Credito d'immagine: Chandra
Immagina di rendere un telescopio naturale più potente di qualsiasi altro telescopio attualmente in funzione. Quindi immagina di usarlo per vedere più vicino al bordo di un buco nero dove la sua bocca è come un getto che forma particelle cariche super-calde e le sputa milioni di anni luce nello spazio. Il compito sembrerebbe portarne uno al limite del non ritorno, un punto violento a quattro miliardi di anni luce dalla Terra. Quel posto si chiama quasar chiamato PKS 1257-326. Il suo debole luccichio nel cielo ha il nome più accattivante di un "blazar", il che significa che è un quasar che varia drammaticamente in luminosità e può mascherare un buco nero ancora più misterioso, interno di enorme potere gravitazionale.
La lunghezza di un telescopio necessaria per scrutare nella bocca del blazar dovrebbe essere gigantesca, larga circa un milione di chilometri. Ma una tale lente naturale è stata trovata da un team di astronomi australiani ed europei; la sua lente è straordinariamente una nuvola di gas. L'idea di un vasto telescopio naturale sembra troppo elegante per evitare di scrutare.
La tecnica, soprannominata "sintesi dell'orbita terrestre", è stata descritta per la prima volta dal dott. Jean-Pierre Macquart dell'Università di Groningen nei Paesi Bassi e dal dott. David Jauncey del CSIRO in un documento pubblicato nel 2002. La nuova tecnica promette ai ricercatori la capacità di risolvere i dettagli circa 10 microarcsecondi - equivalente a vedere un cubo di zucchero sulla Luna, dalla Terra.
"Questo è un dettaglio cento volte più sottile di quello che possiamo vedere con qualsiasi altra tecnica attuale in astronomia", afferma la dott.ssa Hayley Bignall, che ha recentemente completato il suo dottorato di ricerca presso l'Università di Adelaide ed è ora al JIVE, il Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry in Europa. "È diecimila volte migliore di quanto possa fare il telescopio spaziale Hubble. Ed è potente come qualsiasi futuro telescopio ottico e radiografico spaziale proposto. "
Bignall ha fatto le osservazioni con il radiotelescopio CSIRO Australia Telescope Compact Array nell'Australia orientale. Quando si riferisce a un secondo di microarcs, questa è una misura della dimensione angolare, o quanto è grande un oggetto. Se per esempio il cielo fosse diviso per gradi come un emisfero, l'unità è circa un terzo di miliardesimo di un grado.
Come funziona il più grande telescopio? L'uso dell'ammasso all'interno di una nuvola di gas non è del tutto estraneo agli osservatori notturni. Come la turbolenza atmosferica fa brillare le stelle, la nostra galassia ha un'atmosfera invisibile simile di particelle cariche che riempiono i vuoti tra le stelle. Qualsiasi aggregazione di questo gas può naturalmente formare una lente, proprio come il cambiamento di densità da aria a vetro piegato e focalizzato la luce in ciò che Galileo vide per la prima volta quando puntò il suo primo telescopio verso la stella. L'effetto è anche chiamato scintillazione e la nuvola si comporta come una lente.
Vedere meglio di chiunque altro può essere straordinario, ma come decidere prima dove cercare? Il team è particolarmente interessato a utilizzare "Earth-Orbit Synthesis" per scrutare vicino ai buchi neri nei quasar, che sono i nuclei super-luminosi delle galassie lontane. Questi quasar sottendono così piccoli angoli del cielo da essere semplici punti di luce o emissione radio. Alle lunghezze d'onda radio, alcuni quasar sono abbastanza piccoli da brillare nell'atmosfera di particelle cariche della nostra Galassia, chiamata mezzo interstellare ionizzato. I quasar scintillano o variano molto più lentamente di quanto uno scintillante possa associare a stelle visibili. Quindi gli osservatori devono essere pazienti per vederli, anche con l'aiuto dei più potenti telescopi. Qualsiasi cambiamento in meno di un giorno è considerato veloce. Gli scintillatori più veloci hanno segnali che raddoppiano o triplicano in meno di un'ora. In effetti, le migliori osservazioni fatte finora traggono beneficio dal movimento annuale della Terra, poiché la variazione annuale fornisce un quadro completo, potenzialmente consentendo agli astronomi di vedere i violenti cambiamenti nella bocca di un buco nero. Questo è uno degli obiettivi del team: "vedere entro un terzo di un anno luce dalla base di uno di questi getti", secondo il dott. David Jauncey del CSIRO. "Questa è la" fine degli affari "in cui viene realizzato il jet."
