Μετρήσεις του Chandra της λάμψης των quasar βοηθούν στη μέτρηση του ρυθμού διαστολής του Σύμπαντος

Από σελίδα του Πανεπιστημίου της Pennsylvania

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιώντας το Chandra, το διαστημικό παρατηρητήριο  των ακτίνων-Χ,   έχουν αναγνωρίσει μια τρεμοσβήνουσα, αντικατοπτρική εικόνα --είδωλο-- ενός μακρυνού quasar. Μια προσεκτική παρατήρηση αυτού του αντικατοπτρισμού μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να καθοριστεί ο ρυθμός της διαστολής του Σύμπαντος αλλά και να μετρήσουμε τις αποστάσεις των εξωγαλαξιακών αντικειμένων, που αναμφίβολα είναι δύο από τις πιο σπουδαίες επιδιώξεις της μοντέρνας αστρονομίας.

Οι George Chartas του Πανεπιστήμιο της Pennsylvania και ο Mashall W. Bautz του ΜΙΤ είναι αυτοί που παρουσίασαν τα αποτελέσματα της δουλειάς τους. "Με ένα προσεκτικό σχεδιασμένο πρόγραμμα, η παρατήρηση από το Chandra του quasar RXJ 0911.4+0551 μπορεί να οδηγήσει σε μια μέτρηση της σταθεράς του Hubble, τον ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος. Η παρατήρηση δεν θα πραγματοποιηθεί με κάτοπτρα αλλά με αντικατοπτρισμούς --τεσσάρων εικόνων ενός μοναδικού quasar που συλλαμβάνουν το φως του quasar σε διαφορετικές στιγμές του χρόνου οφειλόμενες στην ταχύτητα του φωτός και την θέση των αντικατοπτρισμών. Οι παρατηρήσεις του Chandra στον quasar RXJ 0911.4+0551 έγιναν πριν ένα χρόνο περίπου, στις 2 Νοεμβρίου 1999, χρησιμοποιώντας μια προχωρημένη τεχνική την Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS).

Τα Quasars είναι εξαιρετικά απομακρυσμένοι γαλαξίες με πυρήνες που λάμπουν με μια ένταση 10 τρισεκατομμυρίων Ηλιων, ένα φαινόμενο όμοιο με μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στην καρδιά του γαλαξία. Αυτή η απλή "σημειακή πηγή" εικόνα ενός quasar μπορεί να εμφανίζεται με τέσσερα ή πέντε πηγές-είδωλα  όταν το quasar --όπως φαίνεται από την θέση μας πάνω στη Γη-- βρίσκεται πίσω από ένα βαρυτικό φακό, όπως λόγου χάρη πίσω από ένα αμυδρό γαλαξία.

Είναι γνωστό πως ο βαρυτικός φακός είναι μια μεγάλη μάζα που εκτρέπει τις ακτίνες λόγω αλληλεπίδρασης της μάζας με τις ακτίνες που διέρχονται δίπλα της, ώστε η πηγή-αντικείμενο να φαίνεται ότι βρίσκεται σε άλλη θέση. Ετσι λόγω της εκτροπής από την ευθύγραμμη πορεία ακολουθούν διαφορετικές κατευθύνσεις έως ότου φτάσουν στη Γη. Και ο χρόνος που κάνει το φως ώσπου να έλθει σε εμάς εξαρτάται από την διαδρομή που θα ακολουθήσει.

Ενας ενδιάμεσος γαλαξίας παίζει το ρόλο ενός φακού. Ας φανταστούμε τώρα πως ο μακρυνός quasar γίνεται ξαφνικά φωτεινότερος, οι κατοπτρικές εικόνες-είδωλα του quasar τότε, θα φωτοβολήσουν εντονώτερα σε διαφορετικούς χρόνους, που εξαρτώνται από την διαφορά των καθυστερήσεων στο ταξίδι των ακτίνων. 

