เครดิตภาพ: จันทรา
ลองนึกภาพการสร้างกล้องโทรทรรศน์ธรรมชาติที่ทรงพลังกว่ากล้องโทรทรรศน์อื่น ๆ ที่ใช้งานอยู่ในปัจจุบัน จากนั้นลองจินตนาการถึงการใช้มันเพื่อดูใกล้กับขอบของหลุมดำที่ปากของมันเปรียบเสมือนเจ็ทที่ก่อตัวเป็นอนุภาคที่มีประจุที่ร้อนมากและกระจายพวกมันไปหลายล้านปีแสงสู่อวกาศ งานนี้ดูเหมือนจะนำไปสู่การไม่กลับคืนมาซึ่งเป็นจุดที่มีความรุนแรงสี่พันล้านปีแสงจากโลก สถานที่นั้นเรียกว่าควาซาร์ชื่อ PKS 1257-326 แสงระยิบระยับในท้องฟ้าได้รับชื่อ 'blazar' ที่น่าดึงดูดยิ่งขึ้นซึ่งหมายความว่ามันเป็นควาซาร์ที่แตกต่างกันอย่างมากในความสว่างและอาจปกปิดหลุมดำด้านในที่ลึกลับกว่าด้วยพลังแรงโน้มถ่วงมหาศาล
ความยาวของกล้องโทรทรรศน์จำเป็นต้องส่องเข้าไปในปากของ blazar จะต้องมีขนาดมหึมากว้างประมาณหนึ่งล้านกิโลเมตร แต่ทีมนักดาราศาสตร์ชาวออสเตรเลียและยุโรปค้นพบเลนส์ธรรมชาติเช่นนั้น เลนส์ของมันช่างเป็นเมฆก๊าซ ความคิดเรื่องกล้องโทรทรรศน์ธรรมชาติที่กว้างใหญ่นั้นดูสง่าเกินกว่าที่จะหลีกเลี่ยงได้
เทคนิคการขนานนามว่า 'การสังเคราะห์ Earth-Orbit' ได้รับการระบุไว้เป็นครั้งแรกโดยดร. Jean-Pierre Macquart จากมหาวิทยาลัยโกรนินเจ็นในประเทศเนเธอร์แลนด์และดร. เดวิด Jauncey ของ CSIRO ในบทความที่ตีพิมพ์ในปี 2545 ประมาณ 10 ไมโครวินาทีซึ่งเทียบเท่ากับการเห็นก้อนน้ำตาลบนดวงจันทร์จากโลก
“ นั่นเป็นรายละเอียดที่ดีกว่าร้อยเท่าที่เราเห็นด้วยเทคนิคปัจจุบันทางดาราศาสตร์” ดร. เฮย์เลย์บิกนัลผู้ซึ่งเพิ่งสำเร็จการศึกษาระดับปริญญาเอกของเธอที่มหาวิทยาลัยแอดิเลดกล่าวและตอนนี้อยู่ที่ JIVE สถาบันร่วมสำหรับ ในยุโรป. “ มันดีกว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเป็นหมื่นเท่า และมันก็มีประสิทธิภาพเทียบเท่ากับเลนส์ออพติคอลและกล้องโทรทรรศน์เอกซ์เรย์ในอนาคต”
Bignall ทำการสำรวจด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุกระชับเรย์ CSIRO Australia ในออสเตรเลียตะวันออก เมื่อเธออ้างถึงไมโครวินาทีนั่นคือการวัดขนาดเชิงมุมหรือว่าวัตถุมีลักษณะใหญ่เพียงใด หากตัวอย่างเช่นท้องฟ้าถูกแบ่งตามองศาเป็นซีกโลกหน่วยจะอยู่ที่หนึ่งในสามของหนึ่งในพันล้านส่วนของหนึ่งองศา
กล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดทำงานอย่างไร การใช้ความอึกทึกในก้อนเมฆก๊าซไม่ใช่สิ่งที่ไม่คุ้นเคยสำหรับนักดูกลางคืน กาแลคซีของเรามีบรรยากาศที่มองไม่เห็นที่คล้ายกันของอนุภาคที่มีประจุซึ่งเติมเต็มช่องว่างระหว่างดาว การจับกลุ่มของก๊าซนี้ตามธรรมชาติสามารถสร้างเลนส์ได้เช่นเดียวกับการเปลี่ยนแปลงความหนาแน่นจากการโค้งงอของอากาศสู่กระจกและโฟกัสแสงในสิ่งที่กาลิเลโอเห็นเป็นครั้งแรกเมื่อเขาเล็งกล้องโทรทรรศน์แรกของเขาไปทางดาว เอฟเฟกต์นี้เรียกว่าประกายระยิบระยับและเมฆทำหน้าที่เหมือนเลนส์
