Attēla kredīts: Chandra
Iedomājieties, kā padarīt dabisko teleskopu jaudīgāku nekā jebkurš cits šobrīd darbojas teleskops. Tad iedomājieties to izmantot, lai apskatītu tuvāk melnā cauruma malai, kur tā mute ir kā strūkla, kas veido īpaši karsti lādētas daļiņas un tās miljoniem gaismas gadu laikā iespiež kosmosā. Liekas, ka uzdevums aizvedīs līdz neatgriešanās robežai - vardarbīgai vietai, kas atrodas četrus miljardus gaismas gadu attālumā no Zemes. Šo vietu sauc par kvazāru ar nosaukumu PKS 1257-326. Tā vājajam mirdzumam debesīs tiek dots aizraujošāks “blazāra” nosaukums, kas nozīmē, ka tas ir kvazārs, kura spilgtums krasi atšķiras, un tas var maskēt vēl noslēpumaināku, iekšēju melno caurumu ar milzīgu gravitācijas spēku.
Teleskopa garumam, kas nepieciešams, lai līdzotos Blazar mutē, vajadzētu būt gigantiskam, apmēram miljona kilometru platumam. Bet tieši šādu dabisko objektīvu ir atradusi Austrālijas un Eiropas astronomu komanda; tā objektīvs ir ievērojami, gāzes mākonis. Ideja par plašo, dabisko teleskopu šķiet pārāk eleganta, lai izvairītos no ieskatīšanās.
Metodi, sauktu par “Zemes orbītas sintēzi”, pirmo reizi 2002. gadā publicētajā dokumentā ieskicēja Dr Jean-Pierre Macquart no Groningenas universitātes Nīderlandē un CSIRO Dr. David Jauncey. Jaunā tehnika sola pētniekiem spēju atrisināt detaļas apmēram 10 mikrosekundi - tas ir līdzvērtīgi cukura kuba redzēšanai uz Mēness no Zemes.
"Tā ir simts reizes smalkāka detaļa, nekā mēs varam redzēt ar jebkuru citu pašreizējo paņēmienu astronomijā," saka Dr Hayley Bignall, kurš nesen pabeidza doktora grādu Adelaidas universitātē un tagad atrodas JIVE, Apvienotajā ļoti garā bāzes līnijas interferometrijas institūtā. Eiropā. “Tas ir desmit tūkstoši reižu labāks nekā Habla kosmiskais teleskops. Un tas ir tikpat jaudīgs kā visi ierosinātie nākotnes kosmosa optiskie un rentgena teleskopi. ”
Bignāls novērojumus veica ar CSIRO Australia Telescope Compact Array radioteleskopu Austrālijas austrumos. Kad viņa atsaucas uz mikroarcekondu, tas ir leņķa lieluma mērs vai objekta lielums. Ja, piemēram, debesis tika dalītas ar grādiem kā puslodi, vienība ir apmēram viena trešdaļa no vienas grāda miljardās daļas.
Kā darbojas lielākais teleskops? Klupuma izmantošana gāzes mākonī naktssargiem nav pilnīgi sveša. Tāpat kā atmosfēras satricinājums liek zvaigznēm mirgot, arī mūsu pašu galaktikā ir līdzīga neredzamā lādētu daļiņu atmosfēra, kas aizpilda tukšumus starp zvaigznēm. Jebkura šīs gāzes salipšana dabiski var radīt objektīvu, tāpat kā blīvuma maiņa no gaisa uz stiklu saliekta un fokusē gaismu tajā, ko Galileo pirmo reizi redzēja, kad viņš norādīja savu pirmo teleskopu pret zvaigzni. Efektu sauc arī par scintilāciju, un mākonis darbojas kā objektīvs.
