Astronomie

Was bedeuten die Linien in dieser Infografik zum Event Horizon Telescope und dem Global mm-VLBI Array?

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Was bedeuten die gelben und blauen Linien im folgenden EHT- und GMVA-Diagramm? Ich glaube nicht, dass es sich um physische Kommunikationsleitungen handelt (das wäre nicht machbar). Stellen sie etwas Bestimmtes dar?

Quelle: ESO/O. Furtak


Ich kann keine endgültige Aussage sehen, aber ich kann einige Informationen sehen und einige vernünftige Vorschläge machen:

  1. Die beiden Farben stehen für die beiden unterschiedlichen Kollaborationen. Blau für den EHT, gelb für den GMVA. Wir können dies sehen, indem wir den Links auf der Quellseite des Bildes folgen. Auf der GMVA-Seite steht:

Teilnehmende Stationen:

in Europa: Effelsberg (100m (Ef)), Onsala (20m (On)), Pico Veleta (30m (Pv)), Metsahovi (14m (Mh)) und Yebes (40m (Ys))

in USA: VLBA (8x25m) - BR, NL, PT, LA, FD, KP, OV, MK (HN, SC sind nicht mit 3mm Empfängern ausgestattet) und der GBT (100m)

ALMA: Bei VLBI-Experimenten mit phasengesteuerter ALMA hängt die Empfindlichkeit von der Anzahl der phasengesteuerten Antennen ab. Für N=50 Antennen und eine typische Phaseneffizienz von 0,90 wird ein Gewinn von 1,3 K/Jy erzielt, und der effektive Durchmesser beträgt ~ 80 m.

Dies entspricht den gelben Linien.

Diese Seite beschreibt das EHT-Array und entspricht mehr oder weniger den blauen Linien.

Was sind nun die Zeilen? Ich bin mir ziemlich sicher, dass es sich um "Grundlinien" handelt. Das heißt, sie verbinden Teleskoppaare, deren Signale direkt und sehr detailliert kombiniert werden, um Informationen über das Bild zu erhalten. Die Daten der verschiedenen Baselines werden dann in einem späteren Schritt kombiniert. Dieser Wikipedia-Artikel beschreibt einen Teil der Physik. Dieses Papier bezieht sich auf die einzelnen Baselines, die für die EHT verwendet wurden, und deren Beitrag zum Image.


Der Riese in unserem Garten

Synopsis: Vor kurzem wurde eine Sammlung von Radioobservatorien zum GMVA kombiniert, einem leistungsstarken Werkzeug, das die Region in der Nähe des supermassereichen Schwarzen Lochs unserer Galaxie untersucht. Dies erzeugte merkwürdige Bilder dieser Region, die hell im Millimeterwellen-Radiolicht leuchtete. Diese Beobachtungen, an denen zwei US-Radioteleskope – VLBA und GBT – beteiligt waren, sind ein wichtiger Schritt zur Beobachtung des Ereignishorizonts eines supermassereichen Schwarzen Lochs. Hier ist diese Geschichte dieser Quest bisher:

In unserem Garten steht ein Riese. Wir wissen, dass es da ist, aber niemand hat es je gesehen. Es ist ein supermassives Schwarzes Loch Supermassives Schwarzes Loch Ein Schwarzes Loch mit einer Million oder sogar einer Milliarde Sonnenmassen. Diese großen Schwarzen Löcher lauern in den Zentren der meisten Galaxien. , und es lauert im Zentrum unserer Galaxie.

Im Jahr 1931 beobachtete der Ingenieur Karl Jansky erstmals ein starkes kosmisches Funksignal, das vom Sternbild Schütze ausgeht, das in Richtung des Zentrums unserer Galaxie liegt. Jansky nahm an, dass die Radiosignale aus dem Zentrum unserer Galaxie stammten, aber er hatte keine Ahnung, was diese Quelle sein könnte, und sein Teleskop war nicht in der Lage, die genaue Quelle zu bestimmen. Das geschah 1974, als Bruce Balick und Robert Brown drei Radioschüsseln am Green Bank Observatory und eine vierte kleinere Schüssel etwa 35 km entfernt verwendeten, um ein wesentlich genaueres Radioteleskop namens Interferometer zu bauen.

Ein Interferometer Interferometer Ein Radioteleskop bestehend aus zwei oder mehr Antennen in einiger Entfernung voneinander. Es nutzt das Phänomen der Interferenz, das die Signale jeder Antenne, die Teil des Interferometers ist, kombiniert, um die Wirksamkeit der Antennen zu erhöhen, um die Details eines Bildes eines Objekts im Kosmos zu schärfen. ist eine Möglichkeit, mehrere Radioteleskope oder Antennen als ein einziges virtuelles Teleskop zu verwenden. Wenn zwei Antennenschüsseln auf dasselbe Objekt am Himmel gerichtet sind, empfangen sie das gleiche Signal, aber die Signale sind nicht synchron, da es etwas länger dauert, eine Antenne zu erreichen als die andere. Die Zeitdifferenz hängt von der Ausrichtung der Antennen und ihrem Abstand voneinander ab. Durch die Korrelation der beiden Signale können Sie den Ort der Quelle sehr genau bestimmen. Mit dem Green Bank Interferometer bestätigten Balick und Brown die Radioquelle als kleine Region in der Nähe des galaktischen Zentrums. Brown nannte die Quelle später Sagittarius A* Sagittarius A* Ein supermassereiches Schwarzes Loch, das sich im Zentrum der Milchstraße befindet. Diese leistungsstarke Radioquelle liegt nur 26.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und wurde 1974 von Bruce Balick und Robert L. Brown am Green Bank Observatory entdeckt. (Siehe supermassive Schwarze Löcher für mehr) oder kurz Sgr A*.

Das Green Bank Interferometer war ein Vorläufer des Very Large Array Very Large Array von NRAO Das Very Large Array ist ein anpassbares Interferometer, das je nach Jahreszeit zwischen 2/3 Meile und 22 Meilen lang ist. Es gilt als eines der fortschrittlichsten Radioteleskop-Arrays der Erde mit 28 Antennen in Socorro, New Mexico. (VLA). Der VLA verfügt über ein Array von 28 Antennen, die sowohl weit getrennte als auch eng beabstandete Konfigurationen ermöglichen können, was ihn zum perfekten Werkzeug für die Untersuchung von Sgr A* macht. 1983 machte ein Team unter der Leitung von Ron Ekers das VLA, um das erste Radiobild des Galaktischen Zentrums zu machen, das eine Minispirale aus heißem Gas enthüllte. Spätere Beobachtungen zeigten nicht nur die Gasspirale, sondern auch eine deutliche und helle Radioquelle genau im Zentrum der Milchstraße.

Zu diesem Zeitpunkt bestand der starke Verdacht, dass es sich bei dieser Radioquelle um ein massives Schwarzes Loch handelte. Von 1982 bis 1998 maßen Don Backer und Dick Sramek von der VLA die Position von Sgr A* und stellten fest, dass es fast keine sichtbare Bewegung gab. Dies bedeutete, dass es extrem massiv sein musste, da die Gravitationsschlepper naher Sterne es nicht bewegten. Sie schätzten, dass es eine Masse haben muss, die mindestens zwei Millionen Mal größer ist als die der Sonne. Langzeitbeobachtungen von Sternen, die das Galaktische Zentrum umkreisen Galaktisches Zentrum Die zentrale Region einer Galaxie, die durch eine hohe Sternendichte gekennzeichnet ist. Das Zentrum könnte ein supermassives Schwarzes Loch enthalten. Im Fall der Milchstraße befindet sich im Zentrum der Galaxie ein supermassereiches Schwarzes Loch namens Sagittarius A*. haben festgestellt, dass Sgr A* etwa 3,6 Millionen Sonnenmassen hat, und präzise Radioaufnahmen haben bestätigt, dass es nicht größer sein kann als die Umlaufbahn von Merkur. Heute wissen wir, dass es sich tatsächlich um ein supermassives Schwarzes Loch handelt.

Zu wissen, dass es ein Schwarzes Loch gibt, ist nicht dasselbe, als es direkt zu sehen. Astronomen träumen schon lange davon, ein Schwarzes Loch direkt zu beobachten und vielleicht sogar seinen Ereignishorizont zu erblicken. Ereignishorizont Die Grenzfläche eines Schwarzen Lochs, aus der nichts entweichen kann, nicht einmal Licht. . Sagittarius A* ist das der Erde am nächsten gelegene supermassereiche Schwarze Loch, daher gab es verschiedene Bemühungen, es direkt zu beobachten. Aber es sind zwei große Herausforderungen zu meistern. Der erste ist, dass das Zentrum unserer Galaxie von dichtem Gas und Staub umgeben ist. Fast das gesamte sichtbare Licht aus der Region ist verdeckt, sodass wir das Schwarze Loch nicht mit einem optischen Teleskop beobachten können. Glücklicherweise sind Gas und Staub für Radiolicht relativ transparent, sodass Radioteleskope bis ins Herz unserer Galaxie sehen können. Dies führt jedoch zur zweiten großen Herausforderung: Auflösung Auflösung Die Fähigkeit eines Teleskops, Details darzustellen. Eine gängige Art, die Auflösung eines Teleskops zu beschreiben, besteht darin, den minimalen Winkelabstand anzugeben, bei dem ein Doppelstern als zwei separate Sterne unterschieden werden kann. (siehe Doppelstern für mehr) .

Obwohl das Schwarze Loch Sgr A* massiv ist, hat es nur die Größe eines großen Sterns. Nach Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie hätte ein Schwarzes Loch mit 3,6 Millionen Sonnenmassen einen nur 15-mal breiteren Ereignishorizont als die Sonne. Da das Galaktische Zentrum etwa 26.000 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, erscheint das Schwarze Loch am Himmel sehr klein, ungefähr so ​​groß wie ein Baseball auf der Mondoberfläche. Um ein so kleines Radioobjekt zu sehen, benötigen Sie ein Teleskop von der Größe der Erde selbst.

Natürlich können wir kein Radioteleskop von der Größe unseres Planeten bauen, aber mit Radiointerferometrie können wir ein virtuelles Teleskop in der Größe der Erde bauen. NRAO-Observatorien arbeiten derzeit mit zwei Projekten zusammen, die versuchen, ein Schwarzes Loch zu beobachten, dem Event Horizon Telescope (EHT) und dem Global mm-VLBI Array (GMVA). Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Gefördert von der US National Science Foundation und ihren internationalen Partnern (NRAO/ESO/NAOJ) gehört ALMA zu den komplexesten und leistungsfähigsten astronomischen Observatorien der Erde oder im Weltraum. Das Teleskop besteht aus 66 hochpräzisen Parabolantennen im Norden Chiles. an beiden Projekten beteiligt ist, während das Green Bank Telescope (GBT) und das Very Long Baseline Array (VLBA) Very Long Baseline Array (VLBA) Ein Array von 10, 25-Meter-Radioteleskopen erstreckt sich über 8000 km (5.000 Meilen) über Nordamerika. sind Teil von GMVA. Genau wie das Very Large Array kombinieren diese Projekte Signale von mehreren Antennen. Da sich die Antennen auf der ganzen Welt befinden, hat dieses virtuelle Teleskop etwa die Größe der Erde. Aber im Gegensatz zu den VLA-Antennen haben sie alle unterschiedliche Größen und Empfindlichkeiten. Diese Antennenvielfalt erschwert das Kombinieren von Signalen, verschafft den Projekten aber auch einen großen Vorteil.

Im VLA beispielsweise sind alle Antennen des Arrays identisch. Jede Antenne trägt gleich dazu bei, und die Empfindlichkeit des Arrays hängt von der Größe einer einzelnen Antenne ab. Wenn jedoch Teleskope oder Antennen unterschiedlicher Größe kombiniert werden, erhöht die Empfindlichkeit der größeren Antennen die Empfindlichkeit der kleineren. Das Green Bank Telescope zum Beispiel hat einen Durchmesser von 100 Metern. In Kombination mit kleineren Teleskopen in einem großen Interferometer hängt die Gesamtempfindlichkeit von der durchschnittlichen Größe aller Antennen ab. Dies macht das ALMA-Array —, das mit dem EHT und dem GMVA verbunden ist, — und das GBT —, das mit dem GMVA verbunden ist —, viel empfindlicher für Signale vom Schwarzen Loch der Milchstraße, und wir ’ werden alle brauchen Empfindlichkeit, die wir erreichen können, um das Bild eines Schwarzen Lochs zu erfassen.

Im Januar 2019 nahm GMVA ein Bild von Sagittarius A* bei 3 mm Wellenlänge auf, aber die Streuung von 3 mm Licht durch das Plasma zwischen uns und Sgr A* machte es unmöglich, den Schatten seines Ereignishorizonts zu sehen. Das erste klare Bild eines Schwarzen Lochs wurde vom Event Horizon Telescope im April 2019 angekündigt. Es war ein Bild des Schwarzen Lochs in der Galaxie M87. Während M87 mehr als 2.000 Mal weiter entfernt ist als das Schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxie, ist sein Schwarzes Loch auch 1.500 Mal massereicher. Es ist ein sehr aktives Schwarzes Loch und wird nicht von Gas und Staub in unserer Galaxie verdeckt, was die Beobachtung erleichtert. Die Beobachtung unseres kleineren, leiseren Schwarzen Lochs ist eine größere Herausforderung. Aber durch die Zusammenarbeit mit Observatorien auf der ganzen Welt werden ALMA und das GBT bald den ersten klaren Blick auf den Riesen in unserem Hinterhof erhaschen.