การดูดีกว่าคนอื่นอาจเป็นเรื่องน่าทึ่ง แต่จะตัดสินใจได้อย่างไรว่าควรมองที่ใดก่อน ทีมสนใจโดยเฉพาะอย่างยิ่งการใช้ 'การสังเคราะห์ Earth-Orbit' เพื่อมองใกล้หลุมดำในควาซาร์ซึ่งเป็นแกนกาแลคซีไกลโพ้นที่สว่างเป็นพิเศษ ควาซาร์เหล่านี้รองรับมุมเล็ก ๆ บนท้องฟ้าเพื่อเป็นจุดแสงหรือการเปล่งคลื่นวิทยุ ในช่วงคลื่นวิทยุควาซาร์บางแห่งมีขนาดเล็กพอที่จะกระพริบตาในชั้นบรรยากาศกาแล็กซี่ของเราที่มีอนุภาคที่มีประจุซึ่งเรียกว่าตัวกลางระหว่างดวงดาวที่แตกตัวเป็นไอออน ควาซาร์กระพริบตาหรือเปลี่ยนแปลงช้ากว่าดาววิบวับอย่างมากอาจเชื่อมโยงกับดาวที่มองเห็นได้ ดังนั้นผู้สังเกตการณ์ต้องอดทนรอดูพวกเขาแม้จะต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุด การเปลี่ยนแปลงใด ๆ ในเวลาน้อยกว่าหนึ่งวันถือว่ารวดเร็ว scintillators ที่เร็วที่สุดมีสัญญาณว่ากำลังสองหรือสามเท่าในระยะเวลาน้อยกว่าหนึ่งชั่วโมง ในความเป็นจริงการสังเกตที่ดีที่สุดได้รับประโยชน์จากการเคลื่อนไหวประจำปีของโลกเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงรายปีให้ภาพที่สมบูรณ์อาจทำให้นักดาราศาสตร์เห็นการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงในปากของหลุมดำเจ็ต นั่นเป็นหนึ่งในเป้าหมายของทีม:“ เพื่อดูภายในหนึ่งในสามของปีแสงของฐานพ่นไอพ่นเหล่านี้” ตามข้อมูลจากดร. เดวิด Jauncey ของ CSIRO “ นั่นคือ“ จุดจบของธุรกิจ” ที่มีการสร้างไอพ่น”
เป็นไปไม่ได้ที่จะ "มองเห็น" ในหลุมดำเนื่องจากดาวที่ยุบตัวเหล่านี้มีความหนาแน่นสูงมากจนแรงโน้มถ่วงที่ครอบงำของพวกมันไม่ยอมให้แสงสว่างหลบหนี มีเพียงพฤติกรรมของสสารที่อยู่นอกขอบฟ้าที่ไกลออกไปจากหลุมดำเท่านั้นที่สามารถส่งสัญญาณว่ามีอยู่จริง กล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดอาจช่วยให้นักดาราศาสตร์เข้าใจขนาดของเจ็ทที่ฐานของมันรูปแบบของสนามแม่เหล็กที่นั่นและวิธีที่เจ็ตวิวัฒนาการตลอดเวลา ดร. แมคควอร์ตกล่าวว่า“ เราสามารถมองหาการเปลี่ยนแปลงได้เมื่อสสารอยู่ใกล้หลุมดำ
นิตยสาร Astroiology มีโอกาสพูดคุยกับ Hayley Bignall เกี่ยวกับวิธีการสร้างกล้องโทรทรรศน์จากเมฆก๊าซและทำไมการมองลึกลงไปกว่าใครบางคนก่อนจึงอาจให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับเหตุการณ์ที่น่าทึ่งใกล้หลุมดำ นิตยสาร Astroiology (AM): คุณสนใจใช้เมฆก๊าซเป็นส่วนหนึ่งของการมุ่งเน้นตามธรรมชาติเพื่อแก้ไขวัตถุที่อยู่ห่างไกลได้อย่างไร?
