Tín dụng hình ảnh: Chandra
Hãy tưởng tượng làm cho một kính thiên văn tự nhiên mạnh hơn bất kỳ kính thiên văn nào khác hiện đang hoạt động. Sau đó tưởng tượng sử dụng nó để nhìn gần rìa của lỗ đen nơi miệng của nó giống như một tia nước tạo thành các hạt tích điện siêu nóng và phóng chúng vào hàng triệu năm ánh sáng vào không gian. Nhiệm vụ dường như sẽ đưa một người đến bờ vực không trở lại, một điểm bạo lực cách Trái đất bốn tỷ năm ánh sáng. Nơi đó được gọi là một quasar có tên PKS 1257-326. Sự lấp lánh mờ nhạt trên bầu trời của nó được đặt cho cái tên hấp dẫn hơn của ‘blazar, có nghĩa là nó là một quasar thay đổi đáng kể về độ sáng, và có thể che giấu một lỗ đen bí ẩn bên trong thậm chí còn bí ẩn hơn.
Chiều dài của một chiếc kính thiên văn cần thiết để nhìn vào miệng của blazar sẽ phải là khổng lồ, rộng khoảng một triệu km. Nhưng chỉ một ống kính tự nhiên như vậy đã được tìm thấy bởi một nhóm các nhà thiên văn học Úc và châu Âu; ống kính của nó là đáng chú ý, một đám mây khí. Ý tưởng về một chiếc kính thiên văn rộng lớn, tự nhiên dường như quá thanh lịch để tránh nhìn vào.
Kỹ thuật này, được đặt tên là "Tổng hợp quỹ đạo trái đất", lần đầu tiên được đưa ra bởi Tiến sĩ Jean-Pierre Macquart thuộc Đại học Groningen ở Hà Lan và Tiến sĩ David Jauncey của CSIRO trong một bài báo xuất bản năm 2002. Kỹ thuật mới này hứa hẹn cho các nhà nghiên cứu khả năng giải quyết chi tiết khoảng 10 microarcs giây - tương đương với việc nhìn thấy một khối đường trên Mặt trăng, từ Trái đất.
Tiến sĩ Hayley Bignall, người vừa hoàn thành bằng tiến sĩ tại Đại học Adelaide và hiện đang làm việc tại JIVE, Viện Liên hợp về Giao thoa kế đường cơ sở rất dài ở châu Âu. Cẩu Nó tốt hơn mười nghìn lần so với Kính viễn vọng Không gian Hubble có thể làm. Và nó có sức mạnh như bất kỳ kính viễn vọng quang học và tia X dựa trên không gian nào trong tương lai.
Bignall đã thực hiện các quan sát với kính viễn vọng vô tuyến nhỏ gọn Kính thiên văn CSIRO Australia ở miền đông Australia. Khi cô ấy đề cập đến một microarcs giây, đó là thước đo kích thước góc, hoặc một vật thể trông lớn như thế nào. Ví dụ, bầu trời được chia theo độ là một bán cầu, thì đơn vị này chỉ bằng một phần ba của một phần tỷ của một độ.
Kính thiên văn lớn nhất hoạt động như thế nào? Sử dụng sự vón cục bên trong đám mây khí không hoàn toàn xa lạ với những người theo dõi ban đêm. Giống như sự nhiễu loạn của khí quyển làm cho các ngôi sao lấp lánh, thiên hà của chúng ta có một bầu không khí vô hình tương tự gồm các hạt tích điện lấp đầy khoảng trống giữa các ngôi sao. Bất kỳ sự vón cục nào của khí này tự nhiên có thể tạo thành một thấu kính, giống như sự thay đổi mật độ từ không khí bị uốn cong và tập trung ánh sáng vào những gì Galileo lần đầu tiên nhìn thấy khi ông hướng chiếc kính viễn vọng đầu tiên của mình về phía ngôi sao. Hiệu ứng này còn được gọi là scintillation và đám mây hoạt động như một thấu kính.
