Bildkredit: Chandra
Föreställ dig att göra ett naturligt teleskop mer kraftfullt än något annat teleskop som för närvarande fungerar. Föreställ dig sedan att använda den för att se närmare kanten av ett svart hål där munnen är som en stråle som bildar superhettladdade partiklar och spottar dem miljoner ljusår ut i rymden. Uppgiften verkar ta en till kanten av ingen återkomst, en våldsam plats fyra miljarder ljusår från jorden. Denna plats kallas en kvasar med namnet PKS 1257-326. Dess svaga glimt på himlen ges det mer iögonfallande namnet på en 'blazar', vilket betyder att det är en kvasar som varierar dramatiskt i ljusstyrka och kan maskera ett ännu mer mystiskt, inre svart hål med enorm gravitationskraft.
Längden på ett teleskop som behövs för att kika in i blazarens mun måste vara enormt, ungefär en miljon kilometer bred. Men just en sådan naturlig lins har hittats av ett team av australiska och europeiska astronomer; dess lins är anmärkningsvärt, ett moln av gas. Idén om ett stort, naturligt teleskop verkar för elegant för att undvika att kika in.
Tekniken, kallad "Earth-Orbit Synthesis", beskrevs först av Dr Jean-Pierre Macquart från University of Groningen i Nederländerna och CSIROs Dr David Jauncey i ett papper som publicerades 2002. Den nya tekniken lovar forskarna möjligheten att lösa detaljer cirka 10 mikroarcsekunder över - motsvarande att se en sockerkub på månen, från jorden.
"Det är hundra gånger finare detalj än vi kan se med någon annan aktuell teknik inom astronomi," säger Dr. Hayley Bignall, som nyligen avslutade sin doktorsexamen vid University of Adelaide och nu är på JIVE, Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry i Europa. ”Det är tiotusen gånger bättre än Hubble Space Telescope kan göra. Och det är lika kraftfullt som alla föreslagna framtida rymdbaserade optiska och röntgenteleskop. "
Bignall gjorde observationerna med radioteleskopet CSIRO Australia Telescope Compact Array i östra Australien. När hon hänvisar till ett mikroarcsekund är det ett mått på vinkelstorlek eller hur stort ett objekt ser ut. Om till exempel himlen var uppdelad med grader som en halvkula, är enheten ungefär en tredjedel av en miljardste av en grad.
Hur fungerar det största teleskopet? Att använda klumpigheten i ett gasmoln är inte helt okänt för nattvakterna. Liksom atmosfärisk turbulens får stjärnorna att blinka, har vår egen galax en liknande osynlig atmosfär av laddade partiklar som fyller tomrummen mellan stjärnorna. Varje klump av denna gas kan naturligtvis bilda en lins, precis som densitetsförändringen från luft till glas böjd och fokuserat ljuset i det Galileo först såg när han pekade sitt första teleskop mot stjärnan. Effekten kallas också scintillation, och molnet fungerar som en lins.
Att se bättre än någon annan kan vara anmärkningsvärt, men hur kan man bestämma var man ska titta först? Teamet är särskilt intresserat av att använda 'Earth-Orbit Synthesis' för att kika nära svarta hål i kvasarer, som är de superljust kärnorna i avlägsna galaxer. Dessa kvasarer subventionerar så små vinklar på himlen att de bara är ljuspunkter eller radioutsläpp. Vid radiovåglängder är vissa kvasarer små nog att blinka i vår Galaxys atmosfär av laddade partiklar, kallad det joniserade interstellära mediet. Kvasarer blinkar eller varierar mycket långsammare än det blinkande man kan förknippa sig med synliga stjärnor. Så observatörer måste vara tålmodiga för att se dem, även med hjälp av de mest kraftfulla teleskop. Varje förändring på mindre än en dag anses vara snabb. De snabbaste scintillatorerna har signaler som fördubblas eller diskant i styrka på mindre än en timme. Faktum är att de bästa observationer som hittills gjorts har nytta av jordens årliga rörelse, eftersom den årliga variationen ger en fullständig bild, vilket möjliggör för astronomer att se de våldsamma förändringarna i en svarthåls jetstråle. Det är ett av teamets mål: "att se till inom en tredjedel av ett ljusår från basen för en av dessa jetflygplan," enligt CSIROs Dr David Jauncey. "Det är det" affärsslutet "där jet är tillverkad."
