이미지 크레디트 : Chandra
현재 작동중인 다른 망원경보다 자연 망원경을 더 강력하게 만드는 것을 상상해보십시오. 그런 다음 그것을 사용하여 입이 초고온 입자를 형성하고 우주로 수백만 광년을 내뿜는 제트와 같은 블랙홀의 가장자리에 더 가깝게 볼 수 있다고 상상해보십시오. 이 임무는 지구로부터 40 억 광년의 폭력적인 지점 인, 귀환 불가의 가장자리를 향한 것으로 보인다. 이 장소를 PKS 1257-326이라는 퀘이사라고합니다. 하늘에서 희미한 반짝임은‘블라 자르 (blazar)’라는 이름을 더 잘 붙입니다. 즉, 밝기가 크게 변하는 퀘이사이며,보다 중력이 강한 신비로운 내부 블랙홀을 가릴 수 있습니다.
blazar의 입으로 들여다보기 위해 필요한 망원경의 길이는 약 백만 킬로미터 너비의 거대해야합니다. 그러나 호주와 유럽의 천문학 자 팀은 이러한 자연스러운 렌즈를 발견했습니다. 렌즈는 놀랍게도 가스 구름입니다. 광대하고 자연적인 망원경에 대한 아이디어는 너무 우아해서 들여다 보지 않습니다.
'지구-오르 빗 합성 (Earth-Orbit Synthesis)'이라고 불리는이 기술은 네덜란드 그로 닝겐 대학교의 장 피에르 맥 쿼트 (Jean-Pierre Macquart) 박사와 2002 년에 출판 된 논문에서 CSIRO의 데이비드 하운시 (David Jauncey) 박사에 의해 처음 소개되었습니다.이 새로운 기술은 연구원들이 세부 사항을 해결할 수있는 능력을 약속합니다 지구에서 달에 설탕 큐브를 보는 것과 동등한 약 10 마이크로 초.
최근 애들레이드 대학교에서 박사 학위를 마치고 현재 매우 긴 기준선 간섭 연구소 JIVE에있는 Hayley Bignall 박사는“현재 천문학의 다른 기술로는 볼 수있는 것보다 수백 배 더 세밀한 부분이 있습니다. 유럽에서. “허블 우주 망원경이 할 수있는 것보다 10 만 배나 더 좋습니다. 또한 미래의 우주 기반 광학 및 X 선 망원경보다 강력합니다.”
Bignall은 호주 동부의 CSIRO Australia Telescope Compact Array 무선 망원경으로 관측했습니다. 그녀가 마이크로 아크 세컨드 (microarcsecond)를 언급 할 때, 그것은 각도 크기의 측정치, 또는 물체가 얼마나 크게 보이는가입니다. 예를 들어 하늘을 반구로도 단위로 나눈 경우 단위는 약 10 억 분의 1 도입니다.
가장 큰 망원경은 어떻게 작동합니까? 가스 구름 내부의 덩어리를 사용하는 것은 야간 감시자에게 익숙하지 않습니다. 대기의 난기류가 별을 반짝 거리는 것처럼, 우리 은하도 별들 사이의 공극을 채우는 비슷한 보이지 않는 하전 입자 대기를 가지고 있습니다. 이 기체의 덩어리는 공기에서 유리로 구부러진 밀도 변화처럼 자연스럽게 렌즈를 형성 할 수 있으며 갈릴레오가 첫 망원경을 별쪽으로 향했을 때 처음 본 것과 같은 빛에 집중했습니다. 이 효과를 섬광이라고하며 구름은 렌즈처럼 작동합니다.