Nhìn tốt hơn bất kỳ ai khác có thể là đáng chú ý, nhưng làm thế nào để quyết định nơi để tìm đầu tiên? Nhóm nghiên cứu đặc biệt quan tâm đến việc sử dụng ‘Tổng hợp quỹ đạo Trái đất để nhìn gần các lỗ đen trong các quasar, đó là các lõi siêu sáng của các thiên hà xa xôi. Các quasar này tạo ra các góc nhỏ như vậy trên bầu trời như là các điểm phát sáng hoặc vô tuyến. Ở bước sóng vô tuyến, một số quasar đủ nhỏ để lấp lánh trong bầu khí quyển Galaxy của các hạt tích điện, được gọi là môi trường liên sao bị ion hóa. Chuẩn tinh lấp lánh hoặc thay đổi chậm hơn nhiều so với độ lấp lánh có thể liên kết với các ngôi sao nhìn thấy được. Vì vậy, các nhà quan sát phải kiên nhẫn để xem chúng, ngay cả với sự trợ giúp của các kính viễn vọng mạnh nhất. Bất kỳ thay đổi trong ít hơn một ngày được coi là nhanh chóng. Các scintillators nhanh nhất có tín hiệu tăng gấp đôi hoặc gấp ba trong cường độ trong vòng chưa đầy một giờ. Trên thực tế, những quan sát tốt nhất được thực hiện cho đến nay được hưởng lợi từ chuyển động hàng năm của Trái đất, vì sự biến đổi hàng năm mang lại một bức tranh hoàn chỉnh, có khả năng cho phép các nhà thiên văn nhìn thấy những thay đổi dữ dội trong miệng của máy bay phản lực lỗ đen. Đó là một trong những mục tiêu của nhóm, đó là một trong những phần ba năm ánh sáng của căn cứ của một trong những chiếc máy bay phản lực này, theo lời của David Jauncey của CSIRO. Càng đó, đó là kết thúc kinh doanh, nơi mà máy bay được sản xuất.
Người ta không thể nhìn thấy những người khác trong một hố đen, bởi vì những ngôi sao bị sụp đổ này rất dày đặc, đến mức lực hấp dẫn quá mức của họ không cho phép ánh sáng thoát ra. Chỉ hành vi của vật chất bên ngoài đường chân trời cách lỗ đen một khoảng cách mới có thể báo hiệu rằng chúng thậm chí còn tồn tại. Kính thiên văn lớn nhất có thể giúp các nhà thiên văn học hiểu được kích thước của một máy bay phản lực ở đáy của nó, mô hình của từ trường ở đó và cách một máy bay phản lực phát triển theo thời gian. Tiến sĩ Macquart cho biết, thậm chí chúng ta có thể tìm kiếm những thay đổi khi vật chất đi gần lỗ đen và phun ra dọc theo các tia nước.
Tạp chí Astrobiology đã có cơ hội nói chuyện với Hayley Bignall về cách chế tạo kính viễn vọng từ các đám mây khí và tại sao nhìn sâu hơn bất kỳ ai trước đây có thể đưa ra cái nhìn sâu sắc về các sự kiện đáng chú ý gần các lỗ đen. Tạp chí Astrobiology (AM): Lần đầu tiên bạn cảm thấy hứng thú như thế nào khi sử dụng các đám mây khí như một phần trọng tâm tự nhiên để giải quyết các vật thể ở rất xa?
Hayley Bignall (HB): Ý tưởng sử dụng sự tán xạ giữa các vì sao (ISS), một hiện tượng do sự tán xạ sóng vô tuyến trong hỗn loạn, các đám mây khí thiên hà bị ion hóa, để giải quyết các vật thể nhỏ gọn, xa xôi, thực sự đại diện cho sự hội tụ của một cặp khác dòng nghiên cứu, vì vậy tôi sẽ phác thảo một chút về bối cảnh lịch sử.
