Crédito da imagem: Chandra
Imagine tornar um telescópio natural mais poderoso do que qualquer outro telescópio atualmente em operação. Então imagine usá-lo para ver mais perto da borda de um buraco negro, onde sua boca é como um jato que forma partículas carregadas super quentes e as cospe milhões de anos-luz no espaço. A tarefa parece levar a pessoa à beira do não retorno, um ponto violento a quatro bilhões de anos-luz da Terra. Esse lugar é chamado de quasar chamado PKS 1257-326. Seu fraco brilho no céu recebe o nome mais cativante de 'blazar', o que significa que é um quasar que varia drasticamente em brilho e pode mascarar um buraco negro interno ainda mais misterioso de enorme poder gravitacional.
O comprimento de um telescópio necessário para espiar a boca do blazar teria que ser gigantesco, com cerca de um milhão de quilômetros de largura. Mas apenas uma lente tão natural foi encontrada por uma equipe de astrônomos australianos e europeus; sua lente é notavelmente uma nuvem de gás. A idéia de um vasto telescópio natural parece elegante demais para evitar espiar.
A técnica, apelidada de "síntese de órbita da terra", foi descrita pela primeira vez pelo Dr. Jean-Pierre Macquart, da Universidade de Groningen, na Holanda, e pelo Dr. David Jauncey, do CSIRO, em um artigo publicado em 2002. A nova técnica promete aos pesquisadores a capacidade de resolver detalhes cerca de 10 microssegundos de segundo - o equivalente a ver um cubo de açúcar na Lua, da Terra.
"Esse é um detalhe cem vezes mais fino do que podemos ver com qualquer outra técnica atual em astronomia", diz a Dra. Hayley Bignall, que concluiu recentemente seu doutorado na Universidade de Adelaide e agora está no JIVE, o Instituto Conjunto para Interferometria de Linha de Base Muito Longa na Europa. "É dez mil vezes melhor do que o Telescópio Espacial Hubble. E é tão poderoso quanto qualquer futuro telescópio óptico e de raios X baseado no espaço proposto ".
Bignall fez as observações com o radiotelescópio CSIRO Australia Telescope Compact Array no leste da Austrália. Quando ela se refere a um microssegundo, é uma medida do tamanho angular ou do tamanho de um objeto. Se, por exemplo, o céu fosse dividido em graus como um hemisfério, a unidade seria cerca de um terço do bilionésimo de um grau.
Como funciona o maior telescópio? Usar a aglomeração dentro de uma nuvem de gás não é totalmente desconhecido para os observadores noturnos. Como a turbulência atmosférica faz as estrelas brilharem, nossa própria galáxia tem uma atmosfera invisível semelhante de partículas carregadas que preenchem os vazios entre as estrelas. Qualquer aglomeração desse gás naturalmente pode formar uma lente, assim como a densidade muda do ar para o vidro e focaliza a luz no que Galileu viu pela primeira vez quando apontou seu primeiro telescópio para a estrela. O efeito também é chamado de cintilação, e a nuvem age como uma lente.
Ver melhor do que qualquer outra pessoa pode ser notável, mas como decidir para onde procurar primeiro? A equipe está particularmente interessada em usar a "Síntese da órbita da Terra" para observar perto de buracos negros em quasares, que são os núcleos super brilhantes de galáxias distantes. Esses quasares subtendem ângulos tão pequenos no céu que são meros pontos de luz ou emissão de rádio. Nos comprimentos de onda do rádio, alguns quasares são pequenos o suficiente para brilhar na atmosfera de partículas carregadas da nossa galáxia, chamada meio interestelar ionizado. Os quasares cintilam ou variam muito mais lentamente do que o que se pode associar a estrelas visíveis. Portanto, os observadores precisam ter paciência para vê-los, mesmo com a ajuda dos telescópios mais poderosos. Qualquer alteração em menos de um dia é considerada rápida. Os cintiladores mais rápidos têm sinais que dobram ou triplicam em menos de uma hora. De fato, as melhores observações feitas até agora se beneficiam do movimento anual da Terra, já que a variação anual fornece uma imagem completa, permitindo aos astrônomos ver as violentas mudanças na boca de um jato de buraco negro. Esse é um dos objetivos da equipe: "cuidar de um terço de um ano-luz da base de um desses jatos", segundo o Dr. David Jauncey, da CSIRO. "É nesse" ponto comercial "que o jato é fabricado."
