Kredit gambar: Chandra
Bayangkan menjadikan teleskop semula jadi lebih hebat daripada teleskop lain yang sedang beroperasi. Kemudian bayangkan menggunakannya untuk melihat lebih dekat ke tepi lubang hitam di mana mulutnya seperti jet yang membentuk zarah bermuatan super panas dan memuntahkannya berjuta-juta tahun cahaya ke angkasa. Tugas itu sepertinya akan membawa seseorang ke tepi tanpa jalan kembali, tempat yang ganas empat miliar tahun cahaya dari Bumi. Tempat itu dinamakan quasar bernama PKS 1257-326. Sekelip mata samar di langit diberi nama 'blazar' yang lebih menarik, yang bermaksud ia adalah quasar yang berbeza-beza secara terang dalam kecerahan, dan mungkin menutupi lubang hitam dalaman yang lebih misterius dengan kekuatan gravitasi yang sangat besar.
Panjang teleskop yang diperlukan untuk mengintip ke dalam mulut blazar harus raksasa, selebar satu juta kilometer. Tetapi lensa semula jadi seperti itu telah dijumpai oleh pasukan astronomi Australia dan Eropah; lensanya luar biasa, awan gas. Idea teleskop semula jadi yang luas nampaknya terlalu elegan untuk tidak mengintip.
Teknik ini, yang dijuluki 'Earth-Orbit Synthesis', pertama kali digariskan oleh Dr Jean-Pierre Macquart dari University of Groningen di Belanda dan CSIRO Dr David Jauncey dalam makalah yang diterbitkan pada tahun 2002. Teknik baru ini menjanjikan para penyelidik kemampuan untuk menyelesaikan perincian kira-kira 10 mikraretik detik - sama dengan melihat kiub gula di Bulan, dari Bumi.
"Itu seratus kali lebih terperinci daripada yang dapat kita lihat dengan teknik semasa lain dalam astronomi," kata Dr Hayley Bignall, yang baru-baru ini menamatkan PhD di University of Adelaide dan kini berada di JIVE, Institut Bersama Interferometri Garis Dasar Sangat Panjang di Eropah. "Ini sepuluh ribu kali lebih baik daripada yang dilakukan Teleskop Angkasa Hubble. Dan sama kuatnya dengan teleskop optik dan sinar-X berasaskan ruang masa depan yang dicadangkan. "
Bignall membuat pemerhatian dengan teleskop radio CSIRO Australia Telescope Compact Array di timur Australia. Ketika dia merujuk pada mikroaretik detik, itu adalah ukuran ukuran sudut, atau seberapa besar objek kelihatan. Jika misalnya langit dibahagi dengan darjah sebagai hemisfera, unit ini kira-kira sepertiga dari satu bilion satu darjah.
Bagaimana teleskop terbesar berfungsi? Menggunakan kekacauan di dalam awan gas sama sekali tidak asing bagi pengawal malam. Seperti pergolakan atmosfera menjadikan bintang-bintang berkelap-kelip, galaksi kita sendiri mempunyai atmosfera zarah bermuatan yang tidak dapat dilihat yang sama yang mengisi ruang di antara bintang. Sebarang penggumpalan gas ini secara semula jadi dapat membentuk lensa, seperti perubahan ketumpatan dari bengkok udara ke kaca dan memusatkan cahaya pada apa yang pertama kali dilihat Galileo ketika dia mengarahkan teleskop pertamanya ke arah bintang. Kesannya juga disebut scintillation, dan awan bertindak seperti lensa.