Schwarze Löcher sind real und spektakulär, ebenso wie ihre Ereignishorizonte

Vielfalt ist nicht nur die Würze des Lebens, sondern eine natürliche Folge des Lebens in unserem Universum. Die Gravitation, die auf allen Skalen denselben universellen Gesetzen gehorcht, erzeugt Klumpen und Haufen von Materie in einer enormen Folge von Kombinationen, von dünnen Gaswolken bis zu massereichen Sternen, die alle zu Galaxien, Haufen und einem großen kosmischen Netz zusammengefügt sind.

Aus unserer Perspektive auf der Erde gibt es enorm viel zu beobachten. Wir können jedoch nicht alles sehen. Wenn die massereichsten Sterne sterben, werden ihre Leichen zu schwarzen Löchern. Bei so viel Masse auf so kleinem Raum kann nichts – keine Signale jeglicher Art – herauskommen. Wir können die Materie und das Licht erkennen, die um diese Schwarzen Löcher herum emittiert werden, aber innerhalb des Ereignishorizonts entgeht nichts. In einer unglaublichen Erfolgsgeschichte für die Wissenschaft haben wir gerade zum ersten Mal erfolgreich einen Ereignishorizont abgebildet. Hier ist, was wir gesehen haben, wie wir es gemacht haben und was wir gelernt haben.

Was haben wir gesehen? Was Sie sehen, hängt davon ab, wo Sie hinschauen und wie Sie beobachten. Wenn wir einen Ereignishorizont sehen wollen, schauen wir uns am besten das Schwarze Loch an, das aus unserer Perspektive auf der Erde am größten erscheint. Das bedeutet, dass es das größte Verhältnis von tatsächlicher, physischer Größe zu seiner Entfernung von uns haben muss. Während es in unserer eigenen Galaxie bis zu einer Milliarde Schwarzer Löcher geben kann, befindet sich das massereichste, das wir kennen – mit Abstand – etwa 25.000 Lichtjahre entfernt: im Zentrum der Milchstraße.

Dies ist das größte Schwarze Loch, gemessen an der Winkelgröße seines Ereignishorizonts, das von der Erde aus sichtbar ist, mit einer geschätzten Masse von 4 Millionen Sonnen. Das zweitgrößte ist viel weiter entfernt, aber viel, viel größer: das Schwarze Loch im Zentrum von M87. Dieses Schwarze Loch ist schätzungsweise 60 Millionen Lichtjahre entfernt, wiegt aber geschätzte 6,6 Milliarden Sonnen.

Das Event Horizon Telescope versuchte, die Ereignishorizonte von beiden abzubilden, mit gemischten Ergebnissen. Das Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße – bekannt als Sagittarius A* – wurde ursprünglich als etwas größer als sein Gegenstück M87 geschätzt und hat seinen Ereignishorizont noch nicht abgebildet. Wenn Sie das Universum beobachten, bekommen Sie manchmal nicht immer das, was Sie erwarten, sondern das, was es Ihnen gibt. Stattdessen war es das Schwarze Loch von M87, das zuerst durchkam, was ein viel helleres und ein viel saubereres Signal war.

Was wir gefunden haben, ist spektakulär. Diese dunklen Pixel in der Bildmitte sind eigentlich die Silhouette des Ereignishorizonts selbst. Das Licht, das wir beobachten, stammt von der beschleunigten, erhitzten Materie um sie herum, die elektromagnetische Strahlung aussenden muss. Wo die Materie existiert, sendet sie Radiowellen aus, und der dunkle Kreis, den wir sehen, ist der Ort, an dem die Hintergrundradiowellen durch den Ereignishorizont selbst blockiert werden.

Für M87 haben wir alles gesehen, was wir uns wünschen konnten. Aber für Sagittarius A* hatten wir nicht ganz so viel Glück.

Wenn Sie ein Schwarzes Loch betrachten, versuchen Sie, das Hintergrundradiolicht zu sehen, das die enorme Masse im Zentrum einer Galaxie umgibt, wo der Ereignishorizont des Schwarzen Lochs selbst im Vordergrund eines Teils des Lichts liegt und eine Silhouette zeigt . Dies erfordert drei Dinge, um sich zu Ihren Gunsten auszurichten:

  1. Sie müssen die richtige Auflösung haben, was bedeutet, dass Ihr Teleskop (oder Ihr Teleskop-Array) das Objekt, das Sie betrachten, als mehr als ein einzelnes Pixel sehen muss.
  2. Sie brauchen eine radiolaute Galaxie, das heißt, sie strahlt einen Radiohintergrund aus, der stark genug ist, um sich tatsächlich von der Silhouette des Ereignishorizonts abzuheben.
  3. Und Sie brauchen eine funktransparente Galaxie, was bedeutet, dass Sie tatsächlich bis zum Schwarzen Loch sehen können, ohne durch Vordergrundfunksignale gestört zu werden.

Wir haben ausgedehnte Emissionen aus der Umgebung von Schwarzen Löchern viele Male in vielen Wellenlängen des Lichts beobachtet, einschließlich im Radioteil des Spektrums. Während M87 möglicherweise alle drei erforderlichen Kriterien erfüllt, hatte das Schwarze Loch im Zentrum unserer eigenen Galaxie kein ausreichendes Signal-Rausch-Verhältnis, um ein Bild zu erstellen, möglicherweise aufgrund der viel geringeren Strahlungsintensität. Schade, denn wir hätten uns ein besseres Bild eines zweiten Schwarzen Lochs gewünscht, und das nach Winkelgröße größte am Himmel der Erde. Wir bekommen das Universum, das wir haben, aber nicht das, auf das wir hoffen.

Das drittgrößte Schwarze Loch von der Erde aus gesehen befindet sich im Zentrum der fernen Galaxie NGC 1277. Das Event Horizon Telescope hat zwar die richtige Auflösung, um es zu sehen, aber es ist eine funkstille Galaxie, und daher gibt es nicht genug Radiohintergrund um die silhouette zu sehen. Das viertgrößte Schwarze Loch befindet sich in der Nähe, im Zentrum von Andromeda, aber unsere Auflösung ist selbst mit dem Event Horizon Telescope zu niedrig, um es zu sehen.

Wie haben wir es gesehen? Dies ist der bemerkenswerteste Teil. Das Event Horizon Telescope benötigt wie jedes Teleskop zwei verschiedene Aspekte der gesammelten Daten, um eine kritische Schwelle zu überschreiten.

  1. Es muss genug Licht sammeln, um Signale von Rauschen, funklaute Regionen von funkstillen Regionen und die das Schwarze Loch umgebende Region vom Rest der Umgebung um das galaktische Zentrum zu unterscheiden.
  2. Es muss eine ausreichend hohe Auflösung erreichen, damit die genauen Details in der richtigen Winkellage im Raum lokalisiert werden können.

Wir brauchen beides, um die Details eines astronomischen Objekts, einschließlich eines Schwarzen Lochs, zu rekonstruieren. Das Event Horizon Telescope hatte aufgrund seiner winzigen Winkelgröße eine enorme Herausforderung zu bewältigen, um überhaupt ein Bild von einem Schwarzen Loch zu erhalten.

Da die Regionen um Schwarze Löcher auf so hohe Geschwindigkeiten beschleunigt werden, erzeugt die Materie in ihnen – bestehend aus geladenen Teilchen – starke Magnetfelder. Wenn sich ein geladenes Teilchen in einem Magnetfeld bewegt, sendet es Strahlung aus, und von dort kommen die Funksignale. Selbst ein bescheidenes Radioteleskop mit nur wenigen Metern Durchmesser reicht aus, um das Signal aufzunehmen. In Bezug auf die Lichtsammelleistung ist es ziemlich einfach, das Signal über dem Rauschen zu beobachten.

Aber die Auflösung ist extrem anspruchsvoll. Es hängt von der Anzahl der Lichtwellenlängen ab, die über den Durchmesser Ihres Teleskops passen. Um das winzige Schwarze Loch im Zentrum unserer Galaxie zu sehen, bräuchten wir ein optisches Teleskop mit einem Durchmesser von 5.000 Metern im Radio, wo die Wellen viel länger sind, bräuchten wir einen Durchmesser von etwa 12.000.000 Metern!

Deshalb ist das Event Horizon Telescope so leistungsstark und clever. Die verwendete Technik ist als Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bekannt, bei der im Grunde zwei oder mehr Teleskope verwendet werden, die die gleichen Arten von Beobachtungen von zwei verschiedenen Orten aus machen können, und sie miteinander verbindet.

Durch gleichzeitige Beobachtungen erhält man nur die Lichtsammelkraft der einzelnen Gerichte addiert, aber die Auflösung des Abstands zwischen den Gerichten. Durch das gleichzeitige Überspannen des Erddurchmessers mit vielen verschiedenen Teleskopen (oder Teleskoparrays) konnten wir die zur Auflösung des Ereignishorizonts notwendigen Daten gewinnen.

Die Datenraten waren unglaublich:

  • Es zeichnet eine Welle mit einer Frequenz auf, die 230 Milliarden Beobachtungen pro Sekunde entspricht.
  • Das entspricht 8 GB pro Sekunde an jeder Station.
  • Mit 8 Stationen von Teleskopen/Teleskop-Arrays erhalten Sie in einer Stunde kontinuierlicher Beobachtungen 225 TB Daten.
  • Für einen einwöchigen Beobachtungslauf ergibt das 27 PB (Petabyte) an Daten!

Alles für ein einziges Bild eines Schwarzen Lochs. Nachdem die Datenmodule für M87 zusammengeführt wurden, hatte es 5 PB Rohdaten zum Arbeiten!

Was haben wir also gelernt? Nun, es gibt eine Menge Dinge, die wir gelernt haben, und es wird viele Geschichten über die verschiedenen Details und Nuancen geben, die in den kommenden Tagen und Wochen herauskommen werden. Aber es gibt vier große Erkenntnisse, die jeder zu schätzen wissen sollte.

Erstens und am wichtigsten: Schwarze Löcher existieren wirklich! Die Menschen haben alle möglichen bizarren Pläne und Szenarien ausgeheckt, um sie zu vermeiden, aber das erste direkte Bild eines Ereignishorizonts sollte all diese Zweifel ausräumen.Wir haben nicht nur alle indirekten Beweise von LIGO, Gravitationsmessungen von Umlaufbahnen um das galaktische Zentrum und die Daten von Röntgenstrahlen, sondern wir haben jetzt auch ein direktes Bild des Ereignishorizonts.

Zweitens und fast ebenso überwältigend gewinnt die Allgemeine Relativitätstheorie wieder! Einsteins Theorie sagte voraus, dass der Ereignishorizont kugelförmig und nicht abgeflacht oder gestreckt sein würde, und dass die strahlungsfreie Region basierend auf der gemessenen Masse des Schwarzen Lochs eine bestimmte Größe haben würde. Die innerste stabile Kreisbahn, die von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt wurde, zeigt die hellen Photonen, die als letzte der Anziehungskraft des Schwarzen Lochs entkommen.

Wieder einmal ging die Allgemeine Relativitätstheorie, selbst wenn sie einer neuen Prüfung unterzogen wurde, ungeschlagen davon!

Drittens haben wir gelernt, dass unsere Simulationen zur Vorhersage, wie die Radioemissionen um das Schwarze Loch herum aussehen sollten, wirklich, wirklich gut waren! Dies sagt uns, dass wir nicht nur die Umgebung von Schwarzen Löchern sehr gut verstehen, sondern auch die Dynamik von Materie und Gas, die es umkreisen. Das ist eine ziemlich spektakuläre Leistung!

Und viertens haben wir gelernt, dass die Masse des Schwarzen Lochs, die wir aus Gravitationsbeobachtungen abgeleitet haben, richtig ist und die Masse des Schwarzen Lochs, die wir aus Röntgenbeobachtungen abgeleitet haben, systematisch zu gering ist. Für M87 weichen diese Schätzungen um den Faktor 2 ab, für Schütze A* weichen sie um den Faktor 1,5 ab.

Wir wissen jetzt, dass die Schwerkraft der richtige Weg ist, da die 6,6 Milliarden Sonnenmassenschätzungen aus der Schwerkraft von M87 spektakulär mit der 6,5 Milliarden Sonnenmasse des Event Horizon Telescope übereinstimmen. Unsere Röntgenbeobachtungen sind in der Tat zu niedrigen Werten verzerrt.

Es wird noch mehr zu lernen geben, während wir mit dem Event Horizon Telescope weiterhin wissenschaftlich arbeiten. Wir können lernen, warum Schwarze Löcher flackern und ob es vorübergehende Merkmale gibt, die sich in der Akkretionsscheibe zeigen, wie heiße Kleckse. Wir können lernen, ob sich die Position eines zentralen Schwarzen Lochs im Laufe der Zeit bewegt, was uns erlaubt, auf die Existenz kleinerer, bisher unsichtbarer Schwarzer Löcher in der Nähe der supermassiven, zentralen zu schließen. Wenn wir mehr Schwarze Löcher sammeln, können wir lernen, ob die Massen, die wir für Schwarze Löcher entweder aus ihren Gravitationseffekten oder ihren Röntgenemissionen ableiten, universell verzerrt sind oder nicht. Und wir können lernen, ob Akkretionsscheiben eine universelle Ausrichtung mit ihren Wirtsgalaxien haben oder nicht.

