Fotoğraf kredisi: Chandra
Doğal bir teleskopu şu anda çalışan diğer teleskoplardan daha güçlü hale getirdiğinizi düşünün. Sonra ağzının süper sıcak yüklü parçacıklar oluşturan ve onları milyonlarca ışık yılı uzaya döken bir jet gibi olduğu bir kara deliğin kenarına daha yakın görüntülemek için bunu hayal edin. Görev, Dünya'dan dört milyar ışıkyılı şiddetli bir nokta olan geri dönüşün kenarına götürmeyecek gibi görünüyor. Bu yere PKS 1257-326 adlı bir quasar denir. Gökyüzündeki hafif parıltısına bir 'blazar' adı verilen daha akılda kalıcı bir isim verilir.
Ankara'nın ağzına bakmak için gereken bir teleskop uzunluğunun yaklaşık bir milyon kilometre genişliğinde devasa olması gerekir. Ancak Avustralya ve Avrupalı gökbilimcilerden oluşan bir ekip tarafından böyle doğal bir lens bulundu; lensi dikkat çekici bir şekilde bir gaz bulutu. Geniş, doğal bir teleskop fikri, içine bakmaktan çok zarif görünüyor.
'Dünya-Yörünge Sentezi' olarak adlandırılan teknik, ilk olarak Hollanda'daki Groningen Üniversitesi'nden Dr. Jean-Pierre Macquart ve 2002'de yayınlanan bir makalede CSIRO'nun Dr. David Jauncey tarafından özetlenmiştir. Yeni teknik, araştırmacılara ayrıntıları çözme yeteneği vaat ediyor. yaklaşık 10 mikrosaniye boyunca - Ay'da, Dünya'dan bir küp şeker görmeye eşdeğerdir.
Adelaide Üniversitesi'nde doktorasını kısa süre önce tamamlayan ve şimdi Çok Uzun Temel Başlangıç İnterferometresi Ortak Enstitüsü olan JIVE'da bulunan Dr. Hayley Bignall, “Bu, astronomi alanındaki diğer mevcut tekniklerle görebildiğimizden yüz kat daha ince bir ayrıntı” diyor. Avrupa'da. “Hubble Uzay Teleskobu'ndan on bin kat daha iyi. Ayrıca, gelecekteki önerilen uzay tabanlı optik ve X-ışını teleskopları kadar güçlü. ”
Bignall, Doğu Avustralya'daki CSIRO Avustralya Teleskop Kompakt Dizi radyo teleskopu ile gözlemler yaptı. Bir mikro saniyeye atıfta bulunduğu zaman, bu açısal boyutun bir ölçüsü veya bir nesnenin ne kadar büyük göründüğüdür. Örneğin gökyüzü yarımküre olarak derecelere bölünmüşse, birim bir derecenin milyarda birinin yaklaşık üçte biri kadardır.
En büyük teleskop nasıl çalışır? Kümelenmeyi bir gaz bulutu içinde kullanmak, gece gözlemcileri için tamamen yabancı değildir. Atmosferik türbülans yıldızları pırıltı yapar gibi, kendi galaksimiz yıldızlar arasındaki boşlukları dolduran benzer bir görünmez yüklü parçacık atmosferine sahiptir. Bu gazın doğal olarak herhangi bir şekilde toplanması, tıpkı havadan cama bükülmüş yoğunluk değişimi gibi bir mercek oluşturabilir ve Galileo'nun ilk teleskopunu yıldıza doğru çektiğinde ilk gördüğü ışığa odaklanır. Efekt sintilasyon olarak da adlandırılır ve bulut bir mercek gibi davranır.