Melihat lebih baik daripada orang lain mungkin luar biasa, tetapi bagaimana untuk memutuskan di mana harus melihat terlebih dahulu? Pasukan ini sangat berminat menggunakan ‘Earth-Orbit Synthesis’ untuk mengintip lubang hitam pada quasar, yang merupakan teras galaksi yang sangat terang. Quasars ini cenderung sudut kecil di langit sebagai titik cahaya atau pancaran radio. Pada panjang gelombang radio, beberapa quasar cukup kecil untuk berkelap-kelip di atmosfera Galaxy kita dari zarah-zarah bermuatan, yang disebut media interstellar terionisasi. Quasars berkelip atau berubah jauh lebih perlahan daripada sekelip mata yang mungkin dikaitkan dengan bintang yang kelihatan. Oleh itu, pemerhati harus bersabar untuk melihatnya, walaupun dengan bantuan teleskop yang paling kuat. Sebarang perubahan dalam masa kurang dari satu hari dianggap pantas. Scintillator terpantas mempunyai isyarat yang berlipat ganda atau kuat dalam masa kurang dari satu jam. Sebenarnya pemerhatian terbaik yang dibuat sejauh ini mendapat manfaat dari gerakan tahunan Bumi, kerana variasi tahunan memberikan gambaran lengkap, yang berpotensi memungkinkan para astronom melihat perubahan ganas pada mulut jet lubang hitam. Itulah salah satu matlamat pasukan: "untuk melihat sepertiga tahun cahaya dari pangkalan jet ini," menurut Dr David Jauncey dari CSIRO. "Itulah 'perniagaan akhir' di mana jet dibuat."
Tidak mungkin "melihat" ke dalam lubang hitam, kerana bintang-bintang yang runtuh ini sangat padat, sehingga graviti yang terlalu kuat bahkan tidak membiarkan cahaya melarikan diri. Hanya tingkah laku jirim di luar cakrawala yang jaraknya jauh dari lubang hitam dapat memberi isyarat bahawa mereka wujud. Teleskop terbesar dapat membantu para astronom memahami ukuran jet di dasarnya, corak medan magnet di sana, dan bagaimana jet berkembang dari masa ke masa. "Kami bahkan dapat mencari perubahan kerana jirim terhampar di lubang hitam dan tersebar di sepanjang jet," kata Dr Macquart.
Majalah Astrobiologi berkesempatan untuk berbicara dengan Hayley Bignall tentang bagaimana membuat teleskop dari awan gas, dan mengapa mengintip lebih dalam daripada siapa pun sebelumnya dapat memberikan pandangan tentang peristiwa luar biasa di dekat lubang hitam. Majalah Astrobiologi (AM): Bagaimana anda mula-mula berminat menggunakan awan gas sebagai sebahagian daripada fokus semula jadi untuk menyelesaikan objek yang sangat jauh?
Hayley Bignall (HB): Idea menggunakan interstellar scintillation (ISS), fenomena kerana penyebaran gelombang radio dalam "awan" gas Galactic yang bergelora dan terionisasi, untuk menyelesaikan objek yang sangat jauh dan padat, benar-benar mewakili penumpuan beberapa perbezaan garis penyelidikan, jadi saya akan menggariskan sedikit latar belakang sejarah.
Pada tahun 1960-an, ahli astronomi radio menggunakan jenis sintilasi yang lain, antaranya planet, kerana penyerakan gelombang radio di angin suria, untuk mengukur ukuran sudut sub-arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 darjah arc) untuk sumber radio. Ini adalah resolusi yang lebih tinggi daripada yang dapat dicapai dengan cara lain pada masa itu. Tetapi kajian ini sebahagian besarnya jatuh di pinggir jalan dengan munculnya Interferometri Garis Panjang Sangat Panjang (VLBI) pada akhir tahun 1960-an, yang membolehkan pengimejan langsung sumber radio dengan resolusi sudut yang jauh lebih tinggi - hari ini, VLBI mencapai resolusi lebih baik daripada satu miliarcsetik.
Saya secara peribadi tertarik dengan potensi penggunaan sintilasi antara bintang dengan terlibat dalam kajian mengenai kebolehubahan sumber radio - khususnya, kebolehubahan "blazar". Blazar adalah nama menarik yang diterapkan pada beberapa quasar dan objek BL Lacertae - iaitu Active Galactic Nuclei (AGN), yang mungkin mengandungi lubang hitam supermasif sebagai "enjin pusat" mereka, yang mempunyai jet zarah-zarah yang kuat dan bertenaga yang memancarkan hampir lurus ke arah kita .