Wir können diese Antworten nicht nur mit unseren ersten Ergebnissen wissen, aber das ist erst der Anfang. Wir leben heute in einer Welt, in der wir die Ereignishorizonte von Schwarzen Löchern direkt abbilden können. Wir wissen, dass Schwarze Löcher existieren, wir wissen, dass Ereignishorizonte real sind, wir wissen, dass Einsteins Gravitationstheorie nun auf völlig beispiellose Weise bestätigt wurde. Und alle letzten Zweifel, dass es sich bei den supermassiven Giganten in den Zentren der Galaxien tatsächlich um Schwarze Löcher handelt, sind inzwischen verflogen.

Schwarze Löcher sind real und sie sind spektakulär. Zumindest im Funkbereich des Spektrums sehen wir sie dank der unglaublichen Leistung des Event Horizon Telescope wie nie zuvor.


Das erste Foto eines Schwarzen Lochs?

Mit dem frühen Beginn des neuen Jahres ist es immer Tradition, eine Fülle von wissenschaftlichen Wundern und Innovationen in ihren Entstehungs- oder Enthüllungsstadien zu erwarten und zu antizipieren. 2019 bringt etwas Aufregendes auf den Tisch, markiert einen Schritt auf dem Gebiet der Astronomie und bringt uns ein Foto der möglicherweise rätselhaftesten Phänomene, die es im bekannten Universum gibt. Ein mysteriöser Name, um seine Natur zu verstärken. Wissenschaftler glauben, dass sie endlich einen Weg gefunden haben, den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs zu erfassen! Seit Jahren arbeitet das Event Horizon Telescope daran, uns die erste Teleskopaufnahme des Ereignishorizonts zu ermöglichen.

Bei aller Popularität und öffentlichen Dramatisierung könnte man meinen, wir hätten Schwarze Löcher gesehen. Komischerweise haben wir das noch nie. Warum fragst du? Denn sie sind unsichtbar. Die Anziehungskraft ihrer Schwerkraft ist so groß, dass ab einem bestimmten Punkt nichts mehr entweicht. Dazu gehört die elektromagnetische Strahlung – wie Röntgen-, Infrarot-, Licht- und Radiowellen –, die es uns ermöglichen würde, das Objekt direkt zu erkennen. Diese Schwelle ohne Wiederkehr wird als Ereignishorizont bezeichnet, und obwohl wir uns so weit wie möglich davon fernhalten möchten, ist sie wichtig, um sich vorzustellen, wie ein Schwarzes Loch möglicherweise aussehen könnte. Auch wenn wir das Schwarze Loch selbst vielleicht nicht sehen können, sind wir verlockend nahe daran, etwas so Gutes wie das Ereignis selbst zu sehen.

Simulation eines Schattens eines Schwarzen Lochs

Aber lange vor dem Event Horizon Telescope gab es einen Astrophysiker namens Jean-Pierre Luminet. Bereits 1978 gab er uns das erste Bild des Ereignishorizonts eines Schwarzen Lochs. Es ist kein echtes Foto, aber Luminet hat auf dem Gebiet der Mathematik erfahren, was die allererste Computersimulation zur Visualisierung eines Bildes war, das dem eines Schwarzen Lochs am nächsten kam. Er war mit einem Lochkarten-Computer IBM 7040 aus den 1960er Jahren ausgestattet.

“Zu dieser Zeit war es ein sehr exotisches Thema, und die meisten Astronomen glaubten nicht an ihre Existenz,”, sagte Luminet. “Ich wollte die seltsame Physik von Schwarzen Löchern erforschen und spezifische Mechanismen vorschlagen, die helfen könnten, indirekte Signaturen ihrer Existenz zu erhalten. Um das Wortspiel zu verfolgen, mit meinem Namen ‘Luminet’ gefiel mir auch die Idee, wie ein perfekt nicht leuchtender Stern beobachtbare Phänomene hervorbringen kann.”

Von Luminet formuliertes Bild eines Schwarzen Lochs

Mit den vom Computer zurückgegebenen Daten verbrachte Luminet viele schmerzhafte Stunden damit, die Punkte mit seinen nur mit Tinte und Negativpapier ausgestatteten Händen zu zeichnen, etwas, das wir heutzutage mit Druckern an jeder Ecke nur schwer visualisieren können. Dieses unscharfe Bild – oben gesehen – zeigt, wie eine flache Materialscheibe aussehen könnte, die in ein Schwarzes Loch fällt, wenn wir nahe genug wären, um es zu sehen.

Es sieht nicht flach aus, weil die starke Schwerkraft des Schwarzen Lochs Licht um es herum beugt. “Tatsächlich krümmt das Gravitationsfeld die Lichtstrahlen in der Nähe des Schwarzen Lochs so stark, dass der hintere Teil der Scheibe ‘enthüllt wird’,” Luminet erklärte in einem im letzten Jahr auf arXiv veröffentlichten Artikel.

Darstellung des Schwarzen Lochs

“Die Krümmung der Lichtstrahlen erzeugt auch ein sekundäres Bild, das es uns ermöglicht, die andere Seite der Akkretionsscheibe zu sehen, auf der gegenüberliegenden Seite des Schwarzen Lochs vom Beobachter.” Mit dieser Entdeckung öffnete Luminet die Türen von Millionen von aufstrebenden Innovatoren über Generationen hinweg, die ihre eigenen Interpretationen eines Schwarzen Lochs sowohl in wissenschaftlichen Foren als auch auf der Leinwand darstellten.

Der Christopher Nolan-Film von 2014 Interstellar wurde für seine angeblich “wissenschaftlich genaue” Darstellung eines Schwarzen Lochs gelobt, die größtenteils auf der Arbeit von Luminet Jahrzehnte zuvor basiert und in Absprache mit dem theoretischen Physiker Kip Thorne vom Caltech erstellt wurde. Visuelle Anziehungskraft und Einfachheit sind einer der entscheidenden Faktoren in den Massenmedien. Der Film entschied sich für eine viel verdünntere Realität eines Schwarzen Lochs und verstärkte seine Bilder, wodurch die faszinierende Handlung betont und möglicherweise vom Wesentlichen der rätselhaften Phänomene abgewichen wurde Existenz.

Eine Interpretation eines Schwarzen Lochs im Christopher Nolan-Film Interstellar aus dem Jahr 2014.

“Es ist genau diese starke Asymmetrie der scheinbaren Leuchtkraft,” Luminet, “das ist die Hauptsignatur eines Schwarzen Lochs, des einzigen Himmelsobjekts, das in der Lage ist, den inneren Regionen einer Akkretionsscheibe eine Rotationsgeschwindigkeit nahe zu geben Lichtgeschwindigkeit und einen sehr starken Doppler-Effekt zu induzieren.” Er verfasste ein 15-seitiges Papier über die Wissenschaft des Films, und Thorne selbst schrieb ein Buch zu diesem Thema.

Das EHT hat sich auf Sagittarius A* konzentriert, das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum unserer eigenen Galaxie, der Milchstraße. Obwohl es nicht pragmatisch ist, ein endgültiges Bild eines Schwarzen Lochs zu erwarten, ist es doch stolz zu wissen, dass wir auf unseren ersten Schritten zur Entschlüsselung der Geheimnisse dieses Phänomens sind. Da das Schwarze Loch während der Beobachtungen eine Akkretionsscheibe hatte, erwarten wir etwas, das der Arbeit von Luminet sehr ähnlich sieht.

Das neue Gerät besteht aus einem Netzwerk von Funkempfängern auf der ganzen Welt, darunter am Südpol, in den USA, Chile und den französischen Alpen. Das Netz wird zwischen dem 5. und 14. April eingeschaltet und die Ergebnisse werden Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie wie nie zuvor auf die Probe stellen und in die Tat umsetzen. Das Event Horizon Telescope arbeitet mit einer Technik, die als Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI) bekannt ist, was bedeutet, dass sich das Netzwerk von Empfängern auf Funkwellen konzentriert, die von einem bestimmten Objekt im Weltraum gleichzeitig ausgesendet werden.

Für das Schwarze Loch werden sie sich auf Radiowellen mit einer Wellenlänge von 1,3 mm (230 GHz) konzentrieren, was ihnen die besten Chancen gibt, Gas- und Staubwolken zu durchdringen, die das Schwarze Loch blockieren. Bei so vielen Antennen, die auf einen einzigen Punkt fokussiert sind, wird die Auflösung des Teleskops voraussichtlich atemberaubende 50 Mikrobogensekunden betragen. Ein zu fremder Begriff? Um ein einfaches Bild zu malen, entspricht diese Auflösung einer Grapefruit auf dem Mond.

Diese Infografik zeigt die Standorte der teilnehmenden Teleskope des Event Horizon Telescope (EHT) und des Global mm-VLBI Array (GMVA). Ihr Ziel ist es, zum ersten Mal den Schatten des Ereignishorizonts des supermassiven Schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße abzubilden sowie die Eigenschaften der Akkretion und Ausströmung um das galaktische Zentrum zu untersuchen.

Basierend auf dem Verhalten dieser Sterne sagen Forscher voraus, dass das Schwarze Loch wahrscheinlich etwa 4 Millionen Mal massereicher ist als unsere Sonne, aber mit einem Ereignishorizontdurchmesser von nur 20 Millionen km (12,4 Millionen Meilen). Die Forscher sagen voraus, dass das Schwarze Loch wie ein heller Lichtring um einen dunklen Klecks aussehen wird. Darüber hinaus wird uns die Zusammenarbeit hoffentlich helfen, mehr über die Polarisation der Strahlung, die Struktur des Magnetfelds und die relativistischen Jets des Schwarzen Lochs zu verstehen. Es lieferte bereits Hinweise auf die Struktur des Weltraums um das Schwarze Loch.

Sei es ein Haufen verpixelter Bilder oder etwas Unerwartetes, es lohnt sich auf jeden Fall, sich darauf zu freuen! Die Ankündigung des Event Horizon Telescope zu diesem revolutionären Schritt wird voraussichtlich jeden Tag erfolgen. Erwartest du, dass dich die Enthüllung überrascht, oder waren die Filme doch richtig?


Herzberg Astrophysik

Remote Talk: Chaos im gravitativen Drei-Körper-Problem

Nathan Leigh (Universität Concepción Chile)

Das gravitative Dreikörperproblem hat eine lange Geschichte, die bis auf Sir Isaac Newton zurückreicht. Trotz jahrhundertelanger Forschung haben wir immer noch keine vollständige Lösung für den allgemeinen Fall, bei dem die Art der Interaktion nicht eingeschränkt wird. Historisch wurde dies dem Auftreten von Chaos in großen Bereichen des Parameterraums zugeschrieben, was bedeutet, dass eine probabilistische Theorie der einzige Weg ist. In diesem Vortrag werde ich kurz auf das allgemeine Drei-Körper-Problem und seine heutige astrophysikalische Bedeutung eingehen. Anschließend werde ich eine probabilistische Lösung für die Ergebnisse chaotischer Dreikörper-Wechselwirkungen vorstellen, die durch die Schwerkraft vermittelt werden, und beschreiben, wie meine Mitarbeiter und ich dieses neue Werkzeug verwenden, um ein Modell zu erstellen, das ganze Populationen von Doppelsternen in dichten Sternhaufen entwickelt cluster aufgrund von Dreikörper-Wechselwirkungen mit einzelnen Sternen. Das Modell ist vollständig analytisch und deckt Bereiche des Parameterraums ab, die modernen Simulationen nur mit hohem Rechenaufwand zugänglich sind.

Remote Talk: Untersuchung von Staubemissionen in hochrotverschobenen Galaxien mit FIRE-Simulationen

Flechten Liang (Universität Zürich / Kanadisches Institut für Theoretische Astrophysik)

Aus der spektralen Energieverteilung (SED) des thermischen Staubkontinuums können fruchtbare Informationen über die Eigenschaften von Galaxien abgeleitet werden, einschließlich der Sternentstehungsrate (SFR) und der Staub- und Gasmasse von Galaxien, die für das Verständnis der Galaxienentwicklung entscheidend sind. In der Praxis kann dies jedoch bei hohen Rotverschiebungen eine Herausforderung darstellen, da die meisten Objekte mit hohem z aufgrund des hohen Verwirrungsrauschens der Infrarotinstrumente und der begrenzten Anzahl verfügbarer Bandpässe nur wenige photometrische Datenpunkte im Staub-SED haben. Um LIR (und damit SFR) und die Gasmasse von High-z-Galaxien abzuleiten, muss man also verstehen, wie ferninfraroter Staub SED geformt wird, was das Hauptthema dieses Vortrags ist. Ich werde die Ergebnisse der jüngsten Studien unter Verwendung der neuesten FIRE-Simulationen (Feedback in Realistic Environments) in Verbindung mit der Strahlungsübertragungstechnik zeigen. Insbesondere werde ich die physikalischen Mechanismen zur Gestaltung der Ferninfrarot-SED von Galaxien diskutieren, mit besonderem Schwerpunkt auf der Rolle der Staubopazität und der Staubtemperaturen. Darüber hinaus werde ich den physikalischen Ursprung der IRX-βUV-Beziehung diskutieren, eine Technik, die häufig zur Ableitung des LIR von Galaxien allein auf der Grundlage der UV-Daten verwendet wird, und die verschiedenen Quellen sowohl der intrinsischen Streuung als auch der Beobachtungsfehler dieser Beziehung bewerten . Die präsentierten Ergebnisse verbinden die theoretische Untersuchung von Galaxien bei hoher Rotverschiebung mit Beobachtungsbeschränkungen, die neue Einblicke in das Wachstum von Galaxien und die physikalischen Prozesse liefern, die die kosmische Sternentstehungsgeschichte vorantreiben.