Redzēt labāk nekā jebkurš cits var būt ievērojams, bet kā izlemt, kur meklēt vispirms? Komanda ir īpaši ieinteresēta, izmantojot “Zemes orbītas sintēzi”, lai salīdzinātu melnos caurumus kvazāros, kas ir tālu galaktiku supergaismīgie kodoli. Šie kvazāri izliek tik mazus leņķus debesīs, ka tie ir tikai gaismas vai radio izstarošanas punkti. Radioviļņu garumā daži kvazāri ir pietiekami mazi, lai mūsu galaktikā varētu mirgot lādētu daļiņu atmosfērā, ko sauc par jonizēto starpzvaigžņu vidi. Kvazāri mirgo vai mainās daudz lēnāk, nekā mirgojošie varētu asociēties ar redzamām zvaigznēm. Tāpēc novērotājiem ir jābūt pacietīgiem, lai tos apskatītu, pat ar visspēcīgāko teleskopu palīdzību. Visas pārmaiņas mazāk nekā dienā tiek uzskatītas par ātrām. Ātrākajiem scintilatoriem ir signāli, kuru spēks divkāršojas vai trīskāršojas mazāk nekā stundas laikā. Faktiski labākie līdz šim veiktie novērojumi gūst labumu no Zemes ikgadējās kustības, jo ikgadējās izmaiņas sniedz pilnīgu priekšstatu, potenciāli ļaujot astronomiem redzēt vardarbīgās izmaiņas melnā cauruma strūklas mutē. Tas ir viens no komandas mērķiem: “trešā gada laikā redzēt viena no šīm sprauslām bāzi,” saka CSIRO ārsts Deivids Jauncejs. “Tas ir“ biznesa gals ”, kurā tiek ražota strūkla.”
Melnajā caurumā nav iespējams “ieraudzīties”, jo šīs sabrukušās zvaigznes ir tik blīvas, ka to pārāk spēcīgais smagums pat neļauj gaismai izkļūt. Tikai matērijas uzvedība ārpus horizonta, kas atrodas tālu no melnā cauruma, var signalizēt, ka tās pat pastāv. Lielākais teleskops var palīdzēt astronomiem saprast strūklas lielumu tās pamatnē, tur esošo magnētisko lauku modeli un to, kā strūkla laika gaitā attīstās. "Mēs pat varam meklēt izmaiņas, ja viela izklīst melnā cauruma tuvumā un izplūst gar sprauslām," saka Dr Macquart.
Žurnālam Astrobiology bija iespēja sarunāties ar Hayley Bignall par to, kā no gāzes mākoņiem izgatavot teleskopu un kāpēc peering dziļāk nekā jebkurš iepriekš var piedāvāt ieskatu ievērojamos notikumos melno caurumu tuvumā. Žurnāls Astrobiology (AM): Kā jūs vispirms ieinteresējāties izmantot gāzes mākoņus kā daļu no dabiskas fokusa ļoti tālu objektu novēršanai?
Hayley Bignall (HB): Ideja izmantot starpzvaigžņu scintilāciju (ISS) - parādību, kas radusies radioviļņu izkliedes dēļ turbulentos, jonizētos Galaktikas gāzes “mākoņos”, lai atrisinātu ļoti tālus, kompaktus objektus - patiešām atspoguļo pāris dažādu konverģenci pētījumu virzieni, tāpēc es nedaudz ieskicēšu vēsturisko fonu.
Sešdesmitajos gados radioastronomi izmantoja cita veida scintilāciju, starpplanētu scintilāciju, ņemot vērā radioviļņu izkliedi Saules vējā, lai izmērītu apakšloka sekundes (1 loka sekundes = 1/3600 loka grādi) leņķa lielumus radio avotiem. Tā bija augstāka izšķirtspēja, nekā tolaik varēja panākt ar citiem līdzekļiem. Bet šie pētījumi lielā mērā palika malā, kad sešdesmito gadu beigās tika parādīta ļoti ilga sākotnējā interferometrija (VLBI), kas ļāva tieši attēlot radio avotus ar daudz augstāku leņķisko izšķirtspēju - šodien VLBI izšķirtspēju panāk labāk nekā miliarcsecond.
Personīgi es ieinteresējos par starpzvaigžņu scintilācijas iespējamo izmantošanu, iesaistoties radio avotu mainīguma pētījumos - it īpaši “blazāru” mainīgumā. Blazar ir āķīgs nosaukums, ko lieto dažiem kvazāriem un BL Lacertae objektiem - tas ir, Active Galactic Nuclei (AGN), kas, iespējams, satur supermasīvus melnos caurumus kā viņu “centrālos motorus”, kuriem ir jaudīgas enerģētisko, izstarojošo daļiņu strūklas, kas gandrīz tieši vērstas uz mums .
