حقوق الصورة: Chandra
تخيل جعل التلسكوب الطبيعي أكثر قوة من أي تلسكوب آخر يعمل حاليًا. ثم تخيل استخدامه لرؤية أقرب إلى حافة الثقب الأسود حيث فمه يشبه النفاثة التي تشكل جزيئات مشحونة فائقة الحرارة وتبصقها ملايين السنين الضوئية في الفضاء. يبدو أن المهمة ستأخذ المرء إلى حافة اللاعودة ، وهي بقعة عنيفة تبعد أربعة مليارات سنة ضوئية عن الأرض. يسمى هذا المكان كوازار يسمى PKS 1257-326. يُعطى وميضها الخافت في السماء اسمًا أكثر جاذبية لـ "blazar" ، مما يعني أنه كوازار يختلف بشكل كبير في السطوع ، وقد يخفي ثقبًا أسودًا أكثر غموضًا من قوة الجاذبية الهائلة.
يجب أن يكون طول التلسكوب المطلوب النظر في فم البليزر عملاقًا ، بعرض حوالي مليون كيلومتر. ولكن تم العثور على مثل هذه العدسة الطبيعية من قبل فريق من علماء الفلك الاستراليين والأوروبيين. عدسته بشكل ملحوظ ، سحابة من الغاز. تبدو فكرة التلسكوب الطبيعي الشاسع أنيقة للغاية بحيث لا يمكن النظر إليها.
التقنية ، التي أطلق عليها اسم "تجميع الأرض والمدار" ، أوجزت لأول مرة من قبل الدكتور جان بيير ماكوارت من جامعة جرونينجن في هولندا والدكتور ديفيد جانسي من CSIRO في ورقة نشرت في عام 2002. تعد التقنية الجديدة الباحثين بالقدرة على حل التفاصيل حوالي 10 ميكروثانية - ما يعادل رؤية مكعب السكر على القمر ، من الأرض.
تقول الدكتورة هايلي بينال ، التي أكملت مؤخراً درجة الدكتوراه في جامعة أديلايد وهي الآن في JIVE ، المعهد المشترك لقياس التداخل الأساسي الطويل جدًا: "هذه تفاصيل أدق بمائة مرة مما يمكننا رؤيته مع أي تقنية حالية أخرى في علم الفلك". في أوروبا. "إنه أفضل بعشرة آلاف مرة مما يمكن أن يفعله تلسكوب هابل الفضائي. وهي قوية مثل أي مقاريب مستقبلية بصرية فضائية أو أشعة سينية. "
قام Bignall بعمل الملاحظات مع التلسكوب الراديوي CSIRO Australia Telescope Compact Array في شرق أستراليا. عندما تشير إلى ميكروثانية ثانية ، هذا مقياس للحجم الزاوي ، أو حجم الجسم. على سبيل المثال ، إذا تم تقسيم السماء بالدرجات على شكل نصف الكرة الأرضية ، فإن الوحدة تبلغ حوالي ثلث المليار من درجة واحدة.
كيف يعمل أكبر تلسكوب؟ استخدام التكتل داخل سحابة من الغاز ليس مألوفًا تمامًا للمراقبين الليليين. مثل الاضطراب الجوي يجعل النجوم تتلألأ ، فإن مجرتنا لديها جو غير مرئي مماثل من الجسيمات المشحونة التي تملأ الفراغات بين النجوم. يمكن أن يشكل أي تكتل لهذا الغاز بشكل طبيعي عدسة ، تمامًا مثل تغير الكثافة من انحناء الهواء إلى الزجاج وركز الضوء على ما رآه جاليليو لأول مرة عندما وجه تلسكوبه الأول نحو النجم. يسمى التأثير أيضًا التلألؤ ، وتعمل السحابة مثل العدسة.
