קרדיט תמונה: צ'נדרה
דמיין לעצמך להפוך טלסקופ טבעי חזק יותר מכל טלסקופ אחר הפועל כיום. ואז תאר לעצמך להשתמש בו כדי להציג קרוב יותר לקצה החור השחור שבו פיו הוא כמו סילון שיוצר חלקיקים טעונים סופר-חם ומפזר אותם מיליוני שנות אור לחלל. נראה שהמשימה תביא לקצה אי-חזרה, נקודה אלימה שארבעה מיליארד שנות אור מכדור הארץ. המקום הזה נקרא קוואזאר בשם PKS 1257-326. הציוץ הקלוש שלו בשמיים מקבל את שמו הקליט יותר של 'בלייזר', כלומר הוא קוואזר שמשתנה בצורה דרמטית בהירותו, ועשוי להסוות חור שחור פנימי מסתורי עוד יותר בעל כוח כבידה עצום.
אורכו של טלסקופ שנדרש להציץ לפה של הבלייזר יצטרך להיות ענקי, ברוחבו של כמיליון קילומטרים. אבל עדשה טבעית כזו נמצאה על ידי צוות אסטרונומים אוסטרלים ואירופים; העדשה שלו היא להפליא, ענן גז. הרעיון של טלסקופ טבעי וטבעי נראה אלגנטי מכדי להימנע מלהציץ אליו.
הטכניקה, שכונתה 'סינתזה של כדור הארץ-אורביט', תוארה לראשונה על ידי ד"ר ז'אן-פייר מקווארט מאוניברסיטת חרונינגן בהולנד וד"ר ג'ווינסיי של CSIRO במאמר שפורסם בשנת 2002. הטכניקה החדשה מבטיחה לחוקרים את היכולת לפתור פרטים בערך 10 מיקרו-שניות לרוחב - שקול לראות קוביית סוכר בירח, מכדור הארץ.
"זהו פרט פי מאה יותר טוב ממה שאנחנו יכולים לראות בכל טכניקה אחרת באסטרונומיה", אומר ד"ר היי בייגנל, שסיים לאחרונה את הדוקטורט באוניברסיטת אדלייד וכעת נמצא ב- JIVE, המכון המשותף לאינטרפרומטריה בסיסית ארוכה מאוד. באירופה. "זה טוב פי עשרת אלפים מכפי שיכול לטלסקופ החלל האבל לעשות. וזה חזק כמו כל טלסקופים אופטיים וקרניים רנטגן מבוססי חלל. "
ביגנל ביצע את התצפיות באמצעות טלסקופ הרדיו CSIRO Australia Telescope Compact Array במזרח אוסטרליה. כשהיא מתייחסת למיקרו-שניה, זהו מידה של גודל זוויתי, או כמה גדול נראה אובייקט. אם למשל השמים היו מחולקים לפי דרגות כחצי הכדור, היחידה היא כשליש מיליארד מהמעלה אחת.
איך עובד הטלסקופ הגדול ביותר? השימוש במצוקות בתוך ענן גז אינו מוכר לחלוטין לשומרי לילה. כמו שסערת האטמוספירה גורמת לכוכבים לנצנץ, הגלקסיה שלנו יש אווירה דומה ובלתי נראית של חלקיקים טעונים הממלאים את החללים שבין הכוכבים. כל כיווץ של גז זה באופן טבעי יכול ליצור עדשה, ממש כמו שינוי הצפיפות מכפוף אוויר לזכוכית וממקד את האור במה שגלילאו ראה לראשונה כשהפנה את הטלסקופ הראשון לכיוון הכוכב. ההשפעה נקראת גם צמצום, והענן פועל כמו עדשה.
