Bildnachweis: Chandra
Stellen Sie sich vor, Sie machen ein natürliches Teleskop leistungsfähiger als jedes andere derzeit betriebene Teleskop. Stellen Sie sich dann vor, Sie könnten damit näher an den Rand eines Schwarzen Lochs blicken, wo sein Mund wie ein Strahl ist, der superheiße geladene Teilchen bildet und sie Millionen von Lichtjahren in den Weltraum spuckt. Die Aufgabe scheint einen an den Rand des No-Return zu bringen, einen gewalttätigen Ort, der vier Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Dieser Ort wird Quasar namens PKS 1257-326 genannt. Sein schwaches Funkeln am Himmel erhält den eingängigeren Namen eines „Blazars“, was bedeutet, dass es sich um einen Quasar handelt, dessen Helligkeit sich dramatisch ändert und der ein noch mysteriöseres inneres Schwarzes Loch mit enormer Gravitationskraft maskieren kann.
Die Länge eines Teleskops, das benötigt wird, um in die Mündung des Blazars zu spähen, müsste gigantisch sein und etwa eine Million Kilometer breit sein. Aber genau diese natürliche Linse wurde von einem Team australischer und europäischer Astronomen gefunden. seine Linse ist bemerkenswerterweise eine Gaswolke. Die Idee eines riesigen, natürlichen Teleskops scheint zu elegant, um nicht hineinschauen zu müssen.
Die als "Erdumlaufbahnsynthese" bezeichnete Technik wurde erstmals von Dr. Jean-Pierre Macquart von der Universität Groningen in den Niederlanden und Dr. David Jauncey von CSIRO in einem 2002 veröffentlichten Artikel beschrieben. Die neue Technik verspricht Forschern die Möglichkeit, Details aufzulösen etwa 10 Mikrosekunden im Durchmesser - das entspricht einem Zuckerwürfel auf dem Mond von der Erde aus.
"Das ist hundertmal feiner als bei jeder anderen aktuellen Technik in der Astronomie", sagt Dr. Hayley Bignall, die kürzlich an der Universität von Adelaide promoviert hat und jetzt am JIVE, dem Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry, arbeitet in Europa. "Es ist zehntausendmal besser als das Hubble-Weltraumteleskop. Und es ist so leistungsstark wie alle zukünftigen zukünftigen weltraumgestützten optischen und Röntgenteleskope. "
Bignall machte die Beobachtungen mit dem CSIRO Australia Telescope Compact Array Radioteleskop in Ostaustralien. Wenn sie sich auf eine Mikrosekunde bezieht, ist dies ein Maß für die Winkelgröße oder wie groß ein Objekt aussieht. Wenn zum Beispiel der Himmel als Halbkugel durch Grad geteilt würde, wäre die Einheit ungefähr ein Drittel eines Milliardstels eines Grades.
Wie funktioniert das größte Teleskop? Die Verwendung der Klumpen in einer Gaswolke ist Nachtwächtern nicht völlig unbekannt. So wie atmosphärische Turbulenzen die Sterne zum Funkeln bringen, hat unsere eigene Galaxie eine ähnliche unsichtbare Atmosphäre geladener Teilchen, die die Hohlräume zwischen den Sternen füllen. Jede Verklumpung dieses Gases kann auf natürliche Weise eine Linse bilden, genau wie die Dichteänderung von Luft zu Glas gebogen und das Licht in dem fokussiert, was Galileo zum ersten Mal sah, als er sein erstes Teleskop auf den Stern richtete. Der Effekt wird auch als Szintillation bezeichnet und die Wolke wirkt wie eine Linse.