قد تكون الرؤية الأفضل من أي شخص آخر أمرًا رائعًا ، ولكن كيف تقرر أين تبحث أولاً؟ يهتم الفريق بشكل خاص باستخدام "Earth-Orbit Synthesis" للتحديق بالقرب من الثقوب السوداء في النجوم الزائفة ، وهي النوى فائقة السطوع للمجرات البعيدة. هذه النجوم الزائفة تقسم مثل هذه الزوايا الصغيرة في السماء لتكون مجرد نقاط ضوئية أو انبعاث لاسلكي. في الأطوال الموجية الراديوية ، تكون بعض النجوم الزائفة صغيرة بما يكفي لتتلألأ في الغلاف الجوي للجسيمات المشحونة في مجرتنا ، والتي تسمى الوسط النجمي المتأين. تتلألأ النجوم الزائفة أو تختلف بشكل أبطأ بكثير من تلك المتلألئة التي قد ترتبط بالنجوم المرئية. لذا يجب على المراقبين التحلي بالصبر لعرضها ، حتى بمساعدة أقوى التلسكوبات. أي تغيير في أقل من يوم يعتبر سريعًا. أسرع الأساطير لها إشارات تتضاعف أو تضاعف قوتها في أقل من ساعة. في الواقع ، أفضل الملاحظات التي تم إجراؤها حتى الآن تستفيد من الحركة السنوية للأرض ، حيث أن التباين السنوي يعطي صورة كاملة ، مما قد يسمح لعلماء الفلك برؤية التغيرات العنيفة في فم نفاثة الثقب الأسود. هذا هو أحد أهداف الفريق: "أن ترى في غضون ثلث سنة ضوئية من قاعدة إحدى هذه الطائرات" ، وفقًا للدكتور ديفيد جانسي من CSIRO. "هذه هي" نهاية العمل "حيث تصنع الطائرة".
لا يمكن "الرؤية" في الثقب الأسود ، لأن هذه النجوم المنهارة كثيفة جدًا ، لدرجة أن جاذبيتها الفائقة لا تسمح حتى للضوء بالهروب. فقط سلوك المادة خارج الأفق على بعد مسافة بعيدة من الثقب الأسود يمكن أن يشير إلى وجودها. قد يساعد أكبر تلسكوب الفلكيين على فهم حجم الطائرة عند قاعدتها ، ونمط الحقول المغناطيسية هناك ، وكيف تتطور الطائرة بمرور الوقت. يقول الدكتور ماكوارت: "يمكننا حتى البحث عن التغييرات عندما تتماسك المادة بالقرب من الثقب الأسود ويتم بصقها على طول الطائرات".
أتيحت لمجلة Astrobiology الفرصة للتحدث مع Hayley Bignall حول كيفية صنع تلسكوب من السحب الغازية ، ولماذا قد يوفر النظر الأعمق من أي شخص من قبل نظرة ثاقبة للأحداث الرائعة بالقرب من الثقوب السوداء. مجلة علم الأحياء الفلكي (AM): كيف أصبحت مهتمًا أولاً باستخدام السحب الغازية كجزء من التركيز الطبيعي لحل الأشياء البعيدة جدًا؟
Hayley Bignall (HB): إن فكرة استخدام التلألؤ بين النجوم (ISS) ، وهي ظاهرة ناتجة عن تشتت الموجات الراديوية في "الغيوم" المضطربة المتأينة لغاز المجرة ، لحل الأشياء البعيدة جدًا والمدمجة ، تمثل بالفعل التقارب بين زوجين مختلفين خطوط البحث ، لذلك سأوجز قليلاً من الخلفية التاريخية.
في ستينيات القرن العشرين ، استخدم علماء الفلك الراديوي نوعًا آخر من التلألؤ ، التلألؤ بين الكواكب ، بسبب تشتت الموجات الراديوية في الرياح الشمسية ، لقياس القوس الثانوي (1 ثانية قوسية = 1/3600 درجة من القوس) الأحجام الزاوية لمصادر الراديو. كان هذا دقة أعلى مما يمكن تحقيقه بوسائل أخرى في ذلك الوقت. لكن هذه الدراسات تراجعت إلى حد كبير مع ظهور مقياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI) في أواخر الستينيات ، والذي سمح بالتصوير المباشر للمصادر الراديوية بدقة زاوية أعلى بكثير - اليوم ، يحقق VLBI الاستبانة أفضل من المللي ثانية.
أصبحت مهتماً شخصياً بالاستخدامات المحتملة للتلألؤ بين النجوم من خلال مشاركتي في دراسات حول تنوع مصادر الراديو - على وجه الخصوص ، تنوع "blazars". Blazar هو اسم جذاب يتم تطبيقه على بعض النجوم الزائفة والأجسام BL Lacertae - أي النوى المجرة النشطة (AGN) ، والتي ربما تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الضخامة مثل "محركاتها المركزية" ، والتي تحتوي على نفاثات قوية من الجسيمات المشعة النشطة التي تشير مباشرة إلينا .