ראיית טוב יותר מכולם עשויה להיות ראויה לציון, אבל איך להחליט היכן להסתכל קודם? הצוות מעוניין במיוחד להשתמש בסינתזה 'כדור הארץ-אורביט' כדי להציץ קרוב לחורים שחורים בקוואזרים, שהם ליבות העל המוארות של גלקסיות רחוקות. קוואזרים אלה מכניסים זוויות כה קטנות לשמים כנקודות אור או פליטת רדיו בלבד. באורכי גל רדיו, חלק מהקוואזרים קטנים מספיק בכדי לנצנץ באווירת הגלקסיה שלנו של חלקיקים טעונים, המכונים המדיום הבין-כוכבי המיונן. קוואזרים מנצנצים או משתנים לאט הרבה יותר ממה שמנצנץ עשוי לקשר עם כוכבים גלויים. אז המשקיפים צריכים להיות סבלניים לראות אותם, אפילו בעזרת הטלסקופים החזקים ביותר. כל שינוי בפחות מיום נחשב למהיר. לסנטילטורים המהירים ביותר יש איתותים שמכפילים או משולשים בעוצמה תוך פחות משעה. למעשה, התצפיות הטובות ביותר שנערכו עד כה נהנות מתנועת כדור הארץ, מכיוון שהווריאציה השנתית נותנת תמונה מלאה, דבר שעלול לאפשר לאסטרונומים לראות את השינויים האלימים בפה של מטוס חור שחור. זו אחת המטרות של הצוות: "לדאוג לשליש של שנת אור לבסיס של אחד מהמטוסים האלה", על פי ד"ר דייוויד ג'ונצ'י של CSIRO. "זה 'הסוף העסקי' בו מייצרים את המטוס."
לא ניתן "לראות" לתוך חור שחור, מכיוון שהכוכבים שהתמוטטו כל כך צפופים, שכוח המשיכה המכריע שלהם אפילו לא מאפשר לאור לברוח. רק התנהגות של חומר מחוץ לאופק המרוחק מעט מחור שחור יכולה לאותת שהם אפילו קיימים. הטלסקופ הגדול ביותר עשוי לעזור לאסטרונומים להבין את גודל המטוס בבסיסו, את תבנית השדות המגנטיים שם וכיצד מטוס מתפתח לאורך זמן. "אנו יכולים אפילו לחפש שינויים כאשר החומר מתהפך ליד החור השחור ומתרסק לאורך המטוסים", אומר ד"ר מקקארט.
למגזין האסטרוביולוגיה הייתה הזדמנות לשוחח עם היי ביגנל כיצד להכין טלסקופ מענני גז, ומדוע הצצה עמוקה יותר מכולם עשויה להציע תובנות לגבי אירועים ראויים לציון ליד חורים שחורים. מגזין אסטרוביולוגיה (AM): כיצד התעניינת תחילה בשימוש בענני גז כחלק ממוקד טבעי לפתרון אובייקטים רחוקים מאוד?
היילי ביגנל (HB): הרעיון להשתמש בסינטילציה בין-כוכבית (ISS), תופעה הנובעת מפיזור גלי רדיו ב"עננים ", סוערים ומיוננים בגז הגלקטי, לפיתרון חפצים מרוחקים מאוד, באמת מייצג את ההתכנסות של כמה שונה קווי מחקר, אז אתאר מעט את הרקע ההיסטורי.
בשנות השישים השתמשו אסטרונומים ברדיו מסוג אחר של צמצום, צמצום בין-פלנטרי, בגלל פיזור גלי הרדיו ברוח השמש, כדי למדוד תת-קשת השנייה (1 יח '= 1/3600 מעלות קשת) בגודל זוויתי למקורות רדיו. זו הייתה רזולוציה גבוהה יותר ממה שניתן היה להשיג באמצעים אחרים באותה עת. אולם מחקרים אלה נפלו ברובם לאורך הדרך עם הופעתה של אינטרפרומטריה ארוכה מאוד של קו הבסיס (VLBI) בסוף שנות השישים, שאיפשרה הדמיה ישירה של מקורות רדיו ברזולוציה זוויתית גבוהה בהרבה - כיום, VLBI משיג רזולוציה טובה יותר משנייה מיליארקס.
אני באופן אישי התעניינתי בשימושים פוטנציאליים של צמצום בין-כוכבים באמצעות מעורבתי במחקרים על שונות במקורות הרדיו - בפרט, השונות של "בלייזרים". בלזר הוא שם קליט המוחל על כמה קוואזרים ואובייקטים של BL Lacertae - כלומר גרעינים פעילים (AGN), ככל הנראה המכילים חורים שחורים סופר-מסיביים כ"מנועים המרכזיים "שלהם, שיש בהם מטוסים עוצמתיים של חלקיקים אנרגטיים ומקרינים שהפנו אלינו כמעט ישר. .