Besser zu sehen als jeder andere mag bemerkenswert sein, aber wie kann man entscheiden, wo man zuerst sucht? Das Team ist besonders daran interessiert, mithilfe der Erdumlaufsynthese in der Nähe von Schwarzen Löchern in Quasaren zu blicken, die die superhellen Kerne entfernter Galaxien sind. Diese Quasare bilden so kleine Winkel am Himmel, dass sie nur Lichtpunkte oder Funkemissionen sind. Bei Radiowellenlängen sind einige Quasare klein genug, um in der Atmosphäre geladener Teilchen unserer Galaxie, dem ionisierten interstellaren Medium, zu funkeln. Quasare funkeln oder variieren viel langsamer als das Funkeln, das man mit sichtbaren Sternen assoziieren könnte. Beobachter müssen also geduldig sein, um sie auch mit Hilfe der leistungsstärksten Teleskope betrachten zu können. Jede Änderung in weniger als einem Tag gilt als schnell. Die schnellsten Szintillatoren haben Signale, deren Stärke sich in weniger als einer Stunde verdoppelt oder verdreifacht. Tatsächlich profitieren die besten bisher gemachten Beobachtungen von der jährlichen Bewegung der Erde, da die jährliche Variation ein vollständiges Bild liefert, das es Astronomen möglicherweise ermöglicht, die heftigen Veränderungen in der Mündung eines Schwarzlochstrahls zu sehen. Dies ist eines der Ziele des Teams: "Bis zu einem Drittel eines Lichtjahres von der Basis eines dieser Jets entfernt zu sein", so Dr. David Jauncey von CSIRO. "Das ist das" Geschäftsende ", an dem der Jet hergestellt wird."
Es ist nicht möglich, in ein Schwarzes Loch zu „sehen“, da diese kollabierten Sterne so dicht sind, dass ihre überwältigende Schwerkraft nicht einmal das Entweichen von Licht zulässt. Nur das Verhalten von Materie außerhalb eines Horizonts in einiger Entfernung von einem Schwarzen Loch kann signalisieren, dass sie überhaupt existieren. Das größte Teleskop kann den Astronomen helfen, die Größe eines Strahls an seiner Basis, das Muster der dortigen Magnetfelder und die Entwicklung eines Strahls im Laufe der Zeit zu verstehen. "Wir können sogar nach Veränderungen suchen, wenn Materie in der Nähe des Schwarzen Lochs verirrt und entlang der Jets ausgespuckt wird", sagt Dr. Macquart.
Das Astrobiology Magazine hatte die Gelegenheit, mit Hayley Bignall darüber zu sprechen, wie man aus Gaswolken ein Teleskop herstellt und warum ein tieferer Blick als jeder andere Einblick in bemerkenswerte Ereignisse in der Nähe von Schwarzen Löchern bietet. Astrobiology Magazine (AM): Wie sind Sie zum ersten Mal daran interessiert, Gaswolken als Teil eines natürlichen Fokus für die Auflösung sehr weit entfernter Objekte zu verwenden?
Hayley Bignall (HB): Die Idee, die interstellare Szintillation (ISS) zu verwenden, ein Phänomen aufgrund der Funkwellenstreuung in turbulenten, ionisierten galaktischen Gaswolken, um sehr entfernte, kompakte Objekte aufzulösen, repräsentiert tatsächlich die Konvergenz einiger verschiedener Forschungslinien, daher werde ich ein wenig über den historischen Hintergrund skizzieren.
In den 1960er Jahren verwendeten Radioastronomen eine andere Art der Szintillation, die interplanetare Szintillation aufgrund der Streuung von Radiowellen im Sonnenwind, um Winkelgrößen im Subbogensekundenbereich (1 Bogensekunde = 1/3600 Bogengrad) für Radioquellen zu messen. Dies war eine höhere Auflösung, als dies zu diesem Zeitpunkt mit anderen Mitteln erreicht werden konnte. Diese Studien blieben jedoch mit dem Aufkommen der Very Long Baseline Interferometry (VLBI) in den späten 1960er Jahren weitgehend auf der Strecke, die die direkte Abbildung von Radioquellen mit einer viel höheren Winkelauflösung ermöglichte - heute erreicht VLBI eine Auflösung von mehr als einer Millisekunde.
Ich persönlich interessierte mich für mögliche Anwendungen der interstellaren Szintillation, indem ich mich mit Studien zur Variabilität von Radioquellen befasste - insbesondere zur Variabilität von „Blazaren“. Blazar ist ein eingängiger Name für einige Quasare und BL Lacertae-Objekte - das heißt Active Galactic Nuclei (AGN), die wahrscheinlich supermassereiche Schwarze Löcher als „Zentralmotoren“ enthalten, die starke Strahlen energetischer, strahlender Partikel haben, die fast direkt auf uns gerichtet sind .