Hayley Bignall (HB): ความคิดในการใช้ interintellar scintillation (ISS) ซึ่งเป็นปรากฏการณ์เนื่องจากคลื่นวิทยุกระจัดกระจายใน "เมฆ" ที่ปนเปื้อนในกาแลคซีที่แตกตัวเป็นไอออนเพื่อแก้ปัญหาวัตถุขนาดกะทัดรัดที่อยู่ห่างไกลจริงๆ บรรทัดการวิจัยดังนั้นฉันจะร่างเค้าโครงของประวัติศาสตร์เล็กน้อย
ในปี 1960 นักดาราศาสตร์วิทยุใช้ scintillation อีกชนิดเป็นประกายดาวฤกษ์เนื่องจากการกระเจิงของคลื่นวิทยุในลมสุริยะเพื่อวัด sub-arcsecond (1 arcsecond = 1/3600 องศาของขนาดส่วนโค้ง) สำหรับแหล่งวิทยุ นี่คือความละเอียดสูงกว่าที่จะทำได้โดยวิธีอื่นในเวลา แต่การศึกษาเหล่านี้ส่วนใหญ่ลดลงตามข้างกับการถือกำเนิดของ Very Long Baseline Interferometry (VLBI) ในช่วงปลายทศวรรษ 1960 ซึ่งอนุญาตให้ถ่ายภาพโดยตรงจากแหล่งวิทยุที่มีความละเอียดเชิงมุมสูงมาก - วันนี้ VLBI บรรลุความคมชัดดีกว่ามิลลิวินาที
โดยส่วนตัวแล้วฉันสนใจในการใช้ดวงดาวที่เป็นประกายของดวงดาวผ่านการมีส่วนร่วมในการศึกษาความแปรปรวนของแหล่งกำเนิดสัญญาณวิทยุโดยเฉพาะอย่างยิ่งความแปรปรวนของ "blazars" Blazar เป็นชื่อลวงที่นำไปใช้กับวัตถุควาซาร์และวัตถุ BL Lacertae - นั่นคือ Active Galactic Nuclei (AGN) ซึ่งอาจมีหลุมดำมวลยวดยิ่งเป็น "ศูนย์กลางเครื่องยนต์" ซึ่งมีพลังไอพ่นอันทรงพลังซึ่งเปล่งประกายชี้ไปเกือบตรง .
จากนั้นเราจะเห็นผลกระทบของความสัมพันธ์ของการยิ้มแย้มแจ่มใสในการแผ่รังสีจากเจ็ทรวมถึงความแปรปรวนอย่างรวดเร็วของความเข้มของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งจากคลื่นวิทยุไปจนถึงรังสีแกมม่าพลังงานสูง ความแปรปรวนที่สังเกตได้ส่วนใหญ่ในวัตถุเหล่านี้สามารถอธิบายได้ แต่มีปัญหา: แหล่งที่มาบางแห่งแสดงความแปรปรวนทางวิทยุในเวลาอันรวดเร็วมาก หากความแปรปรวนในช่วงเวลาสั้น ๆ ที่ความยาวคลื่น (เซนติเมตร) ยาวดังกล่าวนั้นมีอยู่จริงภายในแหล่งกำเนิดพวกเขาจะร้อนเกินกว่าที่จะอยู่รอบ ๆ เป็นเวลาหลายปี แหล่งที่มาที่ร้อนควรแผ่พลังงานทั้งหมดออกไปอย่างรวดเร็วเช่นรังสีเอกซ์และรังสีแกมม่า ในทางตรงกันข้ามเป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าการส่องแสงระหว่างดวงดาวมีผลกระทบต่อคลื่นวิทยุ ดังนั้นคำถามที่ว่าความแปรปรวนทางวิทยุที่รวดเร็วมากนั้นจริง ๆ แล้วคือสถานีอวกาศนานาชาติหรือที่อยู่ภายในแหล่งที่มานั้นเป็นสิ่งสำคัญที่จะต้องแก้ไข
ในระหว่างการวิจัยระดับปริญญาเอกของฉันฉันพบว่าความแปรปรวนอย่างรวดเร็วในควาซาร์ (บลาซาร์) PKS 1257-326 ซึ่งเป็นหนึ่งในสามตัวแปรวิทยุที่เร็วที่สุดที่เคยสังเกต AGN เพื่อนร่วมงานของฉันและฉันสามารถแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าความแปรปรวนทางวิทยุอย่างรวดเร็วนั้นเกิดจากสถานีอวกาศนานาชาติ [ระยิบระยับ] กรณีของแหล่งข้อมูลพิเศษนี้ถูกเพิ่มเข้าไปในหลักฐานการติดตั้งที่ความแปรปรวนของวิทยุภายในวันโดยทั่วไปมีสาเหตุหลักมาจากสถานีอวกาศนานาชาติ
