Vaizdo kreditas: Hablas
Spiralinė galaktika PGC 69457 yra netoli kritimo Pegasus ir Vandenis žvaigždynų ribos maždaug 3 laipsniais į pietus nuo trečiojo lygio Theta Pegasi - bet nereikia kasti to 60 mm refraktoriaus, kad jo ieškotumėte. Iš tikrųjų galaktika yra nutolusi maždaug 400 milijonų šviesmečių ir jos akivaizdus ryškumas yra 14,5. Taigi kitą rudenį gali būti tinkamas laikas pasikabinti su savo „astro-riešuto“ draugu, kuris visada leidžiasi į saulėlydį, norėdamas atsiriboti nuo miesto žiburių, sportuojančių didesnį, daug didesnį, mėgėjišką instrumentą…
Tačiau danguje yra daugybė 14 dydžio galaktikų - kas daro „PGC 69457“ tokį ypatingą?
Norėdami pradėti nuo daugumos galaktikų, „neužblokuokite“ dar tolimesnio kvazaro (QSO2237 + 0305) vaizdo. Ir jei kiti egzistuotų, tik nedaugelis turėtų tinkamą paskirstymą didelio tankio kūnų, reikalingų tam, kad šviesa „pasilenktų“ taip, kad būtų matomas kitaip nematomas objektas. Naudodami „PGC 69457“, gausite ne vieną, o keturis - atskirus to paties kvazaro 17-os dydžio vaizdus, nes jums sunku sumontuoti vieną 20 colių santvaros vamzdį. Tai verta? (Ar galite pasakyti „keturgubas jūsų stebėjimo malonumas“?)
Tačiau tokio požiūrio reiškinys yra dar įdomesnis profesionaliems astronomams. Ko galime pasimokyti iš tokio išskirtinio efekto?
Teorija jau yra nusistovėjusi - Albertas Einšteinas ją numatė savo 1915 m. „Bendrojoje reliatyvumo teorijoje“. Pagrindinė Einšteino mintis buvo ta, kad stebėtojas, kuriam vyksta pagreitis ir vienas nejudantis gravitaciniame lauke, negalėjo pasakyti skirtumo tarp jų „svorio“. “. Ištyrus šią idėją iki galo, tapo aišku, kad ne tik materija, bet ir šviesa (nepaisant to, kad ji yra beveidė) patiria tokią pat painiavą. Dėl šios priežasties šviesa, artėjanti prie gravitacinio lauko kampu, „pagreitėja link gravitacijos šaltinio“, tačiau kadangi šviesos greitis yra pastovus, toks pagreitis veikia tik šviesos kelią ir bangos ilgį, o ne tikrąjį jos greitį.
Pats gravitacinis lęšis pirmą kartą buvo aptiktas per visą 1919 m. Saulės užtemimą. Tai buvo vertinama kaip nežymus žvaigždžių padėties, esančios šalia Saulės koronos, poslinkis, užfiksuotas fotografijos plokštelėse. Dėl šio pastebėjimo dabar mes žinome, kad jums nereikia objektyvo, kad būtų galima sulenkti šviesą, ar net vandens, kad būtų refrakcionuotas tų Koi vaizdas, kuris maudosi tvenkinyje. Šviesos pavidalo medžiaga eina mažiausio pasipriešinimo keliu, tai reiškia, kad reikia sekti ir gravitacinę erdvės kreivę, ir optinę objektyvo kreivę. Šviesa iš QSO2237 + 0305 daro tik tai, kas savaime suprantama, naršant „erdvės-laiko“ kontūruose, besisukančiuose aplink tankius žvaigždžius, esančius palei regėjimo liniją iš tolimo šaltinio per labiau kaimyninę galaktiką. Iš tiesų įdomus dalykas apie „Einšteino kryžių“ slypi tame, ką jis pasakoja apie visas dalyvaujančias mases - galaktikoje esančias šviesą atspindinčias galaktikas ir didžiąją, esančią kvazaro širdyje.
Savo darbe „Einšteino kryžiaus mažų šviesų kreivių rekonstravimas“ Korėjos astrofizikas Dong-Wook Lee (et al) iš Sejongo universiteto kartu su belgų astrofiziku J. Surdezu (et al) iš Lježo universiteto rado įrodymų, kad juodąją skylę aplink „Quasar QSO2237 + 0305“ sukaupiantis diskas. Kaip toks dalykas įmanomas per atstumą?
