Kuvaluotto: Chandra
Kuvittele, että luonnollinen kaukoputki on tehokkaampi kuin mikään muu tällä hetkellä toimiva kaukoputki. Kuvittele sitten sitä katselemaan lähemmäksi mustan aukon reunaa, jossa sen suu on kuin suihku, joka muodostaa superkuumatut varautuneet hiukkaset ja sylkee ne miljoonia valovuosia avaruuteen. Tehtävä näyttäisi vievän yhden paluumaton reunaan, väkivaltaiseen pisteeseen, joka on neljän miljardin valovuoden päässä Maasta. Tätä paikkaa kutsutaan kvartsiksi nimeltä PKS 1257-326. Sen heikolle taivaan sipulille annetaan tarttuvampi nimi 'blazar', mikä tarkoittaa kvasaria, jonka kirkkaus vaihtelee dramaattisesti ja voi peittää vielä salaperäisemmän, sisäisen mustan aukon, jolla on valtava painovoima.
Blazarin suuhun katsottava teleskoopin pituuden olisi oltava jättimäinen, noin miljoonan kilometrin leveä. Mutta aivan sellaisen luonnollisen linssin on löytänyt ryhmä australialaisia ja eurooppalaisia tähtitieteilijöitä; sen linssi on huomattavasti kaasupilvi. Ajatus laajasta, luonnollisesta kaukoputkesta näyttää liian tyylikästä välttääkseen kurkistamista.
”Earth-Orbit Synthesis” -nimeltään nimeltään tekniikka hahmotteli ensin tohtori Jean-Pierre Macquart Alankomaissa sijaitsevasta Groningenin yliopistosta ja CSIRO: n tohtori David Jauncey vuonna 2002 julkaistussa lehdessä. Uusi tekniikka lupaa tutkijoille kyvyn ratkaista yksityiskohdat. noin 10 mikrosekuntia - vastaa kuin sokerikuuton näkeminen Kuussa, maasta.
"Se on sata kertaa hienompaa kuin voimme nähdä millään muulla nykyisellä tähtitieteen tekniikalla", sanoo tohtori Hayley Bignall, joka suoritti äskettäin tohtorin tutkinnon Adelaiden yliopistossa ja on nyt JIVE: ssä, erittäin pitkän perusviivainterferometrian yhteisinstituutissa. Euroopassa. ”Se on kymmenentuhatta kertaa parempi kuin Hubble-avaruusteleskooppi. Ja se on yhtä tehokas kuin kaikki ehdotetut tulevaisuuden avaruuspohjaiset optiset ja röntgen kaukoputket. "
Bignall teki havainnot CSIRO Australia Telescope Compact Array -radioskoopilla Itä-Australiassa. Kun hän viittaa mikrosekundiin, se on kulman koon mitta tai kuinka suuri esine näyttää. Jos esimerkiksi taivas jaettiin asteilla puolipallona, yksikkö on noin kolmasosa yhden miljardin asteen miljardista.
Kuinka suurin kaukoputki toimii? Rypytysasteen käyttö kaasupilven sisällä ei ole täysin tuntematonta yötarkkailijoille. Kuten ilmakehän turbulenssi saa tähdet välähtymään, myös omassa galaksissamme on samanlainen näkymätön ilmatilan varautuneita hiukkasia, jotka täyttävät tähtien väliset tyhjät alueet. Tämän kaasun rypistyminen voi luonnollisesti muodostaa linssin, aivan kuten tiheyden muutos ilmasta lasiksi taivutettuna ja kohdistaa valon siihen, mitä Galileo näki ensimmäisen kerran osoittaessaan ensimmäistä teleskooppiaan tähtiä kohti. Vaikutus kutsutaan myös tuike, ja pilvi toimii kuin linssi.
