Bildkredit: Hubble
Spiralgalaxen PGC 69457 ligger nära gränsen till fallkonstellationerna Pegasus och Vattumannen cirka 3 grader söder om Theta Pegasi av tredje storleken - men gräva inte ut den 60mm refraktorn för att leta efter den. Galaxen är faktiskt cirka 400 miljoner ljusår bort och har en uppenbar ljusstyrka på 14,5. Så nästa höst kan vara en bra tid att ansluta sig till den "astro-nut" -vännen till dig som alltid är på väg in i solnedgången för att komma långt borta från stadsljus med ett större, mycket större, amatörinstrument ...
Men det finns gott om 14: e magneter galaxer på himlen - vad gör PGC 69457 så speciell?
Till att börja med "blockerar" de flesta galaxerna vyn på en ännu mer avlägsen kvasar (QSO2237 + 0305). Och om andra existerar, har få bara rätt distribution av kroppar med hög täthet som behövs för att få ljus att "böjas" på ett sätt som ett annars osynligt objekt syns. Med PGC 69457 får du inte en - utan fyra - separata 17: e magnetervyer av samma kvasar för besväret med att ställa in ett 20 tums trussrör dobsonian. Är det värt det? (Kan du säga ”fyrdubbla ditt iakttagande nöje”?)
Men fenomenet bakom en sådan uppfattning är ännu mer intressant för professionella astronomer. Vad kan vi lära oss av en så unik effekt?
Teorin är redan väl etablerad - Albert Einstein förutspådde den i sin "Allmänna teori om relativitet" från 1915. Einsteins kärnidé var att en observatör som genomgick acceleration och en stationär i ett gravitationsfält inte kunde säga skillnaden mellan de två på deras "vikt ”. Genom att utforska denna idé till fullo blev det tydligt att inte bara materien utan ljus (trots att den är masslös) genomgår samma typ av förvirring. På grund av detta "ljus som närmar sig ett gravitationsfält i en vinkel" accelereras mot "tyngdkraften - men eftersom ljusets hastighet är konstant så påverkar endast acceleration ljusets väg och våglängd - inte dess faktiska hastighet.
Själva gravitationslinsningen upptäcktes först under den totala solförmörkelsen 1919. Detta betraktades som en liten förskjutning av stjärnorna i närheten av solens korona, fångad på fotografiska plattor. På grund av denna observation vet vi nu att du inte behöver en lins för att böja ljus - eller till och med vatten för att bryta bilden av de Koi som simmar i dammet. Ljusliknande materia tar vägen till minst motstånd och det innebär att följa gravitationskurvan i rymden såväl som den optiska kurvan för en lins. Ljuset från QSO2237 + 0305 gör bara det som kommer naturligt genom att surfa på konturerna av ”rymdtid” och snäva runt täta stjärnor som ligger längs siktlinjen från en avlägsen källa genom en närliggande galax. Det riktigt intressanta med Einsteins kors beror på vad det berättar om alla inblandade massor - de i galaxen som bryter ljuset, och den stora i hjärtat av kvasaren som känner till det.
I sitt papper "Rekonstruktion av de microlenserande ljuskurvorna för Einstein Cross" hittade den koreanska astrofysikern Dong-Wook Lee (et al) från Sejong University i samarbete med den belgiska astrofysikeren J. Surdez (et al) från University of Liège ackretionsskiva som omger det svarta hålet i Quasar QSO2237 + 0305. Hur är något sådant möjligt på avstånd?
Linser i allmänhet "samla in och fokusera ljus" och dessa "gravitationslinser" (Lee på alla positiva minst fem lågmassa men mycket kondenserade kroppar) inom PGC 69457, gör samma sak. På detta sätt "ljus" från en kvasar som normalt skulle resa långt borta från våra instrument "lindas runt" galaxen för att komma mot oss. På grund av detta “ser” vi 100 000 gånger mer detaljer än annars möjligt. Men det finns en fångst: Trots att vi har 100.000 gånger mer upplösning ser vi fortfarande bara ljus, inte detaljer. Och eftersom det finns flera massor som bryter ljus i galaxen ser vi mer än en vy av kvasaren.
För att få användbar information från kvasaren måste du samla ljus över långa tidsperioder (månader till år) och använda speciella analytiska algoritmer för att dra samman de resulterande uppgifterna. Metoden som används av Lee och medarbetare kallas LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE själv är en förkortning för High Amplification Events). Med hjälp av LOHCAM och tillgängliga data från OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) och GLIPT (Gravitational Lens International Time Project) bestämde teamet inte bara att LOHCAM fungerar som hoppats utan att QSO2237 + 0305 kan inkludera en detekterbar ackretionsskiva (från vilken den drar materia för att driva sin lätta motor). Teamet har också bestämt den ungefärliga massan av kvasars svarta hål, storleken på det ultravioletta området som strålar ut från det, och uppskattat tvärrörelsen av det svarta hålet när det rör sig relativt spiralgalaxen.
Det centrala svarta hålet i Quasar QSO2237 + 0305 tros ha en kombinerad massa av 1,5 miljarder solar - ett värde som motsvarar de största centrala svarta hål som någonsin upptäckts. Ett sådant massantal representerar 1 procent av det totala antalet stjärnor i vår egen Vintergalax. Under tiden och som jämförelse är QSO2237 + 0305: s svarta hål ungefär 50 gånger massivare än i mitten av vår egen galax.
Baserat på ”dubbla toppar” i ljusstyrka från kvasaren, använde Lee et al LOHCAM för att också bestämma storleken på QSO2237 + 0305: s ackretionsskiva, dess orientering och upptäckte ett centralt fördunklingsområde runt själva svarta hålet. Själva disken är ungefär 1/3 av ett ljusår i diameter och vänds mot oss.
Imponerad? Låt oss också lägga till att teamet har bestämt det minsta antalet mikrolinser och relaterade massor som finns i linsgalaxen. Beroende på antagen tvärhastighet (i LOHCAM-modellering) är det minsta intervallet från en gasgigant - som planeten Jupiter - till vår egen sol.
Så hur fungerar den här "hål" -saken?
OGLE- och GLIPT-projekten övervakade förändringar i intensiteten av visuellt ljus som strömmar till oss från var och en av de fyra 17: e storleken på kvasaren. Eftersom de flesta kvasarer är olösliga, på grund av deras stora avstånd i rymden, med teleskop. Fluktuationer i ljusstyrka ses endast som en enda datapunkt baserad på ljusstyrkan i hela kvasaren. Emellertid presenterar QSO2237 + 0305 fyra bilder av kvasaren och varje bild belyser ljusstyrka från ett annat perspektiv av kvasaren. Genom att teleskopiskt övervaka alla fyra bilder samtidigt kan små variationer i bildintensitet detekteras och registreras i termer av storlek, datum och tid. Under flera månader till år kan ett stort antal sådana "händelser med hög amplifiering" inträffa. Mönster som kommer ut ur deras förekomst (från en 17: e storleksvy till nästa) kan sedan analyseras för att visa rörelse och intensitet. Av detta är en superhög upplösning av normalt osynlig struktur inom kvasaren möjlig.
Kan du och din vän med den 20 tum dob-newtonian göra det här?
Visst - men inte utan mycket dyr utrustning och ett bra handtag på några komplexa matematiska avbildningsalgoritmer. Ett trevligt ställe att börja emellertid kan helt enkelt vara att tappa galaxen och hänga med korset en stund ...
Skrivet av Jeff Barbour