다른 사람보다 더 잘 보는 것이 놀랍지 만, 먼저 어디를 먼저 볼지 결정하는 방법 이 팀은 특히 먼 우주 은하의 핵심 인 퀘이사의 블랙홀에 가까이 다가 가기 위해 '지구 궤도 합성'을 사용하는 데 관심이 있습니다. 이 퀘이사는 하늘의 작은 각도를 단순한 광점 또는 무선 방출 지점으로 대체합니다. 전파 파장에서 일부 퀘이사는 은하의 이온화 된 성간 매체라고 불리는 하전 입자의 대기에서 반짝 일 정도로 작습니다. 퀘이사는 반짝 거리는 별이 눈에 띄는 별과 관련이있는 것보다 반짝 거리거나 훨씬 느리게 변합니다. 따라서 관측자들은 가장 강력한 망원경의 도움을 받아 참을성있게 관찰해야합니다. 하루 미만의 변화는 빠른 것으로 간주됩니다. 가장 빠른 신틸 레이터는 1 시간 이내에 강도가 두 배 또는 고조파되는 신호를 가지고 있습니다. 실제로 매년 관측 된 최고의 관측은 지구의 연간 운동에서 이익을 얻습니다. 매년 변화는 완전한 그림을 제공하기 때문에 천문학 자들은 블랙홀 제트의 입에서 격렬한 변화를 볼 수 있습니다. CSIRO의 데이비드 Jauncey 박사에 따르면, 그것은 팀의 목표 중 하나입니다.“이 제트기 중 하나의 기지에서 3 년 안에 3 분 안에 볼 수 있습니다.” "제트가 만들어지는 '비즈니스 엔드'입니다."
이 붕괴 된 별은 너무 조밀하여 압도적 인 중력으로 인해 빛이 빠져 나가지 않기 때문에 블랙홀에“볼”수 없습니다. 블랙홀에서 멀리 떨어진 수평선 밖에서 물질의 행동 만이 존재한다는 신호를 보낼 수 있습니다. 가장 큰 망원경은 천문학 자들이 그것의 기초에있는 제트의 크기, 거기에있는 자기장의 패턴, 시간에 따른 제트의 진화를 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다. 맥 쿼트 박사는“블랙홀 근처에서 길을 잃고 제트기를 따라 튀어 나오는 변화를 찾을 수있다”고 말했다.
Astrobiology Magazine은 가스 구름에서 망원경을 만드는 방법에 대해 Hayley Bignall과 대화 할 수있는 기회와 이전보다 다른 사람보다 더 깊이 피어링하는 것이 블랙홀 근처에서 놀라운 사건에 대한 통찰력을 제공 할 수있는 이유를 설명했습니다. Astrobiology Magazine (AM) : 멀리있는 물체를 해결하기위한 자연적인 초점의 일부로 가스 구름을 사용하는 데 어떻게 관심을 갖게 되었습니까?
Hayley Bignall (HB) : 난기류 이온화 된 은하 가스“구름”에서 전파 산란으로 인한 현상 인 성간 섬광 (ISS)을 사용하여 매우 먼 소형 물체를 해결하는 아이디어는 실제로 서로 다른 두 가지의 수렴을 나타냅니다. 몇 줄의 역사적 배경을 간략히 설명하겠습니다.
1960 년대에, 라디오 천문학 자들은 태양열에서 전파의 산란으로 인해 다른 종류의 섬광, 행성 간 섬광 (interplanetary scintillation)을 사용하여 무선 소스의 서브-아크 초 (1 arcsecond = 1/3600도) 각도 크기를 측정했습니다. 이것은 당시 다른 방법으로 얻을 수있는 것보다 높은 해상도였습니다. 그러나 이러한 연구는 1960 년대 후반 VLBI (Very Long Baseline Interferometry)의 출현으로 인해 크게 줄어 들었습니다. 이로 인해 훨씬 높은 각도 해상도로 무선 소스를 직접 이미징 할 수있게되었습니다. 오늘날 VLBI는 밀리 초보다 더 나은 해상도를 달성합니다.
나는 개인적으로 라디오 소스 변동성, 특히“블라 자르”의 변동성 연구에 참여함으로써 성간 섬광의 잠재적 사용에 관심을 갖게되었습니다. Blazar는 일부 퀘이사와 BL Lacertae 물체에 적용되는 눈에 띄는 이름입니다. 즉, AGN (Active Galactic Nuclei)은 아마도“중앙 엔진”으로 초 거대 블랙홀을 포함하고 있습니다. .