Näkeminen paremmaksi kuin kukaan muu voi olla merkittävä, mutta miten päättää, mistä etsiä ensin? Ryhmä on erityisen kiinnostunut käyttämällä Earth-Orbit Synthesis -sovellusta vertaamalla melko mustia reikiä kvaasareihin, jotka ovat kaukaisten galaksien superkirkkaita ytimiä. Nämä kvaasarit väittävät taivaalla niin pienet kulmat kuin pelkät valon tai radion säteilypisteet. Radioaallonpituuksilla jotkut kvaasarit ovat tarpeeksi pieniä, jotta ne voivat tuiketa galaksissamme ilmaistuneiden hiukkasten ilmakehässä, jota kutsutaan ionisoiduksi tähteiden väliseksi väliaineeksi. Kvavaarit twinkle tai muuttuvat paljon hitaammin kuin twinkking voi liittyä näkyviin tähtiin. Joten tarkkailijoiden on oltava kärsivällisiä nähdäksesi heidät, jopa tehokkaimpien kaukoputkien avulla. Kaikkien muutosten alle päivässä pidetään nopeina. Nopeimmalla tuikelaitteella on signaalit, jotka vahvistuvat kaksinkertaisesti tai kolminkertaisesti alle tunnissa. Itse asiassa parhaat tähän mennessä tehdyt havainnot hyötyvät maapallon vuotuisesta liikkeestä, koska vuosittainen vaihtelu antaa täydellisen kuvan, jolloin mahdollisesti tähtitieteilijät näkevät mustan aukon suihkun voimakkaat muutokset suussa. Se on yksi joukkueen tavoitteista: "nähdä kolmannessa valovuonna yhden näiden suihkukoneiden tukikohdasta", CSIRO: n tohtori David Jaunceyn mukaan. "Se on" liikepää ", jossa suihku valmistetaan."
Mustaan aukkoon ei ole mahdollista nähdä, koska nämä romahtuneet tähdet ovat niin tiheitä, että niiden ylivoimainen painovoima ei edes anna valon paeta. Vain aineen käyttäytyminen horisontin ulkopuolella jonkin matkan päässä mustasta aukosta voi osoittaa, että ne ovat jopa olemassa. Suurin kaukoputki voi auttaa tähtitieteilijöitä ymmärtämään suihkun koon sen pohjassa, sen magneettikentän kuvion ja kuinka suihku kehittyy ajan myötä. "Voimme jopa etsiä muutoksia, kun aine hajoaa lähellä mustaa reikää ja on sylkenyt ulos suihkuja pitkin", tohtori Macquart sanoo.
Astrobiology Magazine -lehdessä oli tilaisuus keskustella Hayley Bignallin kanssa siitä, kuinka tehdä kaukoputki kaukopilvistä ja miksi kurkistaminen syvemmälle kuin kukaan aiemmin voi tarjota näkemyksen merkittävistä tapahtumista mustien aukkojen lähellä. Astrobiology Magazine (AM): Kuinka olet ensin kiinnostunut käyttämään kaasupilviä osana luonnollista keskittymää erittäin kaukana olevien kohteiden ratkaisemiseen?
Hayley Bignall (HB): Idea käyttää tähtienvälistä tuiketta (ISS), ilmiö, joka johtuu radiotaaltojen sironnasta turbulenteissa, ionisoiduissa galaktisen kaasun pilvissä, erittäin kaukana olevien, kompakttien esineiden ratkaisemiseksi, edustaa todellakin parin erilaisen lähentymistä. Tutkimuslinjat, joten hahmottelen vähän historiallista taustaa.
1960-luvulla radiotähtitieteilijät käyttivät muun tyyppistä tuiketa, planeettojen välistä tuiketa, joka johtui radioaaltojen sironnasta auringontuulessa, mitataksesi subkaarisekunnin (1 kaarisekuntia = 1/3600 kaariastetta) kulmalukkoja radiolähteille. Tämä oli korkeampi resoluutio kuin mitä muilla keinoilla tuolloin voitiin saavuttaa. Mutta nämä tutkimukset jäivät suurelta osin tielle, kun 1960-luvun lopulla syntyi erittäin pitkä lähtötilanteen interferometria (VLBI), joka sallii radiokuvalähteiden kuvantamisen suoraan korkeammalla kulmaresoluutiolla - nykyään VLBI saavuttaa resoluution paremmin kuin milliarcsekuntia.
Olen henkilökohtaisesti kiinnostunut tähteidenvälisestä tuikeen käytöstä osallistumalla tutkimuksiin radiaalilähteen variaatioon - etenkin ”blazerien” variaatioon. Blazar on tarttuva nimi, jota käytetään joihinkin kvasareihin ja BL Lacertae -objekteihin - toisin sanoen, Active Galactic Nuclei (AGN), joka sisältää todennäköisesti supermassiiviset mustat aukot niiden "keskusmoottoreina", joissa on voimakkaat energisten, säteilevien hiukkasten suihkut, jotka osoittavat melkein suoraan meille .