Objektyvai, „PGC 69457“ paprastai „surenkantys ir sufokusuojantys“, ir tie „gravitaciniai lęšiai“ (Lee iš viso turi mažiausiai penkis mažos masės, bet labai sutankintus kūnus). Tokiu būdu šviesa iš kvazaro, kuris paprastai nutoltų toli nuo mūsų instrumentų, „apvynioja“ galaktiką, kad artėtų prie mūsų. Dėl šios priežasties mes „matome“ 100 000 kartų detaliau nei įmanoma. Tačiau yra ir laimikio: nepaisant to, kad 100 000 kartų didesnė skiriamoji geba, vis tiek matome tik šviesą, o ne detales. Kadangi galaktikoje yra kelios masės, refrakcionuojančios šviesą, mes matome daugiau nei vieną kvazaro vaizdą.
Norėdami gauti naudingą informaciją iš kvazaro, turite rinkti šviesą per ilgą laiko tarpą (mėnesius nuo metų) ir naudoti specialius analizės algoritmus, kad gautumėte duomenis kartu. Lee ir partnerių naudojamas metodas vadinamas LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (Pats HAE yra „High Amplification Events“ sutrumpinimas). Naudodama LOHCAM ir duomenis, gautus iš OGLE (optinio gravitacinio objektyvo eksperimento) ir GLIPT (Gravitacinio objektyvo tarptautinio laiko projekto), komanda nustatė ne tik tai, kad LOHCAM veikia kaip tikėtasi, bet kad QSO2237 + 0305 gali turėti aptinkamą akistatos diską (iš kurio jis atkreipia dėmesį). varyti savo lengvą variklį). Komanda taip pat nustatė apytikslę kvazarų juodosios skylės masę, iš jos spinduliuojančio ultravioletinės srities dydį ir įvertino skersinį juodosios skylės judesį, kai ji juda spiralinės galaktikos atžvilgiu.
Manoma, kad centrinės juodosios skylės „Quasar QSO2237 + 0305“ masė siekia 1,5 milijardo saulės - vertė, kuri konkuruoja su visų didžiausių kada nors atrastų juodųjų skylių vertėmis. Toks masinis skaičius sudaro 1 procentą bendro žvaigždžių skaičiaus mūsų pačių Paukščių Tako galaktikoje. Tuo tarpu, palyginti, „QSO2237 + 0305“ juodoji skylė yra maždaug 50 kartų masyvesnė nei mūsų pačių galaktikos centre.
Remdamiesi „kvazaro“ dvigubų smailių spinduliais, Lee ir kt. Naudojo LOHCAM, kad nustatytų QSO2237 + 0305 akrilinio disko dydį, jo orientaciją ir aptiktų centrinę užtemimo sritį aplink pačią juodąją skylę. Pats diskas yra maždaug trečdalis šviesmečių skersmens ir yra nukreiptas į mus.
Sužavėtas? Taip pat pridėkime, kad komanda nustatė mažiausią lęšių galaktikoje randamų mikroelementų ir susijusių masių skaičių. Atsižvelgiant į tariamą skersinį greitį (modeliuojant LOHCAM), mažiausias diapazonas nuo dujų milžino - pavyzdžiui, Jupiterio planetos - per mūsų pačių Saulės greitį.
Taigi, kaip veikia šis „skylių“ dalykas?
„OGLE“ ir „GLIPT“ projektai stebėjo vizualinės šviesos srauto intensyvumo pokyčius iš kiekvieno iš keturių 17-ojo kvazaro rodinio. Kadangi dauguma kvazarų dėl didelių atstumų erdvėje yra neišsprendžiami teleskopu. Šviesos svyravimai vertinami tik kaip vienas duomenų taškas, pagrįstas viso kvazaro ryškumu. Tačiau QSO2237 + 0305 pateikiami keturi kvazaro atvaizdai, ir kiekvienas vaizdas pabrėžia blizgesį, atsirandantį iš skirtingos kvazaro perspektyvos. Vienu metu teleskopiškai stebint visus keturis vaizdus, galima aptikti nedidelius vaizdo ryškumo pokyčius ir juos užfiksuoti pagal dydį, datą ir laiką. Per keletą mėnesių ar metų gali atsirasti nemažai tokių „didelės amplifikacijos įvykių“. Tada modeliai, atsirandantys dėl jų atsiradimo (nuo vieno 17-ojo didumo vaizdo iki kito), gali būti analizuojami, norint parodyti judesį ir intensyvumą. Iš to įmanomas ypač aukštos skiriamosios gebos vaizdas, kai paprastai nematoma kvazaro struktūra.
Ar galėtum tu ir tavo draugas su tuo 20 colių dob-newtonianu tai padaryti?
Aišku, bet ne be labai brangios įrangos ir geros kai kurių sudėtingų matematinių vaizdavimo algoritmų tvarkyklės. Graži vieta pradėti, gali būti tiesiog perlipti galaktiką ir kurį laiką pakabinti su kryžiumi…
Parašė Jeffas Barboras