Remote Talk: Monitoring für den Zufall – das Heilmittel gegen Langeweile

Gordon MacLeod (HartRAO)

Die Serendipität wird durch Beobachtungen im Zeitbereich bei mehreren Übergängen in mehreren Molekülzunahmen verbessert. Die Maser Monitoring Organization (M2O) wurde von einer internationalen Gruppe von Forschern, Teleskopmanagern und Studenten gegründet, um die Maserüberwachung und damit verbundene Phänomene zu bestätigen, zu koordinieren und zusammenzuarbeiten. Der Erfolg zeigt sich in einer Vielzahl von Veröffentlichungen über platzende Wassermaser und bedeutende Akkretionsereignisse. Diese Präsentation ist eine Zusammenstellung von hauptsächlich HartRAO-Beobachtungen der Maser-Überwachung, ergänzt durch M2O-Beobachtungen, hin zu Akkretionsereignissen und anderen interessanten Ergebnissen, die mit sternbildenden Regionen hoher Masse verbunden sind. Serendipity ist unser Freund!

Remote Talk: Die Konstanz der GMC-Oberflächendichten in der Milchstraße und nahegelegenen Galaxien

Charles J. Lada (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)

Die Masse-Größen-Beziehung für riesige Molekülwolken (GMCs) ist eine der grundlegenden Skalierungsbeziehungen der Sternentstehung. Infrarot-Extinktionsstudien lokaler ( Remote Talk: Untersuchung der Sternentstehung aus der Stratosphäre mit dem Ballonpolarimeter BLASTPol

Laura Fissel (Queen’s University)

Ein wichtiges Rätsel der Astrophysik ist, warum die Umwandlung von diffusem interstellarem Gas in Sterne ein so ineffizienter Prozess ist. Wir beobachten typischerweise eine Größenordnung von 1% der Sternentstehungsrate, die von einem Gravitationskollaps von Molekülgaswolken im freien Fall erwartet wird. Diese geringe Effizienz ist wahrscheinlich auf die Regulierung durch eine Kombination aus turbulenten Gasbewegungen, Magnetfeldern und Rückkopplungen von jungen Sternen zurückzuführen. Von diesen Prozessen ist die Rolle von Magnetfeldern besonders wenig verstanden, hauptsächlich wegen der Schwierigkeit, entfernte Magnetfelder zu beobachten. In diesem Vortrag werde ich diskutieren, was wir über Magnetfelder in Sternentstehungsregionen mit dem Balloon-borne Large Aperture Sub-mm Telescope for Polarimetry (BLASTPol) gelernt haben. BLASTPol startete 2010 und 2012 von der Antarktis und operierte, während es in einem 10^6 Kubikmeter großen Stratosphärenballon 38 km über dem Meeresspiegel (über 99,5 % der Erdatmosphäre) aufgehängt war. Durch die Kartierung polarisierter Strahlung bei sub-mm-Wellenlängen von Staubkörnern, die mit ihrem lokalen Magnetfeld ausgerichtet sind, konnte BLASTPol hochdetaillierte Magnetfeldkarten der nahegelegenen riesigen Molekülwolke Vela C erstellen. Wir finden, dass in Vela C Magnetfelder eine wichtige Rolle in die Bildung von sowohl nieder- als auch hochdichten molekularen Gasunterstrukturen. Ich werde auch unsere jüngsten Abenteuer besprechen, die im Januar 2020 ein ballongestütztes Polarimeter der nächsten Generation, BLAST-TNG, aus der Antarktis starten Felder in Molekülwolken.

Remote Talk: Neue Einblicke in die Magnetfelder der Milchstraße durch Radio-Breitband-Spektropolarimetrie

Yik Ki (Jackie) Ma (Australian National University & Max-Planck-Institut für Radioastronomie)

Das Magnetfeld ist ein wesentlicher Bestandteil des interstellaren Mediums von Galaxien. Eine genaue Charakterisierung der magnetischen Feldstärke und Struktur der Milchstraße ist entscheidend für das vollständige Verständnis vieler galaktischer astrophysikalischer Prozesse. Der Faraday-Rotationseffekt kann ausgenutzt werden, um die Stärke und Richtung der Magnetfeldkomponente parallel zur Sichtlinie aufzuzeigen, die in den Rotationsmaß-(RM)-Werten aus Radiopolarisationsbeobachtungen eingeprägt sind. In diesem Vortrag werde ich die Ergebnisse unserer Bemühungen vorstellen, auf zwei verschiedenen Wegen neue Einblicke in die Magnetfelder der Milchstraße zu gewinnen, und zwar durch die Nutzung der breitbandigen spektropolarimetrischen Fähigkeit des Karl G. Jansky Very Large Array (VLA). im L-Band (1-2 GHz). Zunächst haben wir die Zuverlässigkeit des NRAO VLA Sky Survey (NVSS) RM-Katalogs untersucht, der für die Modellierung des globalen Magnetfelds der Milchstraße unverzichtbar ist. Insbesondere quantifizierten wir die Auswirkungen der npi-Ambiguität und der außeraxialen instrumentellen Polarisation auf den RM-Katalog und erschlossen das volle Potenzial des NVSS-RM-Katalogs für sorgfältige Studien des galaktischen Magnetismus. Zweitens führten wir neue Radiobeobachtungen für eine direkte Untersuchung der Magnetfelder in der Nähe der Mittelebene der Milchstraße im ersten galaktischen Quadranten durch. Unsere neuen Beobachtungen führten zu einer drastischen Erhöhung der Anzahl zuverlässiger RM-Werte um den Faktor fünf in der Zielhimmelregion. Aus den neuen Daten entdeckten wir neue Merkmale im galaktischen magneto-ionischen Medium, die wichtige Auswirkungen auf den Anordnungsmechanismus des Magnetfelds von Galaxien haben.

Remote Talk: MeerKAT und das South African Inter-University Institute for Data Intensive Astronomy

Russ Taylor (Universität Kapstadt)

Im Jahr 2012 beschloss die internationale SKA-Organisation, das SKA-Mittelfrequenzteleskop in Afrika zu stationieren, das von einer afrikanischen Partnerschaft aus acht Ländern gehostet wird. SKA-mid wird ein Array von Tausenden von Parabolantennen sein, die über Basislinien von Tausenden von Kilometern verteilt sind. Als ersten Schritt in Richtung SKA-Mid hat Südafrika MeerKAT gebaut, ein 64-Element-Array von 13,5-m-versetzten Parabolantennen am zentralen Standort von SKA in Afrika. MeerKAT ist ein Vorläufer des SKA-Mittelfrequenz-Antennen-Arrays und wird nach mehrjährigem Betrieb als südafrikanisches Teleskop in die SKA-Phase 1 aufgenommen. Das MeerKAT-Wissenschaftsprogramm besteht aus einer kleinen Anzahl von Schlüsselwissenschaften im Legacy-Stil , Große Umfrageprojekte sowie offene Zeit für neue Vorschläge. Die Large Survey Projects sind direkte Wegbereiter zu den für das SKA geplanten wissenschaftlichen Schlüsselprogrammen.

Die Fertigstellung von MeerKAT lässt eine der bedeutendsten Datenherausforderungen des kommenden Jahrzehnts und den Beginn einer Ära von Big Data in der afrikanischen Astronomie erahnen. Das neue South African Inter-University Institute for Data Intensive Astronomy (IDIA) wurde gegründet, um Kapazitäten in Afrika aufzubauen, um die Datenherausforderung des SKA in Afrika zu bewältigen. Ich werde ein Update zum MeerKAT und den wichtigsten Wissenschaftsprogrammen präsentieren und die damit verbundenen Entwicklungen in Data Science und Technologien auf der IDIA diskutieren.

Remote Talk: Threads & fließt im staubigen Universum: Bedeutung astronomischer Polarimetrie und Spektroskopie in Sternentstehungsregionen

Archana Soam (SOFIA Science Center, USRA)

Die Rolle von Magnetfeldern (B-Feldern) und Turbulenzen bei der Sternentstehung wird noch diskutiert, aber angesichts der magnetisierten Natur von Molekülwolken erwarten wir, dass B-Felder einen signifikanten Einfluss auf diesen Prozess haben. Beobachtungen von Molekülwolken in verschiedenen Umgebungen mit verschiedenen astronomischen Techniken helfen beim Verständnis der verschiedenen wichtigen Aspekte der Sternentstehung. Ich arbeitete hauptsächlich an der Kartierung von B-Feldern in nahegelegenen Sternentstehungsregionen mit geringer Masse in verschiedenen Umgebungen, nämlich. Molekülwolken in Isolation und HII-Regionen in ihren verschiedenen Entwicklungsstadien unter Verwendung von Multiband-Polarisationsbeobachtungen. Dies wurde unter Verwendung optischer, naher IR- und Sub-mm-Polarisationsbeobachtungen durchgeführt, um B-Felder von Parsec- zu Sub-Parsec-Skalen (meist in den Abständen von Taurus und Orion) abzubilden. In diesem Vortrag werde ich kurz die Karten von B-Feldern in verschiedenen Regionen vorstellen, d.h. Kerne, Filamente, BRCs (Bright-Rimmed Clouds). Neben den B-Feldern werde ich kurz unsere Versuche zum Verständnis der Kinematik von BRCs und des Radiation Driven Implosion (RDI)-Prozesses in HII-Regionen diskutieren, die anhand verschiedener Moleküllinienbeobachtungen untersucht wurden. Darüber hinaus werde ich kurz einige meiner laufenden Arbeiten zum Verständnis der Staubkornausrichtung und der Polarisationseffizienz in Molekülwolken vorstellen.

Remote Talk: Eine Zählung der massereichen Sternentstehung in der Milchstraße

Will Armentrout (Green Bank Observatory)

HII-Regionen sind die archetypischen Tracer der massereichen Sternentstehung. Aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft sind sie über die gesamte galaktische Scheibe vom mittleren Infrarot bis hin zu Radiowellenlängen zu sehen. Eine gleichmäßig empfindliche Vermessung der galaktischen HII-Regionen über die Scheibe hinweg würde es uns ermöglichen, die Eigenschaften der galaktischen Struktur und Sternentstehung einzuschränken. Wir haben über 8000 HII-Regionen und -Kandidaten im WISE-Katalog der galaktischen HII-Regionen (astro.phys.wvu.edu/wise) katalogisiert, aber nur

2500 davon sind bestätigte HII-Regionen. Ausgehend von unseren WISE-Erfassungsvollständigkeitsgrenzen setzen wir eine Untergrenze von 7.000 HII-Regionen der Milchstraße, die von einem Zentralstern vom Typ B2 oder früher erstellt wurden. Populationssynthese-Modelle legen nahe, dass es näher an 10.000 galaktischen HII-Regionen gibt. Wir haben die überwiegende Mehrheit der HII-Regionen der Milchstraße noch nicht bestätigt.

Eine Population von besonders interessanten HII-Regionen zeichnet den Outer Scutum-Centaurus-Spiralarm (OSC) nach, den am weitesten entfernten molekularen Spiralarm in der Milchstraße. Diese Regionen repräsentieren Sternentstehung bei geringer Dichte und geringer Metallizität, ähnlich den Bedingungen in Galaxien wie der Großen Magellanschen Wolke oder einer viel jüngeren Milchstraße. Bis heute haben wir an 17 Orten im OSC eine massereiche Sternentstehung nachgewiesen, wobei die am weitesten entfernte Quelle 23,5 kpc von der Sonne und 17 kpc vom Galaktischen Zentrum entfernt liegt. Sie haben Molekülwolkenmassen von bis zu 10^5 Msol und zentrale Sterntypen bereits ab O4. Durch den Vergleich der molekularen und stellaren Massen können wir damit beginnen, die Sternentstehungseffizienz dieser fernen äußeren Galaxienquellen einzuschränken. Wir kartieren das ionisierte Gas mit dem Very Large Array im X-Band in der D-Konfiguration. Wir kartieren die molekularen 13CO-, HCN- und HCO+-Gasemissionen mit dem Argus-Array des Green Bank Telescope und erstellen in 20 Minuten individuelle 5-Arcmin-Karten mit einer Auflösung von 8 arcsec und einer Empfindlichkeit von 0,5 K.

Remote Talk: Rethinking Interstellar Dust: Insights from Microwave Emission and Polarization

Brandon S. Hensley (Princeton University)

Die stark polarisierte Emission von galaktischem Staub, wie sie vom Planck-Satelliten beobachtet wurde, hat unsere grundlegenden Annahmen über die Zusammensetzung interstellarer Körner in Frage gestellt. Im ersten Teil dieses Vortrags werde ich ein neues Modell von interstellarem Staub vorstellen, das postuliert, dass Silikate und kohlenstoffhaltige Materialien größtenteils auf denselben Körnern liegen, eine idealisierte Mischung, die wir als “Astrostaub bezeichnen.” Ich werde die Kompatibilität von . demonstrieren das Astrostaub-basierte Modell mit bestehenden Beobachtungen und zeigen auf, wie es mit zukünftigen Daten getestet werden kann. Im zweiten Teil dieses Vortrags werde ich neue Ergebnisse zur Natur der anomalen Mikrowellenemission (AME), ihren Polarisationseigenschaften und ihrer Verbindung zu sich drehenden Nanokörnern, einschließlich PAHs, präsentieren. Ich werde mit einer mysteriösen extragalaktischen AME-Quelle schließen, die weder mit der Emission von rotierendem Staub noch mit der Emission einer Hintergrund-Radiogalaxie kompatibel zu sein scheint, und begrüße jede Diskussion und jeden Einblick.

