Crédit d'image: Chandra
Imaginez rendre un télescope naturel plus puissant que tout autre télescope actuellement en fonctionnement. Imaginez ensuite l'utiliser pour voir de plus près le bord d'un trou noir où sa bouche est comme un jet qui forme des particules chargées très chaudes et les crache des millions d'années-lumière dans l'espace. La tâche semblerait en amener un au bord du non-retour, un endroit violent à quatre milliards d'années-lumière de la Terre. Cet endroit est appelé un quasar nommé PKS 1257-326. Son faible scintillement dans le ciel porte le nom le plus accrocheur d'un «blazar», ce qui signifie que c'est un quasar dont la luminosité varie considérablement et peut masquer un trou noir intérieur encore plus mystérieux d'une énorme puissance gravitationnelle.
La longueur d'un télescope nécessaire pour regarder dans l'embouchure du blazar devrait être gigantesque, d'environ un million de kilomètres de large. Mais une telle lentille naturelle a été découverte par une équipe d'astronomes australiens et européens; sa lentille est remarquablement, un nuage de gaz. L'idée d'un vaste télescope naturel semble trop élégante pour ne pas y jeter un œil.
La technique, surnommée «Earth-Orbit Synthesis», a d'abord été décrite par le Dr Jean-Pierre Macquart de l'Université de Groningen aux Pays-Bas et le Dr David Jauncey du CSIRO dans un article publié en 2002. La nouvelle technique promet aux chercheurs la capacité de résoudre les détails environ 10 microarcsecondes à travers - équivalent à voir un morceau de sucre sur la Lune, depuis la Terre.
«C'est un détail cent fois plus fin que nous ne pouvons le voir avec toute autre technique actuelle en astronomie», explique le Dr Hayley Bignall, qui a récemment terminé son doctorat à l'Université d'Adélaïde et est maintenant à JIVE, le Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry en Europe. «C'est dix mille fois mieux que le télescope spatial Hubble. Et il est aussi puissant que tous les futurs télescopes spatiaux optiques et à rayons X. "
Bignall a fait les observations avec le radiotélescope CSIRO Australia Telescope Compact Array dans l'est de l'Australie. Quand elle se réfère à une microarcseconde, c'est une mesure de la taille angulaire, ou de la taille d'un objet. Si, par exemple, le ciel était divisé en degrés comme un hémisphère, l'unité est d'environ un tiers de milliardième de degré.
Comment fonctionne le plus grand télescope? L'utilisation de la motricité à l'intérieur d'un nuage de gaz n'est pas totalement inconnue des veilleurs de nuit. Comme la turbulence atmosphérique fait scintiller les étoiles, notre propre galaxie a une atmosphère invisible similaire de particules chargées qui remplissent les vides entre les étoiles. Tout amas de ce gaz peut naturellement former une lentille, tout comme le changement de densité de l'air vers le verre courbé et focaliser la lumière dans ce que Galileo a vu pour la première fois lorsqu'il a pointé son premier télescope vers l'étoile. L'effet est également appelé scintillation, et le nuage agit comme une lentille.
Voir mieux que quiconque peut être remarquable, mais comment décider où chercher en premier? L’équipe est particulièrement intéressée à utiliser la «synthèse de l’orbite de la Terre» pour scruter à proximité des trous noirs des quasars, qui sont les noyaux super brillants des galaxies éloignées. Ces quasars sous-tendent de si petits angles sur le ciel qu'ils ne sont que de simples points de lumière ou d'émission radio. Aux longueurs d’ondes radio, certains quasars sont suffisamment petits pour scintiller dans l’atmosphère de notre galaxie de particules chargées, appelées le milieu interstellaire ionisé. Les quasars scintillent ou varient beaucoup plus lentement que le scintillement que l'on pourrait associer aux étoiles visibles. Les observateurs doivent donc être patients pour les voir, même avec l'aide des télescopes les plus puissants. Tout changement en moins d'une journée est considéré comme rapide. Les scintillateurs les plus rapides ont des signaux qui doublent ou triplent en moins d'une heure. En fait, les meilleures observations faites jusqu'à présent bénéficient du mouvement annuel de la Terre, car la variation annuelle donne une image complète, permettant potentiellement aux astronomes de voir les changements violents dans la bouche d'un jet à trou noir. C’est l’un des objectifs de l’équipe: «voir à moins d’un tiers d’une année-lumière de la base de l’un de ces avions», selon le Dr David Jauncey du CSIRO. "C'est la" fin des affaires "où le jet est fabriqué."