Vào những năm 1960, các nhà thiên văn vô tuyến đã sử dụng một loại khác của sự tán xạ, sự tán xạ giữa các hành tinh, do sự tán xạ của sóng vô tuyến trong gió mặt trời, để đo kích thước góc của cung tròn (1 arcsecond = 1/3600 độ) cho các nguồn vô tuyến. Điều này là độ phân giải cao hơn có thể đạt được bằng các phương tiện khác tại thời điểm đó. Nhưng những nghiên cứu này phần lớn đã thất bại nhờ sự ra đời của Giao thoa kế đường cơ sở rất dài (VLBI) vào cuối những năm 1960, cho phép chụp ảnh trực tiếp các nguồn vô tuyến với độ phân giải góc cao hơn nhiều - ngày nay, VLBI đạt được độ phân giải tốt hơn một phần nghìn giây.
Cá nhân tôi đã trở nên quan tâm đến việc sử dụng tiềm năng của sự phân tán giữa các vì sao thông qua việc tham gia vào các nghiên cứu về sự biến đổi nguồn vô tuyến - đặc biệt là sự biến đổi của các bản nhạc blazars. Blazar là một cái tên hấp dẫn được áp dụng cho một số quasar và các vật thể BL Lacertae - nghĩa là, Hạt nhân thiên hà hoạt động (AGN), có thể chứa các lỗ đen siêu lớn khi các động cơ trung tâm của họ, có các tia năng lượng mạnh mẽ, phóng thẳng vào chúng ta .
Sau đó, chúng ta thấy tác động của chùm tia tương đối tính trong bức xạ từ máy bay phản lực, bao gồm sự thay đổi nhanh chóng về cường độ trên toàn bộ phổ điện từ, từ sóng vô tuyến đến tia gamma năng lượng cao. Hầu hết các biến thiên quan sát được trong các đối tượng này có thể được giải thích, nhưng có một vấn đề: một số nguồn cho thấy sự biến thiên vô tuyến trong ngày rất nhanh. Nếu sự biến thiên quy mô thời gian ngắn như vậy ở bước sóng (centimet) dài như vậy là nội tại đối với các nguồn, thì chúng sẽ quá nóng để tồn tại trong nhiều năm, như nhiều người đã quan sát thấy. Các nguồn nóng nên tỏa tất cả năng lượng của chúng đi rất nhanh, như tia X và tia gamma. Mặt khác, người ta đã biết rằng sự tán xạ giữa các vì sao ảnh hưởng đến sóng vô tuyến; Vì vậy, câu hỏi liệu sự biến thiên vô tuyến rất nhanh trên thực tế là ISS, hay nội tại đối với các nguồn, là một vấn đề quan trọng cần giải quyết.
Trong quá trình nghiên cứu tiến sĩ của tôi, tôi đã phát hiện ra, sự biến thiên nhanh chóng trong chuẩn tinh (blazar) PKS 1257-326, đây là một trong ba biến vô tuyến nhanh nhất AGN từng thấy. Các đồng nghiệp của tôi và tôi đã có thể chỉ ra một cách thuyết phục rằng sự biến đổi vô tuyến nhanh chóng là do ISS [scintillation]. Trường hợp đối với nguồn đặc biệt này được thêm vào để gắn bằng chứng cho thấy sự biến đổi vô tuyến trong ngày nói chung chủ yếu là do ISS.
Các nguồn cho thấy ISS phải có kích thước rất nhỏ, microarcs giây, góc. Các quan sát của ISS lần lượt có thể được sử dụng để lập bản đồ cấu trúc nguồn của bản đồ với độ phân giải microarcs giây. Đây là độ phân giải cao hơn nhiều so với thậm chí VLBI có thể đạt được. Kỹ thuật này đã được phác thảo trong một bài báo năm 2002 bởi hai đồng nghiệp của tôi, Tiến sĩ Jean-Pierre Macquart và Tiến sĩ David Jauncey.