Wir sehen dann Effekte relativistischer Strahlung in der Strahlung des Strahls, einschließlich einer schnellen Variabilität der Intensität über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von Radio- bis zu hochenergetischen Gammastrahlen. Der größte Teil der beobachteten Variabilität in diesen Objekten konnte erklärt werden, aber es gab ein Problem: Einige Quellen zeigten eine sehr schnelle Variabilität innerhalb eines Tages. Wenn solch eine kurze zeitliche Variabilität bei so langen (Zentimeter-) Wellenlängen den Quellen eigen wäre, wären sie viel zu heiß, um jahrelang zu bleiben, wie es viele beobachteten. Heiße Quellen sollten ihre gesamte Energie sehr schnell ausstrahlen, wie Röntgen- und Gammastrahlen. Andererseits war bereits bekannt, dass interstellare Szintillation Radiowellen beeinflusst; Daher war die Frage, ob die sehr schnelle Funkvariabilität tatsächlich ISS war oder den Quellen innewohnt, eine wichtige Frage, die gelöst werden musste.
Während meiner Doktorarbeit fand ich zufällig eine schnelle Variabilität des Quasars (Blazar) PKS 1257-326, einer der drei am schnellsten beobachteten Funkvariablen AGN, die jemals beobachtet wurden. Meine Kollegen und ich konnten schlüssig zeigen, dass die schnelle Funkvariabilität auf ISS [Szintillation] zurückzuführen ist. Der Fall für diese spezielle Quelle trug zu den zunehmenden Beweisen bei, dass die Variabilität innerhalb eines Tages im Allgemeinen hauptsächlich auf ISS zurückzuführen ist.
Quellen, die ISS zeigen, müssen sehr kleine Winkelgrößen von Mikrosekunden haben. Beobachtungen der ISS können wiederum verwendet werden, um die Quellstruktur mit einer Auflösung von Mikrosekunden abzubilden. Dies ist eine viel höhere Auflösung, als selbst VLBI erreichen kann. Die Technik wurde in einem Artikel von 2002 von zwei meiner Kollegen, Dr. Jean-Pierre Macquart und Dr. David Jauncey, beschrieben.
Der Quasar PKS 1257-326 erwies sich als ein sehr schönes „Meerschweinchen“, mit dem gezeigt werden konnte, dass die Technik wirklich funktioniert.
AM: Die Prinzipien der Szintillation sind für jeden sichtbar, auch ohne Teleskop, richtig - wo ein Stern funkelt, weil er einen sehr kleinen Winkel am Himmel abdeckt (so weit entfernt ist), aber ein Planet in unserem Sonnensystem nicht sichtbar funkelt? Ist dies ein fairer Vergleich des Prinzips zur visuellen Schätzung von Entfernungen mit Szintillation?
HB: Der Vergleich mit dem Funkeln von Sternen infolge atmosphärischer Szintillation (aufgrund von Turbulenzen und Temperaturschwankungen in der Erdatmosphäre) ist fair. Das Grundphänomen ist das gleiche. Wir sehen keine Planeten funkeln, weil sie viel größere Winkel haben - die Szintillation wird über den Durchmesser des Planeten "verschmiert". In diesem Fall liegt es natürlich daran, dass die Planeten so nah bei uns sind, dass sie größere Winkel am Himmel bilden als Sterne.
Szintillation ist jedoch nicht wirklich nützlich, um Entfernungen zu Quasaren abzuschätzen: Objekte, die weiter entfernt sind, haben nicht immer kleinere Winkelgrößen. Zum Beispiel funkeln alle Pulsare (sich drehende Neutronensterne) in unserer eigenen Galaxie, weil sie sehr kleine Winkelgrößen haben, die viel kleiner als jeder Quasar sind, obwohl Quasare oft Milliarden von Lichtjahren entfernt sind. Tatsächlich wurde Szintillation verwendet, um Pulsarabstände abzuschätzen. Bei Quasaren gibt es neben der Entfernung noch viele andere Faktoren, die sich auf ihre scheinbare Winkelgröße auswirken. Um die Sache noch weiter zu verkomplizieren, ändert sich bei kosmologischen Entfernungen die Winkelgröße eines Objekts nicht mehr als Umkehrung der Entfernung. Im Allgemeinen besteht die beste Methode zur Schätzung der Entfernung zu einem Quasar darin, die Rotverschiebung seines optischen Spektrums zu messen. Dann können wir gemessene Winkelskalen (z. B. von Szintillations- oder VLBI-Beobachtungen) in lineare Skalen bei der Rotverschiebung der Quelle umwandeln
AM: Das beschriebene Teleskop bietet ein Quasar-Beispiel, das eine Radioquelle darstellt und über ein ganzes Jahr variiert. Gibt es natürliche Grenzen für die Art der Quellen oder die Beobachtungsdauer?