ثم نرى آثار الحزم النسبية في الإشعاع من الطائرة ، بما في ذلك التغير السريع في الشدة عبر الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله ، من الراديو إلى أشعة غاما عالية الطاقة. يمكن تفسير معظم التباين الملحوظ في هذه الأجسام ، ولكن كانت هناك مشكلة: أظهرت بعض المصادر تقلبًا لاسلكيًا سريعًا جدًا خلال اليوم. إذا كانت هذه التغيرات القصيرة المدى على طول الأطوال الموجية الطويلة (السنتيمتر) جوهرية بالنسبة للمصادر ، فستكون ساخنة جدًا لدرجة أنها لا تستطيع البقاء حولها لسنوات ، كما لوحظ أن العديد يفعلون ذلك. المصادر الساخنة يجب أن تشع كل طاقتها بسرعة كبيرة ، مثل الأشعة السينية وأشعة غاما. من ناحية أخرى ، كان من المعروف بالفعل أن التلألؤ بين النجوم يؤثر على الموجات الراديوية. لذا ، فإن مسألة ما إذا كان التغير الراديوي السريع جدًا كان في الواقع محطة ISS ، أو جوهريًا في المصادر ، مسألة مهمة يجب حلها.
أثناء بحثي في رسالة الدكتوراه ، وجدت ، عن طريق الصدفة ، تقلبًا سريعًا في الكوازار (blazar) PKS 1257-326 ، وهو واحد من أسرع ثلاثة متغيرات راديوية لاحظها AGN على الإطلاق. استطعنا أنا وزملائي أن نثبت بشكل قاطع أن التغير السريع في الراديو كان بسبب ISS [التلألؤ]. تمت إضافة حالة هذا المصدر بالذات إلى الأدلة المتزايدة على أن التقلبات الراديوية أثناء النهار بشكل عام ترجع في الغالب إلى محطة الفضاء الدولية.
يجب أن تحتوي المصادر التي تظهر محطة الفضاء الدولية على أحجام صغيرة جدًا ، ميكروثانية ، زاوية. يمكن أن تُستخدم ملاحظات محطة الفضاء الدولية (ISS) بدورها "لتعيين" بنية المصدر مع دقة الميكروثانية. هذا دقة أعلى بكثير مما يمكن حتى VLBI تحقيقه. وقد أوجزت التقنية في ورقة عام 2002 من قبل اثنين من زملائي ، الدكتور جان بيير ماكوارت والدكتور ديفيد جانسي.
أثبت الكوازار PKS 1257-326 أنه "خنزير غينيا" لطيف للغاية يثبت به أن التقنية تعمل حقًا.
صباحا: مبادئ التلألؤ مرئية لأي شخص حتى بدون تلسكوب ، صحيح - حيث يتلألأ النجم لأنه يغطي زاوية صغيرة جدًا في السماء (بعيدة جدًا) ، لكن كوكبًا في نظامنا الشمسي لا يتألق بشكل واضح؟ هل هذه مقارنة عادلة لمبدأ تقدير المسافات بصريًا مع التلألؤ؟
HB: المقارنة مع رؤية النجوم تتلألأ نتيجة التلألؤ في الغلاف الجوي (بسبب الاضطراب وتقلبات درجة الحرارة في الغلاف الجوي للأرض) هي عادلة ؛ الظاهرة الأساسية هي نفسها. لا نرى وميض الكواكب لأن لها أحجام زاوية أكبر بكثير - يتم تلطيخ التلألؤ فوق قطر الكوكب. في هذه الحالة ، بالطبع ، يرجع ذلك إلى أن الكواكب قريبة جدًا إلينا لدرجة أنها تقطع زوايا أكبر في السماء من النجوم.
