijos modelio. Iš scintiliacijos modelio taip pat gauname šiek tiek informacijos apie stebimo objekto formą, todėl nėra jokių įtaisytų prielaidų, nors šiame etape šaltinio struktūrai apibūdinti galime naudoti tik gana paprastus modelius.
ESU: Ar greiti scintiliatoriai yra tinkamas tikslas išplėsti metodo galimybes?
HB: Greiti scintiliatoriai yra geri vien todėl, kad jiems nereikia tiek daug stebėjimo laiko, kiek lėtesniems scintiliatoriams, kad gautų tokį patį informacijos kiekį. Pirmieji trys „valandos“ scintiliatoriai mus daug išmokė apie scintiliacijos procesą ir apie tai, kaip atlikti „Žemės orbitos sintezę“.
ESU: Ar planuojami papildomi kandidatai būsimiems stebėjimams?
HB: Neseniai su kolegomis atlikome didelę apklausą naudodamiesi labai dideliu masyvu Naujojoje Meksikoje, kad ieškotume naujų žvilgančių radijo šaltinių. Pirmieji šios apklausos, kuriai vadovavo dr. Jim Lovell iš CSIRO Australijos teleskopo nacionalinio fondo (ATNF), rezultatai buvo neseniai paskelbti astronomijos žurnale (2003 m. Spalio mėn.). Iš 700 stebėtų plokščio spektro radijo šaltinių radome daugiau nei 100 šaltinių, kurių intensyvumas per 3 dienas labai skiriasi. Mes imamės tolesnių stebėjimų, kad sužinotume daugiau apie šaltinio struktūrą ypač kompaktiškose, mikroarčekondo skalėse. Mes palyginsime šiuos rezultatus su kitomis šaltinio savybėmis, tokiomis kaip emisija kituose bangos ilgiuose (optinėje, rentgeno, gama spinduliuotėje) ir struktūra didesniuose erdviniuose masteliuose, tokiuose, kurie matomi naudojant VLBI. Tokiu būdu tikimės sužinoti daugiau apie šiuos labai kompaktiškus, didelio ryškumo temperatūros šaltinius, o taip pat proceso metu sužinoti daugiau apie mūsų pačių „Galaxy“ tarpžvaigždinės terpės savybes.
Atrodo, kad kai kurių šaltinių labai greita scintiliacija yra ta, kad plazmos „išsklaidymo ekranas“, sukeliantis didžiąją dalį scintiliacijos, yra visai šalia, per 100 šviesmečių nuo Saulės sistemos. Šie netoliese esantys „ekranai“, matyt, yra gana reti. Mūsų apklausoje buvo rasta labai mažai greitųjų scintiliatorių, o tai šiek tiek nustebino, nes du iš trijų greičiausiai žinomų scintiliatorių buvo aptikti serendipitiškai. Manėme, kad tokių šaltinių gali būti daug daugiau!
Originalus šaltinis: žurnalas „Astrobiology“