Il n'est pas possible de «voir» dans un trou noir, car ces étoiles effondrées sont si denses, que leur gravité accablante ne permet même pas à la lumière de s'échapper. Seul le comportement de la matière en dehors d'un horizon à une certaine distance d'un trou noir peut signaler leur existence même. Le plus grand télescope peut aider les astronomes à comprendre la taille d'un jet à sa base, la configuration des champs magnétiques là-bas et comment un jet évolue au fil du temps. «Nous pouvons même rechercher des changements lorsque la matière s'égare près du trou noir et crache le long des jets», explique le Dr Macquart.
Le magazine Astrobiology a eu l'occasion de discuter avec Hayley Bignall de la façon de fabriquer un télescope à partir de nuages de gaz, et pourquoi regarder plus profondément que quiconque auparavant peut donner un aperçu des événements remarquables près des trous noirs. Astrobiology Magazine (AM): Comment avez-vous commencé à vous intéresser à l'utilisation des nuages de gaz dans le cadre d'un objectif naturel pour résoudre des objets très éloignés?
Hayley Bignall (HB): L'idée d'utiliser la scintillation interstellaire (ISS), un phénomène dû à la diffusion des ondes radioélectriques dans des «nuages» de gaz galactiques turbulents et ionisés, pour résoudre des objets très lointains et compacts, représente vraiment la convergence d'un couple de différents lignes de recherche, donc je vais décrire un peu le contexte historique.
Dans les années 1960, les radioastronomes ont utilisé un autre type de scintillation, la scintillation interplanétaire, en raison de la diffusion des ondes radio dans le vent solaire, pour mesurer des tailles angulaires en sous-arcsecondes (1 seconde d'arc = 1/3600 degrés d'arc) pour les sources radio. Cette résolution était plus élevée que celle qui pouvait être obtenue par d'autres moyens à l'époque. Mais ces études ont été largement abandonnées avec l'avènement de l'interférométrie à très longue base (VLBI) à la fin des années 1960, qui a permis l'imagerie directe de sources radio avec une résolution angulaire beaucoup plus élevée - aujourd'hui, le VLBI atteint une résolution meilleure que la milliarcseconde.
Je me suis personnellement intéressé aux utilisations potentielles de la scintillation interstellaire en participant à des études sur la variabilité des sources radioélectriques - en particulier, la variabilité des «blazars». Blazar est un nom accrocheur appliqué à certains quasars et objets BL Lacertae - c'est-à-dire, les noyaux galactiques actifs (AGN), contenant probablement des trous noirs supermassifs comme «moteurs centraux», qui ont de puissants jets de particules énergétiques et rayonnantes pointées presque directement vers nous .
Nous voyons ensuite les effets du rayonnement relativiste dans le rayonnement du jet, y compris la variabilité rapide de l'intensité sur l'ensemble du spectre électromagnétique, de la radio aux rayons gamma à haute énergie. La plupart de la variabilité observée dans ces objets pourrait être expliquée, mais il y avait un problème: certaines sources montraient une variabilité radio intra-journalière très rapide. Si une telle variabilité à court terme à des longueurs d'onde aussi longues (en centimètres) était intrinsèque aux sources, elles seraient beaucoup trop chaudes pour y rester pendant des années, comme beaucoup l'ont observé. Les sources chaudes devraient rayonner toute leur énergie très rapidement, comme les rayons X et les rayons gamma. D'autre part, on savait déjà que la scintillation interstellaire affecte les ondes radio; la question de savoir si la variabilité radio très rapide était en fait ISS, ou intrinsèque aux sources, était une question importante à résoudre.
Au cours de ma recherche de doctorat, j'ai découvert, par hasard, une variabilité rapide du quasar (blazar) PKS 1257-326, qui est l'une des trois AGN radio-variables les plus rapidement jamais observées. Mes collègues et moi avons pu démontrer de façon concluante que la variabilité radio rapide était due à l'ISS [scintillation]. Les arguments en faveur de cette source particulière ont ajouté aux preuves de plus en plus nombreuses que la variabilité radio intrajournalière en général est principalement due à l'ISS.
Les sources qui montrent que l'ISS doit avoir de très petites tailles angulaires en microarcsecondes. Les observations de l'ISS peuvent à leur tour être utilisées pour «cartographier» la structure de la source avec une résolution en microarcsecondes. C'est une résolution beaucoup plus élevée que même VLBI peut atteindre. La technique a été décrite dans un article de 2002 par deux de mes collègues, le Dr Jean-Pierre Macquart et le Dr David Jauncey.
Le quasar PKS 1257-326 s'est avéré être un très joli «cobaye» avec lequel démontrer que la technique fonctionne vraiment.