Non è possibile "vedere" in un buco nero, perché queste stelle crollate sono così dense, che la loro gravità prepotente non consente nemmeno alla luce di sfuggire. Solo il comportamento della materia fuori da un orizzonte a una certa distanza da un buco nero può segnalare che esistono persino. Il telescopio più grande può aiutare gli astronomi a comprendere le dimensioni di un getto alla sua base, il modello di campi magnetici lì e come un getto si evolve nel tempo. "Possiamo persino cercare cambiamenti mentre la materia si allontana dal buco nero e viene sparsa lungo i getti", afferma il dott. Macquart.
Astrobiology Magazine ha avuto l'opportunità di parlare con Hayley Bignall su come realizzare un telescopio da nuvole di gas e perché scrutare più a fondo di chiunque altro potrebbe offrire uno spaccato di eventi straordinari vicino ai buchi neri. Astrobiology Magazine (AM): Come ti sei interessato a usare le nuvole di gas come parte di un focus naturale per risolvere oggetti molto distanti?
Hayley Bignall (HB): L'idea di utilizzare la scintillazione interstellare (ISS), un fenomeno dovuto allo scattering di onde radio in “nuvole” di gas galattici turbolenti e ionizzati, per risolvere oggetti molto distanti e compatti, rappresenta davvero la convergenza di una coppia di diversi linee di ricerca, quindi traccerò un po 'del background storico.
Negli anni '60, i radioastronomi usavano un altro tipo di scintillazione, la scintillazione interplanetaria, dovuta allo scattering delle onde radio nel vento solare, per misurare le dimensioni angolari sub-arcosecondo (1 secondo d'arco = 1/3600 gradi d'arco) per le sorgenti radio. Questa era una risoluzione più elevata di quella che si poteva ottenere con altri mezzi al momento. Ma questi studi sono in gran parte caduti a margine con l'avvento della Very Long Baseline Interferometry (VLBI) alla fine degli anni '60, che ha consentito l'imaging diretto di sorgenti radio con una risoluzione angolare molto più elevata - oggi, VLBI raggiunge una risoluzione migliore di un millesimo di secondo.
Personalmente mi sono interessato ai potenziali usi della scintillazione interstellare attraverso il coinvolgimento in studi sulla variabilità della sorgente radio - in particolare, la variabilità dei "blazar". Blazar è un nome accattivante applicato ad alcuni quasar e oggetti BL Lacertae - cioè Active Galactic Nuclei (AGN), che probabilmente contiene buchi neri supermassicci come i loro "motori centrali", che hanno potenti getti di particelle energiche e radianti puntate quasi verso di noi .
Vediamo quindi gli effetti del fascio relativistico nella radiazione del getto, inclusa una rapida variabilità di intensità nell'intero spettro elettromagnetico, dalla radio ai raggi gamma ad alta energia. La maggior parte della variabilità osservata in questi oggetti potrebbe essere spiegata, ma c'era un problema: alcune fonti hanno mostrato una variabilità radio intra-giorno molto rapida. Se una tale variabilità della scala temporale a lunghezze d'onda così lunghe (centimetro) fosse intrinseca alle fonti, sarebbe troppo calda per rimanere in giro per anni, come molti hanno osservato. Le fonti calde dovrebbero irradiare tutta la loro energia molto rapidamente, come i raggi X e i raggi gamma. D'altra parte, era già noto che la scintillazione interstellare influenza le onde radio; quindi la questione se la rapidissima variabilità radio fosse in effetti la ISS, o intrinseca alle fonti, era una questione importante da risolvere.
Durante la mia ricerca di dottorato ho trovato, per caso, una rapida variabilità nel quasar (blazar) PKS 1257-326, che è una delle tre AGN radio più rapidamente mai osservate. I miei colleghi e io siamo stati in grado di dimostrare in modo conclusivo che la rapida variabilità radio era dovuta alla ISS [scintillazione]. Il caso di questa particolare fonte ha aggiunto alla crescente evidenza che la variabilità radio infragiornaliera in generale è principalmente dovuta alla ISS.
Le fonti che mostrano ISS devono avere dimensioni angolari molto ridotte, di microarchi di secondo. Le osservazioni dell'ISS possono a loro volta essere utilizzate per "mappare" la struttura della sorgente con una risoluzione di microarchi di secondo. Questa è una risoluzione molto più elevata di quanto persino VLBI possa ottenere. La tecnica è stata delineata in un articolo del 2002 da due miei colleghi, il dott. Jean-Pierre Macquart e il dott. David Jauncey.
Il quasar PKS 1257-326 si è rivelato un bel "porcellino d'India" con cui dimostrare che la tecnica funziona davvero.