לאחר מכן אנו רואים השפעות של קרניים רלטיביות בקרינה מהמטוס, כולל שונות מהירה בעוצמה על פני כל הספקטרום האלקטרומגנטי, מרדיו אל קרני גאמא באנרגיה גבוהה. ניתן היה להסביר את רוב השונות שנצפתה באובייקטים אלה, אך הייתה בעיה: מקורות מסוימים הראו שונות מאוד רדיו תוך יום. אם השתנות כה קצרה של טווח זמן באורכי גל כה ארוכים (סנטימטר) היו מקוריים למקורות, הם היו חמים מכדי להישאר בסביבה במשך שנים, כפי שנראה כי רבים עשו זאת. מקורות שחמים צריכים להקרין את כל האנרגיה שלהם במהירות רבה, כמו קרני רנטגן וקרני גמא. מצד שני, כבר היה ידוע כי צמצום בין כוכבים משפיע על גלי הרדיו; לכן השאלה אם השונות המהירה מאוד ברדיו הייתה למעשה ISS, או מהותית למקורות, הייתה חשובה לפתור.
במהלך עבודת הדוקטורט שלי מצאתי, במקרה, השתנות מהירה בקווסר (blazar) PKS 1257-326, שהוא אחד משלושת משתני הרדיו המהירים ביותר שנצפו אי פעם. הקולגות שלי ואני הצלחנו להראות באופן מוחלט שהשונות המהירה ברדיו נובעת מ- ISS [צמצום]. המקרה של המקור הספציפי הזה הוסיף לראיות גוברות לכך שהשונות הרדיו תוך-יום באופן כללי נובעת בעיקר מ- ISS.
מקורות המראים על ISS חייבים להיות בגדלים זוויתיים קטנים מאוד, מיקרו-קרקפיים, ניתן להשתמש בתצפיות על ISS כדי "למפות" את מבנה המקור ברזולוציה של מיקרו-שניות השנייה. זו רזולוציה גבוהה בהרבה ממה שאפילו VLBI יכול להשיג. הטכניקה תוארה במאמר משנת 2002 על ידי שניים מעמיתי, ד"ר ז'אן-פייר מקווארט וד"ר דיוויד ג'ונצ'י.
הקוואזאר PKS 1257-326 התגלה כ"שפן ניסיונות "נחמד מאוד שאיתו אפשר להדגים שהטכניקה באמת עובדת.
AM: עקרונות הצילום גלויים לכל אחד גם בלי טלסקופ, נכונים - היכן שכוכב מנצנץ מכיוון שהוא מכסה זווית קטנה מאוד בשמיים (בהיותו כה רחוק), אך כוכב לכת במערכת השמש שלנו אינו מנצנץ בצורה נראית? האם זו השוואה הוגנת של העיקרון להערכת מרחקים חזותית עם צמצום?
HB: ההשוואה עם ראיית כוכבים מנצנצים כתוצאה מסנטימטר אטמוספרי (בגלל סערה ותנודות טמפרטורה באטמוספירה של כדור הארץ) היא הגונה; התופעה הבסיסית זהה. אנו לא רואים כוכבי לכת מנצנצים מכיוון שיש להם גדלים זוויתיים גדולים בהרבה - הצמצם "נמרח" על קוטר כדור הארץ. במקרה זה, כמובן, זה מכיוון שכוכבי הלכת קרובים אלינו כל כך שהם מכניסים זוויות גדולות יותר לשמיים מאשר כוכבים.
צמצום אינו מועיל באמת להערכת מרחקים לקוואזרים, אולם: לאובייקטים שנמצאים רחוק יותר לא תמיד יש גודל זוויתי קטן יותר. לדוגמה, כל הפולסארים (כוכבי נויטרונים מסתובבים) בכוכב הגלקסי שלנו נובעים מכיוון שיש להם גודל זוויתי זעיר מאוד, קטן בהרבה מכל קוואזאר, אף על פי שלעתים קרובות הקווארארים מיליארדי שנות אור. לאמיתו של דבר, נעשה שימוש בסנטילציה להערכת מרחקי פולסאר. אולם עבור קוואזרים ישנם גורמים רבים מלבד המרחק המשפיעים על גודל הזווית לכאורה שלהם, וכדי לסבך עוד יותר את העניינים, במרחקים קוסמולוגיים, הגודל הזוויתי של אובייקט אינו משתנה עוד כהיפוך למרחק. בדרך כלל הדרך הטובה ביותר להעריך את המרחק לקווסר היא למדוד את ההיסטה האדומה של הספקטרום האופטי שלה. אז נוכל להמיר מאזניים זוויתיים מדודים (למשל מצילומים או תצפיות VLBI) לסולמות ליניאריים בהיסטה האדום של המקור
AM: הטלסקופ כמתואר מציע דוגמא של קוואזאר שהוא מקור רדיו ונראה שמשתנה במשך שנה שלמה. האם יש גבולות טבעיים לסוגי המקורות או אורך ההתבוננות?
