Billedkredit: Chandra
Forestil dig at gøre et naturligt teleskop mere kraftfuldt end noget andet teleskop, der i øjeblikket fungerer. Forestil dig så at bruge det til at se tættere på kanten af et sort hul, hvor dets mund er som en stråle, der danner super-varme ladede partikler og spytter dem millioner af lysår i rummet. Opgaven ser ud til at tage en til kanten af ingen tilbagevenden, et voldeligt sted fire milliarder lysår fra Jorden. Dette sted kaldes en kvasar ved navn PKS 1257-326. Dets svage glimt på himlen får det mere iørefaldende navn på en 'blazar', hvilket betyder, at det er en kvasar, der varierer dramatisk i lysstyrke og kan maske et endnu mere mystisk, indre sort hul med enorm tyngdekraft.
Længden af et teleskop, der var nødvendigt for at kikke ind i munden på blazaren, skulle være gigantisk, cirka en million kilometer bred. Men netop sådan en naturlig linse er fundet af et team af australske og europæiske astronomer; dens linse er bemærkelsesværdigt, en sky af gas. Ideen om et stort, naturligt teleskop virker for elegant til at undgå at kigge ind.
Teknikken, kaldet 'Earth-Orbit Synthesis', blev først skitseret af Dr. Jean-Pierre Macquart fra University of Groningen i Holland og CSIRO's Dr. David Jauncey i et papir, der blev offentliggjort i 2002. Den nye teknik lover forskere muligheden for at løse detaljer omkring 10 mikroarcsekunder på tværs - svarende til at se en sukkerterning på Månen fra Jorden.
”Det er hundrede gange finere detaljer, end vi kan se med enhver anden nuværende teknik inden for astronomi,” siger Dr. Hayley Bignall, der for nylig afsluttede sin ph.d. ved University of Adelaide og nu er på JIVE, Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry I Europa. ”Det er ti tusind gange bedre, end Hubble-rumteleskopet kan gøre. Og det er lige så magtfuldt som ethvert foreslået fremtidige rumbaserede optiske og røntgenteleskoper.
Bignall gjorde observationer med CSIRO Australia Telescope Compact Array radioteleskop i det østlige Australien. Når hun henviser til et mikroarcsekund, er det et mål på vinkelstørrelse, eller hvor stort et objekt ser ud. Hvis himlen for eksempel var delt i grader som en halvkugle, er enheden ca. en tredjedel af en milliarddel af en grad.
Hvordan fungerer det største teleskop? At bruge klumpen inde i en gassky er ikke helt ukendt for nattevagtere. Ligesom atmosfærisk turbulens får stjernerne til at blinke, har vores egen galakse en lignende usynlig atmosfære af ladede partikler, der fylder hulrummet mellem stjerner. Enhver sammenklumpning af denne gas naturligt kan danne en linse, ligesom densitetsændringen fra luft til glas bøjet og fokuseret lyset i det, Galileo først så, da han pegede sit første teleskop mod stjernen. Effekten kaldes også scintillation, og skyen fungerer som en linse.
At se bedre end nogen anden kan være bemærkelsesværdigt, men hvordan skal man beslutte, hvor man skal se først? Holdet er især interesseret i at bruge 'Earth-Orbit Synthesis' til at kigge tæt på sorte huller i kvasarer, som er de superlysne kerner i fjerne galakser. Disse kvasarer underlægger så små vinkler på himlen, at de kun er lyspunkter eller radioemission. Ved radiobølgelængder er nogle kvasarer små nok til at glimte i vores Galaxy's atmosfære af ladede partikler, kaldet det ioniserede interstellare medium. Kvasarer blinker eller varierer meget langsommere end det blinkende man måske forbinder med synlige stjerner. Så observatører skal være tålmodige for at se dem, selv ved hjælp af de mest kraftfulde teleskoper. Enhver ændring på mindre end en dag anses for at være hurtig. De hurtigste scintillatorer har signaler, der er dobbelt eller diskant i styrke på mindre end en time. Faktisk drager de hidtil bedste observationer fordel af jordens årlige bevægelse, da den årlige variation giver et komplet billede, hvilket potentielt giver astronomer mulighed for at se de voldsomme ændringer i mundingen af en sort hulstråle. Det er et af holdets mål: "at se inden for en tredjedel af et lysår fra basen på en af disse jetfly," ifølge CSIROs dr. David Jauncey. "Det er den 'forretningsmæssige ende', hvor jet'en er lavet."