Quasar PKS 1257-326 đã được chứng minh là một con lợn guinea lợn rất đẹp để chứng minh rằng kỹ thuật này thực sự hoạt động.
LÀ: Bất cứ ai cũng không có kính viễn vọng, có thể nhìn thấy các nguyên tắc của sự phóng xạ, vì nó có một góc rất nhỏ trên bầu trời (cách rất xa), nhưng một hành tinh trong hệ mặt trời của chúng ta không nhìn thấy rõ? Đây có phải là một so sánh công bằng của các nguyên tắc để ước tính khoảng cách trực quan với scintillation?
HB: Việc so sánh với việc nhìn thấy các ngôi sao lấp lánh là kết quả của sự tán xạ khí quyển (do nhiễu loạn và biến động nhiệt độ trong bầu khí quyển Trái đất) là một điều công bằng; hiện tượng cơ bản là như nhau. Chúng tôi không thấy các hành tinh lấp lánh bởi vì chúng có kích thước góc lớn hơn nhiều - sự phát sáng được điều tra làm mờ vết bẩn trên đường kính hành tinh. Trong trường hợp này, tất nhiên, đó là vì các hành tinh ở rất gần chúng ta nên chúng phụ thuộc các góc lớn hơn trên bầu trời so với các ngôi sao.
Tuy nhiên, Scintillation không thực sự hữu ích cho việc ước tính khoảng cách đến các quasar: các vật ở xa hơn không phải lúc nào cũng có kích thước góc nhỏ hơn. Ví dụ, tất cả các pulsar (sao neutron quay tròn) trong thiên hà Galaxy của chúng ta bởi vì chúng có kích thước góc rất nhỏ, nhỏ hơn nhiều so với bất kỳ chuẩn tinh nào, mặc dù các quasar thường cách xa hàng tỷ năm ánh sáng. Trong thực tế, scintillation đã được sử dụng để ước tính khoảng cách xung. Nhưng đối với các quasar, có nhiều yếu tố bên cạnh khoảng cách ảnh hưởng đến kích thước góc rõ ràng của chúng và làm phức tạp thêm vấn đề, ở khoảng cách vũ trụ, kích thước góc của một vật thể không còn thay đổi khi nghịch đảo khoảng cách. Nói chung, cách tốt nhất để ước tính khoảng cách đến chuẩn tinh là đo độ dịch chuyển của phổ quang học. Sau đó, chúng ta có thể chuyển đổi các thang đo góc được đo (ví dụ: từ các quan sát scintillation hoặc VLBI) sang các thang đo tuyến tính ở độ dịch chuyển đỏ của nguồn
LÀ: Kính thiên văn như được mô tả cung cấp một ví dụ chuẩn tinh là nguồn vô tuyến và được quan sát thay đổi trong cả năm. Có bất kỳ giới hạn tự nhiên nào đối với các loại nguồn hoặc thời gian quan sát không?
HB: Có những đường cắt kích thước góc cạnh, ngoài ra, sự tinh vi đó đã bị dập tắt. Người ta có thể hình dung sự phân bố độ sáng của nguồn vô tuyến như một loạt các bản vá lỗi độc lập, có kích thước nhất định, do đó khi nguồn phát ra lớn hơn, số lượng các bản vá đó tăng lên và cuối cùng là sự phân tán trên tất cả các bản vá trung bình để chúng ta ngừng quan sát bất kỳ biến thể nào cả Từ các quan sát trước đây, chúng ta biết rằng đối với các nguồn ngoài vũ trụ, hình dạng của phổ vô tuyến có liên quan nhiều đến mức độ của một nguồn nhỏ gọn - các nguồn có phổ sóng phẳng phẳng hoặc sóng đảo ngược (nghĩa là mật độ từ thông tăng dần theo bước sóng ngắn hơn) Nhỏ gọn nhất. Những thứ này cũng có xu hướng là nguồn của blazar.