그런 다음 전파에서 고 에너지 감마선에 이르기까지 전체 전자기 스펙트럼에 걸친 강도의 빠른 변동성을 포함하여 제트의 방사선에서 상대 론적 빔의 영향을 볼 수 있습니다. 이러한 물체에서 관찰 된 변동성의 대부분은 설명 할 수 있지만 문제가있었습니다. 일부 출처는 매우 빠른 일일 무선 변동성을 나타 냈습니다. 만약 그러한 긴 (센티미터) 파장에서 그러한 짧은 시간-스케일 변동성이 소스들에 내재 된 것이라면, 많은 사람들이 관찰 한 것처럼 수년 동안 머무르기에는 너무 뜨겁습니다. 뜨거운 소스는 X 선 및 감마선처럼 모든 에너지를 매우 빠르게 방출해야합니다. 다른 한편으로, 성간 섬광이 전파에 영향을 미치는 것으로 이미 알려져있다. 따라서 매우 빠른 무선 변동성이 실제로 ISS인지 또는 소스에 고유한지에 대한 문제는 해결해야 할 중요한 문제였습니다.
박사 과정에서 우연히도 퀘이사 (blazar) PKS 1257-326의 빠른 변동성이 발견되었습니다. 동료들과 나는 빠른 무선 변이가 ISS [scintillation] 때문이라는 결론을 내릴 수있었습니다. 이 특정 소스에 대한 사례는 일반적으로 일중 무선 변동성이 일반적으로 ISS에 기인한다는 증거를 추가하는 데 추가되었습니다.
ISS를 표시하는 소스는 매우 작은 마이크로 아크 초 각도 크기를 가져야합니다. ISS의 관찰은 마이크로 아크 초 해상도로 소스 구조를 "매핑"하는 데 사용될 수 있습니다. 이것은 VLBI가 달성 할 수있는 것보다 훨씬 높은 해상도입니다. 이 기술은 내 동료 인 Jean-Pierre Macquart 박사와 David Jauncey 박사에 의해 2002 년 논문에 요약되어 있습니다.
퀘이사 PKS 1257-326은이 기술이 실제로 효과가 있음을 보여주는 아주 좋은“기니피그”인 것으로 판명되었습니다.
오전: 신틸레이션의 원리는 망원경이 없어도 누구나 볼 수 있습니다. 별이 반짝 거리는 곳 (하늘에있는)은 매우 작은 각도를 가리고 있지만 태양계의 행성은 눈에 띄지 않습니다. 이것은 섬광으로 거리를 시각적으로 추정하는 원리를 공정하게 비교 한 것입니까?
HB : 대기의 섬광 (지구 대기의 난기류와 온도 변동으로 인해)으로 인해 별이 반짝 거리는 것을 비교하는 것은 공정한 것입니다. 기본 현상은 동일합니다. 우리는 행성이 훨씬 더 큰 각 크기를 가지고 있기 때문에 반짝 반짝 빛나지 않습니다. 섬광은 행성의 지름에 걸쳐서 "지저분합니다". 물론이 경우 행성은 우리와 너무 가까워서 별보다 하늘에 더 큰 각도를 가두기 때문입니다.
섬광은 퀘이사까지의 거리를 추정하는 데 실제로 유용하지는 않습니다. 멀리 떨어진 물체의 각도 크기가 항상 더 작은 것은 아닙니다. 예를 들어, 우리 갤럭시 신틸 레트에있는 모든 펄서 (회전하는 중성자 별)는 쿼 서가 수십억 광년 떨어져 있지만 쿼사보다 훨씬 작은 각 크기를 갖기 때문에 모든 쿼서보다 훨씬 작습니다. 실제로 섬광은 펄서 거리를 추정하는 데 사용되었습니다. 그러나 퀘이사의 경우 거리 외에 외견 상 각도 크기에 영향을 미치는 많은 요인이 있으며, 우주 거리에서 물체의 각도 크기는 거리의 역수에 따라 더 이상 변하지 않습니다. 일반적으로 퀘이사까지의 거리를 추정하는 가장 좋은 방법은 광학 스펙트럼의 적색 편이를 측정하는 것입니다. 그런 다음 측정 된 각도 스케일 (예 : 섬광 또는 VLBI 관측)을 소스의 적색 편이에서 선형 스케일로 변환 할 수 있습니다
오전: 설명 된 망원경은 라디오 소스 인 퀘이사 예제를 제공하며 일년 내내 변하는 것으로 관찰됩니다. 출처 유형이나 관찰 기간에 대한 자연적인 제한이 있습니까?
