Afbeelding tegoed: Chandra
Stel je voor dat je een natuurlijke telescoop krachtiger maakt dan welke andere telescoop dan ook. Stel je dan voor dat je het gebruikt om dichter bij de rand van een zwart gat te kijken, waar zijn mond is als een straal die superhete geladen deeltjes vormt en ze miljoenen lichtjaren de ruimte in spuugt. De taak lijkt iemand naar de rand van no-return te brengen, een gewelddadige plek op vier miljard lichtjaar van de aarde. Die plaats heet een quasar genaamd PKS 1257-326. Zijn zwakke twinkeling in de lucht krijgt de meer pakkende naam van een ‘blazar’, wat betekent dat het een quasar is die dramatisch varieert in helderheid en een nog mysterieuzer, innerlijk zwart gat met enorme zwaartekracht kan maskeren.
De lengte van een telescoop die nodig is om in de mond van de blazar te turen, zou gigantisch moeten zijn, ongeveer een miljoen kilometer breed. Maar zo'n natuurlijke lens is gevonden door een team van Australische en Europese astronomen; zijn lens is opmerkelijk, een gaswolk. Het idee van een enorme, natuurlijke telescoop lijkt te elegant om er niet in te kijken.
De techniek, genaamd 'Earth-Orbit Synthesis', werd voor het eerst beschreven door Dr. Jean-Pierre Macquart van de Rijksuniversiteit Groningen in Nederland en CSIRO's Dr. David Jauncey in een paper dat in 2002 werd gepubliceerd. De nieuwe techniek belooft onderzoekers de mogelijkheid om details op te lossen ongeveer 10 microarseconden - equivalent aan het zien van een suikerklontje op de maan, vanaf de aarde.
"Dat is een honderd keer fijner detail dan we kunnen zien bij een andere huidige techniek in de astronomie", zegt dr. Hayley Bignall, die onlangs haar doctoraat aan de Universiteit van Adelaide heeft afgerond en nu bij JIVE, het Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry in Europa. "Het is tienduizend keer beter dan de Hubble-ruimtetelescoop. En het is net zo krachtig als alle voorgestelde toekomstige op de ruimte gebaseerde optische en röntgentelescopen. "
Bignall deed de waarnemingen met de CSIRO Australia Telescope Compact Array radiotelescoop in het oosten van Australië. Wanneer ze verwijst naar een microarcseconde, is dat een maat voor de hoekgrootte of hoe groot een object eruitziet. Als bijvoorbeeld de hemel als een halfrond door graden was gedeeld, is de eenheid ongeveer een derde van een miljardste van een graad.
Hoe werkt de grootste telescoop? Het gebruik van de klonterigheid in een gaswolk is niet helemaal onbekend voor nachtwakers. Zoals atmosferische turbulentie de sterren doet twinkelen, heeft ons eigen sterrenstelsel een vergelijkbare onzichtbare atmosfeer van geladen deeltjes die de holtes tussen sterren vullen. Elke klontering van dit gas kan op natuurlijke wijze een lens vormen, net zoals de dichtheidsverandering van gebogen lucht-glas en het licht richtte op wat Galileo voor het eerst zag toen hij zijn eerste telescoop op de ster richtte. Het effect wordt ook wel scintillatie genoemd en de wolk werkt als een lens.
