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現在動作している他のどの望遠鏡よりも自然の望遠鏡をより強力にすることを想像してみてください。次に、それを使用してブラックホールの端に近いところを見ると想像してください。その口は、超高温の荷電粒子を形成し、何百万光年も宇宙に放出するジェットのようなものです。この仕事は、地球から40億光年離れた暴力的なスポットであるノーリターンの端に1つ取られるようです。その場所はPKS 1257-326という名前のクエーサーと呼ばれています。空のほのかなきらめきには、よりキャッチーな「ブレザー」という名前が付けられています。これは、明るさが劇的に変化するクエーサーであり、巨大な重力のさらに不思議な内側のブラックホールを覆い隠す可能性があることを意味します。
ブレザーの口を覗くのに必要な望遠鏡の長さは、幅が100万キロメートルにも及ぶ巨大なものでなければなりません。しかし、まさにそのような自然なレンズは、オーストラリアとヨーロッパの天文学者のチームによって発見されました。そのレンズは驚くほど、ガスの雲です。広大で自然な望遠鏡のアイデアは、優雅すぎるため、覗き込むことはできません。
「地球軌道合成」と呼ばれるこの手法は、オランダのフローニンゲン大学のJean-Pierre Macquart博士とCSIROのDavid Jauncey博士によって2002年に発表された論文で最初に概説されました。この新しい手法は、詳細を解決する能力を研究者に約束します全体で約10マイクロ秒–地球から月に砂糖の立方体を見るのと同じです。
「これは、天文学における他の現在の手法で見ることができるよりも100倍細かい詳細です」と最近アデレード大学で博士号を取得し、現在は超長基線干渉測定の共同研究所であるJIVEにいるHayley Bignall博士は言います。ヨーロッパで。 「ハッブル宇宙望遠鏡よりも1万倍優れています。また、これは将来提案される宇宙ベースの光学およびX線望遠鏡と同じくらい強力です。」
Bignallは、オーストラリア東部のCSIRO Australia Telescope Compact Array電波望遠鏡で観測を行いました。彼女がマイクロアークセカンドに言及するとき、それは角度の大きさ、またはオブジェクトがどのくらい大きく見えるかの尺度です。たとえば、空を半球として度数で分割した場合、単位は1度の10億分の1の約3分の1です。
最大の望遠鏡はどのように機能しますか？ガスの雲の中で塊を使用することは、夜のウォッチャーにとってまったく不慣れなことではありません。大気の乱流が星をきらめくように、私たち自身の銀河は、星の間の隙間を満たす荷電粒子の同様の見えない大気を持っています。ガリレオが最初の望遠鏡を星に向けたときに最初に見たものに光を集中させたのと同じように、このガスの塊は自然にレンズを形成できます。この効果はシンチレーションとも呼ばれ、雲はレンズのように機能します。
他の誰よりもよく見ることは驚くべきことかもしれませんが、最初にどこを見るべきかを決める方法は？チームは特に、「地球軌道合成」を使用して、遠方の銀河の超明るいコアであるクエーサーのブラックホールの近くを見つめることに興味を持っています。これらのクエーサーは、光や電波放射の単なる点であるように、空のそのような小さな角度の範囲を定めます。電波の波長では、いくつかのクエーサーは、銀河の荷電粒子の大気できらめくのに十分なほど小さく、イオン化された星間物質と呼ばれています。クエーサーは、きらめく人が目に見える星と関連付けることができるよりも、きらきらと変化するか、はるかにゆっくり変化します。そのため、最も強力な望遠鏡の助けを借りても、観測者はそれらを見るのに辛抱する必要があります。 1日未満の変化は速いと見なされます。最速のシンチレータは、1時間未満で強度が2倍または3倍になる信号を持っています。実際、これまでに行われた最良の観測は地球の年間運動の恩恵を受けています。これは、年ごとの変化が完全な全体像を示し、潜在的に天文学者がブラックホールジェットの口の激しい変化を見ることができるためです。 CSIROのデビッドジャンシー博士によると、それはチームの目標の1つです。「これらのジェットの1つのベースの光年の3分の1以内に見えるようにすること」です。 「これが、ジェット機が作られる「ビジネスエンド」です。」