แหล่งที่มาซึ่งแสดงสถานีอวกาศนานาชาติต้องมีขนาดเล็กมากไมโครวินาทีขนาดเชิงมุม สามารถใช้การสังเกตการณ์สถานีอวกาศนานาชาติเพื่อจัดทำโครงสร้างแหล่งที่มา "แผนที่" ด้วยความละเอียดระดับไมโครวินาที นี่เป็นความละเอียดที่สูงกว่า VLBI ที่สามารถทำได้ เทคนิคนี้ได้อธิบายไว้ในรายงานฉบับปี 2002 โดยดร. ฌองปิแอร์มาควอร์ตและเพื่อนร่วมงานของฉันสองคนคือดร. เดวิด Jauncey
Quasar PKS 1257-326 พิสูจน์แล้วว่าเป็น“ หนูตะเภา” ที่ดีมากซึ่งแสดงให้เห็นว่าเทคนิคนี้ใช้งานได้จริง
AM: ทุกคนสามารถมองเห็นหลักการของแสงระยิบระยับแม้จะไม่มีกล้องโทรทรรศน์ถูกต้อง - ที่ซึ่งดาวฤกษ์กระพริบตาเพราะมันครอบคลุมมุมเล็ก ๆ บนท้องฟ้า (อยู่ไกลมาก) แต่ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะของเราไม่ส่องแสงอย่างชัดเจน นี่เป็นการเปรียบเทียบที่เป็นธรรมของหลักการในการประมาณระยะทางด้วยการมองเห็นเป็นประกายหรือไม่?
HB: การเปรียบเทียบกับการมองเห็นดาวระยับเป็นผลมาจากการส่องแสงในชั้นบรรยากาศ (เนื่องจากความปั่นป่วนและความผันผวนของอุณหภูมิในชั้นบรรยากาศของโลก) เป็นสิ่งที่ยุติธรรม ปรากฏการณ์พื้นฐานเหมือนกัน เราไม่เห็นดาวเคราะห์ระยิบระยับเพราะมันมีขนาดเชิงมุมที่ใหญ่กว่ามากแสงระยิบระยับนั้นจะ“ เล็ดลอดออกมา” เหนือเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ ในกรณีนี้แน่นอนว่าเป็นเพราะดาวเคราะห์อยู่ใกล้เรามากจนพวกมันสามารถทำมุมให้ใหญ่กว่าท้องฟ้าได้
การแวววาวนั้นไม่มีประโยชน์จริง ๆ สำหรับการประมาณระยะทางสู่ควาซาร์ แต่: วัตถุที่อยู่ไกลออกไปจะไม่ได้มีขนาดเชิงมุมที่เล็กกว่าเสมอไป ตัวอย่างเช่นพัลซาร์ทั้งหมด (ดาวนิวตรอนหมุน) ในกาแล็กซี่ของเราเป็นประกายเพราะพวกมันมีขนาดมุมเล็กมากเล็กกว่าควาซาร์ใด ๆ แม้ว่าควาซาร์มักจะอยู่ห่างออกไปหลายพันล้านปีแสง ในความเป็นจริงประกายถูกนำมาใช้ในการประเมินระยะทางพัลซาร์ แต่สำหรับควาซาร์มีปัจจัยหลายอย่างที่อยู่นอกเหนือระยะทางซึ่งส่งผลกระทบต่อขนาดมุมเชิงมุมของพวกมันและทำให้เกิดความซับซ้อนมากขึ้นในระยะทางจักรวาลขนาดของวัตถุนั้นไม่แปรเปลี่ยนไปตามระยะทางที่ตรงกันข้าม โดยทั่วไปวิธีที่ดีที่สุดในการประมาณระยะทางกับควาซาร์คือการวัด redshift ของสเปกตรัมแสง จากนั้นเราสามารถแปลงสเกลเชิงมุมที่วัดได้ (เช่นจากการส่องแสงหรือการสังเกต VLBI) เป็นสเกลเชิงเส้นที่ Redshift ของแหล่งที่มา
AM: กล้องโทรทรรศน์ดังที่อธิบายไว้นำเสนอตัวอย่างควาซาร์ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ มีข้อ จำกัด ตามธรรมชาติสำหรับประเภทของแหล่งที่มาหรือความยาวของการสังเกตหรือไม่?