Det är inte möjligt att "se" in i ett svart hål, eftersom dessa kollapsade stjärnor är så täta att deras överväldigande tyngdkraft inte ens tillåter ljus att fly. Bara materiens beteende utanför en horisont långt borta från ett svart hål kan signalera att de till och med existerar. Det största teleskopet kan hjälpa astronomerna att förstå storleken på en jet vid dess bas, mönstret av magnetfält där och hur en jet utvecklas över tid. "Vi kan till och med leta efter förändringar när materien strömmar nära det svarta hålet och smutas ut längs strålarna," säger Dr Macquart.
Astrobiology Magazine hade möjlighet att prata med Hayley Bignall om hur man gör ett teleskop från gasmoln, och varför kikare djupare än någon tidigare kan erbjuda insikt i anmärkningsvärda händelser nära svarta hål. Astrobiology Magazine (AM): Hur blev du först intresserad av att använda gasmoln som en del av ett naturligt fokus för att lösa mycket avlägsna objekt?
Hayley Bignall (HB): Idén att använda interstellär scintillation (ISS), ett fenomen på grund av radiovågsspridning i turbulenta, joniserade galaktiska gasmoln, för att lösa mycket avlägsna, kompakta föremål, representerar verkligen konvergensen av ett par olika forskningslinjer, så jag kommer att beskriva lite av den historiska bakgrunden.
På 1960-talet använde radioastronomer en annan typ av scintillation, interplanetär scintillation, på grund av spridning av radiovågor i solvinden, för att mäta sub-arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 arc arc) vinkelstorlek för radiokällor. Detta var högre upplösning än man kunde uppnå på andra sätt vid den tiden. Men dessa studier föll till stor del vid vägen med tillkomsten av Very Long Baseline Interferometry (VLBI) i slutet av 1960-talet, vilket möjliggjorde direkt avbildning av radiokällor med mycket högre vinkelupplösning - idag uppnår VLBI upplösning bättre än ett milliarkcsekund.
Jag blev personligen intresserad av potentiella användningar av interstellär scintillation genom att vara involverad i studier av radiokällvariabilitet - i synnerhet variation av "blazars". Blazar är ett iögonfallande namn som tillämpas på vissa kvasarer och BL Lacertae-objekt - det vill säga Active Galactic Nuclei (AGN), som antagligen innehåller supermassiva svarta hål som sina "centrala motorer", som har kraftfulla strålar av energiska, strålande partiklar som nästan rakt mot oss. .
Sedan ser vi effekter av relativistisk strålning i strålningen från strålen, inklusive snabb variation i intensitet över hela det elektromagnetiska spektrumet, från radio till högenergiska gammastrålar. De flesta av de observerade variationerna i dessa objekt kunde förklaras, men det fanns ett problem: vissa källor visade mycket snabb radiovariabilitet inom dagen. Om en sådan kort tidsskalavariabilitet vid så långa (centimeter) våglängder var inneboende för källorna, skulle de vara alldeles för varma för att stanna kvar i flera år, vilket många observerades göra. Källor som heta bör stråla bort all sin energi mycket snabbt, som röntgenstrålar och gammastrålar. Å andra sidan var det redan känt att interstellär scintillation påverkar radiovågor; så frågan om den mycket snabba radiovariabiliteten i själva verket var ISS, eller i sig källor, var en viktig fråga att lösa.
Under min doktorundersökning fann jag, av en slump, snabb variation i kvasaren (blazar) PKS 1257-326, som är en av de tre snabbast radiovariablerna AGN som någonsin har observerats. Mina kollegor och jag kunde visa tydligt att den snabba radiovariabiliteten berodde på ISS [scintillation]. Fallet för den här källan läggs till på att bevisa att radiovariationen inom dagen i allmänhet främst beror på ISS.
Källor som visar ISS måste ha mycket små, vinkelstorlekar med mikroarcsekund. Observationer av ISS kan i sin tur användas för att ”kartlägga” källstrukturen med mikroarcsekundupplösning. Detta är mycket högre upplösning än till och med VLBI kan uppnå. Tekniken beskrevs i ett papper från 2002 av två av mina kollegor, Dr Jean-Pierre Macquart och Dr David Jauncey.