Kami kemudian melihat kesan pancaran relativistik dalam radiasi dari jet, termasuk kepelbagaian intensiti yang cepat di seluruh spektrum elektromagnetik, dari radio hingga sinar gamma bertenaga tinggi. Sebilangan besar kebolehubahan yang diperhatikan pada objek-objek ini dapat dijelaskan, tetapi ada masalah: beberapa sumber menunjukkan kebolehubahan radio intra-hari yang sangat cepat. Sekiranya kebolehubahan skala waktu yang pendek pada panjang gelombang yang panjang (sentimeter) adalah intrinsik kepada sumbernya, ia akan menjadi terlalu panas untuk bertahan selama bertahun-tahun, seperti yang diperhatikan banyak. Sumber yang panas harus memancarkan seluruh tenaga mereka dengan cepat, seperti sinar-X dan sinar-g. Sebaliknya, sudah diketahui bahawa kilauan antara bintang mempengaruhi gelombang radio; jadi persoalan sama ada kebolehubahan radio yang sangat cepat sebenarnya ISS, atau intrinsik kepada sumbernya, adalah persoalan penting untuk diselesaikan.
Semasa penyelidikan PhD saya, secara kebetulan, saya dapati kebolehubahan pantas dalam quasar (blazar) PKS 1257-326, yang merupakan salah satu daripada tiga pemboleh ubah radio paling cepat yang pernah diperhatikan AGN. Saya dan rakan sekerja dapat menunjukkan secara konklusif bahawa kebolehubahan radio yang cepat disebabkan oleh ISS [scintillation]. Kes sumber tertentu ini menambah bukti bahawa kebolehubahan radio intra-hari secara amnya disebabkan oleh ISS.
Sumber yang menunjukkan ISS mesti mempunyai ukuran sudut mikroarecond yang sangat kecil. Pengamatan ISS pada gilirannya dapat digunakan untuk "memetakan" struktur sumber dengan resolusi mikroaretik. Ini adalah resolusi yang jauh lebih tinggi daripada yang boleh dicapai oleh VLBI. Teknik ini digariskan dalam makalah tahun 2002 oleh dua rakan saya, Dr Jean-Pierre Macquart dan Dr David Jauncey.
Quasar PKS 1257-326 terbukti menjadi "guinea pig" yang sangat bagus untuk menunjukkan bahawa teknik ini benar-benar berfungsi.
PAGI: Prinsip-prinsip scintillation dapat dilihat oleh siapa pun walaupun tanpa teleskop, betul - di mana bintang berkelip kerana ia merangkumi sudut yang sangat kecil di langit (berada begitu jauh), tetapi sebuah planet di sistem suria kita tidak dapat berkilau? Adakah ini perbandingan prinsip yang tepat untuk mengira jarak secara visual dengan kilauan?
HB: Perbandingan dengan melihat bintang-bintang berkelap-kelip sebagai akibat dari kilauan atmosfera (kerana pergolakan dan turun naik suhu di atmosfera Bumi) adalah suatu yang wajar; fenomena asasnya sama. Kita tidak melihat planet berkelap-kelip kerana ukuran sudut yang jauh lebih besar - kilauan "dioleskan" di atas diameter planet ini. Dalam hal ini, tentu saja, kerana planet-planet begitu dekat dengan kita sehingga mereka cenderung sudut yang lebih besar di langit daripada bintang.
Scintillation tidak begitu berguna untuk mengira jarak ke quasar, namun: objek yang berada jauh tidak selalu mempunyai ukuran sudut yang lebih kecil. Sebagai contoh, semua pulsar (bintang neutron berputar) di galaksi kita adalah kerana ukuran sudut yang sangat kecil, jauh lebih kecil daripada quasar mana pun, walaupun quasar sering berjuta-juta tahun cahaya. Sebenarnya, scintillation telah digunakan untuk mengira jarak pulsar. Tetapi untuk quasar, ada banyak faktor selain jarak yang mempengaruhi ukuran sudut yang jelas, dan untuk menyulitkan perkara lebih jauh, pada jarak kosmologi, ukuran sudut suatu objek tidak lagi berubah sebagai jarak yang terbalik. Secara amnya kaedah terbaik untuk mengira jarak ke quasar adalah dengan mengukur pergeseran merah spektrum optiknya. Kemudian kita boleh menukar skala sudut yang diukur (mis. Dari pemerhatian scintillation atau VLBI) ke skala linear pada pergeseran merah sumber
PAGI: Teleskop seperti yang dijelaskan menawarkan contoh quasar yang merupakan sumber radio dan diperhatikan berubah sepanjang tahun. Adakah terdapat batasan semula jadi untuk jenis sumber atau jangka masa pemerhatian?