Pēc tam mēs redzam relativistiskas izstarošanas ietekmi no strūklas starojuma, ieskaitot straujas intensitātes mainības visā elektromagnētiskajā spektrā, sākot no radio un beidzot ar augstas enerģijas gamma stariem. Lielāko daļu no novērotajām mainībām šajos objektos varēja izskaidrot, taču radās problēma: daži avoti parādīja ļoti ātru radio mainīgumu dienas laikā. Ja šāda īsa laika mēroga mainība pie šādiem gariem (centimetru) viļņu garumiem būtu raksturīga avotiem, tie būtu pārāk karsti, lai noturētos vairākus gadus, kā tika novērots daudziem. Karstiem avotiem vajadzētu ļoti ātri izstarot visu enerģiju, piemēram, rentgena un gamma stariem. No otras puses, jau bija zināms, ka starpzvaigžņu scintilācija ietekmē radioviļņus; tāpēc svarīgs bija jāatrisina jautājums par to, vai ļoti straujais radio mainīgums patiesībā bija ISS vai raksturīgs avotiem.
Savā doktora zinātniskā pētījuma laikā es nejauši atklāju strauju kvasāra (blazara) PKS 1257-326 mainīgumu, kas ir viens no trim visstraujāk radioaktīvajiem mainīgajiem AGN, kādi jebkad novēroti. Mani kolēģi un es varējām pārliecinoši parādīt, ka straujais radio mainīgums bija saistīts ar ISS [scintilācija]. Šī konkrētā avota piemērs papildināja arvien pieaugošos pierādījumus, ka dienas laikā radiosakaru mainīgums galvenokārt ir saistīts ar ISS.
Avotiem, kas parāda ISS, jābūt ļoti maziem, ar mikroarčekondu leņķa izmēriem. ISS novērojumus savukārt var izmantot, lai “kartētu” avota struktūru ar mikroaršekondu izšķirtspēju. Šī ir daudz augstāka izšķirtspēja, nekā to var sasniegt pat VLBI. Šo paņēmienu 2002. gada dokumentā ieskicēja divi mani kolēģi, Dr Jean-Pierre Macquart un Dr David Jauncey.
Kvazārs PKS 1257-326 izrādījās ļoti jauka “jūrascūciņa”, ar kuru parādīt, ka šī tehnika patiešām darbojas.
AM: Scintilācijas principi ir redzami ikvienam pat bez teleskopa, pareizi - ja zvaigzne mirgo, jo tā aizsedz ļoti mazu leņķi debesīs (atrodoties tik tālu), bet planēta mūsu Saules sistēmā nespīd redzami? Vai tas ir taisnīgs principa salīdzinājums, lai vizuāli novērtētu attālumus ar scintilāciju?
HB: Salīdzinājums ar redzamo zvaigžņu mirgošanu atmosfēras mirgošanas rezultātā (sakarā ar turbulenci un temperatūras svārstībām Zemes atmosfērā) ir taisnīgs; pamata parādība ir tāda pati. Mēs neredzam planētu raustīšanos, jo tām ir daudz lielāki leņķa izmēri - scintilācija tiek “izsmērēta” visā planētas diametrā. Protams, tas ir tāpēc, ka planētas ir tik tuvu mums, ka tās debesīs izliek lielākus leņķus nekā zvaigznes.
Scintilācija nav īsti noderīga, lai novērtētu attālumus līdz kvazāriem: objektiem, kas atrodas tālāk, ne vienmēr ir mazāki leņķa izmēri. Piemēram, visi mūsu pašu Galaktikā esošie impulsi (vērpjošās neitronu zvaigznes) mirgo, jo tiem ir ļoti mazi leņķa izmēri, daudz mazāki nekā jebkuram kvazāram, kaut arī kvazāri bieži atrodas miljardiem gaismas gadu attālumā. Faktiski pulsa attālumu noteikšanai tika izmantota scintilācija. Bet kvazāriem papildus attālumam ir daudz faktoru, kas ietekmē to šķietamo leņķa lielumu un, vēl vairāk sarežģīdami jautājumus, kosmoloģiskos attālumos objekta leņķa lielums vairs nemainās kā attāluma apgrieztais lielums. Parasti labākais veids, kā novērtēt attālumu līdz kvazam, ir izmērīt tā optiskā spektra sarkano nobīdi. Tad izmērītās leņķiskās skalas (piemēram, no scintilācijas vai VLBI novērojumiem) var pārveidot par lineārām skalām avota sarkanā maiņā
AM: Aprakstītais teleskops piedāvā kvazāru piemēru, kas ir radio avots un novērots, ka tas mainās visa gada garumā. Vai ir kādi dabiski ierobežojumi avotu veidiem vai novērošanas ilgumam?