Remote Talk: Young Stellar Objects in the Multiwavelength Time Domain

Lynne Hillenbrand (Caltech)

Während ihrer ersten paar Millionen Jahre zeigen Protosterne und Vorhauptreihensterne ein breites Spektrum an Zufluss- (Anlagerung) und Abfluss (Jet/Wind)-Aktivität. Unzählige Prozesse, die sowohl auf der Sternoberfläche als auch in den inneren zirkumstellaren Regionen auftreten, tragen zu zeitvariablen Phänomenen bei, die über einen Großteil des elektromagnetischen Spektrums beobachtet werden. Einzelne junge Sterne können vorhersehbar oder rätselhaft variabel sein. Der Vortrag beginnt mit einem Überblick über die relevanten Phänomene und geht dann auf die Diskussion aktueller Arbeiten zu hochmodernen Zeitdomänendatensätzen über, die neue Erkenntnisse liefern.

Remote Talk: Galaxien und ihre Satellitenpopulationen

Gwendolyn Eadie (U of T David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics)

In diesem Vortrag werde ich zwei Projekte zu Galaxiensatellitenpopulationen berühren, die Konzepte und Methoden aus der angewandten Statistik nutzen. Das erste Projekt konzentriert sich auf die Schätzung der Masse der Milchstraße mithilfe der Kinematik ihrer Zwergsatellitenpopulationen. Ich werde erörtern, wie unsere Massenschätzungen – die Gleichgewichtsannahmen verwenden – mögliche Beweise für die Idee liefern, dass die LMC die Kinematik von Tracern um die Milchstraße in bestimmten Entfernungen signifikant beeinflussen könnte. Das zweite Projekt konzentriert sich auf die Beziehung zwischen der gesamten Sternmasse einer Galaxie und ihrer Masse in Kugelsternhaufen. Ich werde diskutieren, wie wir eine Übergangsmassenregion identifiziert und quantifiziert haben, über die Galaxien einer bestimmten Sternmasse eine Wahrscheinlichkeit für eine GC-Population zugewiesen werden kann. Beide Projekte verwenden Methoden der angewandten Statistik wie die hierarchische Bayes-Analyse, die logistische Regression und ein Bayes-Hürdenmodell. Daher werde ich während des Vortrags jede dieser Methoden vorstellen und beschreiben und ihre Vorteile in diesen Projekten hervorheben.

Remote Talk: Die Todessterne der Natur: Eine Diskussion über supermassive Schwarze Löcher, relativistische Jets und das Event Horizon Telescope

Nicholas MacDonald (Max-Planck)

Woraus bestehen relativistische Jets? Die Antwort ist von zentraler Bedeutung für unser Verständnis davon, wie supermassereiche Schwarze Löcher ihre galaktische Umgebung beeinflussen. In diesem Vortrag werde ich meine Forschung zur Zusammensetzung relativistischer Jets (und insbesondere Blazare) im Rahmen der Event Horizon Telescope (EHT) Kollaboration vorstellen.

Blazare stellen eine extreme Unterklasse aktiver galaktischer Kerne (AGN) dar, in denen ein sich ansammelndes supermassives Schwarzes Loch einen relativistischen Jet aus magnetisiertem Plasma startet und antreibt, der eng an unserer Sichtlinie ausgerichtet ist. Blazar-Jets: (i) strahlen über das gesamte elektromagnetische Spektrum (von niederfrequenten Radiowellen bis hin zu hochenergetischen Gammastrahlen), (ii) zeigen dramatische Flares und (iii) dominieren den hochenergetischen extragalaktischen Himmel. Sehr lange interferometrische Basislinien-Arrays (VLBI) (wie phasengesteuertes ALMA & The Event Horizon Telescope) sind in der Lage, die polarisierte Synchrotronemission, die von den innersten Regionen relativistischer Blazar-Jets ausgeht, mit beispielloser Winkelauflösung und Empfindlichkeit abzubilden. Insbesondere die linear und zirkular polarisierte Synchrotronemission von Blazaren trägt Abdrücke sowohl der Stärke und Orientierung der kollimierenden Magnetfelder als auch des Plasmagehalts jedes Jets. Parallel zu diesen Fortschritten in der VLBI-Bildgebung unterstützen moderne Rechenressourcen nun die Produktion und Ausführung immer ausgefeilterer numerischer 3D-Jet-Simulationen, von semi-analytischen Shock-in-Jet- und Turbulenzmodellen bis hin zu relativistischen magneto-hydrodynamischen (RMHD) und Partikel- In-Cell (PIC) Jet-Plasmasimulationen.

Meine Forschung konzentriert sich auf die Überbrückung der Lücke zwischen diesen relativistischen 3D-Jet-Simulationen und globalen VLBI-Beobachtungen von Blazar-Jets im Millimeterwellenbereich durch die Anwendung von Raytracing und polarisiertem Strahlungstransfer. In diesem Vortrag werde ich eine Reihe relativistischer Jet-Simulationen vorstellen, die versuchen, dem noch unbekannten Plasmagehalt von Schwarzen-Loch-Jets stärkere Beschränkungen aufzuerlegen.

Remote Talk: Frühe Ergebnisse von VERTICO: die Virgo-Umgebung in CO-Umfrage verfolgt

Toby Brown (HAA)

Die Virgo Environment Traced in CO Survey (VERTICO) ist ein bahnbrechendes großes Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)-Programm, das den Einfluss der Umgebung auf molekulares Gas untersucht, indem es die Verteilung und Kinematik von Molekülen über 51 Virgo-Cluster-Galaxien auf sub- kpc-Skalen. Als kritische letzte Komponente eines vielfältigen, homogenen Legacy-Datensatzes zeigt VERTICO, wie physikalische Mechanismen wie das Staudruck-Stripping den Sternentstehungsprozess in dichten Umgebungen in unübertroffenem Detail vorantreiben. Dieser Vortrag wird die ersten Ergebnisse des VERTICO-Teams präsentieren und Beweise für die Fähigkeit der Umgebung hervorheben, weit in Galaxien vorzudringen, molekulare Gasscheiben zu stören und die Effizienz des Sternentstehungsprozesses zu bestimmen.

Remote Talk: Clusterbildung und Gaskinematik in Wolken mit hoher Masse

Amelia Stutz (Universität Concepción Chile)

Durch die beobachtende Untersuchung der nächsten massereichen Wolken und Protocluster gewinnen wir neue Einblicke in die Physik der Clusterbildung. Das Integral Shaped Filament (ISF) beherbergt den nächsten bedeutenden Protocluster, den Orion-Nebel-Cluster (ONC/M42). Basierend auf einer hohen Dichte von Observablen sowohl des Gases als auch der Sterne haben wir zuvor den “Slingshot”-Mechanismus vorgeschlagen, der erfordert, dass die Gas-ISF oszilliert und Sterne ausstößt. Die B-Feld-Morphologie (möglicherweise helixförmig) und die Stärke im Vergleich zur Gasmassenverteilung deuten darauf hin, dass sich magnetische Instabilitäten durch die Wolke ausbreiten können, die die Schwingungen in der ISF antreiben. Diese können für die Schleuder verantwortlich sein. Die Gaskinematik weist Verdrehungs- und Dreheigenschaften auf, die mit Rotations- und spiralförmigen Strukturen in dem dichten Gas übereinstimmen können. Wir zeigen, dass die Sternendichte einem Plummer-Profil folgt, während das Gas einem zylindrischen Potenzgesetz folgt. Der Beitrag des Sterns zum Gravitationsfeld ist fast gleich dem des Gases bei r=a. Bei allen anderen Radien ist das Feld gasdominiert. Die Cluster-Kreuzungszeit beträgt

0,5 Myr, fast identisch mit der Zeitskala der Filamentoszillation. Diese Ergebnisse zeigen eine enge Verbindung zwischen den Sternen und dem Gas, so dass Gezeiteneffekte aufgrund von Filamentoszillationen die Protocluster-Struktur festlegen können. Das heißt, die Gasdichte reguliert die Sternendichte im ONC. Währenddessen in Kalifornien eine Wolke, die die gleiche Masse wie Orion hat, sich aber in einem früheren Entwicklungsstadium befindet (

1/10 der Protosterne), erkennen wir eine Rotation im Cluster-bildenden Filament L1482. Ergebnisse in extragalaktischen Systemen zeigen, dass die Wolkenrotation durch die Gesamtrotation der Galaxie bestimmt wird und nicht mit z.B. Cloud-Kollisionsmodelle. Zusammengenommen könnten diese Ergebnisse darauf hindeuten, dass Geschwindigkeitsgradienten in Milchstraßen-Protoclustern auf natürliche Weise durch Rotation erklärt werden, die auf großen Skalen von Galaxienscheiben etabliert wird und dann zu Protoclustern und möglicherweise sogar zu den winzigen Skalen von Protosternen sickert.

Remote Talk: Supernova-Überreste als Sonde des galaktischen Magnetismus von THOR . enthüllt

Russell Shanahan (Universität Calgary)

Die Breitband-Radiopolarimetrie von Supernova-Überresten (SNRs) ermöglicht es uns, die Magnetfeldstruktur in den SNRs sowie die galaktische Umgebung entlang der Sichtlinie zu untersuchen. Die Durchmusterung der HI/OH-Rekombinationslinie (THOR) liefert Breitband-Radiokontinuumsbeobachtungen mit Polarisation eines großen Abschnitts der inneren Galaxie. Mit hoher Winkelauflösung entdecken wir kleinräumige Polarisationsmerkmale, die eine reichhaltige Struktur im Magnetfeld der SNRs offenbaren. Unsere Untersuchung enthüllt auch Hinweise auf eine Faraday-Rotation innerhalb der SNRs, zusätzlich zur Faraday-Rotation im interstellaren Medium entlang der Sichtlinie. Da SNRs unterschiedliche Abstände haben, kann die von uns beobachtete Faraday-Rotation verwendet werden, um das galaktische Magnetfeld sowie kinematische Tracer der galaktischen Struktur zu untersuchen.

Remote Talk: UV-Spektro-Polarimetrie in der Sonnenatmosphäre: Neuer Ansatz zur Lösung des Sonnenmysteriums mit zwei Höhenforschungsraketenexperimenten

Takenori Joten Okamoto (NAOJ und ISAS/JAXA)

Magnetfelder in der Sonnenatmosphäre spielen eine wichtige Rolle bei der Energieübertragung von der Sonnenoberfläche in die heißere Atmosphäre “corona”, die grundlegende Informationen liefern, um das verbleibende Rätsel des „koronalen Erwärmungsproblems“ zu lösen. Messungen des Magnetfelds in der Chromosphäre, die zwischen der Sonnenoberfläche und der Korona eingeschlossen ist, sind unerlässlich, um das Ziel zu erreichen. In den Jahren 2015 und 2019 führten wir zwei Höhenforschungsraketenexperimente CLASP1 und CLASP2 durch, um die Techniken zur Diagnose des chromosphärischen Magnetfelds zu etablieren, indem wir die Reife der ultravioletten Spektropolarimetrie für die zukünftige Entwicklung zu einem Satelliten demonstrierten.
Aus diesen Experimenten haben wir erfolgreich signifikante Polarisationssignale mit hoher Genauigkeit nachgewiesen ( Remote Talk: Polarisationsanalyse von entwickelten Sternen mittlerer Masse.

Laurence Sabin (Universidad Nacional Autónoma de México)

Post-AGB-Sterne und Planetarische Nebel repräsentieren die fortgeschrittene Evolutionsphase der Sterne mit niedriger und mittlerer Masse. Obwohl dieses Stadium nur von kurzer Dauer ist, finden verschiedene physikalische und chemische Prozesse (wichtig für die Sternentwicklung) statt, die mithilfe von Multiwellenlängen-Polarimetrietechniken verfolgt und analysiert werden können. So werden zum Beispiel die Eigenschaften des in das ISM ausgestoßenen zirkumstellaren Staubs, die Magnetfelder, die (teilweise) für die Abweichung von der Kugelsymmetrie verantwortlich sein sollen, einige der Themen, die mittels Polarimetrie untersucht werden. Ich werde daher die in diesem Studienbereich erzielten Ergebnisse diskutieren, dazu gehören die wissenschaftlichen Untersuchungen, die instrumentellen Entwicklungen, aber auch die Randbedingungen.

Remote Talk: Globale MHD-Galaxiensimulationen: die Auswirkungen von Feedback und die Entstehung eines Dynamos mit mittlerem Feld

Evangelia Ntormousi (Scuola Normale Superiore di Pisa, Italien)

Magnetfelder sind von größter Bedeutung für das Verständnis der Entwicklung und Dynamik von Galaxien. Aber selbst das Magnetfeld unserer Galaxie ist noch weitgehend ein Rätsel, da seine Stärke und Richtung nicht gleichzeitig gemessen werden können. Daher ist es wichtig, dass wir unser Wissen mit numerischen Simulationen der Koevolution von Galaxien und Magnetfeldern vervollständigen.
In diesem Vortrag werde ich Ergebnisse aus einer Reihe hochauflösender numerischer Modelle vorstellen, die darauf abzielen, den Einfluss der Anfangsbedingungen und der stellaren Rückkopplung auf die Entwicklung des galaktischen Magnetfelds in isolierten, milchstraßenähnlichen Galaxien zu entschlüsseln. Die Modelle umfassen einen Halo aus Dunkler Materie, eine stellare und eine gasförmige Scheibe, Sternentstehung und Supernova-Feedback, sodass die dynamische Entwicklung der Galaxie in sich konsistent ist.
Wir stellen fest, dass die Galaxien unabhängig von den Anfangsbedingungen sehr früh in ihrer Entwicklung schnell ein turbulentes Geschwindigkeitsfeld und eine zufällige Magnetfeldkomponente entwickeln.
Wir zeigen auch zum ersten Mal, dass ein Dynamo mit mittlerem Feld natürlicherweise als Ergebnis der dynamischen Entwicklung der Galaxie auftritt und das Magnetfeld um eine Größenordnung von mehr als einem halben Gyr verstärkt.
Indem wir das Wachstum des Magnetfelds in einer komplexen galaktischen Umgebung verfolgen, bringen uns diese Modelle dem Verständnis des kosmischen Ursprungs von Magnetfeldern einen Schritt näher.