Sitten näemme relativistisen säteilyn vaikutukset suihkun säteilyssä, mukaan lukien voimakkuuden nopea variaatio koko sähkömagneettisella spektrillä radiosta korkean energian gammasäteisiin. Suurin osa havaituista variaatioista näissä kohteissa voitiin selittää, mutta ongelma oli: jotkut lähteet osoittivat erittäin nopeaa, päivän sisällä tapahtuvaa radiomuutosta. Jos tällainen lyhyt aika-asteikon variaatio niin pitkillä (senttimetrillä) aallonpituuksilla olisi luontainen lähteille, ne olisivat aivan liian kuumia pysymään vuosien ajan, kuten monien havaittiin tekevän. Lämpimien lähteiden tulisi säteillä kaikki energiansä nopeasti, röntgen- ja gammasäteinä. Toisaalta oli jo tiedossa, että tähtienvälinen tuike vaikuttaa radioaaltoihin; Joten kysymys siitä, oliko erittäin nopea radiovaihtelu todellakin ISS vai lähdeille ominaista, oli tärkeä ratkaista.
PhD-tutkimukseni aikana löysin sattumalta kvaasarin (blazar) PKS 1257-326 nopean vaihtelun, joka on yksi kolmesta nopeimmin radio muuttuvasta AGN: stä, jota koskaan on havaittu. Kollegani ja minä pystyimme osoittamaan lopullisesti, että nopea radiovaihtelu johtui ISS: stä [tuike]. Tämän tietyn lähteen tapaus lisäsi kasvavaa näyttöä siitä, että päivän sisäinen radiomuutos johtuu pääosin ISS: stä.
Lähteillä, jotka osoittavat ISS: n, on oltava erittäin pieniä, mikrosekunnin, kulmakokoja. ISS: n havaintoja voidaan puolestaan käyttää lähderakenteen “kartoittamiseen” mikrosekunnin tarkkuudella. Tämä on paljon korkeampi resoluutio kuin edes VLBI voi saavuttaa. Tekniikka oli hahmoteltu vuoden 2002 lehdessä, jonka tekivät kaksi kollegani, tohtori Jean-Pierre Macquart ja tohtori David Jauncey.
Kvaari PKS 1257-326 osoittautui erittäin mukavaksi "marsuksi", jolla osoitettiin, että tekniikka todella toimii.
OLEN: Tuikeperiaatteet ovat kenellekin näkyviä jopa ilman kaukoputkea, oikein - missä tähti vilkkuu, koska se peittää hyvin pienen taivaan kulman (ollessaan niin kaukana), mutta aurinkokuntamme planeetta ei tuiku näkyvästi? Onko tämä oikeudenmukainen vertailu periaatteeseen, jolla arvioidaan etäisyydet visuaalisesti tuikkelilla?
HB: Vertailu näkeviin tähtiin vilkkuu ilmakehän tuulen seurauksena (maapallon ilmakehän turbulenssin ja lämpötilan vaihtelun vuoksi) on kohtuullinen; perusilmiö on sama. Me emme näe planeettoja tuikehtivina, koska niiden kulmakoko on paljon suurempi - tuike "rasvaa" planeetan halkaisijan yli. Tässä tapauksessa tietenkin se johtuu siitä, että planeetat ovat niin lähellä meitä, että ne esittävät taivaalla suurempia kulmia kuin tähtiä.
Tuike ei ole kuitenkaan todella hyödyllinen arvioitaessa etäisyyksiä kvaasareihin: Kauempana olevilla esineillä ei aina ole pienempiä kulmakokoja. Esimerkiksi kaikki omissa galaksissamme olevat pulsaattorit (pyörivät neutronitähdet) tuikuvat, koska niiden kulmakoko on erittäin pieni, paljon pienempi kuin minkään kvaasarin, vaikka kvaasarit ovat usein miljardeja valovuosia. Itse asiassa tuike on käytetty arvioimaan pulssin etäisyyksiä. Mutta kvaasareihin liittyy etäisyyden lisäksi monia tekijöitä, jotka vaikuttavat niiden näennäiseen kulmakokoon, ja mikä monimutkaistaa asioita edelleen, kosmologisilla etäisyyksillä objektin kulmakoko ei enää muutu etäisyyden käänteisenä. Yleensä paras tapa estää etäisyys kvaasariin on mitata sen optisen spektrin punasiirtymä. Sitten voimme muuntaa mitatut kulma-asteikot (esim. Tuike- tai VLBI-havainnoista) lineaarisiksi asteikkoiksi lähteen punasuunnassa
OLEN: Kuvailtu teleskooppi tarjoaa kvaasariesimerkin, joka on radiolähde ja jonka havaitaan vaihtelevan koko vuoden ajan. Onko lähteiden tyypeille tai havaintojen pituudelle luonnollisia rajoituksia?