HB: ישנם חתכים בגודל זוויתי, שמעבר להם נוצר הצינור "מרווה". ניתן לתאר את חלוקת הבהירות של מקור הרדיו כחבורה של "טלאים" מפרידים באופן עצמאי בגודל נתון, כך שככל שהמקור גדל, מספר הטלאים הללו גדל, ובסופו של דבר הצמצם של כל המדבקות ממוצע כך שאנחנו תפסיק להתבונן בכל וריאציות בכלל. מתצפיות קודמות אנו יודעים כי עבור מקורות חוץ אקסטרקטיים, צורת ספקטרום הרדיו קשורה רבות למקור קומפקטי - מקורות עם ספקטרום רדיו "שטוח" או "הפוך" (כלומר צפיפות השטף הגוברת לכיוון אורכי גל קצרים יותר) הם בדרך כלל הקומפקטי ביותר. אלה נוטים להיות גם מקורות מסוג "blazar".
ככל שמשך התצפית נדרש, יש להשיג דוגמאות עצמאיות רבות של דפוס הצריבה. הסיבה לכך היא כי צמצום הוא תהליך סטוכסטי, ואנחנו צריכים לדעת נתונים סטטיסטיים על התהליך כדי לחלץ מידע שימושי. עבור מסננים מהירים כמו PKS 1257-326, אנו יכולים לקבל דגימה נאותה של דפוס הצריבה ממושב אחד, פשוט, בן 12 שעות. יש לעקוב אחר מסננים איטיים יותר לאורך מספר ימים בכדי לקבל אותו מידע. עם זאת, ישנם כמה אלמונים שאפשר לפתור עבורם, כמו למשל מהירות התפזורת של "המסך" המפוזר במדיום הבין-כוכבי הגלקטי (ISM). על ידי התבוננות במרווחים השונים על פני שנה שלמה, אנו יכולים לפתור עבור מהירות זו - וחשוב מכך, אנו מקבלים גם מידע דו ממדי על דפוס הסינטילציה ומכאן על מבנה המקור. כאשר כדור הארץ מסתובב סביב השמש, אנו למעשה חותכים את דפוס הצילום בזוויות שונות, מאחר ומהירות כדור הארץ / ISM היחסית משתנה במהלך השנה. קבוצת המחקר שלנו כינתה טכניקה זו "סינתזת כדור הארץ", מכיוון שהיא מקבילה ל"סינתזת סיבוב כדור הארץ ", טכניקה סטנדרטית בתחום אינטרפרומטריה רדיו.
AM: הערכה עדכנית למספר הכוכבים בשמיים העריכה כי ישנם יקרים פי עשרה יותר ביקום מאשר גרגרי חול בכדור הארץ. האם אתה יכול לתאר מדוע מטוסים וחורים שחורים מעניינים כחפצים שקשה לפתור, אפילו באמצעות טלסקופי חלל נוכחיים ועתידיים כמו האבל וצ'נדרה?
HB: האובייקטים אותם אנו חוקרים הם חלק מהתופעות האנרגטיות ביותר ביקום. AGN יכול להיות עד ~ 1013 (10 לעוצמה של 13, או 10,000 טריליון) יותר זוהר מהשמש. הם "מעבדות" ייחודיות לפיזיקה באנרגיה גבוהה. אסטרופיסיקאים מעוניינים להבין היטב את התהליכים הכרוכים ביצירת מטוסים חזקים אדירים אלה הקרובים לחור השחור העל-מסיבי. בעזרת סינטילציה כדי לפתור את האזורים הפנימיים של מטוסי הרדיו, אנו מציצים קרוב ל"זרבובית "בה מתהווה הסילון - קרוב יותר לפעולה ממה שאנו יכולים לראות בכל טכניקה אחרת!