Herkesten daha iyi görmek dikkat çekici olabilir, ancak önce nereye bakılacağına nasıl karar verilir? Ekip özellikle uzak galaksilerin süper parlak çekirdeği olan kuasarlardaki kara deliklere yaklaşmak için 'Dünya-Yörünge Sentezi'ni kullanmakla ilgileniyor. Bu kuasarlar gökyüzüne sadece ışık noktaları veya radyo emisyonu gibi küçük açılar getirir. Radyo dalga boylarında, bazı kuasarlar, Galaxy’mizin iyonize yıldızlararası ortam adı verilen yüklü parçacık atmosferinde parıldayacak kadar küçüktür. Kuasarlar gözle görülür ya da gözle görülür yıldızlarla ilişkilendirilebileceklerden daha yavaş değişir. Bu nedenle gözlemciler, en güçlü teleskopların yardımıyla bile onları görmek için sabırlı olmalıdır. Bir günden daha kısa sürede yapılacak herhangi bir değişikliğin hızlı olduğu düşünülmektedir. En hızlı sintilatörler, bir saatten kısa bir sürede mukavemet iki katına veya üç katına çıkan sinyallere sahiptir. Aslında, bugüne kadar yapılan en iyi gözlemler, Dünya'nın yıllık hareketinden faydalanıyor, çünkü yıllık varyasyon tam bir resim veriyor ve potansiyel olarak gökbilimcilerin kara delikli bir jetin ağzındaki şiddetli değişiklikleri görmelerine izin veriyor. Bu ekibin hedeflerinden biri: CSIRO’nun Dr. David Jauncey'ine göre, “bu jetlerden birinin üssünün bir ışık yılının üçte birinde görmek”. “Bu, jetin yapıldığı“ iş sonu ”.”
Bir kara deliğe “görmek” mümkün değildir, çünkü bu çökmüş yıldızlar o kadar yoğundur ki, aşırı güçleri ışığın kaçmasına bile izin vermez. Sadece karadelikten biraz uzakta olan bir ufuk dışındaki maddenin davranışı, var olduklarını bile gösterebilir. En büyük teleskop, gökbilimcilerin tabanındaki bir jetin boyutunu, oradaki manyetik alanların modelini ve bir jetin zamanla nasıl geliştiğini anlamasına yardımcı olabilir. “Kara deliğin yakınındaki madde cisimleri olarak değişikliklere bile bakabiliriz ve jetler boyunca tükürüyoruz” diyor Dr Macquart.
Astrobiyoloji Dergisi, Hayley Bignall ile gaz bulutlarından nasıl teleskop yapılacağı ve neden herkesten daha derine bakmanın kara deliklerin yakınındaki dikkate değer olaylara dair fikir sunabileceği hakkında konuşma fırsatı buldu. Astrobiyoloji Dergisi (AM): Çok uzaktaki nesneleri çözmek için doğal bir odağın bir parçası olarak gaz bulutlarını nasıl kullanmaya başladınız?
Hayley Bignall (HB): Çok uzak, kompakt nesneleri çözmek için türbülanslı, iyonize Galaktik gaz “bulutlarında” radyo dalgası yayılımından kaynaklanan bir fenomen olan yıldızlararası sintilasyonu (ISS) kullanma fikri, gerçekten farklı bir çiftin yakınsamasını temsil ediyor. araştırma satırları, bu yüzden tarihsel arka planın biraz özetleyeceğim.
1960'larda radyo gökbilimcileri, radyo kaynakları için alt-ark (1 ark saniye = 1/3600 derece yay) açısal boyutlarını ölçmek için güneş rüzgarındaki radyo dalgalarının saçılması nedeniyle başka bir tür sintilasyon, gezegenler arası sintilasyon kullandılar. Bu, o sırada başka yollarla elde edilebileceğinden daha yüksek bir çözünürlüktü. Ancak bu çalışmalar büyük ölçüde 1960'ların sonlarında çok daha yüksek açısal çözünürlüğe sahip radyo kaynaklarının doğrudan görüntülenmesine izin veren Çok Uzun Temel İnterferometrinin (VLBI) ortaya çıkmasıyla büyük ölçüde düştü - bugün, VLBI miliart saniyeden daha iyi çözünürlük elde ediyor.
Radyo kaynağı değişkenliği, özellikle de “blazarların değişkenliği” çalışmalarına katılarak, yıldızlararası sintilasyonun potansiyel kullanımlarıyla kişisel olarak ilgilenmeye başladım. Blazar, bazı kuasarlara ve BL Lacertae nesnelerine uygulanan akılda kalıcı bir isimdir - yani, aktif merkezi galakus gibi süper kütleli kara delikler içeren, neredeyse doğrudan bize doğru işaret eden güçlü enerjik, yayılan parçacıklara sahip olan Aktif Galaktik Çekirdekler (AGN). .