HB: Pastāv leņķa lieluma griezumi, aiz kuriem scintilācija tiek “apdzēsta”. Radio avota spilgtuma sadalījumu var attēlot kā noteikta lieluma patstāvīgi mirgojošu “plāksteru” kopu, tā kā, palielinoties avotam, šādu plāksteru skaits palielinās, un galu galā visu plāksteru scintilējums tiek aprēķināts vidēji, lai mēs vispār pārstāj novērot jebkādas variācijas. No iepriekšējiem novērojumiem mēs zinām, ka ekstragalaktiskiem avotiem radiofrekvenču spektra formai ir daudz sakara ar to, cik kompakts ir avots - avoti ar “plakanu” vai “apgrieztu” radio spektru (ti, plūsmas blīvums palielinās pret īsākiem viļņu garumiem) parasti ir kompaktākais. Tie arī mēdz būt “blazāra” tipa avoti.
Ciktāl novērojums ilgst, ir jāiegūst daudzi neatkarīgi scintilācijas modeļa paraugi. Tas notiek tāpēc, ka scintilācija ir stohastisks process, un mums ir jāzina daži procesa statistikas dati, lai iegūtu noderīgu informāciju. Ātriem scintilatoriem, piemēram, PKS 1257-326, mēs varam iegūt adekvātu scintilācijas modeļa paraugu tikai no vienas, tipiskas 12 stundu novērošanas sesijas. Lai iegūtu tādu pašu informāciju, vairāku dienu laikā jānovēro lēnāki scintilatori. Tomēr ir daži nezināmie, kas jāatrisina, piemēram, izkliedes “ekrāna” lielais ātrums galaktikas starpzvaigžņu vidē (ISM). Novērojot viena gada intervālos, mēs varam atrisināt šo ātrumu - un, kas ir svarīgi, mēs arī iegūstam divdimensiju informāciju par scintilācijas modeli un līdz ar to arī avota struktūru. Zemei ejot ap Sauli, mēs efektīvi izzāģējam scintilācijas modeli dažādos leņķos, jo relatīvais Zemes / ISM ātrums gada laikā mainās. Mūsu pētījumu grupa šo metodi sauca par “Zemes orbītas sintēzi”, jo tā ir analoga “Zemes rotācijas sintēzei”, kas ir standarta metode radiointerferometrijā.
AM: Nesen veikts debesu zvaigžņu skaita aprēķins liecina, ka zināmajā Visumā ir desmit reizes vairāk zvaigžņu nekā Zemes smilšu graudos. Vai varat aprakstīt, kāpēc sprauslas un melnie caurumi ir interesanti kā grūti atrisināmi objekti, pat izmantojot pašreizējos un nākotnes kosmosa teleskopus, piemēram, Habla un Čandras?
HB: Objekti, kurus mēs pētām, ir dažas no visenerģiskākajām parādībām Visumā. AGN var būt līdz ~ 1013 (no 10 līdz 13 vai 10000 triljoniem) reizes gaišāks nekā Saule. Tās ir unikālas fizikas ar augstu enerģijas patēriņu “laboratorijas”. Astrofiziķi vēlētos pilnībā izprast procesus, kas saistīti ar šo ārkārtīgi spēcīgo strūklu veidošanu tuvu centrālajam supermasīvajam melnajam caurumam. Izmantojot scintilāciju, lai atrisinātu radio sprauslu iekšējos apgabalus, mēs peering tuvu “sprauslai”, kur veidojas strūkla - tuvāk darbībai, nekā mēs varam redzēt ar jebkuru citu paņēmienu!
AM: Savā pētījumā jūs norādāt, ka tas, cik ātri un cik spēcīgi mainās radio signāli, ir atkarīgs no radio avota lieluma un formas, gāzes mākoņu lieluma un struktūras, Zemes ātruma un virziena, kad tas pārvietojas ap Sauli, un ātrumu un virzienu, kādā pārvietojas gāzes mākoņi. Vai ir iebūvēti pieņēmumi par gāzes mākoņa “objektīva” formu vai novērotā objekta formu, kas ir pieejama ar tehniku?