AM: במאמר המחקר שלך אתה מציין כי כמה מהר וכמה חזק האותות הרדיו משתנים תלוי בגודל ובצורה של מקור הרדיו, בגודל ובמבנה של ענני הגז, במהירות ובכיוון של כדור הארץ בזמן שהוא מסתובב סביב השמש, והמהירות והכיוון בו נעים ענני הגז. האם ישנן הנחות מובנות לגבי צורת עננת הגז 'עדשה' או צורת אובייקט נצפה הנגיש בטכניקה?
ערפילית הטבעת, אף על פי שאינה מועילה להדמיה, היא בעלת מראה מרמז על עדשת טלסקופ רחוקה. 2,000 שנות אור מרוחקות לכיוון קבוצת הכוכבים, ליירה, הטבעת נוצרת בשלבים המאוחרים של חיי הכוכב הפנימי, כאשר היא משילה שכבת גז חיצונית עבה ומתרחבת. קרדיט: NASA Hubble HST
HB: במקום לחשוב על ענני גז, יתכן ומדויק יותר לתאר "מסך" משתנה פאזי של גז מיונן, או פלזמה, המכיל מספר גדול של תאי סערה. ההנחה העיקרית שנכנסת למודל היא שסולם הגודל של התנודות הסוערות עוקב אחר ספקטרום חוקי כוח - נראה שזו הנחה סבירה, ממה שידוע לנו על המאפיינים הכלליים של הסערה. הסערה יכולה להיות מוארכת באופן מועדף בכיוון מסוים, בגלל מבנה השדה המגנטי בפלזמה, ובעיקרון נוכל לקבל קצת מידע על כך מתבנית הצריבה שנצפתה. אנו גם מקבלים מידע כלשהו מתבנית הצילום אודות צורת האובייקט הנצפה, כך שאין הנחות מובנות בנושא, אם כי בשלב זה נוכל להשתמש רק במודלים די פשוטים כדי לתאר את מבנה המקור.
AM: האם מסננים מהירים הם יעד טוב להרחבת יכולות השיטה?
HB: מסננים מהירים טובים הם פשוט מכיוון שהם אינם דורשים זמן צפייה רב כמו מסננים איטיים יותר כדי לקבל את אותה כמות מידע. שלושת הסינטילטורים הראשונים "תוך שעה" לימדו אותנו רבות על תהליך הצילום ועל איך לעשות "סינתזה של כדור הארץ".
AM: האם מתוכננים מועמדים נוספים לתצפיות עתידיות?
HB: חברי ועמיתי ערכנו לאחרונה סקר גדול, באמצעות המערך הגדול מאוד בניו מקסיקו, כדי לחפש מקורות רדיו חדשים ומבריקים. התוצאות הראשונות של סקר זה, בראשותו של ד"ר ג'ים לאוול, מהמתקן הלאומי של טלסקופ אוסטרליה של CSIRO, פורסמו לאחרונה בכתב העת האסטרונומי (אוקטובר 2003). מתוך 700 מקורות רדיו שטוחים שנצפו מצאנו יותר ממאה מקורות שהראו שונות משמעותית בעוצמה במשך 3 ימים. אנו מבצעים תצפיות מעקב על מנת ללמוד עוד אודות מבנה המקורות בסולמות מיקרו-קרקודה אולטרה-קומפקטיים. נשווה את התוצאות הללו לתכונות מקור אחרות כמו פליטה באורכי גל אחרים (אופטי, רנטגן, קרני גאמה) ומבנה בסולם מרחבי גדול יותר, כמו זה שנראה עם VLBI. בדרך זו אנו מקווים ללמוד יותר על מקורות הטמפרטורה הבהירים מאוד הקומפקטיים הללו, ובנוסף, ללמוד יותר על המאפיינים של המדיום הבין-כוכבי של הגלקסיה שלנו.
נראה כי הסיבה לצמצום מהיר מאוד בכמה מקורות היא ש"מסך הפיזור "בפלזמה הגורם לרוב הצמצם נמצא די קרוב, תוך 100 שנות אור ממערכת השמש. נראה כי "המסכים" הסמוכים הללו נדירים למדי. בסקר שערכנו נמצא מעט מאוד מסננים מהירים, מה שהפתיע במידה מסוימת מכיוון ששניים משלושת הצילומים המהירים ביותר הידועים התגלו באופן סרנדיפטיבי. חשבנו שאולי יש עוד הרבה מקורות כאלה!
המקור המקורי: מגזין אסטרוביולוגיה