Daha sonra, radyodan yüksek enerjili gama ışınlarına kadar tüm elektromanyetik spektrum boyunca yoğunlukta hızlı değişkenlik de dahil olmak üzere, jetten gelen radyasyondaki göreli ışınlamanın etkilerini görüyoruz. Bu nesnelerde gözlemlenen değişkenliğin çoğu açıklanabilir, ancak bir sorun vardı: bazı kaynaklar çok hızlı, gün içi radyo değişkenliği gösterdi. Eğer böylesine uzun (santimetre) dalga boylarındaki bu tür kısa zaman ölçeği değişkenliği kaynakların içsel olsaydı, birçok kişinin gözlemlediği gibi yıllarca orada kalmak için çok sıcak olurdu. Sıcak kaynaklar, X-ışınları ve gama ışınları gibi tüm enerjilerini çok hızlı bir şekilde yaymalıdır. Öte yandan, yıldızlararası sintilasyonun radyo dalgalarını etkilediği zaten biliniyordu; bu nedenle çok hızlı radyo değişkenliğinin aslında ISS olup olmadığı veya kaynaklara özgü olup olmadığı sorunu çözmek için önemli bir soruydu.
Doktora araştırmam sırasında, şimdiye kadar gözlemlenen en hızlı üç radyo değişkeni AGN olan quasar (blazar) PKS 1257-326'da hızlı değişkenlik buldum. Meslektaşlarım ve ben, hızlı radyo değişkenliğinin ISS [sintilasyon] 'dan kaynaklandığını kesin olarak gösterebildik. Bu özel kaynak için durum, genel olarak gün içi radyo değişkenliğinin ağırlıklı olarak ISS'den kaynaklandığına dair kanıtlara eklenmiştir.
ISS'yi gösteren kaynaklar çok küçük, mikrosaniye, açısal boyutlara sahip olmalıdır. ISS gözlemleri de, kaynak yapıyı mikro-saniyelik çözünürlükle “haritalamak” için kullanılabilir. Bu, VLBI'nin bile başarabileceğinden çok daha yüksek bir çözünürlüktür. Teknik 2002 yılında iki meslektaşım Dr Jean-Pierre Macquart ve Dr David Jauncey tarafından özetlenmiştir.
Quasar PKS 1257-326, tekniğin gerçekten işe yaradığını göstermek için çok güzel bir “kobay” olduğunu kanıtladı.
AM: Sintilasyon prensipleri teleskop olmadan bile herkes tarafından görülebilir, doğru - bir yıldız parlıyor, çünkü gökyüzünde çok küçük bir açıyı kapsıyor (çok uzakta olmak), ama güneş sistemimizdeki bir gezegen gözle görülür şekilde parlamıyor mu? Bu, sintilasyon ile görsel olarak mesafeleri tahmin etme ilkesinin adil bir karşılaştırması mıdır?
HB: Atmosferik sintilasyonun (Dünya atmosferindeki türbülans ve sıcaklık dalgalanmaları nedeniyle) yıldızların parıldamasını görme ile karşılaştırılması adil bir şeydir; temel fenomen aynıdır. Gezegenlerin parıldığını görmüyoruz çünkü çok daha büyük açısal boyutlara sahipler - sintilasyon gezegenin çapı üzerinde “bulaşıyor”. Bu durumda, elbette, gezegenler bize çok yakın olduğu için gökyüzünde yıldızlardan daha büyük açılara maruz kalıyorlar.
Sintilasyon, kuasarlara olan mesafeleri tahmin etmek için gerçekten yararlı değildir, ancak daha uzaktaki nesnelerin her zaman daha küçük açısal boyutları yoktur. Örneğin, kendi Galaxy sintilatımızdaki tüm pulsarlar (dönen nötron yıldızları), çünkü kuasarlar genellikle milyarlarca ışık yılı uzakta olsalar da, herhangi bir kuasardan çok daha küçük olan çok küçük açısal boyutlara sahiptirler. Aslında, sintilasyon pulsar mesafelerini tahmin etmek için kullanılmıştır. Ancak kuasarlar için, mesafenin yanı sıra görünen açısal boyutlarını etkileyen ve kozmolojik mesafelerde daha da karmaşıklaştıran birçok faktör vardır, bir nesnenin açısal boyutu artık mesafenin tersi olarak değişmez. Genellikle bir kuasar mesafesini tahmin etmenin en iyi yolu optik spektrumunun kırmızıya kaymasını ölçmektir. Daha sonra ölçülen açısal ölçekleri (örn. Sintilasyon veya VLBI gözlemlerinden) kaynağın kırmızıya kaymasında doğrusal ölçeklere dönüştürebiliriz
AM: Açıklandığı gibi teleskop, bir radyo kaynağı olan ve bir yıl boyunca değiştiği gözlemlenen bir quasar örneği sunmaktadır. Kaynak türleri veya gözlem süresi için herhangi bir doğal sınır var mı?
