אשראי תמונה: ESO
הגשמת חלום ישן של אסטרונומים, תצפיות עם אינטרפרומטר טלסקופ גדול מאוד (VLTI) במצפה הפרנל ESO (צ'ילה) אפשרו כעת לקבל תמונה ברורה של הסביבה הקרובה של החור השחור במרכז גלקסיה פעילה. . התוצאות החדשות נוגעות לגלקסיית הספירלה NGC 1068, שנמצאת במרחק של כ- 50 מיליון שנות אור.
הם מראים תצורה של אבק חם יחסית (כ- 50 מעלות צלזיוס) הנמדד 11 שנות אור לרוחב ועובי שנות אור, עם אזור פנימי וחם יותר (500 צלזיוס), ברוחבו של 2 שנות אור.
תצפיות הדמיה וספקטרום אלה מאשרות את התיאוריה הנוכחית לפיה חורים שחורים במרכזי הגלקסיות הפעילות מעוטרות במבנה עבה וסופגני של גז ואבק המכונה "טורוס".
למחקר עקבי שדה זה, הראשון מסוגו של אובייקט אקסטרגלקטי באמצעות אינטרפרומטריה אינפרא אדום ארוכת-בסיס, צוות בינלאומי של אסטרונומים [2] השתמש בכלי ה- MIDI החדש במעבדה VLTI. הוא תוכנן ונבנה בשיתוף פעולה בין מכוני מחקר גרמניים, הולנדים וצרפתים [3].
שילוב האור משני טלסקופי יחידת VLT של 8.2 מ 'בשתי מסלולי תצפית ביוני ונובמבר 2003, בהתאמה, הושגה רזולוציה מקסימלית של 0.013 ארק"ס, המתאימה לכ -3 שנות אור במרחק של NGC 1068. ספקטרום אינפרא אדום של באזור המרכזי של גלקסיה זו התקבלו המצביעים על כך שהאבק המחומם ככל הנראה מורכב מאלומינו-סיליקט.
התוצאות החדשות מתפרסמות במאמר מחקר שהופיע בגיליון 6 במאי 2004 של כתב העת המחקר הבינלאומי Nature.
NGC 1068 - גלקסיה פעילה טיפוסית
גלקסיות פעילות הן מהאובייקטים המרהיבים ביותר בשמיים. הגרעינים הקומפקטיים שלהם (AGN = גרעיני גלקסי פעילים) הם כל כך זוהרים שהם יכולים להאשים את הגלקסיה כולה; "קוואזרים" מהווים מקרים קיצוניים של תופעה זו. עצמים קוסמיים אלה מראים מאפיינים תצפיתיים מעניינים רבים על כל הספקטרום האלקטרומגנטי, החל מרדיו לפליטת רנטגן.
ישנן עדויות רבות לכך שתחנת הכוח האולטימטיבית של פעילויות אלה מקורה בחורים שחורים-על-מסיביים עם המונים של עד אלפי מליון ממסת השמש שלנו, למשל, ESO PR 04/01. לזו שבגלקסיית שביל החלב יש רק כ -3 מיליון מסות שמש, ראה ESO PR 17/02. על פי ההערכה, החור השחור ניזון מתקליטור ההטבעה הפצוע של גז ואבק המקיפים אותו. חומר שנופל לעבר חורים שחורים כאלה ידחס ולחמם לטמפרטורות אדירות. הגז החם הזה מקרין כמות אדירה של אור, וגורם לגרעין הגלקסיה הפעיל לזרוח בצורה כה כהה.
NGC 1068 (הידוע גם בשם מסיר 77) הוא בין הגלקסיות הפעילות המוארות והסביבות ביותר. ממוקם בקונסטלציה Cetus (הלוויתן) במרחק של כ- 50 מיליון שנות אור, הוא נראה כמו גלקסיה ספירלית מסורגת למדי. ליבת הגלקסיה הזו, לעומת זאת, זוהרת מאוד, לא רק באופטי, אלא גם באור אולטרה סגול וברנטגן. חור שחור עם מסה השווה לערך פי 100 מיליון ממסת השמש שלנו נדרש להסביר את פעילות הגרעין ב- NGC 1068.