Theo chiều dài của quan sát, cần phải có được nhiều mẫu độc lập của mô hình phân tán. Điều này là do scintillation là một quá trình ngẫu nhiên, và chúng ta cần biết một số thống kê của quá trình để trích xuất thông tin hữu ích. Đối với các máy tán xạ nhanh như PKS 1257-326, chúng ta có thể lấy một mẫu đầy đủ của mẫu phân tích chỉ từ một phiên quan sát 12 giờ điển hình. Scintillators chậm hơn cần phải được quan sát trong vài ngày để có được thông tin tương tự. Tuy nhiên, có một số ẩn số cần giải quyết, chẳng hạn như vận tốc khối lượng lớn của màn hình Scatter rải rác trong môi trường giữa các vì sao Thiên hà (ISM). Bằng cách quan sát tại các khoảng cách cách nhau trong cả năm, chúng ta có thể giải quyết được vận tốc này - và quan trọng là, chúng ta cũng có được thông tin hai chiều về mô hình phân tán và do đó cấu trúc nguồn. Khi Trái đất quay xung quanh Mặt trời, chúng ta cắt xuyên qua mô hình nhấp nháy một cách hiệu quả ở các góc khác nhau, vì vận tốc Trái đất / ISM tương đối thay đổi trong suốt cả năm. Nhóm nghiên cứu của chúng tôi đặt tên cho kỹ thuật này là Trái đất tổng hợp quỹ đạo Trái đất, vì nó tương tự như tổng hợp xoay vòng Trái đất, một kỹ thuật tiêu chuẩn trong giao thoa kế vô tuyến.
LÀ: Một ước tính gần đây về số lượng sao trên bầu trời ước tính rằng có nhiều ngôi sao trong vũ trụ được biết đến gấp mười lần so với các hạt cát trên Trái đất. Bạn có thể mô tả tại sao máy bay phản lực và lỗ đen lại thú vị như những vật thể khó phân giải, thậm chí sử dụng các kính viễn vọng không gian hiện tại và tương lai như Hubble và Chandra?
HB: Các đối tượng chúng ta đang nghiên cứu là một số hiện tượng năng lượng nhất trong vũ trụ. AGN có thể sáng tới ~ 1013 (10 đến sức mạnh gấp 13, hoặc 10.000 nghìn tỷ) so với Mặt trời. Họ là những phòng thí nghiệm độc đáo của thành phố Cameron về vật lý năng lượng cao. Các nhà vật lý thiên văn muốn hiểu đầy đủ các quá trình liên quan đến việc hình thành những tia nước cực mạnh này gần với hố đen siêu lớn trung tâm. Sử dụng scintillation để giải quyết các vùng bên trong của các máy bay phản lực vô tuyến, chúng tôi đang nhìn gần vòi Vòi phun, nơi hình thành phản lực - gần với hành động hơn chúng ta có thể thấy với bất kỳ kỹ thuật nào khác!
LÀ: Trong tài liệu nghiên cứu của bạn, bạn chỉ ra rằng các tín hiệu vô tuyến thay đổi nhanh và mạnh như thế nào tùy thuộc vào kích thước và hình dạng của nguồn vô tuyến, kích thước và cấu trúc của các đám mây khí, tốc độ và hướng của Trái đất khi nó di chuyển quanh Mặt trời, và tốc độ và hướng mà các đám mây khí đang di chuyển. Có giả định tích hợp nào về hình dạng của đám mây khí ‘ống kính hay hình dạng của vật thể quan sát có thể truy cập được bằng kỹ thuật này không?
