Πιστωτική εικόνα: ESO
Εκπληρώνοντας ένα παλιό όνειρο των αστρονόμων, οι παρατηρήσεις με το Ιντερφερόμετρο πολύ μεγάλου τηλεσκοπίου (VLTI) στο Παρατηρητήριο ESO Paranal (Χιλή) έχουν πλέον καταστήσει δυνατή τη λήψη μιας σαφούς εικόνας του άμεσου περιβάλλοντος της μαύρης τρύπας στο κέντρο ενός ενεργού γαλαξία . Τα νέα αποτελέσματα αφορούν τον σπειροειδή γαλαξία NGC 1068, που βρίσκεται σε απόσταση περίπου 50 εκατομμυρίων ετών φωτός.
Δείχνουν μια διαμόρφωση συγκριτικά ζεστής σκόνης (περίπου 50 ° C) διαμέτρου 11 έτη φωτός και πάχους 7 ετών φωτός, με εσωτερική, θερμότερη ζώνη (500 ° C), πλάτους περίπου 2 ετών φωτός.
Αυτές οι απεικονιστικές και φασματικές παρατηρήσεις επιβεβαιώνουν την τρέχουσα θεωρία ότι οι μαύρες τρύπες στα κέντρα των ενεργών γαλαξιών περικλείονται σε μια παχιά δομή αερίου και σκόνης σε σχήμα ντόνατ που ονομάζεται «torus».
Για τη συγκεκριμένη μελέτη, το πρώτο του είδους του εξωγαλαξιακού αντικειμένου μέσω υπερύθρων ιντερφερομετρίας μακράς γραμμής, μια διεθνής ομάδα αστρονόμων [2] χρησιμοποίησε το νέο όργανο MIDI στο εργαστήριο VLTI. Σχεδιάστηκε και κατασκευάστηκε σε συνεργασία μεταξύ γερμανικών, ολλανδικών και γαλλικών ερευνητικών ιδρυμάτων [3].
Συνδυάζοντας το φως από δύο Τηλεσκόπια Μονάδας 8,2-m VLT κατά τη διάρκεια δύο παρατηρήσεων, τον Ιούνιο και τον Νοέμβριο του 2003, αντίστοιχα, επιτεύχθηκε μέγιστη ανάλυση 0,013 arcsec, που αντιστοιχεί σε περίπου 3 έτη φωτός στην απόσταση NGC 1068. Υπέρυθρα φάσματα του ελήφθη η κεντρική περιοχή αυτού του γαλαξία που υποδεικνύουν ότι η θερμαινόμενη σκόνη είναι πιθανώς σύνθεσης αργιλιο-πυριτικού.
Τα νέα αποτελέσματα δημοσιεύονται σε ένα ερευνητικό έγγραφο που δημοσιεύθηκε στις 6 Μαΐου 2004, στο διεθνές ερευνητικό περιοδικό Nature.
NGC 1068 - ένας τυπικός ενεργός γαλαξίας
Οι ενεργοί γαλαξίες είναι από τα πιο εντυπωσιακά αντικείμενα στον ουρανό. Οι συμπαγείς πυρήνες τους (AGN = Active Galaxy Nuclei) είναι τόσο φωτεινοί που μπορούν να ξεπεράσουν ολόκληρο τον γαλαξία. Τα «κβάζαρ» αποτελούν ακραίες περιπτώσεις αυτού του φαινομένου. Αυτά τα κοσμικά αντικείμενα παρουσιάζουν πολλά ενδιαφέροντα χαρακτηριστικά παρατήρησης σε ολόκληρο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, που κυμαίνονται από το ραδιόφωνο έως τις εκπομπές ακτίνων Χ.
Υπάρχουν τώρα πολλά στοιχεία ότι ο απόλυτος σταθμός παραγωγής ενέργειας από αυτές τις δραστηριότητες προέρχεται από υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες με μάζες έως και χιλιάδες εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου μας, βλ. π.χ. ESO PR 04/01. Αυτός στον γαλαξία του Γαλαξία έχει μόνο περίπου 3 εκατομμύρια ηλιακές μάζες, βλ. ESO PR 17/02. Πιστεύεται ότι η μαύρη τρύπα τροφοδοτείται από έναν σφιχτά τραυματισμένο δίσκο συγκέντρωσης αερίου και σκόνης που τον περιβάλλει. Το υλικό που πέφτει προς τέτοιες μαύρες τρύπες θα συμπιεστεί και θα θερμανθεί σε τρομερές θερμοκρασίες. Αυτό το ζεστό αέριο εκπέμπει μια τεράστια ποσότητα φωτός, προκαλώντας τον ενεργό πυρήνα του γαλαξία να λάμπει τόσο έντονα.
Το NGC 1068 (επίσης γνωστό ως Messier 77) είναι από τους πιο φωτεινούς και πιο κοντινούς ενεργούς γαλαξίες. Βρίσκεται στον αστερισμό Cetus (Η φάλαινα) σε απόσταση περίπου 50 εκατομμυρίων ετών φωτός, μοιάζει με έναν μάλλον φυσιολογικό, φραγμένο σπειροειδή γαλαξία. Ο πυρήνας αυτού του γαλαξία, ωστόσο, είναι πολύ φωτεινός, όχι μόνο σε οπτικό, αλλά και σε υπεριώδες φως και ακτίνες Χ. Μια μαύρη τρύπα με μάζα ισοδύναμη με περίπου 100 εκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου μας απαιτείται για να ληφθεί υπόψη η πυρηνική δραστηριότητα στο NGC 1068.