Kvasaren PKS 1257-326 visade sig vara ett mycket trevligt "marsvin" för att visa att tekniken verkligen fungerar.
AM: Prinsipperna för scintillation är synliga för alla även utan teleskop, korrekta - där en stjärna blinkar eftersom den täcker en mycket liten vinkel på himlen (att vara så långt borta), men en planet i vårt solsystem är inte synlig? Är detta en rättvis jämförelse av principen för att uppskatta visuellt avstånd med scintillation?
HB: Jämförelsen med att se stjärnor blinka som ett resultat av atmosfärisk scintillation (på grund av turbulens och temperatursvängningar i jordens atmosfär) är rättvis; det grundläggande fenomenet är detsamma. Vi ser inte planeter blinka eftersom de har mycket större vinkelstorlekar - scintillationen blir "utsmetad" över planetens diameter. I det här fallet beror det naturligtvis på att planeterna är så nära oss att de lägger större vinklar på himlen än stjärnor.
Scintillation är inte riktigt användbar för att uppskatta avstånd till kvasarer, dock: objekt som är längre bort har inte alltid mindre vinkelstorlekar. Till exempel alla pulsars (snurrande neutronstjärnor) i vår egen Galaxy-scintillat eftersom de har mycket små vinkelstorlekar, mycket mindre än någon kvasar, även om kvasarer ofta är miljarder ljusår bort. I själva verket har scintillation använts för att uppskatta pulsaravstånd. Men för kvasarer finns det många faktorer förutom avstånd som påverkar deras uppenbara vinkelstorlek, och för att komplicera frågor ytterligare, på kosmologiska avstånd, varierar inte objektets vinkelstorlek längre som det inversa av avståndet. Generellt sett är det bästa sättet att uppskatta avståndet till en kvasar att mäta den röda skiftningen av dess optiska spektrum. Då kan vi konvertera uppmätta vinkelskalor (t.ex. från scintillation eller VLBI-observationer) till linjära skalor vid rödskiftet av källan
AM: Teleskopet som beskrivits erbjuder ett kvasarexempel som är en radiokälla och observeras variera under ett helt år. Finns det några naturliga gränser för källtyperna eller observationslängden?
HB: Det finns avgränsningar i vinkelstorlek, utöver vilka scintillationen blir "släckt". Man kan föreställa radiokällans ljusstyrkafördelning som ett gäng oberoende scintillerande "lappar" av en viss storlek, så att när källan blir större ökar antalet sådana korrigeringar och så småningom scintillationen över alla korrigeringar ger medelvärden så att vi upphör att observera några variationer alls. Från tidigare observationer vet vi att för extragalaktiska källor har radiospektrumets form mycket att göra med hur kompakt en källa är - källor med "platta" eller "inverterade" radiospektra (dvs. flödestäthet ökar mot kortare våglängder) är i allmänhet det mest kompakta. Dessa tenderar också att vara "blazar" -källor.
Så långt observationslängden går är det nödvändigt att erhålla många oberoende prover av scintillationsmönstret. Detta beror på att scintillation är en stokastisk process, och vi måste känna till statistik över processen för att extrahera användbar information. För snabba scintillatorer som PKS 1257-326 kan vi få ett adekvat prov av scintillationsmönstret från bara en, typisk 12-timmars observationssamling. Långsammare scintillatorer måste observeras under flera dagar för att få samma information. Det finns emellertid några okända att lösa för, såsom bulkhastigheten för spridningsskärmen i det galaktiska interstellära mediet (ISM). Genom att observera med jämna mellanrum över ett helt år kan vi lösa för denna hastighet - och viktigare är att vi också får tvådimensionell information om scintillationsmönstret och därmed källstrukturen. När jorden går runt solen skär vi effektivt igenom scintillationsmönstret i olika vinklar, eftersom den relativa jorden / ISM-hastigheten varierar under året. Vår forskargrupp kallade denna teknik "Earth Orbital Synthesis", eftersom den är analog med "Earth rotation synthesis", en standardteknik inom radiointerferometri.
AM: En nylig uppskattning av antalet stjärnor på himlen uppskattade att det finns tio gånger fler stjärnor i det kända universum än sandkorn på jorden. Kan du beskriva varför jets och svarta hål är intressanta som svåra att lösa föremål, även med nuvarande och framtida rymdteleskoper som Hubble och Chandra?