HB: มีการตัดขนาดเชิงมุมซึ่งเกินกว่าที่ประกายจะได้รับ "ดับ" เราสามารถนึกภาพการกระจายความสว่างของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุในฐานะที่เป็น "แพทช์" ที่ส่องประกายอย่างอิสระในขนาดที่กำหนดดังนั้นเมื่อแหล่งกำเนิดใหญ่ขึ้นจำนวนแพตช์ดังกล่าวจะเพิ่มขึ้นและในที่สุดก็จะส่องแสงเหนือค่าเฉลี่ยทั้งหมด หยุดสังเกตการเปลี่ยนแปลงใด ๆ เลย จากการสังเกตก่อนหน้านี้เรารู้ว่าสำหรับแหล่งกำเนิดเอกภพเอกภพรูปร่างของคลื่นความถี่วิทยุมีส่วนเกี่ยวข้องกับความกะทัดรัดของแหล่งกำเนิด - แหล่งที่มาของสเปกตรัมคลื่นวิทยุ“ แบน” หรือ“ กลับหัว” (เช่นความหนาแน่นของฟลักซ์เพิ่มขึ้นต่อความยาวคลื่นสั้น) กะทัดรัดที่สุด สิ่งเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเป็น "blazar" - แหล่งที่มาประเภท
เท่าที่ความยาวของการสังเกตมีความจำเป็นต้องได้รับตัวอย่างที่เป็นอิสระจำนวนมากของรูปแบบประกาย นี่เป็นเพราะประกายเป็นกระบวนการสุ่มและเราจำเป็นต้องรู้สถิติของกระบวนการเพื่อดึงข้อมูลที่เป็นประโยชน์ สำหรับ scintillators ที่รวดเร็วเช่น PKS 1257-326 เราสามารถได้รับตัวอย่างที่เพียงพอของรูปแบบการส่องประกายแวววาวจากเซสชั่นการสังเกต 12 ชั่วโมงโดยทั่วไป ต้องใช้เครื่องตรวจจับแสงซินทิลเลเตอร์ที่ช้ากว่าหลายวันเพื่อรับข้อมูลเดียวกัน อย่างไรก็ตามมีบางสิ่งที่ไม่ทราบที่จะแก้ปัญหาเช่นความเร็วจำนวนมากของ "หน้าจอ" ที่กระจัดกระจายในสื่อกาแลคซีระหว่างดวงดาว (ISM) โดยการสังเกตเป็นระยะ ๆ ตลอดทั้งปีเราสามารถแก้ปัญหาความเร็วนี้ได้และที่สำคัญเรายังได้รับข้อมูลสองมิติเกี่ยวกับรูปแบบที่เป็นประกายและด้วยเหตุนี้โครงสร้างแหล่งที่มา เมื่อโลกหมุนรอบดวงอาทิตย์เราจะตัดผ่านรูปแบบแสงแวววาวในมุมต่าง ๆ อย่างมีประสิทธิภาพเนื่องจากความเร็วของโลก / ISM สัมพัทธ์แตกต่างกันไปในแต่ละปี กลุ่มวิจัยของเราขนานนามเทคนิคนี้ว่า "การสังเคราะห์วงโคจรของโลก" ซึ่งคล้ายกับ "การสังเคราะห์การหมุนของโลก" ซึ่งเป็นเทคนิคมาตรฐานในการแทรกสอดทางวิทยุ
AM: ประมาณการล่าสุดของจำนวนดาวบนท้องฟ้าคาดว่ามีดาวมากกว่าสิบเท่าในจักรวาลที่รู้จักกันดีกว่าเม็ดทรายบนโลก คุณช่วยอธิบายได้ไหมว่าทำไมเครื่องบินเจ็ตและหลุมดำจึงน่าสนใจเหมือนวัตถุที่ยากต่อการแก้ไขแม้จะใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศในปัจจุบันและอนาคตเช่นฮับเบิลและจันทรา