ブラックホールを「見る」ことはできません。これらの崩壊した星は非常に密度が高く、その圧倒的な重力によって光を逃がすことさえできないためです。ブラックホールから少し離れた地平線の外の物質の振る舞いだけが、それらが存在することさえ示すことができます。最大の望遠鏡は、天文学者がその基部のジェットのサイズ、磁場のパターン、およびジェットが時間とともにどのように進展するかを理解するのに役立ちます。 「物質がブラックホールの近くに漂い、ジェットに沿って吐き出されるときに、変化を探すこともできます」とMacquart博士は言います。
Astrobiology Magazineは、ガス雲から望遠鏡を作る方法についてヘイリー・ビグナルと話す機会がありました、そして、なぜこれまで誰よりも深く見つめるとブラックホールの近くの注目すべき出来事への洞察を提供するかもしれません。 Astrobiology Magazine（AM）：最初にガス雲を遠く離れたオブジェクトを解決するための自然な焦点の一部として使用することに、どのようにして興味を持ったようになりましたか？
Hayley Bignall（HB）：星間シンチレーション（ISS）を使用するという考えは、非常に遠くのコンパクトなオブジェクトを解決するために、乱れたイオン化された銀河ガスの「雲」内での電波散乱による現象で、実際にはいくつかの異なるオブジェクトの収束を表しています歴史的背景について少し説明します。
1960年代、電波天文学者は別の種類のシンチレーションである惑星間シンチレーションを使用して、太陽風の電波の散乱により、電波源のサブアーク秒（1アーク秒= 1/3600度）の角度サイズを測定しました。これは、当時他の方法で実現できた解像度よりも高解像度でした。しかし、これらの研究は、1960年代後半に非常に長いベースライン干渉法（VLBI）が登場することで、道端で大きく落ち込み、はるかに高い角度分解能で電波源を直接イメージングできるようになりました。今日、VLBIはミリ秒より優れた分解能を実現しています。
私は個人的に、電波源の変動性、特に「ブレザー」の変動性の研究に携わることにより、星間シンチレーションの潜在的な用途に興味を持ちました。 Blazarは、いくつかのクエーサーとBL Lacertaeオブジェクトに適用されるキャッチーな名前です。つまり、アクティブな銀河核（AGN）は、おそらく「中央エンジン」として超大質量ブラックホールを含み、エネルギーのある強力なジェットを放射し、放射粒子がほとんどまっすぐ私たちを向いています。 。
次に、ラジオから高エネルギーのガンマ線まで、電磁スペクトル全体にわたる強度の急激な変動を含む、ジェットからの放射における相対論的ビーミングの影響を確認します。これらのオブジェクトで観測された変動のほとんどは説明できますが、問題がありました：一部のソースは、非常に急速な日内の電波変動を示しました。そのような長い（センチメートル）波長でのこのような短い時間スケールの変動が光源に固有のものである場合、それらは多くの人がそうであるように観察されたように、何年も留まるにはあまりにも高温になります。高温の線源は、X線やガンマ線のように、すべてのエネルギーを非常に迅速に放出する必要があります。一方、星間シンチレーションが電波に影響を与えることはすでに知られています。そのため、非常に急速な電波変動が実際にISSであるのか、それとも発生源に固有のものであるのかという問題は、解決すべき重要な問題でした。
私のPhD研究中に偶然、クエーサー（ブレザー）PKS 1257-326の急激な変動を発見しました。これは、これまでに観測された3つの最も急速な電波変量AGNの1つです。私の同僚と私は、電波の急激な変動はISS [シンチレーション]によるものであると結論付けることができました。この特定の情報源の事例は、一般に日中の電波変動が主にISSによるものであるという証拠を増やしています。
ISSを示す光源は、マイクロ秒角の非常に小さい角度サイズでなければなりません。次に、ISSの観測を使用して、ソース構造をマイクロアーク秒の解像度で「マッピング」できます。これは、VLBIが実現できるよりもはるかに高い解像度です。この手法は、同僚の2人であるJean-Pierre Macquart博士とDavid Jauncey博士によって2002年の論文で概説されました。
