Credito d'immagine: Hubble
La galassia a spirale PGC 69457 si trova vicino al confine delle costellazioni di caduta Pegasus e Aquari circa 3 gradi a sud della terza magnitudine Theta Pegasi - ma non cercare quel rifrattore da 60 mm per cercarlo. La galassia è in realtà a circa 400 milioni di anni luce di distanza e ha una luminosità apparente di magnitudo 14,5. Quindi il prossimo autunno potrebbe essere un buon momento per ritrovarsi con quel tuo amico "astro-pazzo" che si dirige sempre verso il tramonto per allontanarsi dalle luci della città sfoggiando uno strumento amatoriale più grande, molto più grande ...
Ma ci sono molte galassie di quattordicesima magnitudine nel cielo - cosa rende PGC 69457 così speciale?
Per cominciare, la maggior parte delle galassie non "blocca" la vista di un quasar ancora più distante (QSO2237 + 0305). E se ne dovessero esistere altri, pochi hanno la giusta distribuzione di corpi ad alta densità necessari per far “piegare” la luce in modo tale che un oggetto altrimenti invisibile sia visibile. Con PGC 69457 non si ottiene una, ma quattro, viste separate della 17a magnitudine dello stesso quasar per la difficoltà di installare un dobsonian da 20 pollici. Ne vale la pena? (Puoi dire "quadruplicare il tuo piacere di osservare"?)
Ma il fenomeno alla base di tale visione è ancora più interessante per gli astronomi professionisti. Cosa possiamo imparare da un effetto così unico?
La teoria è già ben consolidata - Albert Einstein lo predisse nella sua "Teoria generale della relatività" del 1915. L'idea principale di Einstein era che un osservatore in fase di accelerazione e uno stazionario in un campo gravitazionale non potevano dire la differenza tra i due sul loro "peso" ”. Esplorando al massimo questa idea, è diventato chiaro che non solo la materia, ma la luce (nonostante sia priva di massa) subisce lo stesso tipo di confusione. Per questo motivo, la luce che si avvicina a un campo gravitazionale ad un angolo viene “accelerata verso” la sorgente della gravità - ma poiché la velocità della luce è costante, tale accelerazione influisce solo sul percorso e sulla lunghezza d'onda della luce, non sulla sua velocità effettiva.
La stessa lente gravitazionale fu rilevata per la prima volta durante l'eclissi solare totale del 1919. Ciò fu visto come un leggero spostamento nelle posizioni delle stelle vicino alla corona del Sole catturato su lastre fotografiche. A causa di questa osservazione, ora sappiamo che non hai bisogno di una lente per piegare la luce - o addirittura dell'acqua per rifrangere l'immagine di quei Koi che nuotano nello stagno. La luce come la materia segue il percorso di minor resistenza e ciò significa seguire la curva gravitazionale dello spazio e la curva ottica di una lente. La luce di QSO2237 + 0305 sta solo facendo ciò che viene naturale navigando sui contorni dello "spazio-tempo" che si inarca attorno a stelle dense che giacciono lungo la linea di vista da una fonte distante attraverso una galassia più vicina. La cosa davvero interessante della Croce di Einstein dipende da ciò che ci dice su tutte le masse coinvolte: quelle della galassia che rifrange la luce e quella Grande nel cuore del quasar che la fonte.
Nel loro articolo "Ricostruzione delle microlenti curve di luce della croce di Einstein" l'astrofisico coreano Dong-Wook Lee (et al) dell'Università di Sejong in associazione con l'astrofisico belga J. Surdez (et al) dell'Università di Liegi, ha trovato prove di un disco di accrescimento che circonda il buco nero in Quasar QSO2237 + 0305. Come è possibile una cosa simile alle distanze coinvolte?
