Изображение предоставлено: Chandra
Представьте себе создание естественного телескопа более мощным, чем любой другой телескоп, работающий в настоящее время. Затем представьте, что используете его, чтобы приблизиться к краю черной дыры, где ее рот похож на струю, которая образует перегретые заряженные частицы и выплевывает их в космос на миллионы световых лет. Казалось бы, задача состоит в том, чтобы вывести человека на грань невозврата, сильного пятна в четырех миллиардах световых лет от Земли. Это место называется квазар по имени ПКС 1257-326. Его слабое мерцание в небе получает более броское имя «блазар», что означает, что это квазар, который сильно меняется по яркости и может маскировать еще более таинственную внутреннюю черную дыру с огромной гравитационной силой.
Длина телескопа, необходимого для вглядывания в устье блазара, должна была быть гигантской, около миллиона километров в ширину. Но именно такая естественная линза была найдена командой австралийских и европейских астрономов; его объектив удивительно, облако газа. Идея огромного, естественного телескопа кажется слишком изящной, чтобы не заглядывать в нее.
Эта методика, получившая название «Синтез орбиты Земли», была впервые изложена доктором Жаном-Пьером Макквартом из Гронингенского университета в Нидерландах и доктором CSIRO Дэвидом Джонсей в статье, опубликованной в 2002 году. Новая методика обещает исследователям способность разрешать детали около 10 микросекунд в поперечнике - эквивалентно тому, чтобы увидеть кусочек сахара на Луне с Земли.
«Это в сто раз больше деталей, чем мы можем увидеть в любой другой современной технике астрономии», - говорит д-р Хейли Бигналл, которая недавно защитила докторскую диссертацию в университете Аделаиды и сейчас работает в JIVE, Объединенном институте интерферометрии очень длинной базовой линии. в Европе. «Это в десять тысяч раз лучше, чем может сделать космический телескоп Хаббла. И он такой же мощный, как и любые другие будущие космические оптические и рентгеновские телескопы ».
Бигналл провел наблюдения с помощью радиотелескопа компактного массива CSIRO Australia Telescope в восточной Австралии. Когда она ссылается на микросекунду, это мера углового размера или того, насколько большой объект выглядит. Например, если небо было разделено на полушария градусами, единица составляет около одной трети одной миллиардной градуса.
Как работает самый большой телескоп? Использование комков внутри облака газа не совсем незнакомо ночным наблюдателям. Подобно тому, как атмосферная турбулентность заставляет звезды мерцать, наша собственная галактика имеет похожую невидимую атмосферу заряженных частиц, которые заполняют пустоты между звездами. Любое скопление этого газа, естественно, может сформировать линзу, точно так же, как изменение плотности от изгиба воздуха к стеклу и фокусирование света в том, что Галилей впервые увидел, когда он направил свой первый телескоп к звезде. Эффект также называется сцинтилляцией, и облако действует как линза.
Видеть лучше, чем кто-либо еще, может быть замечательно, но как решить, где искать в первую очередь? Команда особенно заинтересована в использовании «Синтеза орбит Земли», чтобы рассмотреть вблизи квазаров черные дыры, которые являются сверхяркими ядрами далеких галактик. Эти квазары изображают такие маленькие углы на небе, что они являются точками света или радиоизлучения. На радиоволнах некоторые квазары достаточно малы, чтобы мерцать в атмосфере заряженных частиц нашей Галактики, называемой ионизированной межзвездной средой. Квазары мерцают или изменяются гораздо медленнее, чем мерцание, которое можно ассоциировать с видимыми звездами. Поэтому наблюдатели должны быть терпеливыми, чтобы просматривать их, даже с помощью самых мощных телескопов. Любое изменение менее чем за день считается быстрым. Самые быстрые сцинтилляторы имеют сигналы, которые удваиваются или утраиваются по силе менее чем за час. Фактически, лучшие наблюдения, сделанные до сих пор, извлекают выгоду из годового движения Земли, поскольку ежегодное изменение дает полную картину, потенциально позволяя астрономам видеть насильственные изменения в устье струи черной дыры. Это одна из целей команды: «увидеть в пределах одной трети светового года от основания одного из этих самолетов», - сказал д-р CSIRO Дэвид Джонсей. «Это« бизнес-конец », где делается самолет».
