Credito immagine: Hubble
La galassia a spirale PGC 69457 si trova vicino al confine delle costellazioni autunnali Pegaso e Acquario a circa 3 gradi a sud della terza magnitudine Theta Pegasi, ma non estrarre quel rifrattore da 60 mm per cercarlo. La galassia è in realtà a circa 400 milioni di anni luce di distanza e ha una luminosità apparente di magnitudine 14,5. Quindi il prossimo autunno potrebbe essere un buon momento per incontrare quel tuo amico 'astro-dado' che si dirige sempre verso il tramonto per allontanarsi dalle luci della città sfoggiando uno strumento amatoriale più grande, molto più grande ...
Ma ci sono un sacco di galassie di 14a magnitudine nel cielo: cosa rende PGC 69457 così speciale?
Per cominciare, la maggior parte delle galassie non 'blocca' la vista di un quasar ancora più distante (QSO2237+0305). E se ne esistessero altri, pochi hanno la giusta distribuzione di corpi ad alta densità necessari per far 'piegare' la luce in modo che un oggetto altrimenti invisibile sia visibile. Con PGC 69457 ottieni non una, ma quattro viste separate di 17a magnitudine dello stesso quasar per il problema di impostare un dobson tubolare a traliccio da 20 pollici. Ne vale la pena? (Puoi dire 'quadruplica il tuo piacere di osservazione'?)
Ma il fenomeno dietro una tale visione è ancora più interessante per gli astronomi professionisti. Cosa possiamo imparare da un effetto così unico?
La teoria è già ben consolidata - Albert Einstein l'ha predetta nella sua 'Teoria della relatività generale' del 1915. L'idea centrale di Einstein era che un osservatore in fase di accelerazione e uno fermo in un campo gravitazionale non potevano dire la differenza tra i due sul loro 'peso ”. Esplorando appieno questa idea, è diventato chiaro che non solo la materia, ma anche la luce (pur essendo priva di massa) subisce lo stesso tipo di confusione. Per questo motivo, la luce che si avvicina a un campo gravitazionale con un angolo viene 'accelerata verso' la fonte della gravità, ma poiché la velocità della luce è costante, tale accelerazione influisce solo sul percorso e sulla lunghezza d'onda della luce, non sulla sua velocità effettiva.
La lente gravitazionale stessa è stata rilevata per la prima volta durante l'eclissi solare totale del 1919. Questo è stato visto come un leggero spostamento nelle posizioni delle stelle vicino alla corona solare catturate su lastre fotografiche. A causa di questa osservazione, ora sappiamo che non hai bisogno di una lente per piegare la luce - e nemmeno dell'acqua per rifrangere l'immagine di quelle Koi che nuotano nello stagno. La luce come la materia prende il percorso di minor resistenza e ciò significa seguire la curva gravitazionale dello spazio così come la curva ottica di una lente. La luce di QSO2237+0305 sta solo facendo ciò che viene naturalmente navigando sui contorni dello 'spazio-tempo' che si inarca attorno a stelle dense che giacciono lungo la linea di vista da una fonte lontana attraverso una galassia più vicina. La cosa veramente interessante della Croce di Einstein si riduce a ciò che ci dice su tutte le masse coinvolte: quelle nella galassia che rifrange la luce e la Big One nel cuore del quasar che la genera.
Nel loro articolo 'Ricostruzione delle curve di luce microlensing della Croce di Einstein', l'astrofisico coreano Dong-Wook Lee (et al) della Sejong University in associazione con l'astrofisico belga J. Surdez (et al) dell'Università di Liegi, ha trovato prove di un disco di accrescimento che circonda il buco nero in Quasar QSO2237+0305. Come è possibile una cosa del genere alle distanze coinvolte?