Het is misschien opmerkelijk om beter dan wie dan ook te zien, maar hoe besluit u eerst waar u moet kijken? Het team is vooral geïnteresseerd in het gebruik van 'Earth-Orbit Synthesis' om dicht bij zwarte gaten in quasars te kijken, de superheldere kernen van verre sterrenstelsels. Deze quasars onderdrukken zulke kleine hoeken aan de hemel als louter lichtpunten of radio-emissie. Bij radiogolflengten zijn sommige quasars klein genoeg om te twinkelen in de atmosfeer van geladen deeltjes van onze Melkweg, het geïoniseerde interstellaire medium genoemd. Quasars fonkelen of variëren veel langzamer dan de fonkelende die kan worden geassocieerd met zichtbare sterren. Waarnemers moeten dus geduld hebben om ze te bekijken, zelfs met behulp van de krachtigste telescopen. Elke wijziging in minder dan een dag wordt als snel beschouwd. De snelste scintillatoren hebben signalen die in minder dan een uur in sterkte verdubbelen of verdrievoudigen. In feite profiteren de beste waarnemingen die tot nu toe zijn gedaan van de jaarlijkse beweging van de aarde, aangezien de jaarlijkse variatie een volledig beeld geeft, waardoor astronomen mogelijk de gewelddadige veranderingen in de mond van een zwart-gatstraal kunnen zien. Dat is een van de doelen van het team: "binnen een derde van een lichtjaar van de basis van een van deze jets zorgen", aldus CSIRO's Dr. David Jauncey. "Dat is het 'zakelijke einde' waar de jet wordt gemaakt."
Het is niet mogelijk om in een zwart gat te "kijken", omdat deze ingestorte sterren zo dicht zijn, dat hun overweldigende zwaartekracht zelfs geen licht laat ontsnappen. Alleen het gedrag van materie buiten een horizon op enige afstand van een zwart gat kan aangeven dat ze zelfs bestaan. De grootste telescoop kan de astronomen helpen de grootte van een straal aan de basis te begrijpen, het patroon van magnetische velden daar en hoe een straal in de loop van de tijd evolueert. 'We kunnen zelfs zoeken naar veranderingen als de stof in de buurt van het zwarte gat verdwijnt en langs de stralen wordt uitgespuugd', zegt Dr. Macquart.
Astrobiology Magazine had de gelegenheid om met Hayley Bignall te praten over het maken van een telescoop uit gaswolken en waarom dieper dan wie dan ook kan kijken naar opmerkelijke gebeurtenissen in de buurt van zwarte gaten. Astrobiology Magazine (AM): Hoe ben je voor het eerst geïnteresseerd geraakt in het gebruik van gaswolken als onderdeel van een natuurlijke focus voor het oplossen van zeer verre objecten?
Hayley Bignall (HB): Het idee om interstellaire scintillatie (ISS) te gebruiken, een fenomeen dat wordt veroorzaakt door verstrooiing van radiogolven in turbulente, geïoniseerde galactische gaswolken, om zeer verre, compacte objecten op te lossen, vertegenwoordigt echt de convergentie van een paar verschillende onderzoekslijnen, dus ik zal een beetje van de historische achtergrond schetsen.
In de jaren zestig gebruikten radioastronomen een ander soort scintillatie, interplanetaire scintillatie, als gevolg van verstrooiing van radiogolven in de zonnewind, om subboogseconden (1 boogseconde = 1/3600 graden boog) hoekgroottes voor radiobronnen te meten. Dit was een hogere resolutie dan destijds met andere middelen kon worden bereikt. Maar deze studies vielen grotendeels buiten de boot met de komst van Very Long Baseline Interferometry (VLBI) eind jaren zestig, die directe beeldvorming van radiobronnen met een veel hogere hoekresolutie mogelijk maakte - tegenwoordig bereikt VLBI een resolutie die beter is dan een milliarcseconde.
Persoonlijk raakte ik geïnteresseerd in mogelijke toepassingen van interstellaire scintillatie doordat ik betrokken was bij onderzoeken naar variabiliteit van radiobronnen - in het bijzonder variabiliteit van "blazars". Blazar is een pakkende naam die wordt toegepast op sommige quasars en BL Lacertae-objecten - dat wil zeggen Active Galactic Nuclei (AGN), die waarschijnlijk superzware zwarte gaten bevatten als hun "centrale motoren", die krachtige stralen energetische, stralende deeltjes hebben die bijna recht op ons gericht zijn .
