Crédito de la imagen: Chandra.
Imagine hacer un telescopio natural más poderoso que cualquier otro telescopio actualmente en funcionamiento. Luego imagine usarlo para ver más cerca del borde de un agujero negro donde su boca es como un chorro que forma partículas cargadas súper calientes y las escupe millones de años luz en el espacio. La tarea parecería llevar a uno al borde del no retorno, un lugar violento a cuatro mil millones de años luz de la Tierra. Ese lugar se llama un cuásar llamado PKS 1257-326. Su débil centelleo en el cielo recibe el nombre más pegadizo de un "blazar", lo que significa que es un quásar que varía drásticamente en brillo y puede enmascarar un agujero negro interior aún más misterioso de enorme poder gravitacional.
La longitud de un telescopio necesario para mirar dentro de la boca del blazar tendría que ser gigantesca, de aproximadamente un millón de kilómetros de ancho. Pero un equipo de astrónomos australianos y europeos ha encontrado una lente tan natural; su lente es notablemente, una nube de gas. La idea de un telescopio vasto y natural parece demasiado elegante para evitar mirar.
La técnica, denominada "Síntesis de órbita terrestre", fue descrita por primera vez por el Dr. Jean-Pierre Macquart de la Universidad de Groningen en los Países Bajos y el Dr. David Jauncey de CSIRO en un artículo publicado en 2002. La nueva técnica promete a los investigadores la capacidad de resolver detalles alrededor de 10 microarc segundos, equivalente a ver un terrón de azúcar en la Luna, desde la Tierra.
"Eso es un detalle cien veces más fino de lo que podemos ver con cualquier otra técnica actual en astronomía", dice el Dr. Hayley Bignall, quien recientemente completó su doctorado en la Universidad de Adelaida y ahora está en JIVE, el Instituto Conjunto de Interferometría de Línea de Base Muy Larga en Europa. “Es diez mil veces mejor que el telescopio espacial Hubble. Y es tan poderoso como cualquier futuro telescopio óptico y de rayos X basado en el espacio ".
Bignall realizó las observaciones con el radiotelescopio CSIRO Australia Telescope Compact Array en el este de Australia. Cuando ella se refiere a un microarcsegundo, eso es una medida del tamaño angular, o qué tan grande se ve un objeto. Si, por ejemplo, el cielo se dividiera en grados como un hemisferio, la unidad es aproximadamente un tercio de la billonésima parte de un grado.
¿Cómo funciona el telescopio más grande? El uso de la aglomeración dentro de una nube de gas no es del todo desconocido para los observadores nocturnos. Al igual que la turbulencia atmosférica hace que las estrellas parpadeen, nuestra propia galaxia tiene una atmósfera invisible similar de partículas cargadas que llenan los vacíos entre las estrellas. Cualquier aglomeración de este gas, naturalmente, puede formar una lente, al igual que el cambio de densidad de aire a vidrio doblado y enfoca la luz en lo que Galileo vio por primera vez cuando apuntó su primer telescopio hacia la estrella. El efecto también se llama centelleo, y la nube actúa como una lente.
Ver mejor que nadie puede ser notable, pero ¿cómo decidir dónde buscar primero? El equipo está particularmente interesado en usar "Síntesis de órbita terrestre" para mirar cerca de los agujeros negros en los quásares, que son los núcleos súper brillantes de las galaxias distantes. Estos quásares sostienen ángulos tan pequeños en el cielo como simples puntos de luz o emisión de radio. En las longitudes de onda de radio, algunos cuásares son lo suficientemente pequeños como para parpadear en la atmósfera de partículas cargadas de nuestra galaxia, llamada medio interestelar ionizado. Los quásares centellean o varían mucho más lentamente de lo que uno podría asociar con estrellas visibles. Por lo tanto, los observadores deben ser pacientes para verlos, incluso con la ayuda de los telescopios más potentes. Cualquier cambio en menos de un día se considera rápido. Los centelleadores más rápidos tienen señales que duplican o triplican su fuerza en menos de una hora. De hecho, las mejores observaciones realizadas hasta ahora se benefician del movimiento anual de la Tierra, ya que la variación anual ofrece una imagen completa, lo que potencialmente permite a los astrónomos ver los cambios violentos en la boca de un chorro de agujero negro. Ese es uno de los objetivos del equipo: "ver dentro de un tercio de un año luz de la base de uno de estos aviones", según el Dr. David Jauncey de CSIRO. "Ese es el" fin comercial "donde se fabrica el avión".