HB: Sintilasyonun “söndürüldüğü” açısal boyutta kesimler vardır. Radyo kaynağı parlaklık dağılımını, belirli bir boyutta bağımsız olarak parıldayan bir grup “yama” olarak görüntüleyebiliriz, böylece kaynak büyüdükçe, bu tür yamaların sayısı artar ve sonunda tüm yamalar üzerindeki sintilasyon ortalanır ve böylece herhangi bir varyasyon gözlemlemek için. Önceki gözlemlerden biliyoruz ki, ekstragalaktik kaynaklar için, radyo spektrumunun şeklinin bir kaynağın ne kadar kompakt olduğu ile çok ilgisi vardır - “düz” veya “ters çevrilmiş” radyo spektrumlu (yani daha kısa dalga boylarına doğru artan akı yoğunluğu) kaynaklar en kompakt. Bunlar aynı zamanda “blazar” tipi kaynaklar olma eğilimindedir.
Gözlem uzunluğu boyunca, sintilasyon modelinin birçok bağımsız örneğinin elde edilmesi gerekir. Bunun nedeni, sintilasyonun stokastik bir süreç olması ve faydalı bilgiler elde etmek için sürecin bazı istatistiklerini bilmemiz gerektiğidir. PKS 1257-326 gibi hızlı sintilatörler için, tipik bir 12 saatlik gözlem seansından sintilasyon paterninin yeterli bir örneğini alabiliriz. Aynı bilgileri elde etmek için birkaç gün boyunca daha yavaş sintilatörlerin gözlemlenmesi gerekir. Ancak, Galaktik yıldızlararası ortamda (ISM) saçılma “ekranının” toplu hızı gibi çözülmesi gereken bazı bilinmeyenler vardır. Bir yıl boyunca aralıklı aralıklarla gözlemleyerek, bu hız için çözebiliriz - ve daha da önemlisi, sintilasyon modeli ve dolayısıyla kaynak yapısı hakkında iki boyutlu bilgi alırız. Dünya Güneş'in etrafında dönerken, göreceli Dünya / ISM hızı yıl boyunca değiştiği için sintilasyon modelini farklı açılardan etkili bir şekilde kestik. Araştırma grubumuz radyo interferometrisinde standart bir teknik olan “Dünya dönme sentezine” benzediği için bu tekniği “Dünya Orbital Sentezi” olarak adlandırdı.
AM: Gökyüzündeki yıldız sayısı için yakın zamanda yapılan bir tahmin, bilinen evrende Dünya'daki kum tanelerinden on kat daha fazla yıldız olduğunu tahmin ediyordu. Hubble ve Chandra gibi şimdiki ve gelecekteki uzay teleskoplarını kullanarak jetlerin ve kara deliklerin neden çözülmesi zor nesneler olarak ilginç olduğunu açıklayabilir misiniz?
HB: Çalıştığımız nesneler, evrendeki en enerjik olaylardan bazılarıdır. AGN, Güneş'ten ~ 1013 (13 veya 10.000 trilyon güce kadar) kat daha fazla olabilir. Yüksek enerji fiziği için eşsiz “laboratuvarlar” dır. Astrofizikçiler, bu aşırı güçlü jetleri merkezi süper kütleli kara deliğe yakın bir şekilde oluşturma süreçlerini tam olarak anlamak istiyorlar. Radyo jetlerinin iç bölgelerini çözmek için sintilasyon kullanarak, jetin oluştuğu “nozul” a bakıyoruz - eyleme başka herhangi bir teknikle görebildiğimizden daha yakın!