תצפיות ה- VLTI
בלילות ה- 14 עד ה- 16 ביוני 2003, צוות אסטרונומים אירופאים [2] ערך סדרת תצפיות ראשונה בכדי לאמת את הפוטנציאל המדעי של מכשיר ה- MIDI החדש שהותקן ב- VLTI. הם בחנו גם את הגלקסיה הפעילה NGC 1068. כבר בניסיון הראשון הזה ניתן היה לראות פרטים בקרבת מרכז האובייקט הזה, ראה ESO PR 17/03.
MIDI רגיש לאור באורך גל קרוב ל -10 מ ', כלומר באזור הספקטרלי האמצעי האינפרא אדום ("אינפרא אדום תרמי"). עם מרחקים בין הטלסקופים התורמים ("קווי קו") של עד 200 מ ', MIDI יכול להגיע לרזולוציה זוויתית מקסימאלית (חדות תמונה) של בערך 0.01 ארק"ס. חשוב לא פחות, על ידי שילוב של קרני האור משני טלסקופים VLT של 8.2 מ ', MIDI מאפשר כעת לראשונה לבצע אינטרפרומטריה אינפרא אדום של חפצים קלושים יחסית מחוץ לגלקסיה שלנו, שביל החלב.
עם הרגישות הגבוהה שלו לקרינה תרמית, MIDI מתאים באופן אידיאלי לחומר לימוד באזורים המעורפלים מאוד בסמוך לחור שחור מרכזי ומחומם על ידי הקרינה האולטרה סגולה והאופטית שלו. האנרגיה שנספגת על ידי גרגרי האבק מוקרנת מחדש באורכי גל ארוכים יותר באזור הספקטרלי האינפרא אדום התרמי שבין 5 ל 100 מ '.
האזור המרכזי ב- NGC 1068
תצפיות אינטרפרומטריות נוספות הובטחו בנובמבר 2003 בקו הבסיס של 42 מ '. לאחר ניתוח מדוקדק של כל הנתונים, הרזולוציה המרחבית שהושגה (חדות התמונה) והספקטרום המפורט אפשרו לאסטרונומים ללמוד את מבנה האזור המרכזי של NGC 1068.
הם מגלים נוכחות של ענן אבק פנימי, יחסית "חם", המחומם לכ 500- C ובקוטר השווה או קטן יותר מחדות התמונה המושגת, כלומר כ- 3 שנות אור. הוא מוקף באזור קריר יותר, מאובק, עם טמפרטורה של כ- 50 מעלות צלזיוס, שנמדדת 11 שנות אור לרוחב וכ- 7 שנות אור. ככל הנראה זהו הענן המרכזי הצפוי בצורת דיסק שמסתובב סביב החור השחור.
עובי ההשוואה של המבנה שנצפה (העובי הוא ~ 65% מהקוטר) הוא בעל רלוונטיות במיוחד מכיוון שהוא יכול להישאר יציב רק אם הוא נתון לזריקת אנרגיה תנועה ("קינטית") רציפה. עם זאת, אף אחד מהמודלים הנוכחיים של אזורים מרכזיים בגלקסיות פעילות אינו מספק הסבר משכנע.
ספקטרום ה- MIDI, המכסה את מרווח אורך הגל בין 8 - 13.5? מ ', מספקים גם מידע על ההרכב האפשרי של גרגרי האבק. המרכיב הסביר ביותר הוא אלומיניום-סיליקט סידן (Ca2Al2SiO7), מין בטמפרטורה גבוהה שנמצא גם באטמוספרות החיצוניות של כמה כוכבי ענק-על. עם זאת, תצפיות טייס אלה אינן יכולות לשלול באופן סופי סוגים אחרים של אבק שאינו זית.
המקור המקורי: פרסום חדשות ESO