Não é possível "ver" um buraco negro, porque essas estrelas em colapso são tão densas que sua gravidade avassaladora nem sequer permite que a luz escape. Somente o comportamento da matéria fora de um horizonte a alguma distância de um buraco negro pode sinalizar que eles existem. O maior telescópio pode ajudar os astrônomos a entender o tamanho de um jato em sua base, o padrão dos campos magnéticos ali e como um jato evolui ao longo do tempo. "Podemos até procurar mudanças à medida que a matéria se dispersa perto do buraco negro e é cuspida ao longo dos jatos", diz o Dr. Macquart.
A Astrobiology Magazine teve a oportunidade de conversar com Hayley Bignall sobre como fazer um telescópio a partir de nuvens de gás e por que olhar mais fundo do que qualquer um antes pode oferecer uma visão de eventos notáveis perto de buracos negros. Astrobiology Magazine (AM): Como você se interessou em usar nuvens de gás como parte de um foco natural para resolver objetos muito distantes?
Hayley Bignall (HB): A idéia de usar a cintilação interestelar (ISS), um fenômeno devido à dispersão de ondas de rádio em turbulentas “nuvens” de gás galáctico ionizado, para resolver objetos muito distantes e compactos, realmente representa a convergência de duas linhas de pesquisa, então descreverei um pouco do contexto histórico.
Na década de 1960, os radioastrônomos usavam outro tipo de cintilação, a cintilação interplanetária, devido à dispersão das ondas de rádio no vento solar, para medir tamanhos angulares de sub-segundo de arco (1 arco-segundo = 1/3600 graus de arco) para fontes de rádio. Esta foi uma resolução mais alta do que poderia ser alcançada por outros meios na época. Mas esses estudos caíram em grande parte com o advento da Very Long Baseline Interferometry (VLBI) no final da década de 1960, que permitiu a geração direta de imagens de fontes de rádio com resolução angular muito mais alta - hoje, o VLBI atinge uma resolução melhor do que um milésimo de segundo.
Pessoalmente, fiquei interessado em possíveis usos da cintilação interestelar por estar envolvido em estudos de variabilidade de fontes de rádio - em particular, variabilidade de "blazars". Blazar é um nome cativante aplicado a alguns quasares e objetos BL Lacertae - isto é, Núcleos Galáticos Ativos (AGN), provavelmente contendo buracos negros supermassivos como seus “motores centrais”, que possuem jatos poderosos de partículas radiantes e energéticas apontadas quase diretamente para nós .
Vemos então efeitos do feixe relativístico na radiação do jato, incluindo rápida variabilidade de intensidade em todo o espectro eletromagnético, do rádio aos raios gama de alta energia. A maior parte da variabilidade observada nesses objetos poderia ser explicada, mas havia um problema: algumas fontes mostraram variabilidade de rádio intra-dia muito rápida. Se essa variabilidade de escala de tempo curta em comprimentos de onda tão longos (centímetro) fosse intrínseca às fontes, eles seriam muito quentes para permanecer por anos, como muitos foram observados. As fontes quentes devem irradiar toda a sua energia rapidamente, como raios X e raios gama. Por outro lado, já se sabia que a cintilação interestelar afeta as ondas de rádio; portanto, a questão de saber se a variabilidade radioelétrica muito rápida era de fato ISS, ou intrínseca às fontes, era importante para resolver.
Durante minha pesquisa de doutorado, descobri, por acaso, uma variabilidade rápida no quasar (blazar) PKS 1257-326, que é uma das três variáveis de rádio mais rapidamente encontradas pela AGN. Meus colegas e eu fomos capazes de mostrar conclusivamente que a rápida variabilidade de rádio se devia à ISS [cintilação]. O caso para essa fonte em particular aumentou a evidência crescente de que a variabilidade de rádio intra-dia em geral se deve predominantemente à ISS.
As fontes que mostram o ISS devem ter tamanhos angulares muito pequenos, de microssegundos. As observações do ISS, por sua vez, podem ser usadas para "mapear" a estrutura da fonte com resolução de microssegundos. Essa é uma resolução muito maior do que o VLBI pode alcançar. A técnica foi descrita em um artigo de 2002 por dois de meus colegas, Jean-Pierre Macquart e David Jauncey.
O quasar PKS 1257-326 provou ser um "porquinho-da-índia" muito bom com o qual demonstrar que a técnica realmente funciona.