クエーサーPKS 1257-326は、このテクニックが実際に機能することを示す非常に優れた「モルモット」であることが判明しました。
AM： シンチレーションの原理は望遠鏡がなくても誰でも見ることができます。星は空の非常に小さな角度（遠く離れているため）をカバーしているため、きらきら光っていますが、太陽系の惑星は目に見えてシンチレーションしませんか？これは、シンチレーションを使用して視覚的に距離を推定する原理の公正な比較ですか？
HB： 大気のシンチレーションの結果として星がきらきら見えるのとの比較（地球の大気の乱気流と温度変動による）は、公平な比較です。基本的な現象は同じです。角度のサイズがはるかに大きいため、惑星がきらきら見えることはありません。シンチレーションは、惑星の直径に「にじみ出ます」。もちろん、この場合、惑星が私たちに非常に近いため、星よりも空の角度が大きくなります。
シンチレーションは、クエーサーまでの距離を推定するのにはあまり役に立ちません。ただし、遠くにあるオブジェクトの角度サイズは必ずしも小さいとは限りません。たとえば、私たち自身の銀河のすべてのパルサー（回転中性子星）は、非常に小さな角度サイズを持っているため、すべてのパルサー（シンセレーション星）をシンチレートします。実際、パルサー距離の推定にはシンチレーションが使用されています。しかし、クエーサーの場合、見かけの角度サイズに影響を与える距離以外にも多くの要因があります。さらに問題を複雑にするのは、宇宙論的な距離では、オブジェクトの角度サイズが距離の逆数として変化しなくなったことです。一般に、クエーサーまでの距離を推定する最良の方法は、その光スペクトルの赤方偏移を測定することです。次に、測定された角度スケールを（たとえば、シンチレーションまたはVLBI観測から）ソースの赤方偏移で線形スケールに変換できます。
AM： 説明されている望遠鏡は、電波源であり、年間を通じて変化することが観測されたクエーサーの例を提供します。発生源の種類や観測期間に自然な制限はありますか？
HB： 角度サイズのカットオフがあり、それを超えるとシンチレーションが「抑制」されます。ラジオソースの明るさの分布を、特定のサイズの独立したシンチレーション「パッチ」の束として描くことができます。これにより、ソースが大きくなると、そのようなパッチの数が増加し、最終的にすべてのパッチのシンチレーションが平均化されるため、すべての変化を観察するのをやめてください。以前の観測から、銀河系外の光源の場合、電波スペクトルの形状は光源のコンパクトさに大きく関係していることがわかります。「フラット」または「逆」の電波スペクトル（つまり、より短い波長に向かって増加する磁束密度）を持つ光源は一般に最もコンパクト。これらはまた、「ブレザー」タイプのソースになる傾向があります。
観察期間に関する限り、シンチレーションパターンの多くの独立したサンプルを取得する必要があります。これは、シンチレーションが確率論的なプロセスであり、有用な情報を抽出するためにプロセスのいくつかの統計を知る必要があるためです。 PKS 1257-326のような高速シンチレータの場合、1回の典型的な12時間の観察セッションからシンチレーションパターンの適切なサンプルを取得できます。同じ情報を取得するには、遅いシンチレータを数日間観察する必要があります。ただし、銀河系の星間物質（ISM）における散乱「スクリーン」のバルク速度など、解決する必要のあるいくつかの未知数があります。 1年に渡って間隔を置いて観測することで、この速度を解くことができます。重要なのは、シンチレーションパターンとソース構造に関する2次元情報も取得できることです。地球が太陽の周りを回るとき、地球/ ISMの相対速度は年間を通じて変化するため、シンチレーションパターンをさまざまな角度で効果的に切り抜けます。私たちの研究グループは、この手法を「地球軌道合成」と呼んでいます。これは、電波干渉法の標準的な手法である「地球回転合成」に類似しているためです。