AM: I principi della scintillazione sono visibili a chiunque anche senza un telescopio, giusto: dove una stella brilla perché copre un angolo molto piccolo nel cielo (essendo così lontano), ma un pianeta nel nostro sistema solare non brilla visibilmente? È questo un equo confronto del principio per stimare visivamente le distanze con la scintillazione?
HB: Il confronto con il vedere le stelle brillare a causa della scintillazione atmosferica (dovuta alla turbolenza e alle fluttuazioni di temperatura nell'atmosfera terrestre) è giusto; il fenomeno di base è lo stesso. Non vediamo scintillare i pianeti perché hanno dimensioni angolari molto più grandi: la scintillazione viene "macchiata" sul diametro del pianeta. In questo caso, ovviamente, è perché i pianeti ci sono così vicini che subiscono angoli più grandi nel cielo rispetto alle stelle.
La scintillazione non è davvero utile per stimare le distanze dai quasar, tuttavia: gli oggetti più lontani non hanno sempre dimensioni angolari inferiori. Ad esempio, tutte le pulsar (stelle di neutroni rotanti) nella nostra Galassia scintillano perché hanno dimensioni angolari molto minuscole, molto più piccole di qualsiasi quasar, anche se i quasar sono spesso a miliardi di anni luce di distanza. In effetti, la scintillazione è stata utilizzata per stimare le distanze pulsar. Ma per i quasar ci sono molti fattori oltre alla distanza che influenzano la loro apparente dimensione angolare, e per complicare ulteriormente le cose, a distanze cosmologiche, la dimensione angolare di un oggetto non varia più come l'inverso della distanza. Generalmente il modo migliore per stimare la distanza da un quasar è misurare il redshift del suo spettro ottico. Quindi possiamo convertire scale angolari misurate (ad es. Da scintillazione o osservazioni VLBI) in scale lineari al redshift della sorgente
AM: Il telescopio come descritto offre un esempio di quasar che è una sorgente radio e che può variare per un anno intero. Ci sono limiti naturali ai tipi di fonti o alla durata dell'osservazione?
HB: Ci sono tagli di dimensioni angolari, oltre i quali la scintillazione viene "estinta". Si può immaginare la distribuzione della luminosità della sorgente radio come un insieme di "patch" scintillanti in modo indipendente di una data dimensione, in modo che man mano che la sorgente aumenta, il numero di tali patch aumenta e alla fine la scintillazione su tutte le patch si riduce in modo tale che noi cessare di osservare qualsiasi variazione. Da osservazioni precedenti sappiamo che per le fonti extragalattiche, la forma dello spettro radio ha molto a che fare con la compattezza di una fonte - le fonti con spettri radio "piatti" o "invertiti" (cioè la densità di flusso che aumenta verso lunghezze d'onda più corte) sono generalmente il più compatto. Questi tendono anche ad essere fonti di tipo "blazar".
Per quanto riguarda la lunghezza dell'osservazione, è necessario ottenere molti campioni indipendenti del modello di scintillazione. Questo perché la scintillazione è un processo stocastico e abbiamo bisogno di conoscere alcune statistiche del processo per estrarre informazioni utili. Per gli scintillatori veloci come PKS 1257-326, possiamo ottenere un campione adeguato del modello di scintillazione da una sola sessione di osservazione tipica di 12 ore. Gli scintillatori più lenti devono essere osservati per diversi giorni per ottenere le stesse informazioni. Tuttavia, ci sono alcune incognite da risolvere, come la velocità di massa dello "schermo" di scattering nel mezzo interstellare galattico (ISM). Osservando a intervalli di un anno intero, possiamo risolvere questa velocità - e, soprattutto, otteniamo anche informazioni bidimensionali sul modello di scintillazione e quindi sulla struttura della sorgente. Man mano che la Terra gira intorno al Sole, attraversiamo efficacemente il modello di scintillazione ad angoli diversi, poiché la velocità relativa Terra / ISM varia nel corso dell'anno. Il nostro gruppo di ricerca ha soprannominato questa tecnica "sintesi orbitale terrestre", in quanto analoga alla "sintesi di rotazione terrestre", una tecnica standard nella radiointerferometria.
AM: Una stima recente per il numero di stelle nel cielo ha stimato che ci sono dieci volte più stelle nell'universo noto rispetto ai granelli di sabbia sulla Terra. Puoi descrivere perché getti e buchi neri sono interessanti come oggetti difficili da risolvere, anche usando i telescopi spaziali attuali e futuri come Hubble e Chandra?