Невозможно «увидеть» черную дыру, потому что эти свернутые звезды настолько плотны, что их непреодолимая гравитация даже не позволяет свету уйти. Только поведение вещества вне горизонта на некотором расстоянии от черной дыры может сигнализировать о том, что они даже существуют. Самый большой телескоп может помочь астрономам понять размер струи у ее основания, структуру магнитных полей и то, как струя развивается со временем. «Мы можем даже искать изменения, когда материя отклоняется от черной дыры и выплескивается вдоль струй», - говорит доктор Маккварт.
Журнал Astrobiology Magazine имел возможность поговорить с Хейли Биньялл о том, как сделать телескоп из газовых облаков, и почему взгляд вглубь, чем кто-либо прежде, может дать представление о замечательных событиях возле черных дыр. Astrobiology Magazine (AM): Как вы впервые заинтересовались использованием газовых облаков как части естественного фокуса для разрешения очень далеких объектов?
Хейли Биньялл (HB). Идея использования межзвездной сцинтилляции (МКС), явления, обусловленного рассеянием радиоволн в турбулентных «облаках» ионизированного галактического газа, для разрешения очень далеких компактных объектов, действительно представляет собой сближение нескольких различных Направления исследований, поэтому я выделю немного исторического фона.
В 1960-х радиоастрономы использовали другой вид сцинтилляции, межпланетную сцинтилляцию, из-за рассеяния радиоволн в солнечном ветре, чтобы измерить угловые размеры меньше дуговой секунды (1 угловая секунда = 1/3600 градусов по дуге) для радиоисточников. Это было более высокое разрешение, чем могло быть достигнуто другими средствами в то время. Но эти исследования в значительной степени отошли на второй план с появлением очень длинной базовой интерферометрии (VLBI) в конце 1960-х годов, которая позволила получать прямые изображения радиоисточников с гораздо более высоким угловым разрешением - сегодня VLBI достигает разрешения лучше, чем миллисекунда.
Я лично заинтересовался потенциальным использованием межзвездной сцинтилляции благодаря участию в исследованиях изменчивости радиоисточников - в частности, изменчивости «блазаров». Blazar - броское имя, применяемое к некоторым квазарам и объектам BL Lacertae, то есть к активным ядрам галактик (AGN), которые, вероятно, содержат сверхмассивные черные дыры в качестве «центральных двигателей», которые имеют мощные струи энергичных, излучающих частиц, направленных почти прямо на нас. ,
Затем мы видим эффекты релятивистского излучения в излучении от струи, включая быструю изменчивость интенсивности по всему электромагнитному спектру, от радио до гамма-излучения с высокой энергией. Большая часть наблюдаемой изменчивости в этих объектах могла быть объяснена, но была проблема: некоторые источники показали очень быструю внутрисуточную радиопеременность. Если бы такая короткая временная изменчивость на таких длинных (сантиметровых) длинах волн была присуща источникам, они были бы слишком горячими, чтобы оставаться без дела в течение многих лет, как это наблюдалось многими. Горячие источники должны излучать всю свою энергию очень быстро, как рентгеновские лучи и гамма-лучи. С другой стороны, уже было известно, что межзвездная сцинтилляция влияет на радиоволны; поэтому вопрос о том, была ли очень быстрая радиопеременность на самом деле МКС или свойственен источникам, был важным для разрешения.
Во время исследования PhD я случайно обнаружил быструю изменчивость в квазаре (блазар) PKS 1257-326, который является одним из трех наиболее быстро изменяющихся радиопеременных AGN, когда-либо наблюдавшихся. Я и мои коллеги смогли убедительно показать, что быстрая радиопереходность была вызвана МКС [сцинтилляцией]. Случай с этим конкретным источником добавил все больше свидетельств того, что внутри-дневная радиопереходность в основном обусловлена МКС.
Источники, которые показывают МКС, должны иметь очень малые, микросекундные, угловые размеры. Наблюдения за МКС могут, в свою очередь, использоваться для «картирования» структуры источника с микросекундным разрешением. Это намного более высокое разрешение, чем даже VLBI. Техника была изложена в статье 2002 года двумя моими коллегами, доктором Жан-Пьером Маккартом и доктором Дэвидом Жонси.
Квазар PKS 1257-326 оказался очень хорошей «морской свинкой», с которой можно продемонстрировать, что техника действительно работает.