التلألؤ ليس مفيدًا حقًا لتقدير المسافات إلى النجوم الزائفة ، ومع ذلك: لا تحتوي الكائنات البعيدة دائمًا على أحجام زاوية أصغر. على سبيل المثال ، جميع النجوم النابضة (النجوم النيوترونية الدوارة) في المجرة الخاصة بنا Galaxy لأنها تحتوي على أحجام زاوية صغيرة جدًا ، أصغر بكثير من أي كوازار ، على الرغم من أن النجوم الزائفة غالبًا ما تكون على بعد مليارات السنين الضوئية. في الواقع ، تم استخدام التلألؤ لتقدير المسافات النابضة. ولكن بالنسبة للكوازارات ، هناك العديد من العوامل إلى جانب المسافة التي تؤثر على حجمها الزاوي الظاهر ، ولتعقيد الأمور بشكل أكبر ، في المسافات الكونية ، لم يعد الحجم الزاوي للجسم يختلف باختلاف معكوس المسافة. بشكل عام فإن أفضل طريقة لتقدير المسافة إلى الكوازار هي قياس الانزياح الأحمر للطيف البصري. ثم يمكننا تحويل المقاييس الزاوية المقاسة (على سبيل المثال من التلألؤ أو ملاحظات VLBI) إلى المقاييس الخطية عند الانزياح الأحمر للمصدر
صباحا: يقدم التلسكوب ، كما هو موضح ، مثالًا كوازارًا مصدرًا لاسلكيًا ويلاحظ أنه يتغير على مدار عام كامل. هل هناك حدود طبيعية لأنواع المصادر أو طول الملاحظة؟
HB: هناك قطع حجم الزاوي ، وبعد ذلك "يطفأ" التلألؤ. يمكن للمرء أن يتصور توزيع سطوع المصدر الراديوي كمجموعة من "البقع" المتلألئة بشكل مستقل لحجم معين ، بحيث مع زيادة المصدر ، يزداد عدد هذه البقع ، وفي النهاية يتألق التلألؤ على جميع البقع. التوقف عن ملاحظة أي اختلافات على الإطلاق. من الملاحظات السابقة ، نعلم أنه بالنسبة للمصادر الخارجة عن المجرى ، فإن شكل الطيف الراديوي له علاقة كبيرة بكيفية ضغط المصدر - المصادر ذات الأطياف الراديوية "المسطحة" أو "المقلوبة" (أي كثافة التدفق تزداد نحو أطوال موجية أقصر) بشكل عام الأكثر إحكاما. تميل هذه أيضًا إلى أن تكون مصادر من نوع "blazar".
فيما يتعلق بطول المراقبة ، من الضروري الحصول على العديد من العينات المستقلة لنمط التلألؤ. وذلك لأن التلألؤ عملية عشوائية ، ونحن بحاجة إلى معرفة بعض إحصاءات العملية من أجل استخراج معلومات مفيدة. بالنسبة إلى التلألؤ السريع مثل PKS 1257-326 ، يمكننا الحصول على عينة مناسبة من نمط التلألؤ من جلسة مراقبة واحدة نموذجية لمدة 12 ساعة فقط. يجب ملاحظة التلألؤ البطيء على مدار عدة أيام للحصول على نفس المعلومات. ومع ذلك ، هناك بعض الأشياء المجهولة التي يجب حلها ، مثل السرعة الكبيرة لـ "الشاشة" المنتشرة في الوسط النجمي للمجرة (ISM). من خلال المراقبة على فترات متباعدة على مدار عام كامل ، يمكننا حل هذه السرعة - والأهم من ذلك ، نحصل أيضًا على معلومات ثنائية الأبعاد حول نمط التلألؤ وبالتالي بنية المصدر. بينما تدور الأرض حول الشمس ، قمنا بقطع نمط التلألؤ بزاوية مختلفة ، حيث تختلف سرعة الأرض / ISM النسبية على مدار العام. أطلقت مجموعتنا البحثية على هذه التقنية اسم "التوليف المداري للأرض" ، لأنها تشبه "تركيب دوران الأرض" ، وهي تقنية قياسية في قياس التداخل الراديوي.
صباحا: قدّر تقدير حديث لعدد النجوم في السماء أن عدد النجوم في الكون المعروف يزيد بعشر مرات عن حبيبات الرمل على الأرض. هل يمكنك أن تصف لماذا الطائرات والنفحات السوداء مثيرة للاهتمام كأشياء يصعب حلها ، حتى باستخدام المقاريب الفضائية الحالية والمستقبلية مثل هابل وتشاندرا؟
HB: الأشياء التي ندرسها هي بعض أكثر الظواهر نشاطًا في الكون. يمكن أن يكون AGN حتى أكثر من 1013 (10 إلى قوة 13 أو 10000 تريليون) أكثر إضاءة من الشمس. هم "مختبرات" فريدة لفيزياء الطاقة العالية. يود علماء الفيزياء الفلكية أن يفهموا تمامًا العمليات المتضمنة في تشكيل هذه الطائرات القوية جدًا بالقرب من الثقب الأسود الهائل المركزي. باستخدام التلألؤ لحل المناطق الداخلية للطائرات الراديوية ، نحن نحدّق بالقرب من "الفوهة" حيث تتكون الطائرة - أقرب إلى الحركة مما يمكننا رؤيته مع أي تقنية أخرى!