Remote Talk: FYST/CCAT-prime: eine Submillimeterwellen-Vermessungseinrichtung

Michel Fich (Waterloo Center for Astrophysics)

Das Fred Young Submillimeter Telescope (FYST) wird vom internationalen CCAT-prime-Projektteam gebaut. FYST wird sich an einem hervorragenden Standort im Norden Chiles befinden und mit einem innovativen Design und einer hervorragenden Oberfläche in der Lage sein, extrem weitfeldige Beobachtungen bei den kürzesten Submm-Wellenlängen zu ermöglichen, die von der Erdoberfläche aus zugänglich sind. Forscher in den USA, Deutschland und Kanada entwickeln Instrumente, die die Weitfeldfähigkeit nutzen und groß angelegte Vermessungen ermöglichen, die ein breites Spektrum von Bereichen der Kosmologie, Galaxienentwicklung und galaktischen Struktur abdecken. In diesem Vortrag werde ich kurz den Standort, das Teleskop, die Instrumente, die wissenschaftlichen Pläne beschreiben und die kanadischen Beiträge zum Projekt hervorheben.

Remote Talk: Verzweigung planetarischer Bausteine ​​während der Entstehung des Sonnensystems

Tim Lichtenberg (Universität Oxford)

Der Ursprung des Sonnensystems prägt unser Verständnis der physikalischen und chemischen Prozesse, die die Planetenbildung und frühe Evolution vorantreiben. Geochemische Analysen meteoritischer Materialien und astronomische Beobachtungen zirkumstellarer Scheiben liefern Hinweise auf einen fragmentierten Planetenentstehungsprozess. Im Sonnensystem manifestierte sich dies als zwei räumlich und zeitlich getrennte Reservoirs, die sich zu den inneren, flüchtigen erschöpften und äußeren, an flüchtigen Stoffen reichen planetaren Populationen zusammensetzten. Der Ursprung dieser Dichotomie ist unbekannt. In diesem Vortrag werde ich unsere jüngsten Arbeiten darüber diskutieren, wie der Aufbau und die früheste Entwicklung der solaren protoplanetaren Scheibe den Zeitpunkt der Protoplanetenbildung und ihre interne Entwicklung beeinflussen können. Die Wanderung der Wasserschneegrenze während des Scheibenstadiums der Klasse I und der Klasse II kann zwei unterschiedliche Ausbrüche von Planetesimalformationen erzeugen, die verschiedene Quellregionen interstellarer Materialien beproben. Diese Reservoirs entwickeln sich in unterschiedlichen geophysikalischen Modi und entwickeln unterschiedliche flüchtige Inhalte, die mit den Einschränkungen durch die Chronologie der planetaren Akkretion und die flüchtige Zusammensetzung, die Thermochemie außerirdischer Materialien und die Massendivergenz des inneren und äußeren Sonnensystems übereinstimmen. Unsere Simulationen legen nahe, dass die heute beobachtete Zusammensetzungsfraktionierung und Isotopen-Dichotomie des Sonnensystems durch das Zusammenspiel zwischen Scheibendynamik, heterogener Akkretion und der internen Evolution der Bildung von Protoplaneten initiiert wurde.

Remote Talk: Indigene Astronomie und Navigation

Ray Norris (CSIRO)

Die Aborigines in Australien haben eine reiche astronomische Tradition wie die Konstellation dunkler Wolken “Emu in the Sky” und Geschichten über Sonne, Mond und Sterne, die eine Tiefe und Komplexität der Kulturen der Aborigines vor dem Kontakt offenbaren, die es nicht sind von Außenstehenden sehr geschätzt. Sie kannten nicht nur den Himmel genau, sondern waren auch mit Planetenbewegungen, Gezeiten und Finsternisse vertraut. Ihre Lieder und Geschichten zeigen, dass die australischen Aborigines versuchten, ihr Universum auf ähnliche Weise wie die moderne Wissenschaft zu verstehen. Sie nutzten dieses Wissen über den Himmel, um Kalender, Liedlinien und andere Navigationswerkzeuge zu konstruieren, die es ihnen ermöglichten, durch das Land zu navigieren, Artefakte und heilige Geschichten zu handeln

Remote Talk: Biogene Welten: Von der atmosphärischen HCN-Produktion zu den Bausteinen der RNA in warmen kleinen Teichen

Ben K. D. Pearce (McMaster University)

Was ist der Ursprung der Bausteine ​​des Lebens auf der frühen Erde? Ist es notwendig, dass sie von Meteoriten oder interplanetarem Staub geliefert wurden? Oder war die frühe Erde „biogen“ und konnte selbst wichtige Biomoleküle produzieren? Eine HCN-reiche Atmosphäre ist ein Kennzeichen dessen, was wir als biogene Welten bezeichnen. HCN ist eine Schlüsselspezies, die in Miller-Urey-Elektroentladungsexperimenten produziert wird, die blitzbasierte Chemie in der Uratmosphäre simulieren. HCN reagiert in Wasser zu Nukleobasen und Ribose, den Bausteinen der RNA, und Aminosäuren, den Bausteinen von Proteinen. Um zu bestimmen, ob die frühe Erde biogen war, entwickeln wir ein in sich konsistentes chemisch-kinetisches Modell für die Produktion und den Niederschlag von HCN in der frühen Atmosphäre und koppeln es mit einem umfassenden Modell warmer kleiner Teiche, um die in-situ-Produktion der Bausteine ​​zu berechnen von RNA. Wir modellieren zwei Epochen des Hadean-Äons mit 4,4 bya (vor Milliarden Jahren) und 4,0 bya, die sich in Zusammensetzung, Leuchtkraft, UV-Intensität und Aufprallrate unterscheiden. Bei 4,4 bya war die UV-Intensität aufgrund der aktiven, neu gebildeten Sonne hoch, und Asteroiden und Kometen bombardierten den Planeten mit einer überwältigenden Geschwindigkeit von 1� kg/Jahr. Die Stoßentgasung erzeugte zu diesem Zeitpunkt eine reduzierende, H2-dominante Atmosphäre. Bei 4,0 bya war die Atmosphäre durch das Entweichen aus der oberen Atmosphäre an Wasserstoff verarmt, und die vulkanische Ausgasung führte zu einer oxidierenden CO2-dominanten Welt. Die Reduktionsmodelle bei 4,4 bya führen zu einer RNA-Bausteinproduktion in Teichen, die in ihrer Konzentration vergleichbar ist mit der, die sich aus meteoritischer Abgabe ergeben würde (ppm-Bereich). Im Gegensatz zu den RNA-Bausteinen, die von Meteoriten in Teiche geliefert werden und weniger als ein paar Jahre überleben, werden die in situ produzierten Konzentrationen aufgrund des stetigen Zustroms von HCN aus der Troposphäre auf unbestimmte Zeit aufrechterhalten. Die oxidierenden Modelle bei 4,0 bya führen zu wesentlich geringeren RNA-Bausteinkonzentrationen (ppq-Bereich). Diese Ergebnisse deuten darauf hin, dass die frühe Erde bei 4,4 bya biogen war und dies für mindestens 100 Millionen Jahre blieb, aber aufgrund der Oxidation der Atmosphäre um 4,0 bya zu Ende war.


4. Diskussion

In Abschnitt 3 haben wir das Layout des synthetischen Datensimulations-Frameworks MeqSilhouette beschrieben. Eine breite Palette von Signalausbreitungseffekten kann unter Verwendung des Messgleichungsformalismus implementiert werden, wobei troposphärische Streuung und Antennenausrichtungsfehler als veranschaulichende Beispiele angegeben werden. Das Framework ist ausreichend allgemein und flexibel, um Zeitvariabilität in allen relevanten Domänen (Quelle, Array, ISM, Troposphäre) einzubeziehen. Die Laufzeit für eine typische Simulation mit einem realistischen Instrumentenaufbau liegt in der Größenordnung von Minuten. Die Implementierung von Polarisationseffekten ist in der nächsten Version vorgesehen.

Die ISM-Streusoftware ScatterBrane , basierend auf Johnson & Gwinn (2015), wurde in die Pipeline integriert. Abb. 2 zeigt ein Beispiel für die Schließphase und die Flussvariabilität über einen Zeitraum von 4 Tagen unter Verwendung einer statischen Quelle. Eine genaue Simulation der ISM-induzierten Schließphasenvariation ist unerlässlich, um aus EHT-Beobachtungen genaue Rückschlüsse auf die asymmetrische Struktur auf der Ereignishorizontskala zu ziehen (z. B. Fish et al., 2016 Ortiz-León et al., 2016) . Dies wird noch wichtiger, da die EHT-Empfindlichkeit in naher Zukunft um eine Größenordnung ansteigt. Beachten Sie, dass, wenn die Quellenposition zeitvariabel ist, wie im Fall eines Hotspot-Modells (Doeleman et al., 2009), dies die ISM-Variabilität erhöht, wenn die relative Bewegung zwischen Quelle, Bildschirm und Beobachter erhöht wird.

Sichtbarkeitsamplitudenfehler aufgrund von Antennenausrichtungsfehlern wurden für die 50-m-LMT-Antenne untersucht, die bei 230 GHz arbeitet. In Abb. 3 zeigen wir, dass Pointing-Fehler in Verbindung mit häufigem Phasenzentrumswechsel (stochastische Variabilität) einen fraktionalen RMS-Amplitudenfehler σ Δ V / V 0 ∼ 0.1 − 0.4 für eine absolute Pointing-Genauigkeit σ a b s ∼ 1 − 3 arcsec einführen können. Im Gegensatz dazu sind Nachführfehler mit V/V 0 ≤ 0,05 für eine Nachführgenauigkeit σ t r a ck < 1 arcsec weniger problematisch. Der Fall eines Constant Error Pointing-Modells ist mit dem Fall der „langsamen Variabilität“ vergleichbar. Wenn der Verstärkungsfehler vom verwendeten Kalibrierungsmodell nicht trennbar ist, könnte er als intrinsische Variabilität, Unterstruktur und/oder erhöhtes Rauschen interpretiert werden. Wenn nicht berücksichtigt, kann dieser Effekt den Dynamikbereich von mm-VLBI-Bildern einschränken. Weitere Tests zur Einschränkung der Ausrichtungsunsicherheiten von EHT-Stationen werden zu genaueren interferometrischen Simulationen und damit zu den Gesamtauswirkungen auf die Schätzung der Schattenparameter von Schwarzen Löchern führen. Hier demonstrieren wir die Fähigkeit, eine Reihe plausibler Pointing-Error-Effekte in eine vollständige Simulationspipeline zu integrieren. Für zukünftige Beobachtungen bei 345 GHz werden diese Effekte aufgrund des schmaleren Primärstrahls noch ausgeprägter sein.

In Abschnitt 3.3.3 untersuchen wir die Beobachtungsfolgen der Beobachtung durch eine turbulente Troposphäre. In dieser Simulation gehen wir von einem einfachen Punktquellenmodell aus und wenden zunehmende Turbulenz-induzierte Phasenfluktuationen vor der Bildgebung unter Verwendung einer regulären Abtastung und einer zweidimensionalen inversen schnellen Fourier-Transformation an. Die simulierten Restkalibrierfehler führen zu einer signifikanten Dämpfung des Quellenflusses, leichten Offsets im Quellenschwerpunkt (schwarzes Fadenkreuz) und dem Vorhandensein von störenden Abbildungsartefakten. In einer kommenden Arbeit führen wir eine systematische Untersuchung der turbulenten troposphärischen Auswirkungen auf die Genauigkeit von Fringe-Fitting-Algorithmen und -Strategien durch, indem wir ein automatisiertes Kalibrierungsverfahren verwenden und die zusätzliche Komplexität einer zeitvariablen Quelle einschließen.

Bei der theoretischen und numerischen Modellierung der inneren Akkretionsströmung und der Jet-Start-Regionen in der Nähe eines supermassiven Schwarzen Loch-Ereignishorizonts wurden erhebliche Fortschritte erzielt (z. B. Del Zanna et al., 2007 Etienne et al., 2010 Dexter & Fragile, 2013 Mościbrodzka et al ., 2014 McKinney et al., 2014). Da die Empfindlichkeit der EHT dramatisch zunehmen wird, müssen diese theoretischen Bemühungen durch Fortschritte bei interferometrischen Simulationen ergänzt werden. Mit MeqSilhouette haben wir jetzt die Möglichkeit, diese mit ausgeklügelten interferometrischen und Signalausbreitungssimulationen zu koppeln. Darüber hinaus werden uns detaillierte interferometrische Simulationen ermöglichen, systematische Auswirkungen auf die Schätzung der Schwarzen Löcher und/oder der Akkretionsflussparameter zu quantifizieren.


