Resim kredisi: Hubble
Sarmal gökada PGC 69457, sonbahar takımyıldızları Pegasus ve Kova sınırının yakınında, üçüncü büyüklüğün 3 derece güneyinde Theta Pegasi'nin yakınında bulunur - ancak aramak için bu 60mm refraktörü kazmayın. Gökada aslında 400 milyon ışıkyılı uzaklıkta ve 14.5 görünür parlaklığa sahip. Bu yüzden bir sonraki sonbahar, daha büyük, çok daha büyük, amatör bir enstrümana sahip şehir ışıklarından uzaklaşmak için her zaman gün batımına doğru giden “astro-nut” arkadaşınızla bağlanmak için iyi bir zaman olabilir…
Ama gökyüzünde 14'üncü büyük gökada var - PGC 69457'yi bu kadar özel yapan nedir?
Çoğu galaksiyle başlamak, daha uzak bir kuasarın görünümünü “engellemez” (QSO2237 + 0305). Ve diğerleri varsa, çok azı, ışığın “görünmez” bir nesnenin görülebileceği şekilde “bükülmesine” neden olması için gereken yüksek yoğunluklu cisimlerin doğru dağılımına sahiptir. PGC 69457 ile, bir 20 inç makas borusu dobsonianı kurma zahmeti için aynı kuasarın bir değil dört ayrı 17. büyüklükte görüntüsünü elde edersiniz. Buna değer mi? (“Gözlem keyfinizi dört katına” söyleyebilir misiniz?)
Ancak böyle bir görüşün arkasındaki fenomen, profesyonel astronomlar için daha da ilginçtir. Böyle eşsiz bir etkiden ne öğrenebiliriz?
Teori zaten iyi kurulmuş - Albert Einstein bunu 1915'teki “Genel Görelilik Teorisi” nde öngörmüştü. Einstein'ın temel fikri, hızlanan bir gözlemcinin ve yerçekimi alanındaki bir sabitin, ikisi arasındaki “ağırlık üzerindeki farkı” söyleyememesiydi. ”. Bu fikri sonuna kadar inceleyerek, sadece maddenin değil, ışığın da (kitlesiz olmasına rağmen) aynı tür karışıklığa uğradığı anlaşıldı. Bu nedenle, bir açıda yerçekimi alanına yaklaşan ışık, yerçekiminin kaynağına doğru “hızlandırılır” - ancak ışığın hızı sabit olduğundan, bu hızlanma sadece ışığın yolunu ve dalga boyunu etkiler - gerçek hızını etkilemez.
Yerçekimi merceğinin kendisi ilk olarak 1919'daki toplam güneş tutulması sırasında tespit edildi. Bu, fotoğraf plakalarında yakalandığı gibi Güneş'in korona yakınındaki yıldızların konumlarında hafif bir kayma olarak görüldü. Bu gözlem nedeniyle, artık ışığı bükmek için bir lense, hatta havuzda yüzen Koi'nin görüntüsünü kırmak için suya bile ihtiyacınız olmadığını biliyoruz. Madde gibi hafif en az direnç yolunu alır ve bu da uzayın yerçekimi eğrisinin yanı sıra bir merceğin optik eğrisini takip etmek anlamına gelir. QSO2237 + 0305'ten gelen ışık, doğal olarak gelenleri sadece, uzak bir kaynaktan daha komşu bir galaksiden görüş hattı boyunca uzanan yoğun yıldızların etrafındaki “uzay-zaman” konturlarında sörf yaparak yapıyor. Einstein’ın Haçı ile ilgili gerçekten ilginç olan şey bize ilgili tüm kitleler hakkında söylediklerine iniyor - galakside ışığı yansıtanlar ve onu besleyen kuasarın kalbinde Büyük Olan.
Liej Üniversitesi'nden Belçikalı astrofizikçi J. Surdez (ve ark.) İle bağlantılı olarak Sejong Üniversitesi Koreli astrofizikçi Dong-Wook Lee (ve ark.) “Einstein Haçının mikrolensing ışık eğrilerinin yeniden yapılandırılması” başlıklı makalesinde, Quasar QSO2237 + 0305'teki kara deliği çevreleyen toplanma diski. Mesafelerde böyle bir şey nasıl mümkün olabilir?
Genel olarak “ışığı topla ve odakla” lensleri ve PGC 69457 içindeki “yerçekimi lensleri” (Lee de en az beş düşük kütleli fakat yüksek derecede yoğunlaşmış gövde oluşturur), aynısını yapar. Bu şekilde, normalde enstrümanlarımızdan iyi uzaklaşacak bir kuasardan gelen ışık bize doğru gelmesi için galaksiyi “sarar”. Bu nedenle, mümkün olandan 100.000 kat daha fazla ayrıntı "görüyoruz". Ancak bir sorun var: 100.000 kat daha fazla çözünürlük elde etmesine rağmen, detayı değil sadece ışığı görüyoruz. Ve galakside ışığı kıran birkaç kütle olduğu için, kuasarın birden fazla görüntüsünü görüyoruz.