SOU: Os princípios da cintilação são visíveis a qualquer pessoa, mesmo sem um telescópio, correto - onde uma estrela brilha porque cobre um ângulo muito pequeno no céu (estando tão distante), mas um planeta em nosso sistema solar não cintila visivelmente? Esta é uma comparação justa do princípio para estimar as distâncias visualmente com a cintilação?
HB: A comparação com a visão de estrelas brilha como resultado da cintilação atmosférica (devido a turbulências e flutuações de temperatura na atmosfera da Terra) é justa; o fenômeno básico é o mesmo. Não vemos planetas cintilar porque têm tamanhos angulares muito maiores - a cintilação é "borrada" sobre o diâmetro do planeta. Nesse caso, é claro, é porque os planetas estão tão próximos de nós que subtendem ângulos maiores no céu do que estrelas.
A cintilação não é realmente útil para estimar distâncias para quasares, no entanto: objetos mais distantes nem sempre têm tamanhos angulares menores. Por exemplo, todos os pulsares (estrelas giratórias de nêutrons) em nossa própria galáxia cintilam porque têm tamanhos angulares muito pequenos, muito menores que qualquer quasar, mesmo que os quasares estejam a bilhões de anos-luz de distância. De fato, a cintilação tem sido usada para estimar as distâncias pulsares. Mas para os quasares, além da distância, existem muitos fatores que afetam seu tamanho angular aparente e, para complicar ainda mais, a distâncias cosmológicas, o tamanho angular de um objeto não varia mais como o inverso da distância. Geralmente, a melhor maneira de estimar a distância de um quasar é medir o desvio para o vermelho do seu espectro óptico. Em seguida, podemos converter escalas angulares medidas (por exemplo, de cintilação ou observações do VLBI) em escalas lineares no desvio para o vermelho da fonte
SOU: O telescópio, como descrito, oferece um exemplo quasar que é uma fonte de rádio e pode variar ao longo de um ano. Existem limites naturais para os tipos de fontes ou a duração da observação?
HB: Existem cortes de tamanho angular, além dos quais a cintilação é "extinta". Pode-se imaginar a distribuição do brilho da fonte de rádio como um monte de "patches" cintilantes independentemente de um determinado tamanho, de modo que, à medida que a fonte aumenta, o número desses patches aumenta e, eventualmente, a cintilação de todos os patches fica em média, para que possamos deixe de observar qualquer variação. A partir de observações anteriores, sabemos que, para fontes extragalácticas, a forma do espectro de rádio tem muito a ver com o quão compacta é uma fonte - fontes com espectros de rádio "planos" ou "invertidos" (ou seja, a densidade de fluxo aumentando em comprimentos de onda mais curtos) geralmente o mais compacto. Essas também tendem a ser fontes do tipo "blazar".
Quanto à duração da observação, é necessário obter muitas amostras independentes do padrão de cintilação. Isso ocorre porque a cintilação é um processo estocástico e precisamos conhecer algumas estatísticas do processo para extrair informações úteis. Para cintiladores rápidos como o PKS 1257-326, podemos obter uma amostra adequada do padrão de cintilação em apenas uma sessão típica de observação de 12 horas. Cintiladores mais lentos precisam ser observados por vários dias para obter as mesmas informações. No entanto, existem algumas incógnitas a serem resolvidas, como a velocidade do granulado da “tela” de espalhamento no meio interestelar galáctico (ISM). Observando intervalos espaçados ao longo de um ano, podemos resolver essa velocidade - e, o que é mais importante, também obtemos informações bidimensionais sobre o padrão de cintilação e, portanto, a estrutura da fonte. À medida que a Terra gira em torno do Sol, efetivamente cortamos o padrão de cintilação em diferentes ângulos, pois a velocidade relativa da Terra / ISM varia ao longo do ano. Nosso grupo de pesquisa apelidou essa técnica de "Síntese Orbital da Terra", pois é análoga à "Síntese de rotação da Terra", uma técnica padrão em interferometria por rádio.
SOU: Uma estimativa recente do número de estrelas no céu estimou que há dez vezes mais estrelas no universo conhecido do que grãos de areia na Terra. Você pode descrever por que jatos e buracos negros são interessantes como objetos de difícil resolução, mesmo usando telescópios espaciais atuais e futuros como Hubble e Chandra?