HB: Es gibt Winkelabschnitte, ab denen die Szintillation „gelöscht“ wird. Man kann sich die Helligkeitsverteilung der Radioquelle als eine Reihe von unabhängig funkelnden „Patches“ einer bestimmten Größe vorstellen, so dass mit zunehmender Größe der Quelle die Anzahl solcher Patches zunimmt und schließlich die Szintillation über alle Patches gemittelt wird, so dass wir hören Sie auf, irgendwelche Abweichungen überhaupt zu beobachten. Aus früheren Beobachtungen wissen wir, dass bei extragalaktischen Quellen die Form des Funkspektrums viel damit zu tun hat, wie kompakt eine Quelle ist - Quellen mit „flachen“ oder „invertierten“ Funkspektren (dh Flussdichte, die zu kürzeren Wellenlängen hin zunimmt) sind im Allgemeinen das kompakteste. Dies sind in der Regel auch Quellen vom Typ „Blazar“.
In Bezug auf die Beobachtungsdauer ist es notwendig, viele unabhängige Proben des Szintillationsmusters zu erhalten. Dies liegt daran, dass Szintillation ein stochastischer Prozess ist und wir einige Statistiken des Prozesses kennen müssen, um nützliche Informationen zu extrahieren. Für schnelle Szintillatoren wie PKS 1257-326 können wir aus nur einer typischen 12-stündigen Beobachtungssitzung eine adäquate Probe des Szintillationsmusters erhalten. Langsamere Szintillatoren müssen über mehrere Tage beobachtet werden, um die gleichen Informationen zu erhalten. Es gibt jedoch einige Unbekannte zu lösen, wie z. B. die Volumengeschwindigkeit des streuenden „Bildschirms“ im galaktischen interstellaren Medium (ISM). Durch Beobachtung in Intervallen, die über ein ganzes Jahr verteilt sind, können wir diese Geschwindigkeit ermitteln - und vor allem erhalten wir auch zweidimensionale Informationen über das Szintillationsmuster und damit über die Quellstruktur. Während sich die Erde um die Sonne dreht, schneiden wir das Szintillationsmuster effektiv unter verschiedenen Winkeln durch, da die relative Geschwindigkeit Erde / ISM im Laufe des Jahres variiert. Unsere Forschungsgruppe nannte diese Technik "Erdorbitalsynthese", da sie analog zur "Erdrotationssynthese" ist, einer Standardtechnik in der Radiointerferometrie.
AM: Eine aktuelle Schätzung der Anzahl der Sterne am Himmel ergab, dass es im bekannten Universum zehnmal mehr Sterne gibt als Sandkörner auf der Erde. Können Sie beschreiben, warum Jets und Schwarze Löcher als schwer auflösbare Objekte interessant sind, selbst wenn aktuelle und zukünftige Weltraumteleskope wie Hubble und Chandra verwendet werden?
HB: Die Objekte, die wir untersuchen, sind einige der energetischsten Phänomene im Universum. AGN kann bis zu ~ 1013 (10 hoch 13 oder 10.000 Billionen) mal leuchtender sein als die Sonne. Sie sind einzigartige „Labors“ für die Hochenergiephysik. Astrophysiker möchten die Prozesse bei der Bildung dieser enorm leistungsstarken Jets in der Nähe des zentralen supermassiven Schwarzen Lochs vollständig verstehen. Mithilfe der Szintillation, um die inneren Bereiche von Radiostrahlen aufzulösen, blicken wir in die Nähe der „Düse“, in der sich der Strahl bildet - näher an der Aktion als bei jeder anderen Technik!
AM: In Ihrem Forschungsbericht weisen Sie darauf hin, dass die Geschwindigkeit und Form der Funksignale von der Größe und Form der Funkquelle, der Größe und Struktur der Gaswolken, der Geschwindigkeit und Richtung der Erde auf ihrem Weg um die Sonne abhängt. und die Geschwindigkeit und Richtung, in die sich die Gaswolken bewegen. Gibt es eingebaute Annahmen über die Form der Gaswolkenlinse oder die Form des beobachteten Objekts, die mit der Technik zugänglich ist?