Gredzena miglājam, kaut arī tas nav lietderīgi attēlveidot cauri, ir tāla teleskopa objektīva suģestējošs izskats. Gredzens, kas atrodas 2000 gaismas gadu attālumā zvaigznāja Lyra virzienā, veidojas iekšējās zvaigznes dzīves vēlīnās fāzēs, kad tas noklāj biezu un paplašinošu ārējo gāzes slāni. Kredīts: NASA Habla HST
HB: Nevis domā par gāzes mākoņiem, bet varbūt precīzāk ir attēlot jonizētas gāzes vai plazmas fāzes mainīgu “ekrānu”, kas satur lielu skaitu turbulences šūnu. Galvenais pieņēmums, kas iekļaujas modelī, ir tāds, ka turbulento svārstību lieluma skala seko pēc varas likuma spektra - tas, šķiet, ir pamatots pieņēmums, ņemot vērā to, ko mēs zinām par turbulences vispārīgajām īpašībām. Turbulenci varētu dot priekšroku pagarinātai noteiktā virzienā, pateicoties plazmas magnētiskā lauka struktūrai, un principā mēs varam iegūt zināmu informāciju par to no novērotā scintilācijas modeļa. No scintilācijas modeļa mēs arī iegūstam informāciju par novērotā objekta formu, tāpēc par to nav iebūvētu pieņēmumu, lai gan šajā posmā avota struktūras aprakstīšanai mēs varam izmantot tikai diezgan vienkāršus modeļus.
AM: Vai ātrie scintilatori ir labs mērķis, lai paplašinātu metodes iespējas?
HB: Ātrs scintilators ir labs tikai tāpēc, ka, lai iegūtu tādu pašu informācijas daudzumu, tie neprasa tik daudz laika, cik lēnāks scintilators. Pirmie trīs “stundas laikā” scintilatori mums ir daudz iemācījuši scintilācijas procesu un to, kā veikt “Zemes orbītas sintēzi”.
AM: Vai ir plānoti papildu kandidāti turpmākiem novērojumiem?
HB: Mani kolēģi un es nesen esam veikuši plašu aptauju, izmantojot ļoti lielu masīvu Ņūmeksikā, lai meklētu jaunus mirgojošus radio avotus. Pirmie šīs aptaujas rezultāti, ko vadīja Dr Jim Lovell no CSIRO Austrālijas teleskopa nacionālā aprīkojuma (ATNF), nesen tika publicēti astronomijas žurnālā (2003. gada oktobris). No 700 novērotajiem plakanā spektra radio avotiem mēs atradām vairāk nekā 100 avotus, kas 3 dienu laikā uzrādīja ievērojamas intensitātes atšķirības. Mēs veicam papildu novērojumus, lai uzzinātu vairāk par avota struktūru īpaši kompaktajās, mikroaršekondu skalās. Mēs salīdzināsim šos rezultātus ar citām avota īpašībām, piemēram, emisiju citos viļņu garumos (optiskā, rentgena, gamma-starojuma) un struktūru uz lielākiem telpiskiem mērogiem, piemēram, tādiem, kas redzami ar VLBI. Tādā veidā mēs ceram uzzināt vairāk par šiem ļoti kompaktajiem, augstas spilgtuma temperatūras avotiem, kā arī šajā procesā uzzināt vairāk par mūsu galaktikas starpzvaigžņu vides īpašībām.
Šķiet, ka ļoti ātras scintilācijas iemesls dažos avotos ir tas, ka plazmas “izkliedes ekrāns”, kas izraisa lielāko daļu scintilācijas, atrodas diezgan tuvu 100 gaismas gadu laikā no Saules sistēmas. Šie tuvumā esošie “ekrāni” acīmredzot ir diezgan reti sastopami. Mūsu aptaujā tika atrasti ļoti maz ātru scintilatoru, kas bija nedaudz pārsteidzoši, jo divi no trim visstraujāk zināmajiem scintilatoriem tika atklāti serendipitomiski. Mēs domājām, ka šādu avotu varētu būt daudz vairāk!
Oriģinālais avots: žurnāls Astrobiology