AM: Araştırma makalenizde, radyo sinyallerinin ne kadar hızlı ve ne kadar güçlü değiştiğinin radyo kaynağının büyüklüğüne ve şekline, gaz bulutlarının büyüklüğüne ve yapısına, Dünya'nın Güneş etrafında dolaşırken hızına ve yönüne, ve gaz bulutlarının gittiği hız ve yön. Gaz bulutu ‘lensinin şekli veya teknikle erişilebilen gözlenen nesnenin şekli hakkında yerleşik varsayımlar var mı?
Halka Bulutsusu, yararlı bir görüntüleme olmamasına rağmen, uzaktaki bir teleskop lensinin düşündürücü görünümüne sahiptir. Takımyıldız yönünde 2.000 ışıkyılı uzaklıkta olan Lyra, halka kalın ve genişleyen bir dış gaz katmanı dökerken iç yıldızın yaşamının geç aşamalarında oluşur. Kredi bilgileri: NASA Hubble HST
HB: Gaz bulutlarını düşünmektense, çok sayıda türbülans hücresi içeren iyonize gaz veya plazmanın faz değiştiren bir “ekranını” görüntülemek belki de daha doğrudur. Modele giren ana varsayım, çalkantılı dalgalanmaların boyut ölçeğinin bir güç yasası spektrumunu takip etmesidir - bu türbülansın genel özellikleri hakkında bildiklerimizden makul bir varsayım gibi görünüyor. Türbülans, plazmada manyetik alan yapısı nedeniyle tercihen belirli bir yönde uzatılabilir ve prensipte gözlemlenen sintilasyon modelinden bu konuda bazı bilgiler alabiliriz. Ayrıca sintilasyon modelinden gözlemlenen nesnenin şekli hakkında bazı bilgiler alırız, bu nedenle bununla ilgili yerleşik bir varsayım yoktur, ancak bu aşamada kaynak yapıyı tanımlamak için sadece oldukça basit modeller kullanabiliriz.
AM: Hızlı sintilatörler yöntemin yeteneklerini genişletmek için iyi bir hedef midir?
HB: Hızlı sintilatörler iyidir çünkü aynı miktarda bilgiyi elde etmek için daha yavaş sintilatörler kadar gözlem süresine ihtiyaç duymazlar. İlk üç “saat içi” sintilatör bize sintilasyon süreci ve “Dünya Yörünge Sentezi” nin nasıl yapılacağı hakkında çok şey öğretti.
AM: Gelecekteki gözlemler için planlanan ek adaylar var mı?
HB: Meslektaşlarım ve ben yakın zamanda New Mexico'daki Very Large Array'ı kullanarak yeni sintilasyon yapan radyo kaynakları aramak için büyük bir araştırma yaptık. CSIRO’nun Avustralya Teleskop Ulusal Tesisi'nden (ATNF) Dr Jim Lovell liderliğindeki bu anketin ilk sonuçları yakın zamanda Astronomical Journal'da (Ekim 2003) yayınlandı. Gözlenen 700 düz spektrumlu radyo kaynağından, 3 günlük bir süre zarfında yoğunlukta önemli değişkenlik gösteren 100'den fazla kaynak bulduk. Ultra kompakt, mikrosaniye ölçeklerde kaynak yapısı hakkında daha fazla bilgi edinmek için takip gözlemleri yapıyoruz. Bu sonuçları diğer dalga boylarında emisyon (optik, X-ışını, gama ışını) ve VLBI ile görülenler gibi daha büyük uzamsal ölçeklerdeki yapı gibi diğer kaynak özellikleri ile karşılaştıracağız. Bu şekilde, bu çok kompakt, yüksek parlaklığa sahip sıcaklık kaynakları hakkında daha fazla bilgi edinmeyi ve aynı zamanda bu süreçte kendi Galaksimizin yıldızlararası ortamının özellikleri hakkında daha fazla bilgi edinmeyi umuyoruz.
Bazı kaynaklarda çok hızlı sintilasyonun nedeni, sintilasyonun büyük kısmına neden olan plazma “saçılma perdesi” nin güneş sisteminin 100 ışıkyılı içinde oldukça yakın olmasıdır. Bu yakındaki “ekranlar” oldukça nadirdir. Anketimiz, bilinen en hızlı üç sintilatörden ikisi tesadüfen keşfedildiği için çok az hızlı sintilatör buldu. Böyle daha çok kaynak olabileceğini düşündük!
Orijinal Kaynak: Astrobiyoloji Dergisi