AM: Принципы сцинтилляции видны всем, даже без телескопа, правильно - где звезда мерцает, потому что она покрывает очень маленький угол в небе (находясь так далеко), но планета в нашей солнечной системе не мерцает заметно? Это справедливое сравнение принципа визуальной оценки расстояний со сцинтилляцией?
HB: Сравнение с тем, как звезды мерцают в результате атмосферной сцинтилляции (из-за турбулентности и колебаний температуры в атмосфере Земли), является справедливым; основное явление то же самое. Мы не видим мерцания планет, потому что они имеют гораздо большие угловые размеры - сцинтилляция «размазывается» по диаметру планеты. В этом случае, конечно, это потому, что планеты находятся так близко от нас, что они представляют большие углы на небе, чем звезды.
Однако сцинтилляция не очень полезна для оценки расстояний до квазаров: объекты, которые находятся дальше, не всегда имеют меньшие угловые размеры. Например, все пульсары (вращающиеся нейтронные звезды) в нашей собственной Галактике сцинтиллируют, потому что они имеют очень крошечные угловые размеры, намного меньшие, чем у любого квазара, даже если квазары часто находятся на расстоянии миллиардов световых лет. Фактически, сцинтилляция использовалась, чтобы оценить расстояния пульсара. Но для квазаров существует множество факторов, помимо расстояния, которые влияют на их кажущийся угловой размер, и, чтобы еще больше усложнить ситуацию, на космологических расстояниях угловой размер объекта больше не изменяется как обратное расстояние. Как правило, лучший способ оценки расстояния до квазара - это измерение красного смещения его оптического спектра. Затем мы можем преобразовать измеренные угловые шкалы (например, из сцинтилляционных или VLBI-наблюдений) в линейные шкалы при красном смещении источника
AM: Описанный телескоп предлагает пример квазара, который является источником радиоизлучения, и его колебания наблюдаются в течение всего года. Есть ли естественные ограничения на типы источников или продолжительность наблюдения?
HB: Существуют срезы угловых размеров, после которых сцинтилляция «гасится». Можно изобразить распределение яркости радиоисточника как набор независимо сцинтиллирующих «патчей» заданного размера, так что с увеличением источника количество таких патчей увеличивается, и в итоге сцинтилляция по всем патчам усредняется, так что мы перестать наблюдать какие-либо изменения на всех. Из предыдущих наблюдений мы знаем, что для внегалактических источников форма радиоспектра во многом зависит от того, насколько компактен источник - источники с «плоскими» или «инвертированными» радиоспектрами (т. Е. Плотность потока увеличивается с уменьшением длины волны), как правило, самый компактный. Это также источники типа «блазар».
Что касается продолжительности наблюдения, то необходимо получить много независимых образцов сцинтилляционного рисунка. Это связано с тем, что сцинтилляция является стохастическим процессом, и нам нужно знать некоторую статистику этого процесса, чтобы извлечь полезную информацию. Для быстрых сцинтилляторов, таких как PKS 1257-326, мы можем получить адекватную выборку сцинтилляционного паттерна всего за один типичный 12-часовой сеанс наблюдений. Более медленные сцинтилляторы должны наблюдаться в течение нескольких дней, чтобы получить ту же информацию. Тем не менее, есть некоторые неизвестные, для решения которых, например, объемная скорость рассеивающего «экрана» в галактической межзвездной среде (ISM). Наблюдая за интервалами, расположенными в течение целого года, мы можем решить эту скорость - и, что важно, мы также получаем двумерную информацию о сцинтилляционном паттерне и, следовательно, о структуре источника. Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, мы эффективно прорезаем сцинтилляционный паттерн под разными углами, так как относительная скорость Земля / ISM меняется в течение года. Наша исследовательская группа назвала эту технику «Орбитальный синтез Земли», так как она аналогична «Синтезу вращения Земли», стандартному методу радиоинтерферометрии.
AM: Недавняя оценка количества звезд на небе показала, что в известной вселенной звезд в десять раз больше, чем песчинок на Земле. Можете ли вы описать, почему джеты и черные дыры интересны как трудноразрешимые объекты, даже с использованием существующих и будущих космических телескопов, таких как Хаббл и Чандра?