HB: On kulmakokoisia raja-arvoja, joiden jälkeen tuike "sammuu". Radiolähteen kirkkauden jakauma voidaan kuvata joukkona itsenäisesti tuikuvia tietyn kokoisia “laikkuja”, joten kun lähde kasvaa, tällaisten laikkujen lukumäärä kasvaa ja lopulta kaikkien laasteiden tuike keskiarvoittuu siten, että lakata tarkkailematta kaikkia variaatioita. Aikaisemmista havainnoista tiedämme, että ekstragalaktisten lähteiden radiospektrin muodolla on paljon tekemistä sen kanssa, kuinka kompakti lähde on - lähteet, joilla on “tasainen” tai “käänteinen” radiospektri (ts. Vuontiheys kasvaa kohti lyhyempiä aallonpituuksia) ovat yleensä kompakti. Nämä ovat yleensä “blazar” -tyyppisiä lähteitä.
Sikäli kuin havainnon pituus menee, on tarpeen saada monia riippumattomia näytteitä tuikekuviosta. Tämä johtuu siitä, että tuike on stokastinen prosessi, ja meidän on tiedettävä joitain prosessin tilastoja hyödyllisen tiedon saamiseksi. PKS 1257-326: n kaltaisille nopeille tuikeille voidaan saada riittävä näyte tuikekuviosta yhdestä, tyypillisestä 12 tunnin tarkkailuistunnosta. Hitaampaa tuikelaskuria on tarkkailtava useiden päivien ajan saadaksesi samat tiedot. On kuitenkin joitain tuntemattomia, jotka on ratkaistava, kuten galaksin tähtienvälisessä väliaineessa (ISM) olevan sironnan ”näytön” massanopeus. Tarkkailemalla koko vuoden väliajoin voimme ratkaista tämän nopeuden - ja mikä tärkeintä, saamme myös kaksiulotteista tietoa tuikekuviosta ja siten lähteen rakenteesta. Kun maapallo kiertää aurinkoa, leikkaamme tehokkaasti tuikekuvion eri kulmista, koska suhteellinen maan / ISM-nopeus vaihtelee vuoden aikana. Tutkimusryhmämme nimitti tätä tekniikkaa nimellä "Earth Orbital Synthesis", koska se on analoginen "Earth rotation synthesis" -standardin kanssa, joka on radiointerferometrian standardi.
OLEN: Äskettäinen arvio taivaan tähtiä lukumäärästä arvioi, että tunnetussa maailmankaikkeudessa on kymmenen kertaa enemmän tähtiä kuin hiekanjyviä maapallolla. Voitko kuvailla, miksi suihkut ja mustat aukot ovat mielenkiintoisia vaikeaksi ratkaistavina objekteina, jopa käyttämällä nykyisiä ja tulevia avaruusteleskooppeja, kuten Hubble ja Chandra?
HB: Tutkitut objektit ovat joitain maailmankaikkeuden energisimmista ilmiöistä. AGN voi olla jopa 1013 (10 voimaa 13, tai 10 000 biljoonaa) kertaa valoisampi kuin aurinko. Ne ovat ainutlaatuisia "laboratorioita" korkean energian fysiikalle. Astrofysiikot haluaisivat ymmärtää täysin prosessit, jotka muodostuvat näiden valtavan voimakkaiden suihkukoneiden muodostamiseksi lähellä keskimmäistä supermassiivista mustaa reikää. Käyttämällä tuiketa radiosuihkujen sisäisten alueiden ratkaisemiseksi, olemme peering lähellä “suutinta”, jossa suihku muodostuu - lähempänä toimintaa kuin voimme nähdä millään muulla tekniikalla!
OLEN: Tutkit tutkimuksessasi, että kuinka nopeasti ja kuinka voimakkaasti radiosignaalit vaihtelevat, riippuu radiolähteen koosta ja muodosta, kaasupilvien koosta ja rakenteesta, maan nopeudesta ja suunnasta sen kulkiessa Auringon ympäri, ja nopeus ja suunta, jolla kaasupilvet kulkevat. Onko olemassa sisäänrakennettuja oletuksia joko kaasupilven ”linssin” tai havaitun esineen muodosta, johon tekniikan avulla päästään?