Kuasardan faydalı bilgiler almak için, uzun süreler (aylar ila yıllar) boyunca ışık toplamanız ve ortaya çıkan verileri bir araya getirmek için özel analitik algoritmalar kullanmanız gerekir. Lee ve ortakları tarafından kullanılan yönteme LOHCAM (Yerel Hae CAustic Modeling) denir. (HAE'nin kendisi Yüksek Amplifikasyon Olayları için bir kısaltmadır). LOHCAM ve OGLE (Optik Yerçekimi Mercek Deneyi) ve GLIPT (Yerçekimi Mercek Uluslararası Zaman Projesi) tarafından sağlanan verileri kullanarak, ekip yalnızca LOHCAM'ın umulduğu gibi çalıştığını değil, aynı zamanda QSO2237 + 0305'in algılanabilir bir toplanma diski de içerebileceğini belirledi. hafif motorunu çalıştırmak için). Ekip ayrıca kuasar kara deliğinin yaklaşık kütlesini, ondan yayılan ultraviyole bölgesinin büyüklüğünü belirledi ve sarmal galaksiye göre hareket ederken kara deliğin enine hareketini tahmin etti.
Quasar QSO2237 + 0305'teki merkezi kara deliğin, şimdiye kadar keşfedilen en büyük merkezi kara deliklerinkine rakip bir değer olan 1,5 milyar Güneş'in toplam kütlesine sahip olduğu düşünülüyor. Böyle bir toplu sayı, kendi Samanyolu galaksimizdeki toplam yıldız sayısının yüzde 1'ini temsil eder. Bu arada ve karşılaştırıldığında, QSO2237 + 0305’in kara deliği, kendi galaksimizin merkezindeki kabaca 50 kat daha büyüktür.
Kuasardan gelen parlaklıktaki “çift zirvelere” dayanarak, Lee ve arkadaşları, QSO2237 + 0305’in toplanma diskinin boyutunu, yönünü ve kara deliğin etrafında merkezi bir kararma bölgesi saptamak için LOHCAM'ı kullandı. Diskin kendisi yaklaşık bir ışık yılı çapının 1 / 3'ü kadardır ve bize doğru çevrilir.
Etkilendim? Ek olarak ekibin mercek gökadasında bulunan minimum mikrolens ve ilgili kütle sayısını belirlediğini de ekleyelim. Var olan enine hıza bağlı olarak (LOHCAM modellemesinde), Jüpiter gezegeni gibi bir gaz devinin kendi Güneşimizdeki en küçük aralığı.
Peki bu “delik” olayı nasıl çalışıyor?
OGLE ve GLIPT projeleri, kuasarın 17. büyüklüğünün dört görünümünün her birinden bize akan görsel ışık yoğunluğundaki değişiklikleri izledi. Çoğu kuasar uzaydaki uzak mesafeleri nedeniyle teleskopla çözülemez. Parlaklıktaki dalgalanmalar, tüm kuasarın parlaklığına bağlı olarak sadece tek bir veri noktası olarak görülür. Bununla birlikte, QSO2237 + 0305, kuasarın dört görüntüsünü sunar ve her görüntü, kuasarın farklı bir perspektifinden kaynaklanan parlaklığı vurgular. Dört görüntünün hepsini aynı anda teleskopik olarak izleyerek, görüntü yoğunluğundaki küçük farklılıklar, büyüklük, tarih ve saat açısından tespit edilebilir ve kaydedilebilir. Birkaç ay ila yıllar boyunca, bu kadar çok sayıda “yüksek amplifikasyon olayı” meydana gelebilir. Oluşumlarından ortaya çıkan desenler (bir 17. büyüklükten diğerine) hareket ve yoğunluğu göstermek için analiz edilebilir. Bunun dışında, kuasarda normal olarak görünmeyen yapının süper yüksek çözünürlüklü bir görünümü mümkündür.
Siz ve arkadaşınız bu 20 inçlik dob newtonian ile bunu yapabilir misiniz?
Tabii - ama çok pahalı bir ekipman ve bazı karmaşık matematiksel görüntüleme algoritmaları üzerinde iyi bir sapma olmadan. Bununla birlikte, başlamak için güzel bir yer, galaksiyi devirmek ve bir süre için haçla asmak olabilir ...
Yazan: Jeff Barbour