HB: Gli oggetti che stiamo studiando sono alcuni dei fenomeni più energici dell'universo. L'AGN può essere fino a ~ 1013 (10 alla potenza di 13, o 10.000 trilioni) volte più luminosa del Sole. Sono “laboratori” unici per la fisica delle alte energie. Gli astrofisici vorrebbero comprendere appieno i processi coinvolti nella formazione di questi incredibilmente potenti getti vicino al buco nero supermassiccio centrale. Usando la scintillazione per risolvere le regioni interne dei getti radio, stiamo scrutando vicino all '"ugello" dove si forma il getto - più vicino all'azione di quanto possiamo vedere con qualsiasi altra tecnica!
AM: Nel tuo documento di ricerca, fai notare che la velocità e l'intensità con cui variano i segnali radio dipende dalle dimensioni e dalla forma della sorgente radio, dalle dimensioni e dalla struttura delle nuvole di gas, dalla velocità e dalla direzione della Terra mentre viaggia attorno al Sole, e la velocità e la direzione in cui viaggiano le nuvole di gas. Ci sono ipotesi incorporate sulla forma della nuvola di gas "lente" o sulla forma dell'oggetto osservato accessibile con la tecnica?
La Nebulosa Anello, sebbene non sia utile per l'imaging, ha l'aspetto suggestivo di un obiettivo telescopico lontano. 2.000 anni luce di distanza nella direzione della costellazione, Lyra, l'anello si forma negli ultimi stadi della vita della stella interna, quando perde uno spesso strato di gas esterno in espansione. Credito: NASA Hubble HST
HB: Invece di pensare alle nuvole di gas, è forse più preciso immaginare uno "schermo" che cambia fase di gas ionizzato, o plasma, che contiene un gran numero di cellule di turbolenza. Il presupposto principale che rientra nel modello è che la scala dimensionale delle fluttuazioni turbolente segue uno spettro della legge di potere - questo sembra essere un presupposto ragionevole, da quello che sappiamo delle proprietà generali della turbolenza. La turbolenza potrebbe essere preferibilmente allungata in una direzione particolare, a causa della struttura del campo magnetico nel plasma, e in linea di principio possiamo ottenere alcune informazioni su questo dal modello di scintillazione osservato. Otteniamo anche alcune informazioni dal modello a scintillazione sulla forma dell'oggetto osservato, quindi non ci sono ipotesi incorporate a riguardo, sebbene in questa fase possiamo usare solo modelli abbastanza semplici per descrivere la struttura sorgente.
AM: Gli scintillatori veloci sono un buon obiettivo per espandere le capacità del metodo?
HB: Gli scintillatori veloci sono buoni semplicemente perché non richiedono tanto tempo di osservazione quanto gli scintillatori più lenti per ottenere la stessa quantità di informazioni. I primi tre scintillatori "intra-ora" ci hanno insegnato molto sul processo di scintillazione e su come fare la "sintesi dell'orbita terrestre".
AM: Sono previsti ulteriori candidati per future osservazioni?
HB: I miei colleghi e io abbiamo recentemente intrapreso un ampio sondaggio, utilizzando la Very Large Array nel New Mexico, per cercare nuove fonti radio scintillanti. I primi risultati di questo sondaggio, condotto dal dott. Jim Lovell dell'Australia Telescope National Facility del CSIRO (ATNF), sono stati recentemente pubblicati sull'Astronomical Journal (ottobre 2003). Su 700 fonti radio a spettro piatto osservate, abbiamo trovato più di 100 fonti che hanno mostrato una significativa variabilità di intensità in un periodo di 3 giorni. Stiamo intraprendendo osservazioni di follow-up al fine di saperne di più sulla struttura della sorgente su scale ultracompatte a microarcsecondi. Confronteremo questi risultati con altre proprietà della sorgente come l'emissione ad altre lunghezze d'onda (ottica, raggi X, raggio gamma) e struttura su scale spaziali più grandi, come quella vista con VLBI. In questo modo speriamo di saperne di più su queste fonti di temperatura molto compatte, ad alta luminosità e anche, nel processo, saperne di più sulle proprietà del mezzo interstellare della nostra stessa galassia.
Sembra che la ragione della scintillazione molto veloce in alcune fonti sia che lo "schermo di dispersione" al plasma che causa la maggior parte della scintillazione è abbastanza vicino, entro 100 anni luce dal sistema solare. Questi "schermi" vicini sono apparentemente piuttosto rari. Il nostro sondaggio ha rilevato pochissimi scintillatori veloci, il che è stato in qualche modo sorprendente dato che due dei tre scintillatori più veloci conosciuti sono stati scoperti per caso. Abbiamo pensato che potrebbero esserci molte più di queste fonti!
Fonte originale: Astrobiology Magazine