HB: Objekten vi studerar är några av de mest energiska fenomenen i universum. AGN kan vara upp till ~ 1013 (10 till makten 13, eller 10 000 biljoner) gånger ljusare än solen. De är unika "laboratorier" för fysik med hög energi. Astrofysiker vill fullt ut förstå de processer som är involverade i att bilda dessa oerhört kraftfulla strålar nära det centrala supermassiva svarta hålet. Med hjälp av scintillation för att lösa de inre regionerna i radiostrålarna kikar vi nära "munstycket" där strålen bildas - närmare handlingen än vi kan se med någon annan teknik!
AM: I ditt forskningsdokument påpekar du att hur snabbt och hur starkt radiosignalerna varierar beror på storleken och formen på radiokällan, storleken och strukturen på gasmoln, jordens hastighet och riktning när den rör sig runt solen, och hastigheten och riktningen i vilken gasmolnen rör sig. Finns det inbyggda antaganden om antingen formen på gasmolnets 'lins' eller formen på observerade objekt som är tillgängliga med tekniken?
Trots att ringnebulan inte är användbar avbildning, har den suggestiva utseendet på ett långt borta teleskoplins. 2000 ljusår avlägsna i riktning mot konstellationen Lyra, ringen bildas i de sena stadierna av den inre stjärnans liv, när den tappar ett tjockt och expanderande yttre gaslager. Kredit: NASA Hubble HST
HB: I stället för att tänka på gasmoln är det kanske mer exakt att föreställa sig en fasförändrande "skärm" av joniserad gas, eller plasma, som innehåller ett stort antal turbulensceller. Det viktigaste antagandet som går in i modellen är att storleksskalan för de turbulenta fluktuationerna följer ett kraftlagsspektrum - detta verkar vara ett rimligt antagande utifrån vad vi vet om allmänna egenskaper hos turbulens. Turbulensen kan företrädesvis förlängas i en viss riktning på grund av magnetfältstrukturen i plasma, och i princip kan vi få lite information om detta från det observerade scintillationsmönstret. Vi får också lite information från scintillationsmönstret om formen på det observerade objektet, så det finns inga inbyggda antaganden om det, även om vi i detta skede bara kan använda ganska enkla modeller för att beskriva källstrukturen.
AM: Är snabba scintillatorer ett bra mål för att utöka metodens kapacitet?
HB: Snabba scintillatorer är bra helt enkelt för att de inte behöver så mycket observationstid som långsammare scintillatorer för att få samma mängd information. De första tre “intra-timmars” scintillatorerna har lärt oss mycket om scintillationsprocessen och om hur man gör ”Earth Orbit Synthesis”.
AM: Planeras det ytterligare kandidater för framtida observationer?
HB: Mina kollegor och jag har nyligen genomfört en stor undersökning, med hjälp av Very Large Array i New Mexico, för att leta efter nya lysande radiokällor. De första resultaten av denna undersökning, ledd av Dr Jim Lovell från CSIRO: s National Telescope National Facility (ATNF), publicerades nyligen i Astronomical Journal (oktober 2003). Av 700 observerade platspektrumkällor hittade vi mer än 100 källor som visade signifikant variation i intensitet under en 3-dagarsperiod. Vi gör uppföljningsobservationer för att lära oss mer om källstrukturen på ultrakompakta mikrovågsskalor. Vi kommer att jämföra dessa resultat med andra källegenskaper såsom utsläpp vid andra våglängder (optisk, röntgen, gammastråle) och struktur på större rumsliga skalor, till exempel det som ses med VLBI. På detta sätt hoppas vi lära oss mer om dessa mycket kompakta temperaturer med hög ljusstyrka, och även under processen lära dig mer om egenskaperna hos det interstellära mediet i vår egen Galaxy.
Det verkar som att orsaken till mycket snabb scintillation i vissa källor är att plasmaspridningsskärmen som orsakar huvuddelen av scintillationen är ganska nära, inom 100 ljusår från solsystemet. Dessa "skärmar" i närheten är tydligen ganska sällsynta. Vår undersökning fann mycket få snabba scintillatorer, vilket var något överraskande eftersom två av de tre snabbaste kända scintillatorerna upptäcktes serendipitously. Vi trodde att det kan finnas många fler sådana källor!
Originalkälla: Astrobiology Magazine