UN M: Les principes de la scintillation sont visibles par tous, même sans télescope, correct - où une étoile scintille parce qu'elle couvre un très petit angle dans le ciel (étant si loin), mais une planète de notre système solaire ne scintille pas visiblement? Est-ce une comparaison juste du principe d'estimation visuelle des distances avec la scintillation?
HB: La comparaison avec le fait de voir des étoiles scintiller à la suite de la scintillation atmosphérique (due à la turbulence et aux fluctuations de température dans l'atmosphère terrestre) est juste; le phénomène de base est le même. Nous ne voyons pas les planètes scintiller car elles ont des tailles angulaires beaucoup plus grandes - la scintillation est «étalée» sur le diamètre de la planète. Dans ce cas, bien sûr, c'est parce que les planètes sont si proches de nous qu'elles sous-tendent de plus grands angles sur le ciel que les étoiles.
Cependant, la scintillation n'est pas vraiment utile pour estimer les distances aux quasars: les objets plus éloignés n'ont pas toujours des tailles angulaires plus petites. Par exemple, tous les pulsars (étoiles à neutrons en rotation) dans notre propre galaxie scintillent parce qu'ils ont de très petites tailles angulaires, beaucoup plus petites que n'importe quel quasar, même si les quasars sont souvent à des milliards d'années-lumière. En fait, la scintillation a été utilisée pour estimer les distances des pulsars. Mais pour les quasars, il existe de nombreux facteurs en plus de la distance qui affectent leur taille angulaire apparente, et pour compliquer davantage les choses, à des distances cosmologiques, la taille angulaire d'un objet ne varie plus comme l'inverse de la distance. Généralement, la meilleure façon d'estimer la distance d'un quasar est de mesurer le décalage vers le rouge de son spectre optique. Ensuite, nous pouvons convertir les échelles angulaires mesurées (par exemple à partir des observations de scintillation ou VLBI) en échelles linéaires au décalage vers le rouge de la source
UN M: Le télescope tel que décrit offre un exemple de quasar qui est une source radio et dont on observe qu'il varie sur une année entière. Y a-t-il des limites naturelles aux types de sources ou à la durée d'observation?
HB: Il existe des seuils de taille angulaire, au-delà desquels la scintillation est «éteinte». On peut imaginer la distribution de la luminosité de la source radio comme un tas de «patchs» scintillants indépendants d'une taille donnée, de sorte qu'à mesure que la source augmente, le nombre de ces patchs augmente, et finalement la scintillation sur tous les patchs fait la moyenne de sorte que nous cesser d’observer les variations. D'après les observations précédentes, nous savons que pour les sources extragalactiques, la forme du spectre radioélectrique a beaucoup à voir avec la compacité d'une source - les sources avec des spectres radioélectriques «plats» ou «inversés» (c'est-à-dire une densité de flux augmentant vers des longueurs d'onde plus courtes) sont généralement le plus compact. Il s'agit également de sources de type «blazar».
En ce qui concerne la durée de l'observation, il est nécessaire d'obtenir de nombreux échantillons indépendants du schéma de scintillation. En effet, la scintillation est un processus stochastique, et nous devons connaître certaines statistiques du processus afin d'extraire des informations utiles. Pour les scintillateurs rapides comme le PKS 1257-326, nous pouvons obtenir un échantillon adéquat du schéma de scintillation à partir d'une seule session d'observation typique de 12 heures. Des scintillateurs plus lents doivent être observés sur plusieurs jours pour obtenir les mêmes informations. Cependant, il y a quelques inconnues à résoudre, comme la vitesse globale de l'écran de diffusion dans le milieu interstellaire galactique (ISM). En observant à des intervalles espacés sur une année entière, nous pouvons résoudre cette vitesse - et surtout, nous obtenons également des informations bidimensionnelles sur le modèle de scintillation et donc la structure de la source. Au fur et à mesure que la Terre contourne le Soleil, nous coupons efficacement le schéma de scintillation à différents angles, car la vitesse relative Terre / ISM varie au cours de l'année. Notre groupe de recherche a surnommé cette technique «Earth Orbital Synthesis», car elle est analogue à «Earth rotation synthesis», une technique standard en radio-interférométrie.
UN M: Une estimation récente du nombre d'étoiles dans le ciel a estimé qu'il y a dix fois plus d'étoiles dans l'univers connu que de grains de sable sur Terre. Pouvez-vous décrire pourquoi les jets et les trous noirs sont des objets difficiles à résoudre, même en utilisant des télescopes spatiaux actuels et futurs comme Hubble et Chandra?