Mehr Informationen

Diese Forschung wurde in einer Reihe von sechs Artikeln vorgestellt, die heute in einer Sonderausgabe von . veröffentlicht wurden Die Briefe des Astrophysikalischen Journals, zusammen mit a Fokusproblem:

  • Papier I: Der Schatten des supermassiven Schwarzen Lochs
  • Paper II: Array und Instrumentierung
  • Papier III: Datenverarbeitung und Kalibrierung
  • Papier IV: Abbildung des zentralen supermassiven Schwarzen Lochs
  • Papier V: Physikalischer Ursprung des asymmetrischen Rings
  • Papier VI: Schatten und Masse des zentralen Schwarzen Lochs

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An der EHT-Kollaboration sind mehr als 200 Forscher aus Afrika, Asien, Europa, Nord- und Südamerika beteiligt. Die internationale Zusammenarbeit arbeitet daran, die detailliertesten Bilder von Schwarzen Löchern aller Zeiten zu erfassen, indem sie ein virtuelles erdgroßes Teleskop entwickelt. Unterstützt durch erhebliche internationale Investitionen verbindet das EHT bestehende Teleskope mit neuartigen Systemen – und schafft so ein grundlegend neues Instrument mit dem bisher höchsten Winkelauflösungsvermögen.

Beteiligte Einzelteleskope sind ALMA, APEX, das IRAM 30-Meter-Teleskop, das IRAM NOEMA Observatory, das James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), das Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT), das Submillimeter Array (SMA), das Submillimeter Telescope (SMT), das South Pole Telescope (SPT), das Kitt Peak Telescope und das Greenland Telescope (GLT).

Die EHT-Kollaboration besteht aus 13 Stakeholder-Instituten, dem Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, der University of Arizona, der University of Chicago, dem East Asian Observatory, der Goethe-Universität Frankfurt, dem Institut de Radioastronomie Millimétrique, dem Large Millimeter Telescope, dem Max-Planck-Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Radboud University und das Smithsonian Astrophysical Observatory.


Einführung

Astrophysikalische Jets zählen zu den spektakulärsten und mächtigsten Objekten im Universum. Sie sind kollimierte Plasmaausflüsse, die in einer Vielzahl von astronomischen Quellen beobachtet wurden – junge stellare Objekte (YSOs), Röntgenstrahlen (XRBs), aktive galaktische Kerne (AGN) und (gamma)-ray Bursts (GRBs)—überspannend viele Größenordnungen sowohl im Energiebereich als auch im linearen Maßstab. Trotz der Vielfalt der Umgebungen, in denen sie entstehen können, haben alle Jets einige gemeinsame Merkmale. Als Energiequelle wird das Gravitationspotential eines kompakten und akkretierenden Zentralobjekts angesehen (Salpeter 1964 Lynden-Bell 1969), dessen Masse maßgeblich die Skalierungseigenschaften bestimmt (Sams et al. 1996 Heinz und Sunyaev 2003 Merloni et al. 2003 Falcke et al. 2004). Außerdem sind alle Jets magnetisiert, da sie vor allem im Radiobereich reichlich Synchrotronstrahlungssender sind. Die Analyse der Ähnlichkeiten sowie der Unterschiede zwischen den Jetklassen ist entscheidend, um letztendlich die Entstehung und Ausbreitung der Ausflüsse sowie den Zusammenhang zwischen den Akkretionseigenschaften und der Jetaktivität zu verstehen (z. B. Meier 2003 Belloni 2010).

AGN-Jets, die von supermassereichen Schwarzen Löchern im Zentrum einiger aktiver Galaxien angetrieben werden, bilden sicherlich die am besten untersuchte Klasse. Diese stark kollimierten Ausflüsse mit Öffnungswinkeln von wenigen Grad breiten sich oft ungestört bis zu Entfernungen von Kiloparsec und manchmal Megaparsec aus und strahlen über ein breites Intervall des elektromagnetischen Spektrums. Der größte Teil ihrer Gesamtleistung variiert im Bereich (10^<43><->10^<48>,mathrm) (Ghisellini et al. 2014), wird jedoch nicht strahlend, sondern in unterschiedlichen Formen getragen. In der Nähe des Startplatzes kann es rein elektromagnetisch sein, während es sich in größeren Skalen mit der Beschleunigung des Massenstroms in hauptsächlich kinetisch umwandelt (z. B. Meier 2012) und endständige Lorentzfaktoren in der Größenordnung von zehn erreicht (Lister et al. 2016). Letztendlich wird die Energie in Form von Strahlung dissipiert, wodurch unregelmäßige Strukturen diffuser Radiostrahlung entstehen, die als Radiokeulen bekannt sind und manchmal von kompakten Hotspots unterbrochen werden. Eine schöne Darstellung der großräumigen Morphologie in der Radiogalaxie Hercules A ist in Abb. 1 gezeigt. Obwohl nach den Vereinigungsschemata (zB Barthel 1989, Urry und Padovani 1995) alle Jets intrinsisch verlängert und zweiseitig sind, in Hercules A erscheinen viele der Quellen, die wir beobachten können, sehr kompakt und asymmetrisch. Dies ist auf starke relativistische und Projektionseffekte zurückzuführen, die sich aus der engen Ausrichtung der Jet-Achse mit unserer Sichtlinie ergeben, die die Jet-Eigenschaften noch dramatischer, aber auch schwieriger zu studieren machen.

Bildnachweis: Röntgen: NASA/CXC/SAO, Optisch: NASA/STScI, Funk: NSF/NRAO/VLA

Zusammengesetztes Bild der Radiogalaxie Hercules A. In Blau die mit den Jets und Lappen verbundene Radioemission in Pink die Röntgenemission des erhitzten umgebenden Gases in Weiß, Orange und Blau der Wirtsgalaxie und dem optischen Hintergrundfeld.

Die Suche nach Winkelauflösung

Ab 1963, als Maarten Schmidt die extragalaktische Natur der Radioquelle 3C 273 (Schmidt 1963) enthüllte, haben Astronomen die physikalischen Prozesse, die zu diesen enormen Energieabgaben führen könnten, eingehend untersucht. Das Rätsel wurde noch komplizierter, als beobachtet wurde, dass die Emission auf extrem kurzen Zeitskalen (t_mathrm) (siehe Rees 1970 und Referenzen darin). Basierend auf dem Lichtlaufzeitargument sind die Größen der emittierenden Regionen (lle ccdot t_mathrm) (mit c die die Lichtgeschwindigkeit angibt) wurden nur wenige Lichtmonate bestimmt. Die damit verbundene extreme Kompaktheit war nicht nur eine Herausforderung für Theoretiker, sondern auch für Beobachter. In Winkelmaßen ausgedrückt liegen die relevanten Skalen für einen AGN-Jet tatsächlich in der Größenordnung von Millibogensekunden oder kleiner (für typische Entfernungen bis zu wenigen Giga-Parsecs) und reichen weit über die Beugungsgrenze eines einzelnen Teleskops hinaus.

Bereits in den 1940er Jahren suchten Radioastronomen nach intelligenten Lösungen, um das Auflösungsvermögen ihrer Instrumente zu erhöhen. Dieses Ziel wurde mit der Entwicklung der Apertursynthese (Ryle und Vonberg 1946, Ryle und Hewish 1960), die 1974 mit dem ersten Nobelpreis für astronomische Forschung ausgezeichnet wurde, auf brillante Weise erreicht eine Reihe von Teleskopen. Diese elegante Methode wird in ihrer höchsten Komplexität in der Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI) angewendet, bei der das astronomische Signal von physikalisch nicht verbundenen Teleskopen kombiniert werden kann. Die Winkelauflösung eines Interferometers ist proportional zum Verhältnis (lambda /b_mathrm) , wobei (lambda) die Wellenlänge der Strahlung und (b_mathrm) ist die maximale Grundlinienlänge, d. h. der maximale (projizierte) Abstand zwischen zwei Elementen des Arrays. Die wichtigsten derzeit verwendeten VLBI-Arrays, die Very Long Baseline Array Footnote 1 (VLBA) und das European VLBI Network (EVN), zeichnen sich durch maximale Basislinien in der Größenordnung von 10.000 km aus und führen die meisten ihrer Beobachtungen bei Zentimeterwellenlängen durch. Ihr Betrieb ist entscheidend für die Untersuchung kompakter Radioquellen und hat unser Wissen über die physikalischen Bedingungen des Plasmaflusses auf Milli-Bogensekunden-Skalen, d. h. auf projizierten räumlichen Ausdehnungen in der Größenordnung von wenigen Parsec, erheblich erweitert.

Die Suche nach einem tieferen Verständnis dieser Objekte ist jedoch nicht beendet. Aus beobachtungstechnischen und theoretischen Gründen wird erwartet, dass die grundlegenden Mechanismen der Energieerzeugung und der Entstehung des Jet-Ausstroms auf noch kleineren Skalen ablaufen, vergleichbar mit dem Schwarzschild-Radius (R_mathrm=2GM_mathrm/c^2) (G ist die Gravitationskonstante und (M_mathrm) ist die Masse des Schwarzen Lochs) des supermassiven Schwarzen Lochs. Radiointerferometrische Beobachtungen, die in der Lage sind, solche Skalen zu untersuchen, sind daher entscheidend, um ein vollständiges Bild des AGN-Phänomens zu erhalten, insbesondere wenn sie in Synergie mit Hochfrequenzstudien im optischen, Röntgen- und (gamma)- Strahlenbänder (zB Marscher 2005).

Bei der Verbesserung der Winkelauflösung eines Funkinterferometers können zwei Hauptansätze verfolgt werden. Die erste besteht darin, die maximale Basislinie zu erhöhen, indem ein oder mehrere Teleskope im Weltraum kreisen. Nach einigen Pionierexperimenten in den 1980er Jahren wurde Weltraum-VLBI mit dem VLBI Space Observatory Program (VSOP) (Hirabayashi et al. 2000) und neuerdings mit der RadioAstron-Mission (Kardashev et al. 2013) erfolgreich realisiert. Im zweiten Ansatz können Bodenteleskope mit Empfängern ausgestattet werden, die bei kürzeren Wellenlängen im Millimeter- oder Submillimeterbereich arbeiten. Beide Methoden ermöglichen Auflösungen von einigen zehn Mikrobogensekunden, die sich in den engsten Objekten in lineare Größen von nur wenigen Schwarzschildradien übersetzen. Da die nukleare Umgebung jedoch dicht und stark magnetisiert ist, kann eine wirklich scharfe Sicht auf die Radiokerne in AGN nur durch Durchdringen der sie umgebenden Opazitätsbarriere erhalten werden. Sowohl Synchrotron als auch frei-freie Opazität können die cm-Wellen-Emission signifikant beeinflussen, werden aber voraussichtlich im Millimeterband stark reduziert. Millimeter-VLBI kombiniert auf einzigartige Weise eine hohe räumliche Auflösung mit einem Spektralbereich, in dem quelleneigene Absorptionseffekte verschwinden, und ist daher ideal geeignet für die Abbildung der noch unerforschten Regionen in der Nähe des Schwarzen Lochs.

In diesem Artikel diskutieren wir einige offene Fragen zur Physik kompakter Radioquellen und den Einfluss von mm-VLBI-Beobachtungen auf ein detaillierteres physikalisches Verständnis. In Abschn. 2 fassen wir kurz die historische Entwicklung dieser ausgeklügelten Technik zusammen und berichten über die Fähigkeiten aktueller mm-VLBI-Arrays. Abschnitt 3 soll dem Leser einen Überblick über die aus VLBI-Studien abgeleiteten grundlegenden Eigenschaften von Jets und die theoretischen Modelle geben, die sie am besten beschreiben. In Abschn. 4 erweitern wir die Diskussion zu den wissenschaftlichen Themen, die mm-VLBI behandeln kann, und präsentieren die wichtigsten bisher erzielten Ergebnisse. Wir schließen mit einem Ausblick auf die zukünftigen Entwicklungen und Ziele der mm-VLBI-Wissenschaft (Abschn. 5).


Sterne bilden sich bekanntlich in sogenannten „Molekülwolken“, Ansammlungen von kaltem Gas und Staub im Raum zwischen den Sternen. Diese stellaren Baumschulen können eine Reihe dichter Gas- und Staubklumpen enthalten, die als „prästellare Kerne“ bezeichnet werden. Untersuchungen haben ergeben, dass diese Kerne in sich konzentrierte Strukturen aufweisen sollen – die „Samen“ neuer Sterne direkt an der Schwelle zur Geburt.

Astronomen haben in der Vergangenheit große Anstrengungen unternommen, um solche „Samen“ von Sternen in prästellaren Kernen zu finden, aber meist vergeblich. Es war schwierig, solche Samen in Aktion zu fangen, vielleicht weil sie kurzlebig sind, aber auch aufgrund der inhärenten Schwierigkeiten, solche dichten Regionen und auf so kleinem Maßstab zu beobachten. Trotz der Herausforderungen erklärte Dipen Sahu vom Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA), Taiwan, und Hauptautor dieser Studie, dass „trotz der Herausforderungen es sehr wichtig ist zu verstehen, wann und wie solche Sternembryonen entstehen“ zu leben“ und bemerkt, dass „es ist dieses kritische Frühstadium, das es wichtig ist, zu beobachten, da wir verstehen, wie diese frühen Stadien die stellaren Nachkommen formen.Wir würden gerne wissen, wie stellare Systeme entstehen, aber wir müssen sie kurz vor ihrer Geburt untersuchen, um den Prozess vollständig zu verstehen.“

Wir würden gerne wissen, wie stellare Systeme entstehen, aber wir müssen sie kurz vor ihrer Geburt finden, um den Prozess zu verstehen.