Vervolgens zien we effecten van relativistische straling in de straling van de straal, inclusief snelle variabiliteit in intensiteit over het hele elektromagnetische spectrum, van radio tot hoogenergetische gammastraling. De meeste waargenomen variabiliteit in deze objecten kon worden verklaard, maar er was een probleem: sommige bronnen vertoonden een zeer snelle intra-day radiovariabiliteit. Als zo'n korte tijdschaalvariabiliteit bij zulke lange (centimeter) golflengten intrinsiek zou zijn voor de bronnen, zouden ze veel te heet zijn om er jaren te blijven, zoals velen zagen. Bronnen die heet zijn, zouden al hun energie snel moeten uitstralen, zoals röntgen- en gammastraling. Anderzijds was al bekend dat interstellaire scintillatie radiogolven beïnvloedt; dus de vraag of de zeer snelle radiovariabiliteit in feite ISS was, of intrinsiek aan de bronnen, was een belangrijke om op te lossen.
Tijdens mijn promotieonderzoek vond ik bij toeval snelle variabiliteit in de quasar (blazar) PKS 1257-326, een van de drie snelst radioactieve variabelen die AGN ooit heeft waargenomen. Mijn collega's en ik konden overtuigend aantonen dat de snelle radiovariabiliteit te wijten was aan ISS [scintillatie]. Het argument voor deze specifieke bron droeg bij tot het toenemende bewijs dat intra-day radio variabiliteit in het algemeen voornamelijk te wijten is aan ISS.
Bronnen die ISS laten zien, moeten zeer kleine, microarcseconde, hoekige afmetingen hebben. Waarnemingen van ISS kunnen op hun beurt worden gebruikt om de bronstructuur in kaart te brengen met een resolutie van microarcseconde. Dit is een veel hogere resolutie dan zelfs VLBI kan bereiken. De techniek werd in een paper uit 2002 beschreven door twee van mijn collega's, Dr. Jean-Pierre Macquart en Dr. David Jauncey.
De quasar PKS 1257-326 bleek een erg leuke “cavia” te zijn om aan te tonen dat de techniek echt werkt.
AM: De principes van scintillatie zijn voor iedereen zichtbaar, zelfs zonder een telescoop, correct - waar een ster twinkelt omdat hij een zeer kleine hoek aan de hemel bedekt (zo ver weg), maar een planeet in ons zonnestelsel niet zichtbaar sprankelt? Is dit een eerlijke vergelijking van het principe voor het visueel schatten van afstanden met scintillatie?
HB: De vergelijking met sterren zien fonkelen als gevolg van atmosferische scintillatie (als gevolg van turbulentie en temperatuurschommelingen in de atmosfeer van de aarde) is redelijk; het basisfenomeen is hetzelfde. We zien geen planeten fonkelen omdat ze veel grotere hoekafmetingen hebben - de sprankeling wordt 'uitgesmeerd' over de diameter van de planeet. In dit geval is het natuurlijk omdat de planeten zo dicht bij ons staan dat ze grotere hoeken aan de hemel kunnen onderscheiden dan sterren.
Scintillatie is echter niet echt nuttig voor het schatten van afstanden tot quasars: objecten die verder weg liggen, hebben niet altijd kleinere hoekgroottes. Alle pulsars (draaiende neutronensterren) in ons eigen Galaxy scintilleren bijvoorbeeld omdat ze zeer kleine hoekgroottes hebben, veel kleiner dan welke quasar dan ook, hoewel quasars vaak miljarden lichtjaren verwijderd zijn. In feite is scintillatie gebruikt om pulsarafstanden te schatten. Maar voor quasars zijn er naast afstand nog veel andere factoren die hun schijnbare hoekafmeting beïnvloeden, en om de zaken verder te compliceren, bij kosmologische afstanden, varieert de hoekafmeting van een object niet langer als het omgekeerde van afstand. Over het algemeen is de afstand tot een quasar het beste te schatten door de roodverschuiving van zijn optische spectrum te meten. Vervolgens kunnen we gemeten hoekschalen (bijvoorbeeld van scintillatie of VLBI-waarnemingen) omzetten in lineaire schalen bij de roodverschuiving van de bron
AM: De telescoop zoals beschreven biedt een quasar-voorbeeld dat een radiobron is en waarvan wordt waargenomen dat het gedurende een heel jaar varieert. Zijn er natuurlijke grenzen aan de soorten bronnen of de lengte van waarneming?