Det er ikke muligt at "se" ind i et sort hul, fordi disse kollapsede stjerner er så tæt, at deres overvældende tyngdekraft ikke engang tillader lys at slippe ud. Kun materiens opførsel uden for en horisont et stykke væk fra et sort hul kan signalere, at de endda findes. Det største teleskop hjælper måske astronomerne med at forstå størrelsen på en jet ved dens base, mønsteret af magnetfelter der, og hvordan en jet udvikler sig over tid. ”Vi kan endda kigge efter forandringer, når materien strejfer nær det sorte hul og sprøjtes ud langs jetflyene,” siger Dr. Macquart.
Astrobiology Magazine havde lejlighed til at tale med Hayley Bignall om, hvordan man laver et teleskop fra gasskyer, og hvorfor kigge dybere end nogen før kan tilbyde indsigt i bemærkelsesværdige begivenheder i nærheden af sorte huller. Astrobiology Magazine (AM): Hvordan blev du først interesseret i at bruge gasskyer som en del af et naturligt fokus for at løse meget fjerne objekter?
Hayley Bignall (HB): Ideen om at bruge interstellar scintillation (ISS), et fænomen på grund af radiobølgespredning i turbulente, ioniserede galaktiske "gasskyer", til at løse meget fjerne, kompakte genstande, repræsenterer virkelig konvergensen af et par forskellige linjer med forskning, så jeg vil skitsere lidt af den historiske baggrund.
I 1960'erne brugte radioastronomer en anden form for scintillation, interplanetær scintillation, på grund af spredning af radiobølger i solvinden, til at måle sub-arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 arc arc) vinkelstørrelser for radiokilder. Dette var en højere opløsning, end man kunne opnå på anden måde på det tidspunkt. Men disse undersøgelser faldt stort set ved vejen med indførelsen af Very Long Baseline Interferometry (VLBI) i slutningen af 1960'erne, som muliggjorde direkte billeddannelse af radiokilder med meget højere vinkelopløsning - i dag opnår VLBI opløsning bedre end et milliarcsekund.
Personligt blev jeg interesseret i potentielle anvendelser af interstellar scintillation gennem at være involveret i undersøgelser af radiokildevariabilitet - især variabiliteten af “blazars”. Blazar er et iøjnefaldende navn anvendt på nogle kvasarer og BL Lacertae-objekter - det vil sige Active Galactic Nuclei (AGN), der sandsynligvis indeholder supermassive sorte huller som deres ”centrale motorer”, som har kraftige jetfly af energiske, udstrålende partikler, der næsten lige peger mod os. .
Derefter ser vi effekter af relativistisk stråling i strålingen fra strålen, inklusive hurtig variabilitet i intensitet over hele det elektromagnetiske spektrum, fra radio til højenergi-gammastråler. De fleste af de observerede variationer i disse objekter kunne forklares, men der var et problem: nogle kilder viste meget hurtig, radioaktiv variation inden for dagen. Hvis en sådan kort tidsskalavariabilitet ved så lange (centimeter) bølgelængder var iboende for kilderne, ville de være alt for varme til at forblive i årevis, som mange blev observeret at gøre. Kilder til varmt bør udstråle al deres energi væk meget hurtigt som røntgenstråler og gammastråler. På den anden side var det allerede kendt, at interstellar scintillation påvirker radiobølger; så spørgsmålet om, hvorvidt den meget hurtige radiovariabilitet faktisk var ISS eller iboende for kilderne, var et vigtigt at løse.
Under min ph.d.-undersøgelse fandt jeg ved en tilfældighed hurtig variation i quasar (blazar) PKS 1257-326, som er en af de tre hurtigst radiovariabler AGN, der nogensinde er observeret. Mine kolleger og jeg var i stand til at påvise, at den hurtige radiovariabilitet skyldtes ISS [scintillation]. Tilfældet for denne bestemte kilde er tilføjet til montering af bevis for, at radiodagsvariabilitet i dag generelt overvejende skyldes ISS.
Kilder, der viser ISS, skal have meget små, vinkelstørrelser med mikroarcsekund. Observationer af ISS kan igen bruges til at "kortlægge" kildestruktur med mikroarcsekundopløsning. Dette er meget højere opløsning end endog VLBI kan opnå. Teknikken blev skitseret i et papir fra 2002 af to af mine kolleger, Dr. Jean-Pierre Macquart og Dr. David Jauncey.
Quasaren PKS 1257-326 viste sig at være en meget flot "marsvin" til at demonstrere, at teknikken virkelig fungerer.