HB: Les objets que nous étudions sont parmi les phénomènes les plus énergétiques de l'univers. L'AGN peut être jusqu'à ~ 1013 (10 à la puissance de 13 ou 10 000 trillions) fois plus lumineux que le Soleil. Ce sont des «laboratoires» uniques pour la physique des hautes énergies. Les astrophysiciens aimeraient bien comprendre les processus impliqués dans la formation de ces jets extrêmement puissants près du trou noir supermassif central. En utilisant la scintillation pour résoudre les régions internes des jets radio, nous regardons près de la «buse» où le jet se forme - plus près de l'action que nous ne pouvons le voir avec toute autre technique!
UN M: Dans votre document de recherche, vous signalez que la vitesse et la variation des signaux radio dépendent de la taille et de la forme de la source radio, de la taille et de la structure des nuages de gaz, de la vitesse et de la direction de la Terre lorsqu'elle se déplace autour du Soleil, et la vitesse et la direction dans lesquelles les nuages de gaz se déplacent. Existe-t-il des hypothèses intégrées concernant la forme de la «lentille» du nuage de gaz ou la forme de l’objet observé qui est accessible avec la technique?
La nébuleuse annulaire, bien qu'elle ne soit pas utile pour l'imagerie, a l'aspect suggestif d'une lentille de télescope éloignée. À 2000 années-lumière de distance dans la direction de la constellation, Lyra, l'anneau se forme aux derniers stades de la vie de l'étoile intérieure, lorsqu'il perd une couche de gaz extérieure épaisse et en expansion. Crédit: NASA Hubble HST
HB: Plutôt que de penser aux nuages de gaz, il est peut-être plus précis d'imaginer un «écran» à changement de phase de gaz ionisé, ou plasma, qui contient un grand nombre de cellules de turbulence. L'hypothèse principale qui entre dans le modèle est que l'échelle de taille des fluctuations turbulentes suit un spectre de loi de puissance - cela semble être une hypothèse raisonnable, d'après ce que nous savons des propriétés générales de la turbulence. La turbulence pourrait être préférentiellement allongée dans une direction particulière, en raison de la structure du champ magnétique dans le plasma, et en principe, nous pouvons obtenir des informations à ce sujet à partir du schéma de scintillation observé. Nous obtenons également des informations du modèle de scintillation sur la forme de l'objet observé, il n'y a donc pas d'hypothèses intégrées à ce sujet, bien qu'à ce stade, nous ne pouvons utiliser que des modèles assez simples pour décrire la structure de la source.
UN M: Les scintillateurs rapides sont-ils une bonne cible pour étendre les capacités de la méthode?
HB: Les scintillateurs rapides sont bons simplement parce qu’ils n’exigent pas autant de temps d’observation que les scintillateurs plus lents pour obtenir la même quantité d’informations. Les trois premiers scintillateurs «intra-heures» nous ont beaucoup appris sur le processus de scintillation et sur la façon de faire la «synthèse de l'orbite terrestre».
UN M: Y a-t-il d'autres candidats prévus pour de futures observations?
HB: Mes collègues et moi avons récemment entrepris une grande enquête, en utilisant le Very Large Array au Nouveau-Mexique, pour rechercher de nouvelles sources radio scintillantes. Les premiers résultats de cette enquête, dirigée par le Dr Jim Lovell de l'Australian Telescope National Facility (ATNF) du CSIRO, ont récemment été publiés dans le Astronomical Journal (octobre 2003). Sur 700 sources radioélectriques à spectre plat observées, nous avons trouvé plus de 100 sources qui présentaient une variabilité significative de l'intensité sur une période de 3 jours. Nous entreprenons des observations de suivi afin d'en savoir plus sur la structure des sources à des échelles ultra-compactes de microarcsecondes. Nous comparerons ces résultats avec d'autres propriétés de source telles que l'émission à d'autres longueurs d'onde (optique, rayons X, rayons gamma) et la structure à de plus grandes échelles spatiales, comme celle observée avec le VLBI. De cette façon, nous espérons en savoir plus sur ces sources de température très compactes et à haute luminosité, et aussi, dans le processus, en savoir plus sur les propriétés du milieu interstellaire de notre propre galaxie.
Il semble que la raison de la scintillation très rapide dans certaines sources est que l '«écran de diffusion» à plasma provoquant l'essentiel de la scintillation est assez proche, à moins de 100 années-lumière du système solaire. Ces «écrans» à proximité sont apparemment assez rares. Notre enquête a trouvé très peu de scintillateurs rapides, ce qui était quelque peu surprenant car deux des trois scintillateurs les plus rapides connus ont été découverts par hasard. Nous pensions qu'il pourrait y avoir beaucoup plus de telles sources!
Source d'origine: Astrobiology Magazine
