Attēla kredīts: Habls
Spirālveida galaktika PGC 69457 atrodas netālu no Pegasus un Ūdensvīra krišanas zvaigznāju robežas apmēram 3 grādus uz dienvidiem no trešās pakāpes Theta Pegasi - bet neizrakt to 60 mm refraktoru, lai to meklētu. Galaktika faktiski atrodas aptuveni 400 miljonu gaismas gadu attālumā, un tās šķietamais spilgtums ir 14,5 balles. Tāpēc nākamais rudens var būt piemērots laiks, lai pieķertos savam “astro-riekstu” draugam, kurš vienmēr dodas saulrietā, lai labi nokļūtu no pilsētas gaismām, spēlējot lielāku, daudz lielāku, amatieru instrumentu…
Bet debesīs ir daudz 14. lieluma galaktiku - kas padara PGC 69457 tik īpašu?
Sākumā ar lielāko daļu galaktiku nevajag “bloķēt” vēl attālāka kvazāra skatu (QSO2237 + 0305). Un, ja citiem būtu, maziem ir tikai pareizais blīvuma ķermeņu sadalījums, kas vajadzīgs, lai gaisma “saliektos” tādā veidā, ka ir redzams citādi neredzams objekts. Ar PGC 69457 jūs saņemat nevis vienu, bet četrus atsevišķus viena un tā paša kvazāra 17. lieluma skatus, lai sagādā grūtības uzstādīt vienu 20 collu kopņu dobsoniju. Vai tas ir tā vērts? (Vai jūs varat pateikt “četrkāršojiet savu novērošanas baudu”?)
Bet šāda viedokļa parādība ir vēl interesantāka profesionāliem astronomiem. Ko mēs varam mācīties no tik unikāla efekta?
Teorija jau ir vispāratzīta - Alberts Einšteins to paredzēja savā 1915. gada “Vispārējā relativitātes teorijā”. Einšteina galvenā ideja bija tāda, ka novērotājs, kuram tiek veikts paātrinājums un viens stacionārs gravitācijas laukā, nevarēja pateikt atšķirību starp diviem viņu “svara”. ”. Izpētot šo ideju pilnībā, kļuva skaidrs, ka ne tikai matērija, bet arī gaisma (neskatoties uz to, ka tā ir bezveidīga) piedzīvo tāda paša veida sajukumu. Tādēļ gaisma, kas tuvojas gravitācijas laukam leņķī, tiek “paātrināta virzienā uz” smaguma avotu, bet, tā kā gaismas ātrums ir nemainīgs, šāds paātrinājums ietekmē tikai gaismas ceļu un viļņa garumu, nevis tā faktisko ātrumu.
Pati gravitācijas izkliedēšana pirmo reizi tika atklāta kopējā saules aptumsuma laikā 1919. gadā. Tas tika uzskatīts par nelielu zvaigžņu stāvokļa nobīdi pie Saules korona, kas fiksēts uz fotogrāfiju plāksnēm. Šī novērojuma dēļ mēs tagad zinām, ka jums nav vajadzīgs objektīvs, lai saliektu gaismu - vai pat ūdens, lai refrakcijas laikā parādītu tos Koi, kas peld dīķī. Gaismai līdzīga viela ved vismazākās pretestības ceļu, un tas nozīmē sekot telpas gravitācijas līknei, kā arī objektīva optiskajai līknei. Gaisma no QSO2237 + 0305 tikai dara to, kas dabiski rodas, sērfojot “kosmosa laika” kontūrās, kas izliekas ap blīvām zvaigznēm, kas atrodas gar redzes līniju no tāla avota caur kaimiņos esošu galaktiku. Patiešām interesanta Einšteina krusta lieta ir tā, ko tas mums stāsta par visām iesaistītajām masām - tām, kas atrodas galaktikā, kas refraktē gaismu, un Lielais, kas atrodas kvazāra sirdī, kurš to rada.
Savā rakstā “Einšteina krusta mikroviļņu gaismas līkņu rekonstrukcija” korejiešu astrofiziķis Dong-Wook Lee (et al) no Sejong Universitātes sadarbībā ar Beļģijas astrofiziķi J. Surdez (et al) no Lježas universitātes atrada pierādījumus par akrecijas disks, kas apņem melno caurumu Quasar QSO2237 + 0305. Kā šāda lieta ir iespējama iesaistītajos attālumos?