Κατά διαφορετικό τρόπο από τους συνηθισμένους γαλαξίες, τα quasars ποικίλλουν αρκετά στην ένταση του φωτός τους, ειδικά στη ζώνη των ακτίνων-Χ. Αυτό προκαλείται από την βίαιη και ασταθή ροή των αερίων prow την μαύρη τρύπα που συνοδεύει το quasar. Στο quasar RXJ 0911.4+0551, οι αστρονόμοι είδαν μια ξαφνική έντονη φωτοβολία των ακτίνων-Χ που κράτησε περίπου 2.000 δευτερόλεπτα. Αυτή παρατηρήθηκε σε ένα από τα τέσσερα είδωλα --αντικατοπτρικές εικόνες.

Εξήγηση σχεδίου:
Αυτο το σχέδιο είναι μια σύνθεση της εικόνας με ακτίνες-Χ των βαρυτικών φακών RXJ0911.4+551 (κορυφή) και τις φωτεινές καμπύλες των εικόνων λόγω των φακών A2 (αριστερά) και του A1 (δεξιά κάτω).
Το Chandra καθαρά αναλύει τις τέσσερις εικόνες λόγω του βαρυτικού φακού, του μακρυνού quasar (πάνω). Η απόσταση μεταξύ των ειδώλων Α1 και Α2 είναι περίπου 0.5 δεύτερα του τόξου. Μια ξαφνική λάμψη που κράτησε για περίπου 2000 sec είναι κατεγραμμένη στην εικόνα Α2 όπου η Α1 δεν έδειξε τίποτα.  Οι παρατηρήσεις του RXJ 0911.4+0551 κράτησαν για 30.000 sec. Αν οι παρατηρήσεις είχαν ξεκινήσει  νωρίτερα θα περιμέναμε την ίδια ακριβώς λάμψη να συμβεί στις εικόνες Α1 και Α3 μόλις 0.8 και 1.6 ημέρες μπροστά από την παρατηρούμενη λάμψη στην Α2. 

Μετρώντας την χρονική καθυστέρηση της αναλαμπής των 2.000 sec από κατοπτρικό είδωλο σε άλλο μπορούμε να πάρουμε την απόλυτη απόσταση έως τους ενδιάμεσους γαλαξίες --εκτροπείς των ακτίνων-- και μπορούν έτσι να χρησιμοποιηθούν για να υπολογιστεί ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος. Ο Sjur Refsdal ήταν ο πρώτος που πρότεινε αυτή την υποσχόμενη μέθοδο από το 1964. Η μέθοδος αυτή αποφεύγει πολλές αβεβαιότητες που σχετίζονται με τις κλασσικές τεχνικές που χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση της σταθεράς του Hubble.

Η κύρια δυσκολία στη μέτρηση χρονικών καθυστερήσεων είναι πως η φωτεινότητα της κάθε εικόνας-είδωλο πρέπει να απεικονισθεί προσεκτικά αρκετό χρόνο. Οι περισσότερες προσπάθειες στη μέτρηση χρονικών καθυστερήσεων έως τώρα έχουν γίνει στην οπτική και ραδιοφωνική περιοχή. Οι μέτριες μεταβλητότητες των quasars σε αυτές τις ζώνες συχνοτήτων πάντως, έκαναν αυτή τη μέθοδο εξαιρετικά δύσκολη για να λάβουν ακριβή όρια στις χρονικές καθυστερήσεις. Για παράδειγμα αυτό έχει πάρει σχεδόν 20 χρόνια οπτικών και ραδιοφωνικών παρατηρήσεων για να έχουμε ένα παραδεκτό καθυστερημένο χρόνο των 3% στο quasar Q0957+561.

Η ομάδα των αστρονόμων του ΜΙΤ και του Πολιτειακού Πανεπιστημίου της Πενσυλβάνιας σκοπεύει να χρησιμοποιήσει τη μέθοδο των βαρυτικών φακών στο κοντινό μέλλον σε αρκετά συστήματα χρησιμοποιώντας τον Chandra και τα παρατηρητήρια XMM-Newton των ακτίνων-X.