HB: Terdapat pemotongan ukuran sudut, di mana kilauan menjadi "dipadamkan". Seseorang dapat membayangkan penyebaran kecerahan sumber radio sebagai sekumpulan "tambalan" yang berskala dengan ukuran tertentu, sehingga apabila sumbernya semakin besar, jumlah tambalan tersebut bertambah, dan akhirnya penyinaran di atas semua tambalan rata-rata sehingga kita berhenti melihat sebarang perubahan sama sekali. Dari pemerhatian sebelumnya kita tahu bahawa untuk sumber ekstragalaktik, bentuk spektrum radio banyak berkaitan dengan seberapa padat sumbernya - sumber dengan spektrum radio "rata" atau "terbalik" (iaitu kepadatan fluks yang meningkat ke arah panjang gelombang yang lebih pendek) umumnya yang paling padat. Ini juga cenderung menjadi sumber jenis "blazar".
Sejauh jangka masa pemerhatian, perlu mendapatkan banyak sampel bebas dari corak kilauan. Ini kerana scintillation adalah proses stokastik, dan kita perlu mengetahui beberapa statistik proses untuk mendapatkan maklumat yang berguna. Untuk scintillator cepat seperti PKS 1257-326, kita dapat memperoleh contoh corak scintillation yang cukup dari hanya satu, sesi pemerhatian khas 12 jam. Scintillator yang lebih perlahan perlu diperhatikan selama beberapa hari untuk mendapatkan maklumat yang sama. Namun, ada beberapa perkara yang tidak diketahui yang dapat diselesaikan, seperti halaju pukulan "skrin" penyerakan di medium antarbintang Galactic (ISM). Dengan memerhatikan selang waktu sepanjang satu tahun, kita dapat menyelesaikan halaju ini - dan yang penting, kita juga mendapat maklumat dua dimensi mengenai corak kilauan dan oleh itu struktur sumbernya. Semasa Bumi mengelilingi Matahari, kita secara berkesan memotong corak kilauan pada sudut yang berbeza, kerana halaju Bumi / ISM relatif berbeza sepanjang tahun. Kumpulan penyelidik kami menjuluki teknik ini "Earth Orbital Synthesis", kerana serupa dengan "Earth rotation synthesis", teknik standard dalam radio interferometri.
PAGI: Anggaran baru-baru ini untuk bilangan bintang di langit menganggarkan bahawa terdapat sepuluh kali lebih banyak bintang di alam semesta yang diketahui daripada butiran pasir di Bumi. Bolehkah anda menerangkan mengapa jet dan lubang hitam menarik sebagai objek yang sukar diselesaikan, walaupun menggunakan teleskop angkasa semasa dan masa depan seperti Hubble dan Chandra?
HB: Objek yang kita kaji adalah beberapa fenomena yang paling bertenaga di alam semesta. AGN boleh mencapai ~ 1013 (10 hingga kekuatan 13, atau 10,000 trilion) kali lebih bercahaya daripada Matahari. Mereka adalah "makmal" unik untuk fizik tenaga tinggi. Ahli astrofizik ingin memahami sepenuhnya proses yang terlibat dalam pembentukan jet yang sangat kuat ini yang berdekatan dengan lubang hitam supermasif pusat. Dengan menggunakan scintillation untuk menyelesaikan kawasan dalam jet radio, kami mengintip dekat dengan "muncung" di mana jet terbentuk - lebih dekat dengan aksi daripada yang dapat kita lihat dengan teknik lain!
PAGI: Dalam makalah kajian anda, anda menunjukkan bahawa seberapa cepat dan seberapa kuat isyarat radio berbeza bergantung pada ukuran dan bentuk sumber radio, ukuran dan struktur awan gas, kelajuan dan arah bumi semasa bergerak mengelilingi Matahari, dan kelajuan dan arah di mana awan gas bergerak. Adakah terdapat andaian bawaan mengenai bentuk ‘lensa’ awan gas atau bentuk objek yang diperhatikan yang dapat diakses dengan teknik ini?