HB: Er zijn hoekafsnijdingen, waarboven de scintillatie wordt "geblust". Men kan zich de helderheidsverdeling van de radiobron voorstellen als een stel onafhankelijk sprankelende "patches" van een bepaalde grootte, zodat naarmate de bron groter wordt, het aantal van dergelijke patches toeneemt en uiteindelijk de scintillatie over alle patches gemiddeld wordt, zodat we stop met het waarnemen van enige variaties. Uit eerdere waarnemingen weten we dat voor extragalactische bronnen de vorm van het radiospectrum veel te maken heeft met hoe compact een bron is - bronnen met "platte" of "omgekeerde" radiospectra (dwz fluxdichtheid die toeneemt naar kortere golflengten) zijn over het algemeen de meest compacte. Dit zijn ook meestal bronnen van het 'blazar'-type.
Wat de lengte van de waarneming betreft, is het noodzakelijk om veel onafhankelijke monsters van het scintillatiepatroon te verkrijgen. Dit komt omdat scintillatie een stochastisch proces is, en we moeten enkele statistieken van het proces kennen om nuttige informatie te verkrijgen. Voor snelle scintillatoren zoals PKS 1257-326 kunnen we een voldoende monster van het scintillatiepatroon krijgen van slechts één, typische 12 uur durende observatiesessie. Langzamere scintillatoren moeten gedurende meerdere dagen worden geobserveerd om dezelfde informatie te krijgen. Er zijn echter enkele onbekende zaken om voor op te lossen, zoals de bulksnelheid van het verstrooiende 'scherm' in het Galactische interstellaire medium (ISM). Door met intervallen over een heel jaar te observeren, kunnen we deze snelheid oplossen - en belangrijker nog, we krijgen ook tweedimensionale informatie over het scintillatiepatroon en dus de bronstructuur. Terwijl de aarde rond de zon draait, snijden we effectief door het scintillatiepatroon onder verschillende hoeken, omdat de relatieve snelheid van de aarde / ISM in de loop van het jaar varieert. Onze onderzoeksgroep noemde deze techniek "Earth Orbital Synthesis", omdat deze analoog is aan "Earth rotation synthesis", een standaardtechniek in radio-interferometrie.
AM: Een recente schatting van het aantal sterren aan de hemel schatte dat er tien keer meer sterren in het bekende universum zijn dan zandkorrels op aarde. Kun je beschrijven waarom jets en zwarte gaten interessant zijn als moeilijk op te lossen objecten, zelfs met huidige en toekomstige ruimtetelescopen zoals Hubble en Chandra?
HB: De objecten die we bestuderen, behoren tot de meest energetische verschijnselen in het universum. AGN kan tot ~ 1013 (10 tot de kracht van 13 of 10.000 biljoen) keer meer licht geven dan de zon. Het zijn unieke 'laboratoria' voor hoge-energiefysica. Astrofysici willen de processen die betrokken zijn bij het vormen van deze enorm krachtige jets dicht bij het centrale superzware zwarte gat volledig begrijpen. Door scintillatie te gebruiken om de binnenste regionen van radiojets op te lossen, turen we dicht naar de 'straalpijp' waar de jet zich vormt - dichter bij de actie dan we kunnen zien bij elke andere techniek!
AM: In je onderzoeksartikel wijs je erop dat hoe snel en hoe sterk de radiosignalen variëren, afhangt van de grootte en vorm van de radiobron, de grootte en structuur van de gaswolken, de snelheid en richting van de aarde terwijl deze rond de zon reist, en de snelheid en richting waarin de gaswolken reizen. Zijn er ingebouwde aannames over de vorm van de gaswolk ‘lens’ of de vorm van een waargenomen object dat toegankelijk is met de techniek?