No es posible "ver" dentro de un agujero negro, porque estas estrellas colapsadas son tan densas, que su abrumadora gravedad ni siquiera permite que la luz escape. Solo el comportamiento de la materia fuera de un horizonte a cierta distancia de un agujero negro puede indicar que incluso existen. El telescopio más grande puede ayudar a los astrónomos a comprender el tamaño de un jet en su base, el patrón de los campos magnéticos allí y cómo evoluciona un jet con el tiempo. "Incluso podemos buscar cambios a medida que la materia se desvía cerca del agujero negro y se esparce a lo largo de los chorros", dice el Dr. Macquart.
La revista Astrobiology tuvo la oportunidad de hablar con Hayley Bignall sobre cómo hacer un telescopio con nubes de gas y por qué mirar más profundo que nadie antes puede ofrecer información sobre eventos notables cerca de los agujeros negros. Astrobiology Magazine (AM): ¿Cómo se interesó por primera vez en usar nubes de gas como parte de un enfoque natural para resolver objetos muy distantes?
Hayley Bignall (HB): la idea de usar el centelleo interestelar (ISS), un fenómeno debido a la dispersión de ondas de radio en “nubes” de gas galáctico turbulento e ionizado, para resolver objetos muy distantes y compactos, realmente representa la convergencia de un par de diferentes líneas de investigación, así que esbozaré un poco de los antecedentes históricos.
En la década de 1960, los radioastrónomos utilizaron otro tipo de centelleo, centelleo interplanetario, debido a la dispersión de las ondas de radio en el viento solar, para medir tamaños angulares de sub-segundos de arco (1 segundo de arco = 1/3600 grados de arco) para fuentes de radio. Esta era una resolución más alta que la que se podía lograr por otros medios en ese momento. Pero estos estudios en gran medida quedaron en el camino con el advenimiento de la interferometría de línea de base muy larga (VLBI) a fines de la década de 1960, que permitió obtener imágenes directas de fuentes de radio con una resolución angular mucho más alta: hoy, VLBI logra una resolución mejor que un miliar segundo.
Personalmente, me interesé en los usos potenciales del centelleo interestelar al participar en estudios sobre la variabilidad de la fuente de radio, en particular, la variabilidad de los "blazars". Blazar es un nombre pegadizo aplicado a algunos cuásares y objetos BL Lacertae, es decir, Núcleos Galácticos Activos (AGN), que probablemente contienen agujeros negros supermasivos como sus "motores centrales", que tienen potentes chorros de partículas energéticas radiantes que nos apuntan casi directamente. .
Luego vemos los efectos de la emisión de rayos relativistas en la radiación del chorro, incluida la rápida variabilidad de intensidad en todo el espectro electromagnético, desde la radio hasta los rayos gamma de alta energía. La mayor parte de la variabilidad observada en estos objetos podría explicarse, pero había un problema: algunas fuentes mostraron una variabilidad de radio muy rápida durante el día. Si una variabilidad de escala de tiempo tan corta en longitudes de onda tan largas (centímetro) fuera intrínseca a las fuentes, sería demasiado calurosa como para permanecer durante años, como se observó que muchos hacen. Las fuentes de calor deben irradiar toda su energía rápidamente, como los rayos X y los rayos gamma. Por otro lado, ya se sabía que el centelleo interestelar afecta a las ondas de radio; Por lo tanto, la cuestión de si la variabilidad de radio muy rápida era en realidad ISS, o intrínseca a las fuentes, era importante de resolver.
Durante mi investigación de doctorado, encontré, por casualidad, una variabilidad rápida en el quásar (blazar) PKS 1257-326, que es uno de los tres AGN de radio variable más rápidos jamás observados. Mis colegas y yo pudimos demostrar de manera concluyente que la variabilidad rápida de la radio se debió a ISS [centelleo]. El caso de esta fuente en particular se sumó a la creciente evidencia de que la variabilidad de la radio intradía en general se debe principalmente a la EEI.
Las fuentes que muestran ISS deben tener tamaños angulares muy pequeños, de microarc segundos. Las observaciones de ISS a su vez pueden usarse para "mapear" la estructura fuente con una resolución de microarcsegundos. Esta es una resolución mucho más alta que incluso VLBI puede lograr. La técnica fue descrita en un artículo de 2002 por dos de mis colegas, el Dr. Jean-Pierre Macquart y el Dr. David Jauncey.
El cuásar PKS 1257-326 demostró ser un muy lindo "conejillo de indias" con el que demostrar que la técnica realmente funciona.