HB: Объекты, которые мы изучаем, являются одними из самых энергичных явлений во вселенной. AGN может быть до ~ 1013 (от 10 до 13 или 10000 триллионов) раз ярче Солнца. Это уникальные «лаборатории» для физики высоких энергий. Астрофизики хотели бы полностью понять процессы, связанные с формированием этих чрезвычайно мощных струй вблизи центральной сверхмассивной черной дыры. Используя сцинтилляцию для разрешения внутренних областей радиоструй, мы вглядываемся близко к «соплу», где формируется струя - ближе к действию, чем мы можем видеть с помощью любой другой техники!
AM: В своей исследовательской работе вы указываете, что как быстро и как сильно меняются радиосигналы, зависит от размера и формы радиоисточника, размера и структуры газовых облаков, скорости и направления движения Земли вокруг Солнца, и скорость и направление, в котором движутся газовые облака. Существуют ли встроенные предположения относительно формы «линзы» газового облака или формы наблюдаемого объекта, доступного с помощью этой техники?
Кольцевая туманность, несмотря на бесполезную визуализацию, напоминает дальний объектив телескопа. На расстоянии 2000 световых лет в направлении созвездия Лиры кольцо образуется на поздних этапах жизни внутренней звезды, когда оно выделяет толстый и расширяющийся внешний газовый слой. Предоставлено NASA Hubble HST.
HB: Вместо того, чтобы думать о газовых облаках, возможно, более точным было бы изобразить меняющийся по фазе «экран» ионизированного газа или плазмы, который содержит большое количество ячеек турбулентности. Основное предположение, которое входит в модель, заключается в том, что масштабный размер турбулентных флуктуаций следует степенному спектру - это кажется разумным предположением из того, что мы знаем об общих свойствах турбулентности. Турбулентность может быть преимущественно удлинена в определенном направлении из-за структуры магнитного поля в плазме, и в принципе мы можем получить некоторую информацию об этом из наблюдаемой картины сцинтилляции. Мы также получаем некоторую информацию из сцинтилляционного паттерна о форме наблюдаемого объекта, поэтому нет никаких встроенных предположений об этом, хотя на данном этапе мы можем использовать только довольно простые модели для описания структуры источника.
AM: Являются ли быстрые сцинтилляторы хорошей целью для расширения возможностей метода?
HB: Быстрые сцинтилляторы хороши просто потому, что им не требуется столько времени наблюдения, сколько медленным сцинтилляторам, чтобы получить тот же объем информации. Первые три «внутричасовых» сцинтиллятора научили нас многому о процессе сцинтилляции и о том, как делать «Синтез орбиты Земли».
AM: Планируются ли дополнительные кандидаты для будущих наблюдений?
HB: Мои коллеги и я недавно провели большой опрос, используя Очень Большой Массив в Нью-Мексико, чтобы найти новые искрящиеся радиоисточники. Первые результаты этого опроса, проведенного д-ром Джимом Ловеллом из Австралийского национального фонда телескопа (ATNF) CSIRO, были недавно опубликованы в Astronomical Journal (октябрь 2003 г.). Из 700 наблюдаемых радиоисточников с плоским спектром мы обнаружили более 100 источников, которые показали значительную изменчивость интенсивности в течение 3-дневного периода. Мы предпринимаем последующие наблюдения, чтобы узнать больше о структуре источника в ультракомпактных, микросекундных масштабах. Мы сравним эти результаты с другими свойствами источника, такими как излучение на других длинах волн (оптическое, рентгеновское, гамма-излучение), и структура в более крупных пространственных масштабах, например, наблюдаемые при VLBI. Таким образом, мы надеемся узнать больше об этих очень компактных, высокотемпературных источниках температуры, а также узнать больше о свойствах межзвездной среды нашей собственной Галактики.
Кажется, что причина очень быстрой сцинтилляции в некоторых источниках заключается в том, что плазменный «рассеивающий экран», вызывающий большую часть сцинтилляции, находится довольно близко, в пределах 100 световых лет от Солнечной системы. Эти близлежащие «экраны», по-видимому, довольно редки. Наш опрос обнаружил очень мало быстрых сцинтилляторов, что было несколько удивительно, так как два из трех самых быстрых сцинтилляторов были обнаружены по счастливой случайности. Мы думали, что таких источников может быть гораздо больше!
Первоначальный источник: Astrobiology Magazine