ER: Principperne for scintillation er synlige for enhver, selv uden et teleskop, rigtigt - hvor en stjerne blinker, fordi den dækker en meget lille vinkel på himlen (at være så langt væk), men en planet i vores solsystem scintillerer ikke synligt? Er dette en retfærdig sammenligning af princippet for visuelt at estimere afstande med scintillation?
HB: Sammenligningen med at se stjerner glimte som et resultat af atmosfærisk scintillation (på grund af turbulens og temperatursvingninger i jordens atmosfære) er en rimelig; det grundlæggende fænomen er det samme. Vi ser ikke planeter glimte, fordi de har meget større vinkelstørrelser - scintillationen bliver "smurt ud" over planetens diameter. I dette tilfælde er det naturligvis fordi planeterne er så tæt på os, at de undertrykker større vinkler på himlen end stjerner.
Scintillation er ikke rigtig nyttig til at estimere afstande til kvasarer, dog: objekter, der er længere væk, har ikke altid mindre vinkelstørrelser. For eksempel alle pulsarer (spinde neutronstjerner) i vores egen Galaxy-scintillat, fordi de har meget små vinkelstørrelser, meget mindre end nogen kvasar, selvom kvasarer ofte er milliarder af lysår væk. Faktisk er scintillation blevet brugt til at estimere pulsarafstande. Men for kvasarer er der mange faktorer udover afstand, der påvirker deres tilsyneladende vinkelstørrelse, og for at komplicere sager yderligere, i kosmologiske afstande, varierer objektets vinkelstørrelse ikke længere som det inverse af afstand. Generelt er den bedste måde at estimere afstanden til en kvasar på at måle rødforskyvningen af dets optiske spektrum. Derefter kan vi konvertere målte vinkelskalaer (f.eks. Fra scintillation eller VLBI-observationer) til lineære skalaer ved kildens rødskift
ER: Teleskopet som beskrevet giver et kvasareksempel, der er en radiokilde og observeres at variere over et helt år. Er der nogen naturlige grænser for kildetyperne eller observationslængden?
HB: Der er afskæringer i vinkelstørrelse, ud over hvilke scintillationen bliver "slukket". Man kan forestille sig radiokildens lysstyrkefordeling som en flok uafhængigt scintillerende “patches” af en given størrelse, så når kilden bliver større, øges antallet af sådanne patches, og til sidst gennemsnit scintillationen over alle patches, så vi ophøre med at overholde eventuelle variationer overhovedet. Fra tidligere observationer ved vi, at for ekstragalaktiske kilder har formen af radiospektret meget at gøre med, hvor kompakt en kilde er - kilder med "flade" eller "omvendte" radiospektre (dvs. strømningstæthed stiger mod kortere bølgelængder) er generelt den mest kompakte. Disse har også en tendens til at være "blazar" -typekilder.
Så vidt observationslængden går, er det nødvendigt at opnå mange uafhængige prøver af scintillationsmønsteret. Dette skyldes, at scintillation er en stokastisk proces, og vi er nødt til at kende nogle statistikker over processen for at udtrække nyttige oplysninger. For hurtige scintillatorer som PKS 1257-326 kan vi få en passende prøve af scintillationsmønsteret fra kun en, typisk 12-timers observationssession. Der skal overholdes langsommere scintillatorer over flere dage for at få de samme oplysninger. Der er dog nogle ukendte, der skal løses for, såsom bulkhastigheden for sprednings “skærmen” i det galaktiske interstellare medium (ISM). Ved at observere med intervaller fordelt over et helt år kan vi løse for denne hastighed - og vigtigst af alt får vi også todimensionel information om scintillationsmønsteret og dermed kildestrukturen. Når jorden går rundt om solen, skærer vi effektivt scintillationsmønsteret i forskellige vinkler, da den relative jord / ISM-hastighed varierer i løbet af året. Vores forskningsgruppe kaldte denne teknik "Earth Orbital Synthesis", da den er analog med "Earth rotation synthesis", en standardteknik inden for radiointerferometri.
ER: Et nyligt skøn for antallet af stjerner på himlen estimerede, at der er ti gange flere stjerner i det kendte univers end sandkorn på Jorden. Kan du beskrive, hvorfor jetfly og sorte huller er interessante som objekter, der er vanskelige at løse, selv ved hjælp af nuværende og fremtidige rumteleskoper som Hubble og Chandra?