HB: วัตถุที่เรากำลังศึกษาอยู่เป็นปรากฏการณ์ที่มีพลังมากที่สุดในจักรวาล AGN สามารถสูงถึง ~ 1,013 (10 ต่อกำลัง 13 หรือ 10,000 ล้านล้านเท่า) ส่องสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ พวกมันเป็น "ห้องปฏิบัติการ" ที่มีเอกลักษณ์สำหรับฟิสิกส์พลังงานสูง นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ต้องการที่จะเข้าใจกระบวนการที่เกี่ยวข้องในการสร้างไอพ่นอันทรงพลังเหล่านี้อย่างยิ่งใกล้กับหลุมดำมวลมหาศาล การใช้ประกายเพื่อแก้ไขบริเวณด้านในของไอพ่นวิทยุเรากำลังใกล้ชิดกับ“ หัวฉีด” ซึ่งเป็นรูปแบบของเจ็ท - ใกล้กับแอ็คชั่นเกินกว่าที่เราจะเห็นได้ด้วยเทคนิคอื่นใด!
AM: ในรายงานการวิจัยของคุณคุณชี้ให้เห็นว่าความเร็วและความแรงของสัญญาณวิทยุแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับขนาดและรูปร่างของแหล่งกำเนิดวิทยุขนาดและโครงสร้างของเมฆก๊าซความเร็วและทิศทางของโลกขณะเดินทางรอบดวงอาทิตย์ และความเร็วและทิศทางที่เมฆก๊าซกำลังเคลื่อนที่ มีข้อสมมติฐานในตัวเกี่ยวกับรูปร่างของแก๊สคลาวด์ 'เลนส์' หรือรูปร่างของวัตถุที่สังเกตซึ่งสามารถเข้าถึงได้ด้วยเทคนิคหรือไม่?
วงแหวนเนบิวลาถึงแม้ว่าจะไม่มีประโยชน์ในการถ่ายภาพ แต่มีลักษณะเป็นนัยของเลนส์กล้องไกล ไลรา 2,000 ปีที่อยู่ไกลออกไปในทิศทางของกลุ่มดาววงแหวนนี้ก่อตัวขึ้นในช่วงปลายของชีวิตของดาวชั้นในเมื่อมันทำให้ชั้นก๊าซชั้นนอกหนาและขยายตัว เครดิต: NASA Hubble HST
HB: แทนที่จะนึกถึงเมฆก๊าซบางทีมันอาจจะแม่นยำกว่าที่จะแสดงภาพ“ หน้าจอ” การเปลี่ยนเฟสของก๊าซไอออไนซ์หรือพลาสมาซึ่งประกอบด้วยเซลล์จำนวนมากของความปั่นป่วน สมมติฐานหลักที่เข้าสู่แบบจำลองคือขนาดสเกลของความผันผวนที่ปั่นป่วนตามสเปกตรัมพลังงาน - นี่น่าจะเป็นสมมติฐานที่สมเหตุสมผลจากสิ่งที่เรารู้เกี่ยวกับคุณสมบัติทั่วไปของความปั่นป่วน ความปั่นป่วนอาจยืดออกเป็นพิเศษในทิศทางที่เฉพาะเจาะจงเนื่องจากโครงสร้างสนามแม่เหล็กในพลาสมาและในหลักการเราสามารถรับข้อมูลบางอย่างจากรูปแบบประกายที่สังเกตได้ นอกจากนี้เรายังได้รับข้อมูลบางอย่างจากรูปแบบที่เป็นประกายเกี่ยวกับรูปร่างของวัตถุที่สังเกตดังนั้นจึงไม่มีสมมติฐานในตัวเกี่ยวกับเรื่องนี้แม้ว่าในขั้นตอนนี้เราสามารถใช้แบบจำลองที่เรียบง่ายเพื่ออธิบายโครงสร้างของแหล่งที่มา
AM: Scintillators ที่รวดเร็วเป็นเป้าหมายที่ดีสำหรับการขยายขีดความสามารถของวิธีการหรือไม่?