Οι παρατηρήσεις VLTI
Τις νύχτες 14 έως 16 Ιουνίου 2003, μια ομάδα Ευρωπαίων αστρονόμων [2] πραγματοποίησε μια πρώτη σειρά παρατηρήσεων για να επαληθεύσει το επιστημονικό δυναμικό του πρόσφατα εγκατεστημένου οργάνου MIDI στο VLTI. Μελέτησαν επίσης τον ενεργό γαλαξία NGC 1068. Ήδη σε αυτήν την πρώτη προσπάθεια, ήταν δυνατό να δείτε λεπτομέρειες κοντά στο κέντρο αυτού του αντικειμένου, βλ. ESO PR 17/03.
Το MIDI είναι ευαίσθητο στο φως μήκους κύματος κοντά στα 10 μm, δηλαδή στη μεσαία υπέρυθρη φασματική περιοχή («θερμικό υπέρυθρο»). Με αποστάσεις μεταξύ των συντελεστών τηλεσκοπίων («βασικές γραμμές») έως 200 m, το MIDI μπορεί να επιτύχει μέγιστη γωνιακή ανάλυση (ευκρίνεια εικόνας) περίπου 0,01 arcsec. Εξίσου σημαντικό, συνδυάζοντας τις ακτίνες φωτός από δύο Τηλεσκόπια Μονάδας VLT 8,2-m, το MIDI επιτρέπει τώρα, για πρώτη φορά, να εκτελεί υπέρυθρη ενδομετρία συγκριτικά εξασθενημένων αντικειμένων έξω από τον δικό μας γαλαξία, τον Γαλαξία μας.
Με την υψηλή ευαισθησία του στη θερμική ακτινοβολία, το MIDI είναι ιδανικό για να μελετά υλικό σε περιοχές που είναι ιδιαίτερα σκοτεινές κοντά σε μια κεντρική μαύρη τρύπα και θερμαίνεται από την υπεριώδη και οπτική του ακτινοβολία. Η ενέργεια που απορροφάται από τους κόκκους σκόνης επανα-ακτινοβολείται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος στη θερμική υπέρυθρη φασματική περιοχή μεταξύ 5 και 100 μm.
Η κεντρική περιοχή στο NGC 1068
Επιπρόσθετες ενδομετρικές παρατηρήσεις διασφαλίστηκαν τον Νοέμβριο του 2003 σε μια γραμμή βάσης 42 m Μετά από προσεκτική ανάλυση όλων των δεδομένων, η επιτευχθείσα χωρική ανάλυση (ευκρίνεια εικόνας) και τα λεπτομερή φάσματα επέτρεψαν στους αστρονόμους να μελετήσουν τη δομή της κεντρικής περιοχής του NGC 1068.
Ανιχνεύουν την παρουσία ενός βαθύτερου, συγκριτικά «καυτού» νέφους σκόνης, θερμαινόμενου στους περίπου 500 ° C και με διάμετρο ίση ή μικρότερη από την επιτευχθείσα ευκρίνεια της εικόνας, δηλαδή περίπου 3 έτη φωτός. Περιβάλλεται από μια πιο δροσερή, σκονισμένη περιοχή, με θερμοκρασία περίπου 50 ° C, διαμέτρου 11 ετών φωτός και πάχους περίπου 7 ετών φωτός. Αυτό είναι πιθανότατα το προβλεπόμενο κεντρικό σύννεφο σε σχήμα δίσκου που περιστρέφεται γύρω από τη μαύρη τρύπα.
Το συγκριτικό πάχος της παρατηρούμενης δομής (το πάχος είναι ~ 65% της διαμέτρου) έχει ιδιαίτερη σημασία στο ότι μπορεί να παραμείνει σταθερό μόνο εάν υποβληθεί σε συνεχή έγχυση ενέργειας κίνησης («κινητική»). Ωστόσο, κανένα από τα τρέχοντα μοντέλα κεντρικών περιοχών σε ενεργούς γαλαξίες δεν παρέχει πειστική εξήγηση για αυτό.
Τα φάσματα MIDI, που καλύπτουν το διάστημα μήκους κύματος από 8 - 13,5 μm, παρέχουν επίσης πληροφορίες σχετικά με την πιθανή σύνθεση των κόκκων σκόνης. Το πιο πιθανό συστατικό είναι το πυριτικό αργίλιο ασβεστίου (Ca2Al2SiO7), ένα είδος υψηλής θερμοκρασίας που βρίσκεται επίσης στην εξωτερική ατμόσφαιρα ορισμένων υπερ-γιγαντιαίων αστεριών. Ωστόσο, αυτές οι πιλοτικές παρατηρήσεις δεν μπορούν να αποκλείσουν οριστικά άλλους τύπους σκόνης χωρίς ολιβίνη.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