HB: Objekterne, vi studerer, er nogle af de mest energiske fænomener i universet. AGN kan være op til ~ 1013 (10 til magten på 13 eller 10.000 billioner) gange mere lysende end Solen. De er unikke "laboratorier" til fysik med høj energi. Astrofysikere vil gerne fuldt ud forstå de processer, der er involveret i dannelsen af disse enormt kraftige jetfly tæt på det centrale supermassive sorte hul. Ved hjælp af scintillation til at løse de indre regioner i radiostråler kigger vi tæt på “dysen”, hvor jetstrålen dannes - tættere på handlingen, end vi kan se med nogen anden teknik!
ER: I dit forskningsartikel påpeger du, at hvor hurtigt og hvor stærkt radiosignalerne varierer afhænger af radiokildens størrelse og form, størrelsen og strukturen af gasskyerne, jordens hastighed og retning, når den bevæger sig rundt om solen, og hastigheden og retningen, i hvilken gasskyerne bevæger sig. Er der indbyggede antagelser om enten formen på gasskyens 'linse' eller formen på observeret objekt, der er tilgængelig med teknikken?
Skønt ringtågen har et suggestivt udseende på et fjerntliggende teleskopobjektiv, selvom det ikke er nyttigt med billedbehandling. 2.000 lysår fjernt i retning af stjernebilledet Lyra, ringen er dannet i de sene stadier af den indre stjerners liv, når den kaster et tykt og ekspanderende ydre gaslag. Kredit: NASA Hubble HST
HB: I stedet for at tænke på gasskyer er det måske mere nøjagtigt at forestille sig en faseændrende ”skærm” af ioniseret gas eller plasma, der indeholder et stort antal celler med turbulens. Den vigtigste antagelse, som indgår i modellen, er, at størrelsesskalaen for de turbulente udsving følger et magtretligt spektrum - dette ser ud til at være en rimelig antagelse, fra hvad vi kender til generelle egenskaber ved turbulens. Turbulensen kunne fortrinsvis være langstrakt i en bestemt retning på grund af magnetfeltstrukturen i plasmaet, og i princippet kan vi få nogle oplysninger om dette fra det observerede scintillationsmønster. Vi får også nogle oplysninger fra scintillationsmønsteret om formen på det observerede objekt, så der er ingen indbyggede antagelser om det, selvom vi på dette tidspunkt kun kan bruge ganske enkle modeller til at beskrive kildestrukturen.
ER: Er hurtige scintillatorer et godt mål for at udvide metodens muligheder?
HB: Hurtige scintillatorer er gode, simpelthen fordi de ikke kræver så meget observationstid som langsommere scintillatorer for at få den samme mængde information. De første tre "intra-timers" scintillatorer har lært os meget om scintillationsprocessen og om, hvordan man gør "Earth Orbit Synthesis".
ER: Er der planlagt yderligere kandidater til fremtidige observationer?
HB: Mine kolleger og jeg har for nylig foretaget en stor undersøgelse ved hjælp af Very Large Array i New Mexico til at se efter nye gnistrende radiokilder. De første resultater af denne undersøgelse, ledet af Dr. Jim Lovell fra CSIROs National Telescope National Facility (ATNF), blev for nylig offentliggjort i Astronomical Journal (oktober 2003). Ud af 700 observerede fladspektrum radiokilder fandt vi mere end 100 kilder, der viste betydelig variation i intensitet over en 3-dages periode. Vi foretager opfølgningsobservationer for at lære mere om kildestrukturen på ultrakompakte, mikroskærmskalaer. Vi vil sammenligne disse resultater med andre kildeegenskaber, såsom emission ved andre bølgelængder (optisk, røntgen, gammastråle) og struktur på større rumlige skalaer, såsom den, der ses med VLBI. På denne måde håber vi at lære mere om disse meget kompakte temperaturkilder med høj lysstyrke, og også i processen lære mere om egenskaber ved det interstellare medium i vores egen Galaxy.
Det ser ud til, at årsagen til meget hurtig scintillation i nogle kilder er, at plasmaspredningsskærmen, der forårsager størstedelen af scintillationen, er ganske nærliggende inden for 100 lysår efter solsystemet. Disse ”skærme” i nærheden er tilsyneladende ret sjældne. Vores undersøgelse fandt meget få hurtige scintillatorer, hvilket var noget overraskende, da to af de tre hurtigst kendte scintillatorer blev opdaget serendipitøst. Vi troede, at der måske er mange flere sådanne kilder!
Original kilde: Astrobiology Magazine