Ring Nebula, walaupun tidak dapat dilakukan pengimejan yang berguna, mempunyai tampilan lensa teleskop yang jauh. 2.000 tahun cahaya jauh ke arah buruj, Lyra, cincin itu terbentuk pada peringkat akhir kehidupan bintang dalam, ketika ia menumpahkan lapisan gas luar yang tebal dan mengembang. Kredit: NASA Hubble HST
HB: Daripada memikirkan awan gas, mungkin lebih tepat untuk membayangkan "layar" perubahan fasa gas terionisasi, atau plasma, yang berisi sejumlah besar sel bergolak. Anggapan utama yang masuk ke dalam model adalah bahawa skala ukuran turun naik bergejolak mengikut spektrum undang-undang - ini nampaknya merupakan andaian yang wajar, dari apa yang kita ketahui mengenai sifat umum turbulensi. Pergolakan dapat memanjang pada arah tertentu, kerana struktur medan magnet dalam plasma, dan pada prinsipnya kita dapat memperoleh beberapa informasi mengenai hal ini dari pola kilauan yang diperhatikan. Kami juga mendapat beberapa maklumat dari corak kilauan mengenai bentuk objek yang diperhatikan, jadi tidak ada asumsi terbangun mengenai hal itu, walaupun pada tahap ini kita hanya dapat menggunakan model yang cukup sederhana untuk menggambarkan struktur sumber.
PAGI: Adakah scintillators cepat adalah sasaran yang baik untuk mengembangkan kemampuan kaedah ini?
HB: Scintillator cepat baik kerana mereka tidak memerlukan banyak masa pemerhatian seperti scintillator yang lebih perlahan untuk mendapatkan jumlah maklumat yang sama. Tiga scintillator "intra-hour" pertama telah banyak mengajar kita mengenai proses scintillation dan bagaimana melakukan "Earth Orbit Synthesis".
PAGI: Adakah calon tambahan dirancang untuk pemerhatian masa depan?
HB: Saya dan rakan sekerja baru-baru ini telah melakukan tinjauan besar, menggunakan Array Sangat Besar di New Mexico, untuk mencari sumber radio baru. Hasil pertama tinjauan ini, yang diketuai oleh Dr Jim Lovell dari Kemudahan Nasional Teleskop Australia (ATNF) CSIRO, baru-baru ini diterbitkan dalam Jurnal Astronomi (Oktober 2003). Dari 700 sumber radio spektrum rata yang diperhatikan, kami menemui lebih daripada 100 sumber yang menunjukkan perbezaan intensiti yang ketara dalam tempoh 3 hari. Kami melakukan pemerhatian susulan untuk mengetahui lebih lanjut mengenai struktur sumber pada skala mikroarcs detik yang sangat padat. Kami akan membandingkan hasil ini dengan sifat sumber lain seperti pelepasan pada panjang gelombang lain (optik, sinar-X, sinar gamma), dan struktur pada skala spasial yang lebih besar, seperti yang dilihat pada VLBI. Dengan cara ini, kami berharap dapat mengetahui lebih banyak mengenai sumber suhu kecerahan tinggi yang sangat padat ini, dan juga, dalam prosesnya, mengetahui lebih lanjut mengenai sifat medium antarbintang Galaxy kita sendiri.
Nampaknya alasan untuk kilauan yang sangat cepat di beberapa sumber adalah bahawa "skrin hamburan" plasma yang menyebabkan sebahagian besar dari kilauan itu berada di dekatnya, dalam 100 tahun cahaya dari sistem suria. "Skrin" berdekatan ini nampaknya agak jarang berlaku. Tinjauan kami mendapati sangat sedikit scintillator cepat, yang agak mengejutkan kerana dua daripada tiga scintillator yang paling cepat dikenali ditemui secara tidak sengaja. Kami berpendapat bahawa mungkin terdapat lebih banyak sumber seperti itu!
Sumber Asal: Majalah Astrobiologi