Tinh vân Ring, mặc dù không có hình ảnh hữu ích thông qua, có hình dáng gợi ý của một ống kính viễn vọng ở xa. Cách xa 2.000 năm ánh sáng theo hướng của chòm sao, Lyra, chiếc nhẫn được hình thành ở giai đoạn cuối của cuộc đời ngôi sao bên trong, khi nó tỏa ra một lớp khí bên ngoài dày và giãn nở. Tín dụng: NASA Hubble HST
HB: Thay vì nghĩ về các đám mây khí, có lẽ chính xác hơn là hình dung ra một màn hình Thay đổi pha pha của khí bị ion hóa, hay plasma, chứa một số lượng lớn các tế bào nhiễu loạn. Giả định chính đi vào mô hình là quy mô kích thước của dao động hỗn loạn tuân theo phổ pháp luật công suất - đây dường như là một giả định hợp lý, từ những gì chúng ta biết về tính chất chung của nhiễu loạn. Sự nhiễu loạn có thể được kéo dài theo một hướng cụ thể, do cấu trúc từ trường trong plasma, và về nguyên tắc chúng ta có thể nhận được một số thông tin về điều này từ mô hình tán xạ quan sát được. Chúng tôi cũng nhận được một số thông tin từ mô hình phân tích về hình dạng của đối tượng được quan sát, do đó không có giả định tích hợp nào về điều đó, mặc dù ở giai đoạn này chúng tôi chỉ có thể sử dụng các mô hình khá đơn giản để mô tả cấu trúc nguồn.
LÀ: Là các scintillators nhanh là một mục tiêu tốt để mở rộng khả năng của phương pháp?
HB: Các scintillator nhanh là tốt bởi vì chúng không yêu cầu thời gian quan sát nhiều như các scintillator chậm hơn để có được cùng một lượng thông tin. Ba máy trinh sát trực tiếp trong ba giờ đầu tiên đã dạy chúng tôi rất nhiều về quy trình khai thác và về cách thực hiện Tổng hợp quỹ đạo Trái đất.
LÀ: Có ứng cử viên bổ sung lên kế hoạch cho các quan sát trong tương lai?
HB: Các đồng nghiệp của tôi và tôi gần đây đã thực hiện một cuộc khảo sát lớn, sử dụng Very Large Array ở New Mexico, để tìm kiếm các nguồn phát thanh mới. Kết quả đầu tiên của cuộc khảo sát này, do Tiến sĩ Jim Lovell thuộc Cơ sở quốc gia Kính viễn vọng CSIRO (Úc) (ATNF) dẫn đầu, đã được công bố gần đây trên Tạp chí Thiên văn học (tháng 10/2003). Trong số 700 nguồn vô tuyến phổ phẳng được quan sát, chúng tôi đã tìm thấy hơn 100 nguồn cho thấy sự thay đổi đáng kể về cường độ trong khoảng thời gian 3 ngày. Chúng tôi đang thực hiện các quan sát tiếp theo để tìm hiểu thêm về cấu trúc nguồn trên thang đo siêu nhỏ, microarcs giây. Chúng tôi sẽ so sánh các kết quả này với các thuộc tính nguồn khác như phát xạ ở các bước sóng khác (quang, tia X, tia gamma) và cấu trúc trên các tỷ lệ không gian lớn hơn, như đã thấy với VLBI. Bằng cách này, chúng tôi hy vọng sẽ tìm hiểu thêm về các nguồn nhiệt độ rất cao, nhỏ gọn này và trong quá trình đó, tìm hiểu thêm về các thuộc tính của môi trường liên sao của Thiên hà của chúng ta.
Có vẻ như lý do cho sự tán xạ rất nhanh ở một số nguồn là do màn hình tán xạ plasma Plasma gây ra phần lớn sự phân tán khá gần đó, trong vòng 100 năm ánh sáng của hệ mặt trời. Những màn hình gần đó có thể rất hiếm. Cuộc khảo sát của chúng tôi đã tìm thấy rất ít các máy phóng xạ nhanh, điều này có phần đáng ngạc nhiên khi hai trong số ba máy phóng xạ được biết đến nhanh nhất được phát hiện một cách tình cờ. Chúng tôi nghĩ rằng có thể có nhiều nguồn như vậy!
Nguồn gốc: Tạp chí Astrobiology