HB : 신틸레이션이 "소멸"되는 각도 크기 컷오프가 있습니다. 라디오 소스 밝기 분포를 주어진 크기의 독립적으로 섬광하는 "패치"무리로 묘사 할 수 있으므로 소스가 커질수록 그러한 패치의 수가 증가하고 결국 모든 패치에 대한 섬광이 평균화됩니다. 변형을 전혀 관찰하지 않습니다. 이전의 관측으로부터 우리는 은하계 음원의 경우, 무선 스펙트럼의 모양이 음원의 크기와 관련이 있다는 것을 알고 있습니다.“평평한”또는“반전 된”무선 스펙트럼을 가진 음원 (즉, 더 짧은 파장으로 증가하는 자속 밀도) 가장 컴팩트합니다. 이들은 또한 "불쾌한"유형의 소스 인 경향이 있습니다.
관찰 길이에 관한 한, 섬광 패턴의 많은 독립적 인 샘플을 얻을 필요가있다. 섬광은 확률 론적 과정이기 때문에 유용한 정보를 추출하기 위해서는 과정의 통계를 알아야합니다. PKS 1257-326과 같은 빠른 신틸 레이터의 경우 일반적인 12 시간 관찰 세션에서 단 하나의 신틸레이션 패턴 샘플을 얻을 수 있습니다. 동일한 정보를 얻으려면 며칠 동안 느린 신틸 레이터를 관찰해야합니다. 그러나 은하 성간 매체 (ISM)에서 산란“스크린”의 벌크 속도와 같이 해결해야 할 미지가 있습니다. 일년 내내 간격을두고 관찰함으로써이 속도를 해결할 수 있습니다. 그리고 중요한 것은 섬광 패턴과 소스 구조에 대한 2 차원 정보도 얻습니다. 지구가 태양 주위를 돌면서 우리는 상대 지구 / ISM 속도가 연중 변화함에 따라 다른 각도에서 섬광 패턴을 효과적으로 잘라냅니다. 우리 연구 그룹은이 기술을“지구 궤도 합성”이라고 불렀는데, 이는 전파 간섭 법의 표준 기술인“지구 회전 합성”과 유사합니다.
오전: 하늘의 별 수에 대한 최근 추정에 따르면 알려진 우주에는 지구의 모래 알갱이보다 열 배가 더 많은 것으로 추정됩니다. 제트와 블랙홀이 허블이나 찬드라와 같은 현재와 미래의 우주 망원경을 사용해도 해결하기 어려운 물체로 흥미로운 이유를 설명 할 수 있습니까?
HB : 우리가 연구하고있는 대상은 우주에서 가장 활기찬 현상 중 일부입니다. AGN은 태양보다 최대 1013 배 (10의 13 승 또는 10,000 조) 더 밝을 수 있습니다. 그들은 고 에너지 물리학을위한 독특한“실험실”입니다. 천체 물리학 자들은 중앙의 초대형 블랙홀에 가까운이 강력한 제트기를 형성하는 과정을 완전히 이해하고 싶어합니다. 섬광을 사용하여 무선 제트의 내부 영역을 해결함으로써, 제트가 형성되는“노즐”에 가까이 다가 가고 있습니다. 다른 기술로 볼 수있는 것보다 동작에 더 가깝습니다!