A.M: Los principios del centelleo son visibles para cualquiera, incluso sin un telescopio, correcto, ¿dónde parpadea una estrella porque cubre un ángulo muy pequeño en el cielo (estando tan lejos), pero un planeta en nuestro sistema solar no centellea visiblemente? ¿Es esta una comparación justa del principio para estimar distancias visualmente con centelleo?
MEDIA PENSIÓN: La comparación con las estrellas que brillan como resultado del centelleo atmosférico (debido a las turbulencias y las fluctuaciones de temperatura en la atmósfera de la Tierra) es justa; El fenómeno básico es el mismo. No vemos que los planetas parpadeen porque tienen tamaños angulares mucho más grandes: el centelleo se "mancha" sobre el diámetro del planeta. En este caso, por supuesto, es porque los planetas están tan cerca de nosotros que sostienen ángulos más grandes en el cielo que las estrellas.
Sin embargo, el centelleo no es realmente útil para estimar distancias a los quásares: los objetos que están más lejos no siempre tienen tamaños angulares más pequeños. Por ejemplo, todos los púlsares (estrellas de neutrones que giran) en nuestra propia galaxia centellean porque tienen tamaños angulares muy pequeños, mucho más pequeños que cualquier quásar, a pesar de que los quásares están a miles de millones de años luz de distancia. De hecho, el centelleo se ha utilizado para estimar distancias de púlsar. Pero para los quásares, hay muchos factores además de la distancia que afectan su tamaño angular aparente, y para complicar aún más las cosas, a distancias cosmológicas, el tamaño angular de un objeto ya no varía como el inverso de la distancia. Generalmente, la mejor manera de estimar la distancia a un cuásar es medir el desplazamiento al rojo de su espectro óptico. Luego podemos convertir escalas angulares medidas (por ejemplo, de centelleo u observaciones VLBI) a escalas lineales en el desplazamiento al rojo de la fuente
A.M: El telescopio, como se describe, ofrece un ejemplo de cuásar que es una fuente de radio y se observa que varía durante todo un año. ¿Existen límites naturales para los tipos de fuentes o la duración de la observación?
MEDIA PENSIÓN: Hay cortes de tamaño angular, más allá de los cuales el centelleo se "apaga". Uno puede imaginar la distribución del brillo de la fuente de radio como un grupo de "parches" centelleantes independientemente de un tamaño determinado, de modo que a medida que la fuente aumenta, el número de tales parches aumenta y, finalmente, el centelleo sobre todos los parches se promedia para que podamos dejar de observar cualquier variación en absoluto. Según observaciones anteriores, sabemos que para las fuentes extragalácticas, la forma del espectro radioeléctrico tiene mucho que ver con cuán compacta es una fuente: las fuentes con espectros de radio "planos" o "invertidos" (es decir, la densidad de flujo que aumenta hacia longitudes de onda más cortas) son generalmente El más compacto. Estos también tienden a ser fuentes de tipo "blazar".
En cuanto a la duración de la observación, es necesario obtener muchas muestras independientes del patrón de centelleo. Esto se debe a que el centelleo es un proceso estocástico, y necesitamos conocer algunas estadísticas del proceso para extraer información útil. Para centelleadores rápidos como PKS 1257-326, podemos obtener una muestra adecuada del patrón de centelleo de una sola sesión de observación típica de 12 horas. Es necesario observar centelleadores más lentos durante varios días para obtener la misma información. Sin embargo, hay algunas incógnitas por resolver, como la velocidad en masa de la "pantalla" de dispersión en el medio interestelar galáctico (ISM). Al observar a intervalos espaciados durante todo un año, podemos resolver esta velocidad y, lo que es más importante, también obtenemos información bidimensional sobre el patrón de centelleo y, por lo tanto, la estructura de la fuente. A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, cortamos efectivamente el patrón de centelleo en diferentes ángulos, ya que la velocidad relativa de la Tierra / ISM varía a lo largo del año. Nuestro grupo de investigación denominó a esta técnica "Síntesis de la órbita terrestre", ya que es análoga a la "Síntesis de rotación de la Tierra", una técnica estándar en radio interferometría.
A.M: Una estimación reciente del número de estrellas en el cielo estima que hay diez veces más estrellas en el universo conocido que granos de arena en la Tierra. ¿Puede describir por qué los chorros y los agujeros negros son interesantes como objetos difíciles de resolver, incluso utilizando telescopios espaciales actuales y futuros como Hubble y Chandra?
