Bildekreditt: Hubble
Spiralgalaksen PGC 69457 ligger nær grensen til fallkonstellasjonene Pegasus og Vannmannen, omtrent 3 grader sør for den tredje størrelsesorden Theta Pegasi - men graver ikke ut den 60 mm refraktoren for å se etter den. Galaksen er faktisk rundt 400 millioner lysår unna og har en tilsynelatende lysstyrke på 14,5. Så neste høst kan det være en god tid å koble seg opp med den “astro-nøtten” vennen din som alltid er på vei ut i solnedgangen for å komme godt unna bylys med et større, mye større, amatørinstrument ...
Men det er nok av galakser fra 14. størrelsesorden på himmelen - hva gjør PGC 69457 så spesiell?
Til å begynne med, "blokkerer" de fleste galakser ikke utsikten til en enda fjernere kvasar (QSO2237 + 0305). Og hvis andre eksisterer, er det få som har rett distribusjon av kropper med høy tetthet som trengs for å få lys til å "bøye" seg på en måte som et ellers usynlig objekt er synlig. Med PGC 69457 får du ikke en - men fire - separate visninger fra 17. størrelse av samme kvasar for problemer med å sette opp en 20-tommers vaktrør-dobsonian. Er det verdt det? (Kan du si "firedobler din observasjonsglede"?)
Men fenomenet bak et slikt syn er enda mer interessant for profesjonelle astronomer. Hva kan vi lære av en så unik effekt?
Teorien er allerede godt etablert - Albert Einstein spådde det i sin “General Theory of Relativity” fra 1915. Einsteins kjerneidee var at en observatør som var under akselerasjon og en stasjonær i et gravitasjonsfelt ikke kunne fortelle forskjellen mellom de to på deres “vekt ”. Ved å utforske denne ideen til fulle, ble det klart at ikke bare materie, men lys (til tross for at det er masseløst) gjennomgår den samme slags forvirring. På grunn av dette blir lys som nærmer seg et gravitasjonsfelt i en vinkel "akselerert" mot kilden til tyngdekraften - men fordi lysets hastighet er konstant, påvirker denne akselerasjonen bare lysets bane og bølgelengde - ikke dens faktiske hastighet.
Selve gravitasjonslinsen ble først oppdaget under den totale solformørkelsen i 1919. Dette ble sett på som et lite skifte i stjernenes posisjoner i nærheten av Solens korona som fanget på fotografiske plater. På grunn av denne observasjonen, vet vi nå at du ikke trenger en linse for å bøye lys - eller til og med vann for å bryte bildet av de Koi som svømmer i dammen. Lys som materie tar minst mulig motstand, og det betyr å følge gravitasjonskurven i rommet så vel som den optiske kurven til en linse. Lyset fra QSO2237 + 0305 gjør bare det som kommer naturlig ved å surfe på konturene av "rom-tid" og snu seg rundt tette stjerner som ligger langs siktlinjen fra en fjern kilde gjennom en mer nærliggende galakse. Det virkelig interessante med Einsteins kors kommer til det det forteller oss om alle involverte masser - de i galaksen som bryter lyset, og den store i hjertet av kvasaren som kilder det.
I sin artikkel “Gjenoppbygging av de lysstyrke mikrokurver av Einstein Cross”, fant den koreanske astrofysikeren Dong-Wook Lee (et al) fra Sejong University i samarbeid med den belgiske astrofysikeren J. Surdez (et al) fra University of Liege en akkresjonsskive som omgir det sorte hullet i Quasar QSO2237 + 0305. Hvordan er noe slikt mulig på avstandene det gjelder?