AM： 空の星の数に関する最近の推定では、地球上の砂粒よりも既知の宇宙の星の数が10倍多いと推定されています。ハッブルやチャンドラのような現在および将来の宇宙望遠鏡を使用しても、ジェットとブラックホールが解決が難しいオブジェクトとして興味深い理由を説明できますか？
HB： 私たちが研究している物体は、宇宙で最もエネルギッシュな現象のいくつかです。 AGNは、太陽の最大1013倍（10の13乗、つまり10,000兆）の明るさになります。それらは高エネルギー物理学のためのユニークな「実験室」です。天体物理学者は、これらの途方もなく強力なジェットを中央の超大質量ブラックホールの近くに形成することに関するプロセスを完全に理解したいと考えています。シンチレーションを使用してラジオジェットの内部領域を解決することで、ジェットが形成される「ノズル」の近くを覗き込んでいます。
AM： あなたの研究論文では、無線信号の変化の速さと強さは、電波源のサイズと形状、ガス雲のサイズと構造、太陽の周りを移動する地球の速度と方向に依存することを指摘しています。ガス雲が移動する速度と方向。ガス雲の「レンズ」の形状、またはこの手法でアクセス可能な観測対象の形状のどちらかについて、組み込みの仮定はありますか？
リング星雲は、有用な画像ではありませんが、遠くにある望遠鏡のレンズを連想させる外観を持っています。星座ライラの方向に2,000光年離れたリングは、内側の星の生命の末期に形成され、厚い膨張する外側のガス層を放出します。クレジット：NASAハッブルHST
HB： ガス雲について考えるよりも、乱流の多数のセルを含むイオン化ガスまたはプラズマの相変化する「スクリーン」を描く方がおそらくより正確です。モデルに入る主な仮定は、乱流変動のサイズスケールがべき乗則スペクトルに従うということです。これは、乱流の一般的な特性について私たちが知っていることから、合理的な仮定のようです。乱流は、プラズマ内の磁場構造により、特定の方向に優先的に伸長する可能性があり、原則として、観測されたシンチレーションパターンからこれに関するいくつかの情報を取得できます。また、観測されたオブジェクトの形状に関するシンチレーションパターンからいくつかの情報を取得します。したがって、組み込みの仮定はありませんが、この段階では、ソース構造を記述するために非常に単純なモデルしか使用できません。
AM： 高速シンチレータは、メソッドの機能を拡張するための優れたターゲットですか？
HB： 高速シンチレータは、同じ量の情報を取得するために低速シンチレータほど観測時間を必要としないため、優れています。最初の3時間の「時間内」シンチレータは、シンチレーションプロセスと「地球軌道合成」の方法について多くを教えてくれました。
AM： 将来の観察のために計画されている追加の候補者はいますか？
HB： 私の同僚と私は最近、ニューメキシコの非常に大きなアレイを使用して、新しいシンチレーションラジオソースを探す大規模な調査を実施しました。 CSIROのオーストラリア望遠鏡国立施設（ATNF）のジムロベル博士が率いるこの調査の最初の結果は、最近、天文学ジャーナル（2003年10月）に掲載されました。観測された700のフラットスペクトルラジオソースから、100を超えるソースが見つかりました。これらのソースは、3日間にわたって強度に大きな変動を示しました。超コンパクトなマイクロ秒角スケールでの線源構造についてさらに学ぶために、追跡調査を行っています。これらの結果を、他の波長（光学、X線、ガンマ線）での放射などの他のソースプロパティと比較し、VLBIで見られるような大きな空間スケールでの構造を調べます。このようにして、これらの非常にコンパクトで高輝度の温度源についてさらに学びたいと思っています。また、その過程で、私たち自身の銀河の星間物質の特性についてもっと学びたいと思っています。
一部の線源で非常に高速なシンチレーションが発生する理由は、シンチレーションの大部分を引き起こすプラズマの「散乱スクリーン」が太陽系の100光年以内の非常に近くにあるためです。これらの近くの「画面」は明らかに非常にまれです。私たちの調査では、高速シンチレータはほとんど見つかりませんでした。これは、3つの最速の既知のシンチレータのうち2つが偶然発見されたため、多少意外でした。そのような情報源はもっとあるのではないかと考えました！
元のソース：Astrobiology Magazine