MEDIA PENSIÓN: Los objetos que estamos estudiando son algunos de los fenómenos más enérgicos del universo. El AGN puede tener hasta ~ 1013 (10 a la potencia de 13, o 10,000 billones) veces más luminoso que el Sol. Son "laboratorios" únicos para la física de alta energía. Los astrofísicos quisieran comprender completamente los procesos involucrados en la formación de estos chorros tremendamente poderosos cerca del agujero negro supermasivo central. Usando centelleo para resolver las regiones internas de los chorros de radio, estamos mirando cerca de la "boquilla" donde se forma el chorro, ¡más cerca de la acción de lo que podemos ver con cualquier otra técnica!
A.M: En su trabajo de investigación, señala que la rapidez y la intensidad con que varían las señales de radio depende del tamaño y la forma de la fuente de radio, el tamaño y la estructura de las nubes de gas, la velocidad y la dirección de la Tierra a medida que viaja alrededor del Sol, y la velocidad y dirección en que viajan las nubes de gas. ¿Hay suposiciones incorporadas sobre la forma de la "lente" de la nube de gas o la forma del objeto observado que es accesible con la técnica?
La Nebulosa del anillo, aunque no es útil para obtener imágenes, tiene el aspecto sugerente de una lente telescópica lejana. A 2.000 años luz de distancia en la dirección de la constelación, Lyra, el anillo se forma en las últimas etapas de la vida de la estrella interior, cuando arroja una capa de gas exterior gruesa y en expansión. Crédito: NASA Hubble HST
MEDIA PENSIÓN: En lugar de pensar en nubes de gas, tal vez sea más preciso imaginar una “pantalla” de gas ionizado o plasma que cambia de fase y que contiene una gran cantidad de células de turbulencia. La suposición principal que entra en el modelo es que la escala de tamaño de las fluctuaciones turbulentas sigue un espectro de ley de potencia; esto parece ser una suposición razonable, por lo que sabemos sobre las propiedades generales de la turbulencia. La turbulencia podría alargarse preferentemente en una dirección particular, debido a la estructura del campo magnético en el plasma, y en principio podemos obtener alguna información sobre esto a partir del patrón de centelleo observado. También obtenemos información del patrón de centelleo sobre la forma del objeto observado, por lo que no hay suposiciones integradas sobre eso, aunque en esta etapa solo podemos usar modelos bastante simples para describir la estructura fuente.
A.M: ¿Son los centelleadores rápidos un buen objetivo para expandir las capacidades del método?
MEDIA PENSIÓN: Los centelleadores rápidos son buenos simplemente porque no requieren tanto tiempo de observación como los centelleadores más lentos para obtener la misma cantidad de información. Los primeros tres centelleadores “dentro de la hora” nos han enseñado mucho sobre el proceso de centelleo y sobre cómo hacer la “Síntesis de órbita terrestre”.
A.M: ¿Hay candidatos adicionales planificados para futuras observaciones?
MEDIA PENSIÓN: Mis colegas y yo hemos realizado recientemente una gran encuesta, utilizando el Very Large Array en Nuevo México, para buscar nuevas fuentes de radio centelleantes. Los primeros resultados de esta encuesta, dirigida por el Dr. Jim Lovell de la Instalación Nacional del Telescopio Australiano de CSIRO (ATNF), se publicaron recientemente en el Astronomical Journal (octubre de 2003). De las 700 fuentes de radio de espectro plano observadas, encontramos más de 100 fuentes que mostraron una variabilidad significativa en la intensidad durante un período de 3 días. Estamos realizando observaciones de seguimiento para obtener más información sobre la estructura de la fuente en escalas ultracompactas de microarc segundos. Compararemos estos resultados con otras propiedades de la fuente, como la emisión a otras longitudes de onda (óptica, rayos X, rayos gamma) y la estructura en escalas espaciales más grandes, como la que se ve con VLBI. De esta forma, esperamos aprender más sobre estas fuentes de temperatura de alto brillo muy compactas y también, en el proceso, aprender más sobre las propiedades del medio interestelar de nuestra propia galaxia.
Parece que la razón del centelleo muy rápido en algunas fuentes es que la "pantalla de dispersión" de plasma que causa la mayor parte del centelleo está bastante cerca, dentro de los 100 años luz del sistema solar. Estas "pantallas" cercanas son aparentemente bastante raras. Nuestra encuesta encontró muy pocos centelleadores rápidos, lo cual fue algo sorprendente ya que dos de los tres centelleadores más rápidos conocidos fueron descubiertos por casualidad. ¡Pensamos que podría haber muchas más fuentes de este tipo!
Fuente original: Revista Astrobiología