Ringrengas, vaikka se ei ole hyödyllinen kuvantaminen läpi, tarjoaa kaukana olevan kaukoputken linssin viitteellisen ilmeen. 2000 valovuotta etäisyydellä tähtikuvion, Lyra, suuntaan, rengas muodostuu sisemmän tähden elämän myöhäisissä vaiheissa, kun se leviää paksuun ja laajenevaan ulkoiseen kaasukerrokseen. Luotto: NASA Hubble HST
HB: Sen sijaan, että ajateltaisiin kaasupilviä, on ehkä tarkempaa kuvata ionimuodostuneen kaasun vaiheenmuutosnäyttö tai plasma, joka sisältää suuren määrän turbulenssisoluja. Tärkein oletus, joka sisältyy malliin, on se, että turbulenttien heilahtelujen kokokaavio noudattaa teholaki-spektriä - tämä näyttää olevan kohtuullinen oletus sen perusteella, mitä tiedämme turbulenssin yleisistä ominaisuuksista. Turbulenssi voitaisiin ensisijaisesti pidentää tiettyyn suuntaan plasman magneettikentän rakenteen vuoksi, ja periaatteessa voimme saada tästä jotain tietoa havaitusta tuikekuviosta. Saamme myös jonkin verran tietoa tuikekuviosta havaitun kohteen muodosta, joten siitä ei ole sisäänrakennettuja oletuksia, vaikkakin tässä vaiheessa voidaan käyttää vain melko yksinkertaisia malleja lähderakenteen kuvaamiseen.
OLEN: Ovatko nopeat tuikelaskurit hyvä kohde menetelmän ominaisuuksien laajentamiseksi?
HB: Nopeat tuikelaskurit ovat hyviä yksinkertaisesti siksi, että he eivät vaadi niin paljon tarkkailuaikaa kuin hitaammat tuikkelijat saadakseen saman määrän tietoa. Kolme ensimmäistä “tunnin sisäistä” tuike on opettanut meille paljon tuikeprosessista ja siitä, kuinka tehdä “Maan kiertoradan synteesi”.
OLEN: Onko suunnitteilla lisäehdokkaita tulevia havaintoja varten?
HB: Kollegani ja minä olemme äskettäin suorittaneet laajan tutkimuksen New Mexico -sovelluksen Very Large Array avulla etsiä uusia tuikuvia radiolähteitä. Tämän tutkimuksen ensimmäiset tulokset, joita johti tohtori Jim Lovell CSIRO: n Australia Telescope National Facilitystä (ATNF), julkaistiin äskettäin tähtitieteellisessä lehdessä (lokakuu 2003). Tarkastellusta 700 litteän spektrin radiolähteestä löysimme yli 100 lähdettä, joiden intensiteetti vaihteli merkittävästi 3 päivän aikana. Otamme seurantatutkimuksia saadaksesi lisätietoja lähderakenteesta erittäin pienikokoisilla, mikroarcsecond-asteikoilla. Vertaamme näitä tuloksia muihin lähteen ominaisuuksiin, kuten säteilyyn muilla aallonpituuksilla (optinen, röntgen, gammasäde) ja rakenteeseen suuremmilla avaruusasteikoilla, kuten esimerkiksi VLBI: llä nähty. Tällä tavoin toivomme oppia lisää näistä erittäin kompakteista, erittäin kirkkaista lämpötilalähteistä, ja samalla prosessissa oppia lisää oman galaksemme tähtienvälisen väliaineen ominaisuuksista.
Näyttää siltä, että syy erittäin nopeaan tuikeeseen joissakin lähteissä on se, että plasman “sironnan seula”, joka aiheuttaa suurimman osan tuikeesta, on melko lähellä, 100 valovuoden sisällä aurinkokunnasta. Nämä lähellä olevat “näytöt” ovat ilmeisesti melko harvinaisia. Tutkimuksessamme löydettiin hyvin vähän nopeaa tuikelaskuria, mikä oli hiukan yllättävää, koska kaksi kolmesta nopeimmista tunnetuista tuikevalmistajista löydettiin suotuisasti. Ajattelimme, että sellaisia lähteitä voi olla paljon enemmän!
Alkuperäinen lähde: Astrobiology Magazine