Hoewel de Ringnevel niet bruikbaar is om doorheen te kijken, heeft hij het suggestieve uiterlijk van een verre telescooplens. Op 2000 lichtjaar afstand in de richting van het sterrenbeeld Lyra, wordt de ring gevormd in de late stadia van het leven van de innerlijke ster, wanneer hij een dikke en uitdijende buitenste gaslaag afgeeft. Krediet: NASA Hubble HST
HB: In plaats van aan gaswolken te denken, is het misschien nauwkeuriger om een fase-veranderend 'scherm' van geïoniseerd gas of plasma weer te geven, dat een groot aantal turbulentiecellen bevat. De belangrijkste aanname die in het model wordt gehanteerd, is dat de grootteschaal van de turbulente fluctuaties een spectrum van machtswetten volgt - dit lijkt een redelijke aanname, uit wat we weten over algemene eigenschappen van turbulentie. De turbulentie zou bij voorkeur in een bepaalde richting kunnen worden verlengd vanwege de magnetische veldstructuur in het plasma, en in principe kunnen we hierover wat informatie krijgen van het waargenomen scintillatiepatroon. We krijgen ook wat informatie uit het scintillatiepatroon over de vorm van het waargenomen object, dus daar zijn geen ingebouwde aannames over, hoewel we in dit stadium alleen vrij eenvoudige modellen kunnen gebruiken om de bronstructuur te beschrijven.
AM: Zijn snelle scintillatoren een goed doelwit om de mogelijkheden van de methode uit te breiden?
HB: Snelle scintillatoren zijn eenvoudig omdat ze niet zoveel observatietijd nodig hebben als langzamere scintillatoren om dezelfde hoeveelheid informatie te krijgen. De eerste drie 'intra-uur'-scintillatoren hebben ons veel geleerd over het scintillatieproces en over het uitvoeren van' Earth Orbit Synthesis '.
AM: Zijn er extra kandidaten gepland voor toekomstige observaties?
HB: Mijn collega's en ik hebben onlangs een grote enquête gehouden met behulp van de Very Large Array in New Mexico, op zoek naar nieuwe sprankelende radiobronnen. De eerste resultaten van dit onderzoek, geleid door Dr. Jim Lovell van de CSIRO’s Australia Telescope National Facility (ATNF), zijn onlangs gepubliceerd in het Astronomical Journal (oktober 2003). Van de 700 waargenomen radiobronnen met een plat spectrum vonden we meer dan 100 bronnen die een significante variabiliteit in intensiteit vertoonden over een periode van 3 dagen. We voeren vervolgwaarnemingen uit om meer te weten te komen over de bronstructuur op ultracompacte microarcseconde-schalen. We zullen deze resultaten vergelijken met andere broneigenschappen zoals emissie op andere golflengten (optisch, röntgenstraling, gammastraling) en structuur op grotere ruimtelijke schalen, zoals die te zien zijn bij VLBI. Op deze manier hopen we meer te weten te komen over deze zeer compacte temperatuurbronnen met hoge helderheid en, tijdens dit proces, meer te leren over de eigenschappen van het interstellaire medium van ons eigen Melkwegstelsel.
Het lijkt erop dat de reden voor zeer snelle scintillatie in sommige bronnen is dat het plasma "verstrooiingsscherm" dat het grootste deel van de scintillatie veroorzaakt, vrij dichtbij is, binnen 100 lichtjaar van het zonnestelsel. Deze "schermen" in de buurt zijn blijkbaar vrij zeldzaam. Ons onderzoek vond zeer weinig snelle scintillatoren, wat enigszins verrassend was omdat twee van de drie snelst bekende scintillatoren toevallig werden ontdekt. We dachten dat er nog veel meer van zulke bronnen zouden kunnen zijn!
Oorspronkelijke bron: Astrobiology Magazine