Der Ringnebel hat, obwohl er keine nützliche Abbildung ist, das suggestive Aussehen einer weit entfernten Teleskoplinse. 2.000 Lichtjahre entfernt in Richtung der Konstellation Lyra wird der Ring in den späten Stadien des Lebens des inneren Sterns gebildet, wenn er eine dicke und sich ausdehnende äußere Gasschicht abwirft. Bildnachweis: NASA Hubble HST
HB: Anstatt an Gaswolken zu denken, ist es vielleicht genauer, sich einen phasenwechselnden „Bildschirm“ aus ionisiertem Gas oder Plasma vorzustellen, der eine große Anzahl von Turbulenzzellen enthält. Die Hauptannahme, die in das Modell einfließt, ist, dass die Größenskala der turbulenten Schwankungen einem Potenzgesetzspektrum folgt - dies scheint eine vernünftige Annahme zu sein, soweit wir über die allgemeinen Eigenschaften von Turbulenzen Bescheid wissen. Die Turbulenz könnte aufgrund der Magnetfeldstruktur im Plasma bevorzugt in eine bestimmte Richtung verlängert werden, und im Prinzip können wir einige Informationen darüber aus dem beobachteten Szintillationsmuster erhalten. Wir erhalten auch einige Informationen aus dem Szintillationsmuster über die Form des beobachteten Objekts, daher gibt es keine eingebauten Annahmen darüber, obwohl wir zu diesem Zeitpunkt nur recht einfache Modelle verwenden können, um die Quellstruktur zu beschreiben.
AM: Sind schnelle Szintillatoren ein gutes Ziel, um die Fähigkeiten der Methode zu erweitern?
HB: Schnelle Szintillatoren sind einfach deshalb gut, weil sie nicht so viel Beobachtungszeit benötigen wie langsamere Szintillatoren, um die gleiche Menge an Informationen zu erhalten. Die ersten drei "Intra-Hour" -Szintillatoren haben uns viel über den Szintillationsprozess und die Durchführung der "Erdumlaufsynthese" beigebracht.
AM: Sind weitere Kandidaten für zukünftige Beobachtungen geplant?
HB: Meine Kollegen und ich haben kürzlich eine große Umfrage unter Verwendung des Very Large Array in New Mexico durchgeführt, um nach neuen funkelnden Radioquellen zu suchen. Die ersten Ergebnisse dieser Umfrage unter der Leitung von Dr. Jim Lovell von der Australia Telescope National Facility (ATNF) des CSIRO wurden kürzlich im Astronomical Journal (Oktober 2003) veröffentlicht. Von 700 beobachteten Flachspektrum-Funkquellen fanden wir mehr als 100 Quellen, die über einen Zeitraum von 3 Tagen eine signifikante Variabilität der Intensität zeigten. Wir führen Follow-up-Beobachtungen durch, um mehr über die Quellstruktur auf ultrakompakten Mikrosekunden-Skalen zu erfahren. Wir werden diese Ergebnisse mit anderen Quelleneigenschaften wie Emission bei anderen Wellenlängen (optisch, Röntgen, Gammastrahlung) und Struktur auf größeren räumlichen Skalen vergleichen, wie sie bei VLBI beobachtet werden. Auf diese Weise hoffen wir, mehr über diese sehr kompakten Temperaturquellen mit hoher Helligkeit zu erfahren und dabei auch mehr über die Eigenschaften des interstellaren Mediums unserer eigenen Galaxie zu erfahren.
Es scheint, dass der Grund für eine sehr schnelle Szintillation in einigen Quellen darin besteht, dass der Plasma-Streuschirm, der den Großteil der Szintillation verursacht, innerhalb von 100 Lichtjahren vom Sonnensystem ganz in der Nähe ist. Diese nahe gelegenen "Bildschirme" sind anscheinend ziemlich selten. Unsere Umfrage ergab nur sehr wenige schnelle Szintillatoren, was etwas überraschend war, da zwei der drei schnellsten bekannten Szintillatoren zufällig entdeckt wurden. Wir dachten, dass es noch viel mehr solcher Quellen geben könnte!
Originalquelle: Astrobiology Magazine