صباحا: في ورقة البحث الخاصة بك ، تشير إلى أن مدى سرعة ومدى اختلاف الإشارات اللاسلكية يعتمد على حجم وشكل مصدر الراديو ، وحجم وهيكل السحب الغازية ، وسرعة الأرض واتجاهها أثناء انتقالها حول الشمس ، والسرعة والاتجاه الذي تسير فيه سحب الغاز. هل هناك افتراضات مدمجة حول شكل "عدسة" سحابة الغاز أو شكل الجسم المرصود الذي يمكن الوصول إليه باستخدام التقنية؟
السديم الدائري ، على الرغم من أنه ليس من المفيد التصوير من خلال ، لديه نظرة موحية لعدسة تلسكوب بعيدة. 2000 سنة ضوئية بعيدة في اتجاه كوكبة ، ليرا ، يتم تشكيل الحلقة في المراحل المتأخرة من حياة النجم الداخلي ، عندما تتخلص من طبقة غاز خارجية سميكة ومتسعة. الائتمان: وكالة ناسا هابل HST
HB: بدلاً من التفكير في السحب الغازية ، ربما يكون من الأكثر دقة تصور "شاشة" متغيرة الطور للغاز المؤين ، أو البلازما ، والتي تحتوي على عدد كبير من خلايا الاضطراب. الافتراض الرئيسي الذي يدخل في النموذج هو أن مقياس حجم التقلبات المضطربة يتبع طيف قانون الطاقة - يبدو أن هذا افتراض معقول ، مما نعرفه عن الخصائص العامة للاضطراب. يمكن إطالة الاضطراب بشكل تفضيلي في اتجاه معين ، بسبب بنية المجال المغناطيسي في البلازما ، ومن حيث المبدأ يمكننا الحصول على بعض المعلومات عن هذا من نمط التلألؤ المرصود. نحصل أيضًا على بعض المعلومات من نمط التلألؤ حول شكل الكائن المرصود ، لذلك لا توجد افتراضات مدمجة حول ذلك ، على الرغم من أنه في هذه المرحلة يمكننا فقط استخدام نماذج بسيطة للغاية لوصف بنية المصدر.
صباحا: هل يعد التلألؤ السريع هدفًا جيدًا لتوسيع إمكانات الطريقة؟
HB: يعد التلألؤ السريع أمرًا جيدًا ببساطة لأنه لا يتطلب وقتًا طويلاً للمراقبة مثل التلألؤ البطيء للحصول على نفس المقدار من المعلومات. لقد علمتنا أول ثلاث معانٍ "داخل الساعة" الكثير عن عملية التلألؤ وكيفية عمل "تركيب مدار الأرض".
صباحا: هل هناك مرشحين إضافيين مخططون للملاحظات المستقبلية؟
HB: أجرينا أنا وزملائي مؤخرًا استطلاعًا كبيرًا ، باستخدام المصفوفة الكبيرة جدًا في نيو مكسيكو ، للبحث عن مصادر راديو متألقة جديدة. تم نشر النتائج الأولى لهذا الاستطلاع ، بقيادة الدكتور جيم لوفيل من المرفق الوطني لتلسكوب أستراليا (ATNF) التابع لـ CSIRO ، في مجلة Astronomical Journal (أكتوبر 2003). من بين 700 مصدر راديوي ذي طيف مسطح ، وجدنا أكثر من 100 مصدر أظهرت تغيرات كبيرة في الشدة على مدى 3 أيام. نحن نقوم بملاحظات متابعة من أجل معرفة المزيد عن هيكل المصدر على المقاييس فائقة الصغر ، ميكروثانية. سنقوم بمقارنة هذه النتائج مع خصائص المصدر الأخرى مثل الانبعاث بأطوال موجية أخرى (بصري ، أشعة سينية ، أشعة غاما) ، وبنية على نطاقات مكانية أكبر ، مثل تلك التي تظهر مع VLBI. وبهذه الطريقة نأمل أن نتعلم المزيد عن مصادر درجة الحرارة عالية السطوع والمدمجة للغاية ، وأيضًا ، في هذه العملية ، نتعلم المزيد عن خصائص الوسط النجمي في مجرتنا.
يبدو أن سبب التلألؤ السريع جدًا في بعض المصادر هو أن "شاشة التشتت" البلازمية التي تسبب الجزء الأكبر من التلألؤ قريب جدًا ، في غضون 100 سنة ضوئية من النظام الشمسي. يبدو أن هذه "الشاشات" القريبة نادرة للغاية. وجد استطلاعنا عددًا قليلًا جدًا من التلألؤ السريع ، والذي كان مفاجئًا إلى حد ما حيث تم اكتشاف اثنين من أسرع ثلاثة تلألؤ معروفين مصادفة. كنا نظن أنه قد يكون هناك المزيد من هذه المصادر!
المصدر الأصلي: مجلة علم الأحياء الفلكي