Linser generelt "samler og fokuserer lys" og de "gravitasjonslinsene" (Lee i det minste et minimum av fem lavmasse, men sterkt kondenserte kropper) innenfor PGC 69457, gjør det samme. På denne måten "lyser" fra en kvasar som normalt vil reise godt vekk fra instrumentene våre rundt galaksen for å komme mot oss. På grunn av dette "ser" vi 100 000 ganger mer detaljer enn ellers mulig. Men det er en fangst: Til tross for at vi har 100 000 ganger mer oppløsning, ser vi fortsatt bare lys, ikke detaljer. Og fordi det er flere masser som bryter lys i galaksen, ser vi mer enn ett syn på kvasaren.
For å få nyttig informasjon fra kvasaren, må du samle lys over lengre tid (måneder til år) og bruke spesielle analytiske algoritmer for å samle de resulterende dataene. Metoden brukt av Lee og tilknyttede selskaper kalles LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modelling). (HAE er selv et forkortelse for High Amplification Events). Ved å bruke LOHCAM og tilgjengelige data fra OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) og GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), bestemte teamet ikke bare at LOHCAM fungerer som håpet, men at QSO2237 + 0305 kan inneholde en påvisbar akkresjonsskive (som det trekker materie fra å drive sin lette motor). Teamet har også bestemt den omtrentlige massen av kvasarenes sorte hull, størrelsen på det ultrafiolette området som stråler fra det, og estimerte tverrbevegelsen til det sorte hullet når det beveger seg i forhold til spiralgalaksen.
Det sentrale sorte hullet i Quasar QSO2237 + 0305 antas å ha en kombinert masse på 1,5 milliarder soler - en verdi som konkurrerer med de av de største sentrale sorte hullene som noen gang er oppdaget. Et slikt massetall representerer 1 prosent av det totale antall stjerner i vår egen Melkeveis galakse. I mellomtiden og til sammenligning er QSO2237 + 0305s sorte hull omtrent 50 ganger mer massiv enn det i sentrum av vår egen galakse.
Basert på “dobbeltspisser” i lysstyrke fra kvasaren, brukte Lee et al LOHCAM for også å bestemme størrelsen på QSO2237 + 0305s akkretisjonskive, dens orientering, og oppdaget et sentralt tilsløringsområde rundt selve det sorte hullet. Selve disken er omtrent 1/3 av et lysår i diameter og er vendt med ansiktet mot oss.
Imponert? La oss også legge til at teamet har bestemt minimumsmengde mikrolenser og relaterte masser som finnes i linsegalaksen. Avhengig av antatt tverrhastighet (i LOHCAM modellering), er det minste området fra en gassgigant - for eksempel planeten Jupiter - gjennom vår egen sol.
Så hvordan fungerer denne “hull” -tingen?
OGLE- og GLIPT-prosjektene overvåket endringene i intensiteten av visuelt lys som strømmer til oss fra hver av de fire 17-størrelsesbildene av kvasaren. Siden de fleste kvasarer ikke kan løses, på grunn av deres store avstander i verdensrommet, med teleskop. Svingninger i lysstyrke blir bare sett på som et enkelt datapunkt basert på lysstyrken til hele kvasaren. Imidlertid presenterer QSO2237 + 0305 fire bilder av kvasaren, og hvert bilde fremhever lysstyrke som stammer fra et annet perspektiv av kvasaren. Ved teleskopisk overvåking av alle fire bildene samtidig, kan små variasjoner i bildens intensitet oppdages og tas opp med tanke på størrelse, dato og tid. Over flere måneder til år kan et betydelig antall slike "høye amplifiseringshendelser" oppstå. Mønstre som dukker opp fra deres forekomst (fra en visning av 17. størrelse til den neste) kan deretter analyseres for å vise bevegelse og intensitet. Av dette er et superhøyt oppløsningsbilde av normalt usett struktur i kvasaren mulig.
Kunne du og din venn med den 20-tommers dobt-newtonian gjøre dette?
Visst - men ikke uten noe veldig dyrt utstyr og et godt håndtak på noen komplekse matematiske billedalgoritmer. Et fint sted å starte kan imidlertid ganske enkelt være å ole galaksen og henge med korset en stund ...
Skrevet av Jeff Barbour