HB: Os objetos que estamos estudando são alguns dos fenômenos mais energéticos do universo. O AGN pode ser de até 1013 (10 à potência de 13 ou 10.000 trilhões) de vezes mais luminoso que o Sol. Eles são “laboratórios” únicos para a física de alta energia. Os astrofísicos gostariam de entender completamente os processos envolvidos na formação desses jatos tremendamente poderosos perto do buraco negro supermassivo central. Usando a cintilação para resolver as regiões internas dos jatos de rádio, estamos olhando perto do “bico” onde o jato se forma - mais próximo da ação do que podemos ver com qualquer outra técnica!
SOU: Em seu trabalho de pesquisa, você aponta que a rapidez e a intensidade com que os sinais de rádio variam depende do tamanho e da forma da fonte de rádio, do tamanho e da estrutura das nuvens de gás, da velocidade e direção da Terra à medida que viaja ao redor do Sol, e a velocidade e direção em que as nuvens de gás estão viajando. Existem suposições embutidas sobre o formato das "lentes" da nuvem de gás ou o formato do objeto observado que é acessível com a técnica?
A Nebulosa do Anel, apesar de não ser uma imagem útil, tem a aparência sugestiva de uma lente de telescópio distante. A 2.000 anos-luz de distância na direção da constelação, Lyra, o anel é formado nos estágios finais da vida da estrela interna, quando lança uma camada de gás externa espessa e em expansão. Crédito: NASA Hubble HST
HB: Em vez de pensar em nuvens de gás, talvez seja mais preciso imaginar uma “tela” de gás ionizado, ou plasma, que muda de fase, que contém um grande número de células de turbulência. A principal suposição que entra no modelo é que a escala de tamanho das flutuações turbulentas segue um espectro da lei de potência - esta parece ser uma suposição razoável, pelo que sabemos sobre propriedades gerais da turbulência. A turbulência pode ser preferencialmente alongada em uma direção específica, devido à estrutura do campo magnético no plasma e, em princípio, podemos obter algumas informações sobre isso a partir do padrão de cintilação observado. Também obtemos algumas informações do padrão de cintilação sobre a forma do objeto observado; portanto, não há suposições internas sobre isso, embora neste estágio possamos usar apenas modelos bastante simples para descrever a estrutura de origem.
SOU: Os cintiladores rápidos são um bom alvo para expandir os recursos do método?
HB: Cintiladores rápidos são bons simplesmente porque não requerem tanto tempo de observação quanto os cintiladores mais lentos para obter a mesma quantidade de informações. Os três primeiros cintiladores "intra-hora" nos ensinaram muito sobre o processo de cintilação e sobre como fazer a "síntese de órbita terrestre".
SOU: Existem candidatos adicionais planejados para futuras observações?
HB: Meus colegas e eu recentemente realizamos uma grande pesquisa, usando o Very Large Array no Novo México, para procurar novas fontes de rádio cintilantes. Os primeiros resultados desta pesquisa, liderados pelo Dr. Jim Lovell, da National Telescope National Facility (ATNF) da CSIRO, foram publicados recentemente no Astronomical Journal (outubro de 2003). Das 700 fontes de rádio de espectro plano observadas, encontramos mais de 100 fontes que apresentaram variabilidade significativa na intensidade ao longo de um período de 3 dias. Estamos realizando observações de acompanhamento para aprender mais sobre a estrutura da fonte em escalas ultracompactas de microssegundos. Compararemos esses resultados com outras propriedades de fonte, como emissão em outros comprimentos de onda (óptico, raio-X, raio gama) e estrutura em escalas espaciais maiores, como as observadas no VLBI. Dessa forma, esperamos aprender mais sobre essas fontes de temperatura muito compactas e de alto brilho e também, no processo, aprender mais sobre as propriedades do meio interestelar de nossa própria galáxia.
Parece que o motivo da cintilação muito rápida em algumas fontes é que a “tela de espalhamento” do plasma, causando a maior parte da cintilação, está próxima, a 100 anos-luz do sistema solar. Essas “telas” próximas são aparentemente bastante raras. Nossa pesquisa encontrou muito poucos cintiladores rápidos, o que foi um tanto surpreendente, pois dois dos três cintiladores mais rápidos conhecidos foram descobertos por acaso. Pensamos que poderia haver muito mais fontes desse tipo!
Fonte original: Astrobiology Magazine