Le lenti in generale 'raccolgono e focalizzano la luce' e quelle 'lenti gravitazionali' (Lee almeno postula un minimo di cinque corpi a bassa massa ma altamente condensati) all'interno di PGC 69457, fanno lo stesso. In questo modo, la luce di un quasar che normalmente viaggerebbe molto lontano dai nostri strumenti 'avvolge' la galassia per venire verso di noi. Per questo motivo 'vediamo' 100.000 volte più dettagli di quanto altrimenti possibile. Ma c'è un problema: nonostante la risoluzione 100.000 volte maggiore, vediamo ancora solo la luce, non i dettagli. E poiché ci sono diverse masse che rifrangono la luce nella galassia, vediamo più di una vista del quasar.
Per ottenere informazioni utili dal quasar, è necessario raccogliere la luce per lunghi periodi di tempo (da mesi ad anni) e utilizzare algoritmi analitici speciali per raccogliere i dati risultanti. Il metodo utilizzato da Lee e soci si chiama LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE stesso è l'acronimo di High Amplification Events). Utilizzando LOHCAM e i dati disponibili da OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) e GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), il team ha determinato non solo che LOHCAM funziona come sperato, ma che QSO2237+0305 può includere un disco di accrescimento rilevabile (da cui attinge materia per alimentare il suo motore leggero). Il team ha anche determinato la massa approssimativa del buco nero dei quasar, la dimensione della regione ultravioletta che si irradia da esso e ha stimato il movimento trasversale del buco nero mentre si muove rispetto alla galassia a spirale.
Si pensa che il buco nero centrale in Quasar QSO2237+0305 abbia una massa combinata di 1,5 miliardi di soli, un valore che rivaleggia con quello dei più grandi buchi neri centrali mai scoperti. Un tale numero di massa rappresenta l'1 percento del numero totale di stelle nella nostra galassia, la Via Lattea. Nel frattempo e per confronto, il buco nero di QSO2237+0305 è circa 50 volte più massiccio di quello al centro della nostra galassia.
Sulla base dei 'doppi picchi' di luminosità del quasar, Lee et al hanno utilizzato LOHCAM per determinare anche la dimensione del disco di accrescimento di QSO2237+0305, il suo orientamento e hanno rilevato una regione centrale di oscuramento attorno al buco nero stesso. Il disco stesso ha un diametro di circa 1/3 di anno luce ed è rivolto verso di noi.
Impressionato? Bene, aggiungiamo anche che il team ha determinato il numero minimo di microlenti e relative masse trovate nella galassia lensing. A seconda della velocità trasversale assunta (nella modellazione LOHCAM), la gamma più piccola da quella di un gigante gassoso - come il pianeta Giove - a quella del nostro Sole.
Allora come funziona questa cosa del 'buco'?
I progetti OGLE e GLIPT hanno monitorato i cambiamenti nell'intensità della luce visiva in streaming verso di noi da ciascuna delle quattro viste di 17a magnitudine del quasar. Poiché la maggior parte dei quasar sono irrisolvibili, a causa delle loro grandi distanze nello spazio, al telescopio. Le fluttuazioni di luminosità sono viste solo come un singolo punto di dati basato sulla luminosità dell'intero quasar. Tuttavia, QSO2237+0305 presenta quattro immagini del quasar e ogni immagine evidenzia la luminosità proveniente da una diversa prospettiva del quasar. Monitorando telescopicamente tutte e quattro le immagini contemporaneamente, è possibile rilevare e registrare lievi variazioni nell'intensità dell'immagine in termini di grandezza, data e ora. Nel corso di diversi mesi o anni, può verificarsi un numero considerevole di tali 'eventi ad alta amplificazione'. I modelli che emergono dal loro verificarsi (da una vista di 17a magnitudine all'altra) possono quindi essere analizzati per mostrare movimento e intensità. Da questo è possibile una visione ad altissima risoluzione della struttura normalmente invisibile all'interno del quasar.
Tu e il tuo amico con quel dob-newton da 20 pollici potreste farlo?
Certo, ma non senza alcune apparecchiature molto costose e una buona padronanza di alcuni complessi algoritmi di imaging matematico. Un buon punto di partenza, tuttavia, potrebbe essere semplicemente guardare la galassia e restare con la croce per un po'...
Scritto da Jeff Barbour