Objektīvi kopumā “vāc un fokusē gaismu” un “gravitācijas lēcas” (Lī ir vismaz pieci mazmasas, bet ļoti kondensēti ķermeņi) PGC 69457, rīkojas tāpat. Tādā veidā gaisma no kvazāra, kas parasti tālu no mūsu instrumentiem “apvij” galaktiku, lai nonāktu pret mums. Tādēļ mēs “redzam” 100 000 reizes detalizētāk nekā citādi. Tomēr ir panākumi: neskatoties uz 100 000 reižu lielāku izšķirtspēju, mēs joprojām redzam tikai gaismu, nevis detaļas. Tā kā galaktikā ir vairākas masas, kas refrakcijas gaismu rada, mēs redzam vairāk nekā vienu kvazāra skatu.
Lai iegūtu noderīgu informāciju no kvazāra, jums jāvāc gaisma ilgā laika posmā (no mēnešiem līdz gadiem) un jāizmanto speciāli analītiski algoritmi, lai apkopotu iegūtos datus. Lī un līdzgaitnieku izmantotā metode tiek saukta par LOHCAM (LOcal Hae CAustical Modeling). (Pats HAE ir saīsinājums no augstas pastiprināšanas notikumiem). Izmantojot LOHCAM un datus, kas pieejami no OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) un GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), komanda noteica ne tikai to, ka LOHCAM darbojas kā cerēts, bet ka QSO2237 + 0305 var ietvert nosakāmu akrācijas disku (no kura tas ņem vērā) lai darbinātu tā vieglo motoru). Komanda arī ir noteikusi kvazāru melnā cauruma aptuveno masu, no tā izstarojošā ultravioletā apgabala lielumu un novērtēja melnā cauruma šķērsvirziena kustību, pārvietojoties attiecībā pret spirālveida galaktiku.
Tiek uzskatīts, ka centrālajā melnajā caurumā Quasar QSO2237 + 0305 kopējā masa ir 1,5 miljardi saules - vērtība, kas konkurē ar lielāko jebkad atklāto centrālo melno caurumu vērtību. Šāds masas skaitlis ir 1 procents no kopējā zvaigžņu skaita mūsu Piena ceļa galaktikā. Tikmēr un salīdzinājumam, QSO2237 + 0305 melnais caurums ir aptuveni 50 reizes masīvāks nekā tas, kas atrodas mūsu pašu galaktikas centrā.
Balstoties uz kvazāra spožuma “dubultpīķiem”, Lī et al izmantoja LOHCAM, lai noteiktu arī QSO2237 + 0305 akrecijas diska izmēru, tā orientāciju un atklātu centrālo aizēnojuma reģionu ap pašu melno caurumu. Pats disks ir aptuveni 1/3 no gaismas gada diametra un ir pagriezts pret mums.
Iespaidu? Jāpiebilst, ka arī komanda ir noteikusi minimālo mikrolenču un ar tām saistīto masu skaitu objektīva galaktikā. Atkarībā no pieņemtā šķērseniskā ātruma (LOHCAM modelēšanā), mazākais diapazons no gāzes giganta - piemēram, planētas Jupiters - caur mūsu pašu Saules ātrumu.
Tātad, kā šī “cauruma” lieta darbojas?
Projekti OGLE un GLIPT novēroja vizuālās gaismas intensitātes izmaiņas mums katram no četriem kvazāra 17. skata skata skatiem. Tā kā lielāko daļu kvazāru nevar atrisināt, pateicoties lielajam attālumam kosmosā, ar teleskopu. Gaismas svārstības tiek uztvertas tikai kā viens datu punkts, kura pamatā ir visa kvazāra spilgtums. Tomēr QSO2237 + 0305 parāda četrus kvazāra attēlus, un katrs attēls izceļ spožumu, kas rodas no atšķirīgas kvazāra perspektīvas. Teleskopiski novērojot visus četrus attēlus vienlaicīgi, var noteikt nelielas attēla intensitātes izmaiņas un reģistrēt to lieluma, datuma un laika izteiksmē. Vairāku mēnešu vai gadu laikā var notikt ievērojams skaits šādu “augstas pastiprināšanās notikumu”. Pēc tam var analizēt modeļus, kas rodas pēc to parādīšanās (no viena 17. skata skata uz nākamo), lai parādītu kustību un intensitāti. No tā ir iespējams ļoti augstas izšķirtspējas skats uz parasti neredzētu struktūru kvazārā.
Vai jūs un jūsu draugs ar šo 20 collu dob-newtonian varētu to izdarīt?
Protams, bet ne bez dažām ļoti dārgām iekārtām un ar labu rokturi dažos sarežģītos matemātiskās attēlveidošanas algoritmos. Jauka vieta, kur sākt, tomēr varētu vienkārši būt oglēt galaktiku un kādu laiku pakārties ar krustu…
Raksta Džefs Barbors