오전: 연구 논문에서 무선 신호의 속도와 강도는 무선 소스의 크기와 모양, 가스 구름의 크기와 구조, 태양 주위를 여행하는 지구의 속도와 방향, 그리고 가스 구름이 이동하는 속도와 방향. 가스 구름 '렌즈'의 모양이나이 기술로 접근 할 수있는 관찰 된 물체의 모양에 대한 기본 가정이 있습니까?
링 성운은 유용한 이미징은 아니지만 먼 망원경 렌즈를 암시 적으로 보여줍니다. 별자리 방향으로 2,000 광년 떨어진 리라 (Lyra)는 고리가 두껍고 팽창하는 외부 가스층을 비출 때 내성 후기의 말기에 형성된다. 크레딧 : NASA Hubble HST
HB : 가스 구름을 생각하는 것보다 많은 수의 난기류를 포함하는 플라즈마의 위상 변화 "화면"을 묘사하는 것이 더 정확할 것입니다. 모델에 들어가는 주된 가정은 난류 변동의 크기 규모가 전력 법칙 스펙트럼을 따른다는 것입니다. 이것은 우리가 난류의 일반적인 특성에 대해 알고있는 것으로부터 합리적인 가정으로 보입니다. 난류는 플라즈마의 자기장 구조로 인해 특정 방향으로 우선적으로 길어질 수 있으며, 원칙적으로 관측 된 섬광 패턴에서 이에 대한 정보를 얻을 수 있습니다. 우리는 또한 관측 된 물체의 모양에 대한 섬광 패턴으로부터 정보를 얻습니다. 따라서이 단계에서는 소스 구조를 설명하기 위해 아주 간단한 모델 만 사용할 수 있지만 그에 대한 기본 가정은 없습니다.
오전: 빠른 신틸 레이터는 분석법의 기능을 확장하기위한 좋은 목표입니까?
HB : 빠른 신틸 레이터는 단순히 동일한 양의 정보를 얻기 위해 느린 신틸 레이터보다 관측 시간이 많이 필요하지 않기 때문에 좋습니다. 처음 세 개의 "시간 내"신틸 레이터는 섬광 과정과 "지구 궤도 합성"방법에 대해 많은 것을 가르쳐주었습니다.
오전: 향후 관찰을 위해 추가 후보가 계획되어 있습니까?
HB : 저의 동료들과 저는 최근에 뉴 멕시코의 Very Large Array를 사용하여 새로운 섬광 라디오 소스를 찾기 위해 대규모 조사를 수행했습니다. CSIRO의 호주 망원경 국립 시설 (ATNF)의 Jim Lovell 박사가 이끄는이 조사의 첫 번째 결과는 최근 천문학 저널 (2003 년 10 월)에 발표되었습니다. 700 개의 플랫 스펙트럼 라디오 소스 중 100 일이 넘는 소스를 발견했으며 3 일 동안 강도가 크게 변동했습니다. 우리는 초소형 마이크로 아크 스케일에서 소스 구조에 대해 더 배우기 위해 후속 관찰을 수행하고 있습니다. 이 결과를 다른 파장 (광학, X- 선, 감마선)에서의 방출과 같은 다른 소스 특성과 VLBI에서 볼 수있는 것과 같은 더 큰 공간 스케일에서의 구조와 비교할 것입니다. 이런 식으로 우리는이 초소형, 고휘도 온도 소스에 대해 더 많이 배우고, 그 과정에서 우리 은하의 성간 매체의 특성에 대해 더 많이 배우기를 바랍니다.
일부 소스에서 섬광이 매우 빠른 이유는 대부분의 섬광을 일으키는 플라즈마 "산란 스크린"이 태양계의 100 광년 이내에 아주 가까이 있기 때문인 것으로 보입니다. 이 근처의 "스크린"은 매우 드물다. 우리의 조사에 따르면 빠른 신틸 레이터가 거의 발견되지 않았는데, 가장 빨리 알려진 3 개의 신틸 레이터 중 2 개가 완고하게 발견 되었기 때문에 다소 놀랍습니다. 우리는 더 많은 소스가있을 것이라고 생각했습니다!
원본 출처 : Astrobiology Magazine