HB: scintillators ที่รวดเร็วนั้นดีเพียงเพราะว่าพวกเขาไม่ต้องการเวลาในการสังเกตมากนักเพราะ scintillators ที่ช้ากว่าจึงจะได้รับข้อมูลจำนวนเท่ากัน สามชั่วโมงแรกภายในเครื่องส่องแสงได้สอนเรามากมายเกี่ยวกับกระบวนการประกายและเกี่ยวกับวิธีการทำ "การสังเคราะห์วงโคจรโลก"
AM: มีผู้สมัครเพิ่มเติมที่วางแผนไว้สำหรับการสังเกตการณ์ในอนาคตหรือไม่?
HB: เพื่อนร่วมงานของฉันและฉันเพิ่งจะทำการสำรวจครั้งใหญ่โดยใช้ Array Large Large ใน New Mexico เพื่อค้นหาแหล่งวิทยุที่เป็นประกายใหม่ ผลลัพธ์แรกของการสำรวจครั้งนี้นำโดยดร. จิมโลเวลล์จากศูนย์กล้องโทรทรรศน์แห่งชาติออสเตรเลีย (ATNF) ของ CSIRO ซึ่งตีพิมพ์เมื่อเร็ว ๆ นี้ในวารสารดาราศาสตร์ (ตุลาคม 2546) จากแหล่งวิทยุคลื่นความถี่วิทยุ 700 แห่งพบว่าเราพบแหล่งข้อมูลมากกว่า 100 แหล่งซึ่งแสดงให้เห็นถึงความแปรปรวนอย่างรุนแรงในระยะเวลา 3 วัน เรากำลังดำเนินการติดตามผลเพื่อเรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับโครงสร้างของแหล่งกำเนิดบนเครื่องชั่งขนาดเล็กพิเศษขนาดไมโครวินาที เราจะเปรียบเทียบผลลัพธ์เหล่านี้กับคุณสมบัติแหล่งข้อมูลอื่นเช่นการปล่อยที่ความยาวคลื่นอื่น (ออปติคัล X-ray, แกมมา - เรย์) และโครงสร้างบนสเกลเชิงพื้นที่ขนาดใหญ่เช่นที่เห็นด้วย VLBI ด้วยวิธีนี้เราหวังว่าจะได้เรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับแหล่งอุณหภูมิความสว่างสูงขนาดกะทัดรัดเหล่านี้และในกระบวนการเรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับคุณสมบัติของสื่อระหว่างดวงดาวของ Galaxy ของเราเอง
ดูเหมือนว่าเหตุผลที่ทำให้แวววาวเร็วมากในบางแหล่งคือพลาสมา“ หน้าจอกระจาย” ซึ่งทำให้เกิดประกายแวววาวจำนวนมากอยู่ใกล้เคียงภายใน 100 ปีแสงของระบบสุริยะ เห็นได้ชัดว่า“ หน้าจอ” ใกล้เคียงเหล่านี้ค่อนข้างหายาก การสำรวจของเราพบ scintillators อย่างรวดเร็วน้อยมากซึ่งค่อนข้างน่าแปลกใจเพราะสองในสามของ scintillators ที่รู้จักกันเร็วที่สุดถูกค้นพบ serendipitously เราคิดว่าอาจมีแหล่งข้อมูลดังกล่าวอีกมากมาย!
แหล่งต้นฉบับ: นิตยสาร Astroiology