Le lenti in generale "raccolgono e focalizzano la luce" e quelle "lenti gravitazionali" (Lee almeno un minimo di cinque corpi a bassa massa ma altamente condensati) all'interno di PGC 69457, fanno lo stesso. In questo modo, la luce proveniente da un quasar che normalmente viaggerebbe lontano dai nostri strumenti "avvolge" la galassia per venire verso di noi. Per questo motivo "vediamo" 100.000 volte più dettagli di quanto altrimenti possibile. Ma c'è un problema: nonostante otteniamo una risoluzione 100.000 volte maggiore, vediamo ancora solo la luce, non i dettagli. E poiché ci sono diverse masse che rifrangono la luce nella galassia, vediamo più di una vista del quasar.
Per ottenere informazioni utili dal quasar, è necessario raccogliere la luce per lunghi periodi di tempo (mesi o anni) e utilizzare speciali algoritmi analitici per riunire i dati risultanti. Il metodo utilizzato da Lee e associati si chiama LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE stesso è l'acronimo di High Amplification Events). Utilizzando LOHCAM e i dati disponibili da OGLE (esperimento di lente gravitazionale ottica) e GLIPT (progetto di tempo internazionale di lenti gravitazionali), il team ha determinato non solo che LOHCAM funziona come sperato, ma che QSO2237 + 0305 può includere un disco di accrescimento rilevabile (da cui attinge la materia per alimentare il suo motore leggero). Il team ha anche determinato la massa approssimativa del buco nero dei quasar, la dimensione della regione ultravioletta che si irradia da esso e ha stimato il movimento trasversale del buco nero mentre si muove rispetto alla galassia a spirale.
Si ritiene che il buco nero centrale in Quasar QSO2237 + 0305 abbia una massa combinata di 1,5 miliardi di soli, un valore che rivaleggia con quelli dei più grandi buchi neri centrali mai scoperti. Un tale numero di massa rappresenta l'1 percento del numero totale di stelle nella nostra galassia della Via Lattea. Nel frattempo e in confronto, il buco nero di QSO2237 + 0305 è circa 50 volte più massiccio di quello al centro della nostra galassia.
Basato su "doppi picchi" di luminosità del quasar, Lee et al. Hanno usato LOHCAM per determinare anche le dimensioni del disco di accrescimento di QSO2237 + 0305, il suo orientamento e hanno rilevato una regione di oscuramento centrale attorno al buco nero stesso. Il disco stesso ha un diametro di circa 1/3 di un anno luce ed è rivolto verso di noi.
Impressionato? Bene, aggiungiamo anche che il team ha determinato il numero minimo di microlenti e masse correlate trovati nella galassia a lente. A seconda della velocità trasversale assunta (nella modellazione LOHCAM), la distanza minima da quella di un gigante gassoso - come il pianeta Giove - a quella del nostro Sole.
Quindi, come funziona questa cosa "buco"?
I progetti OGLE e GLIPT hanno monitorato i cambiamenti nell'intensità del flusso di luce visiva verso di noi da ciascuna delle quattro viste di magnitudo 17 del quasar. Dal momento che la maggior parte dei quasar sono irrisolvibili, a causa delle loro grandi distanze nello spazio, dal telescopio. Le fluttuazioni della luminosità sono viste solo come un singolo punto di dati basato sulla luminosità dell'intero quasar. Tuttavia, QSO2237 + 0305 presenta quattro immagini del quasar e ogni immagine evidenzia la luminosità originata da una diversa prospettiva del quasar. Monitorando telescopicamente tutte e quattro le immagini contemporaneamente, è possibile rilevare e registrare lievi variazioni nell'intensità dell'immagine in termini di grandezza, data e ora. Per diversi mesi o anni, può verificarsi un numero considerevole di tali "eventi di amplificazione elevati". I modelli che emergono dal loro verificarsi (da una vista di 17a magnitudine alla successiva) possono quindi essere analizzati per mostrare movimento e intensità. Da ciò è possibile una vista ad altissima risoluzione della struttura normalmente invisibile all'interno del quasar.
Potresti farlo tu e il tuo amico con quel dob newtoniano da 20 pollici?
Certo, ma non senza attrezzature molto costose e una buona padronanza di alcuni complessi algoritmi di imaging matematico. Un buon punto di partenza, tuttavia, potrebbe essere semplicemente quello di avvolgere la galassia e appendere con la croce per un po '...
Scritto da Jeff Barbour