Eine der nächstgelegenen, hellsten und bekanntesten Sternenkindergärten befindet sich im Sternbild Orion, auch bekannt als Ka Hei-Hei O Nā Keiki (was sich auf ein Saitenspiel für Kinder ähnlich der Katzenwiege bezieht) auf Hawaiianisch. Das internationale Team, dem Astronomen aus Taiwan, China, Japan und Korea angehören, begann zunächst damit, kalte und dichte Kerne in der Orion-Molekularwolke zu entdecken. Da Staub in den Kernen Licht absorbiert und die Sicht bei den optischen Wellenlängen blockiert, nutzen Astronomen das vom Staub in den dichten Kernen emittierte “Licht” bei Submillimeterwellenlängen, das mit Teleskopen wie dem James Clark Maxwell Telescope (JCMT) gewonnen wurde. an den Hängen des Maunakea in Hawaii.

Der Kern „G205.46-14.56M3“, der sich in der Orion-Molekularwolke befindet, zeigt Anzeichen von mehreren kleinen Blobs im Inneren. Bild oben rechts: SCUBA-2-Bild von G2-5.46-14.56M3, beobachtet vom JCMT, Hawaii. Einschub links unten: ALMA löst die neu entstehenden Sterne darin auf. Die Orion-Konstellation ist auf Hawaiianisch auch als Ka Hei-Hei O Nā Keiki („die Wiege der Katze“) bekannt. Bildnachweis: ASIAA/Wei-Hao Wang/ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Tie Lie/Sahu et al.

„Das JCMT spielt weiterhin eine zentrale Rolle bei der Lokalisierung dieser Kerne!“, sagt Tie Liu vom Shanghai Astronomical Observatory, Co-Autor dieser Studie und Hauptforscher des ALMA-Beobachtungsprogramms die Geschwindigkeit, um diese stellaren Baumschulen mit der erforderlichen Sensibilität zu jagen, um diese schwachen Regionen mit kaltem und dichtem Gas zu finden.

Da JCMT dem Team Kandidaten für stellare Kinderstuben zur Verfügung stellte, wandte sich das Team dem bisher größten Teleskop am Boden zu, dem Atacama Large Millimeter and Submillimeter Array (ALMA), das sich in der Hochwüste im Norden Chiles befindet. Die mit ALMA Ende 2018 bis Anfang 2019 durchgeführten Beobachtungen enthüllen dem Team fünf Kerne mit einer sehr konzentrierten Gas- und Staubverteilung im Maßstab von 1000 AE. Insbesondere in Bezug auf einen Kern namens „G205.46-14.56M3“ zeigt das Bild Anzeichen von mehreren kleinen Peakstrukturen im Inneren. Es wird geschätzt, dass diese Gipfel eine hohe Dichte an kaltem Gas beherbergen, die noch nie zuvor gesehen wurde, und ihre beträchtliche Masse lässt Astronomen glauben, dass sie sehr wahrscheinlich in Zukunft ein Doppelsternsystem bilden werden. Es ist bekannt, dass sich ein großer Teil sonnenähnlicher Sterne in Doppelstern- oder Mehrfachsternsystemen befindet. Sheng-Yuan Liu von ASIAA, Co-Autor dieser Studie, sagte: „ALMA bietet uns eine beispiellose Empfindlichkeit und Winkelauflösung, sodass wir schwache Quellen mit wirklich scharfen Bildern sehen können. Zwillinge oder Drillinge zu finden sollte in Sternkindergärten üblich sein, aber es ist bemerkenswert, tatsächlich das Bild zu erhalten, als würde man in ein Ei mit zwei Eigelb sehen!“

Zwillinge oder Drillinge zu finden sollte in Sternkindergärten üblich sein, aber es ist bemerkenswert, tatsächlich das Bild zu erhalten, als würde man in ein Ei mit zwei Eigelb sehen!

Es bleibt unklar, was zu den Unterstrukturen führt, die wir im Kern von G205.46-14.56M3 sehen. Die Unterkonstruktionen sind wahrscheinlich ein kompliziertes Zusammenspiel zwischen der Gasbewegung, der Schwerkraft und den Magnetfeldern, die sich durch das Gas ziehen. Die beobachtete Emission aus dem Staub sagt uns nur, wie sich Gas und Staub verteilen. Zu verstehen, wie sich das Gas bewegt und wie Magnetfelder in solchen Kernen verteilt sind, würde es Astronomen ermöglichen, den entscheidenden Prozess weiter zu lokalisieren.

„Das Aufspüren einer solchen Handvoll Sternensamen ist nur der Anfang und das JCMT hat sich als großartiges Werkzeug zum Aufdecken dieser Baumschulen erwiesen. Ich bin gespannt, welche neuen Entdeckungen wir machen werden, wenn wir die Leistungsfähigkeit von JCMT und zukünftigen Folgestudien mit ALMA kombinieren“, sagt Dipen Sahu.

Die Veröffentlichung

Das Team besteht aus Dipen Sahu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Sheng-Yuan Liu (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Tie Liu (Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences), Neal J. Evans II ( Department of Astronomy The University of Texas at Austin), Naomi Hirano (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Ken’ichi Tatematsu (Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences), Chin-Fei Lee ( Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Kee-Tae Kim (Korea Astronomy and Space Science Institute), Somnath Dutta (Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics), Dana Alina (Department of Physics, School of Sciences and Humanities, Nazarbayev University)

Kontaktinformation

Dr. Sheng-Yuan Liu
Academia Sinica Institut für Astronomie und Astrophysik
Asien, Taiwan
E-Mail: [email protected]

Dr. Jessica Dempsey
James Clerk Maxwell-Teleskop
Ostasiatisches Observatorium, Hawaii, USA
E-Mail: [email protected]

Medienmitteilungen:


Ein breiter und kollimierter Radiojet in 3C84 in der Größenordnung von einigen hundert Gravitationsradien

Die Entstehung relativistischer Jets in der aktiven Galaxie verstehen
Kerne bleiben ein schwer fassbares Problem1
. Das liegt zum Teil daran
Beobachtungstests von Jet-Formationsmodellen leiden unter dem
begrenzte Winkelauflösung der bodengestützten sehr langen Basislinie
Interferometrie, die bisher in der Lage war, die
Struktur der Strahlbeschleunigungs- und Kollimationsregion in nur
zwei Quellen2,3
. Hier berichten wir über Beobachtungen von 3C84 (NGC
1275) – die Zentralgalaxie des Perseus-Clusters – hergestellt mit
ein interferometrisches Array mit dem umlaufenden Radioteleskop
der RadioAstron4-Mission. Die Daten werden transversal aufgelöst
der kantenaufhellende Jet in 3C84 nur 30 μas vom Kern entfernt,
das ist zehnmal näher am Mittelmotor als es möglich war
in früheren bodengestützten Beobachtungen5
und erlaubt uns
um das Strahlkollimationsprofil zu messen von

104 Gravitation
Radien (rg) vom Schwarzen Loch. Das zuvor gefundene5
,
fast zylindrisches Strahlprofil auf Skalen größer als einige Tausend
rg wird zumindest bis auf einige hundert rg fortgesetzt
vom Schwarzen Loch, und wir finden einen breiten Jet mit einem transversalen
Radius von ≳250 rg bei nur 350 rg vom Kern entfernt. Dies impliziert
dass entweder die helle äußere Jet-Schicht eine sehr schnelle
seitliche Ausdehnung auf Skalen ≲102 rg oder es wird von der
Akkretionsscheibe.

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Ein breiter und kollimierter Radiojet in 3C84 in der Größenordnung von einigen hundert Gravitationsradien

  1. 1. Briefe https://doi.org/10.1038/s41550-018-0431-2 © 2018 Macmillan Publishers Limited, Teil von Springer Nature. Alle Rechte vorbehalten. 1 Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna, Bologna, Italien. 2 Istituto di Radio Astronomia, INAF, Bologna, Italien. 3 Fakultät für Elektronik und Nanotechnik der Aalto-Universität, Espoo, Finnland. 4 Radioobservatorium Metsähovi der Aalto-Universität, Kylmälä, Finnland. 5 Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland. 6 Institut für Astronomie und Astrophysik, Academia Sinica, Taipeh, Taiwan. 7 Nationales Astronomisches Observatorium von Japan, Osawa, Tokio, Japan. 8 Kogakuin University, Academic Support Center, Tokio, Japan. 9 Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Tokio, Japan. 10 Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, INAF, Roma, Italien. 11 Astro Space Center des Physikalischen Instituts Lebedew, Moskau, Russland. 12 Moskauer Institut für Physik und Technologie, Moskau, Russland. 13 Helmholtz-Zentrum Potsdam, Deutsches GeoForschungsZentrum GFZ, Potsdam, Deutschland. 14 Korea Astronomy and Space Science Institute, Yuseong-gu, Daejeon, Korea. 15 Korea University of Science and Technology, Yuseong-gu, Daejeon, Korea. 16 Astrogeo Center, Falls Church, VA, USA. 17 Department of Astronomy, Yonsei University, Seoul, Korea. 18 IAASARS, Nationales Observatorium von Athen, Penteli, Griechenland. 19 Sternberg-Astronomisches Institut, Staatliche Universität Moskau, Moskau, Russland. 20 Curtin Institute of Radio Astronomy, Curtin University, Bentley, Australien. *E-Mail: [email protected] [email protected] Das Verständnis der Bildung relativistischer Jets inaktiver galaktischer Kerne bleibt ein schwer fassbares Problem1. Dies liegt zum Teil daran, dass Beobachtungstests von Jet-Formationsmodellen unter der begrenzten Winkelauflösung der bodengestützten Interferometrie mit sehr langer Basislinie leiden, die bisher in der Lage war, die Struktur der Jet-Beschleunigungs- und Kollimationsregion in nur zwei Quellen zu untersuchen2, 3 . Hier berichten wir über Beobachtungen von 3C84 (NGC 1275), der zentralen Galaxie des Perseus-Clusters, die mit einem interferometrischen Array einschließlich des umlaufenden Radioteleskops der RadioAstron4-Mission gemacht wurden. Die Daten lösen den kantenaufgehellten Jet in 3C84 nur 30 μ​vom Kern aus transversal auf, was zehnmal näher am Zentraltriebwerk liegt, als dies bei früheren bodengestützten Beobachtungen möglich war5 und uns die Messung des Jet-Kollimationsprofils von

104 Gravitationsradien (rg) vom Schwarzen Loch. Das zuvor gefundene5, fast zylindrische Jet-Profil auf Skalen größer als einige Tausend rg setzt sich vom Schwarzen Loch mindestens bis auf einige hundert rg fort, und wir finden einen breiten Jet mit einem transversalen Radius von ≳​250 rg bei nur 350 rg vom Kern. Dies impliziert, dass entweder die helle äußere Jet-Schicht eine sehr schnelle laterale Expansion auf Skalen ≲​102 rg durchläuft oder von der Akkretionsscheibe abgeschossen wird. Wir beobachteten 3C84 am 21. September 2013 mit einem sehr langen Basislinien-Interferometrie-Array (VLBI), das aus einem globalen Netzwerk von Bodenradioteleskopen und dem 10-m-Weltraumradioteleskop (SRT) der Weltraummission RadioAstron4 besteht. Die erfolgreiche Detektion des interferometrischen Signals zwischen dem SRT und dem Ground-Array bis zu einer Basislinienlänge von ca. 8 Erddurchmessern bei 22 GHz liefert uns 27 μ​als Streifenabstand am Himmel und eine deutliche Verbesserung der Winkelauflösung gegenüber bodengebundene Arrays. Abbildung 1 zeigt unser 22-GHz-Weltraum-VLBI-Bild des innersten Parsec von 3C84 mit einer Winkelauflösung von 0,10 ×​ 0,05 mas (PA =​ 0°). Die helle und kompakte Emission etwa 2,2 mas nördlich des Bildreferenzzentrums wird mit dem Radiokern identifiziert, von dem ein schwacher und kurzer Gegenjet und ein hellerer 3 mas langer Jet in Richtung Norden bzw. Süden abfliegen. Der Hauptstrahl endet in einem hellen Fleck mit einer umgebenden diffusen Emission. Dieses Emissionsmerkmal wurde in früheren Studien als „C3“ bezeichnet5. Er trat um 2003 aus dem Kern aus, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von <​0.5 c und scheint der Endpunkt des neu gestarteten Jets zu sein, an dem die Strömung stark mit dem externen Medium wechselwirkt6,7 (siehe ergänzende Anmerkung und ergänzende Abb. 1) . Auf der Westseite des Jets ist ein älteres, sich langsamer bewegendes und diffuses Emissionsmerkmal namens „C2“ (Ref. 6) sichtbar. Der von den Gliedmaßen aufgehellte Strahl, der den Kern und C3 verbindet, zeigt einen großen anfänglichen Öffnungswinkel, gefolgt von einer schnellen Kollimation zu einer quasi-zylindrischen Form. Die meisten aktiven galaktischen Kerne (AGN)-Jets in VLBI-Bildern erscheinen kantenaufgehellt, während Jets mit Gliedmaßenaufhellung selten sind und nur von einigen nahegelegenen Radiogalaxien wie Mrk 501 (Ref. 8 ), M87 (Ref. 9 .) berichtet wurden ) und Cygnus A3 sowie 3C84 (Ref. 5 ) selbst. Abbildung 2 zeigt die innere Kern-Jet-Region, die mit einem kreisförmigen Strahl von 0,05 mas gefaltet ist, und zeigt, dass der Strahl bis zum Kern stark aufgehellt bleibt. Dank des Streifenabstands von 0,027 mas ungefähr in Richtung quer zum Jet löst unsere Weltraum-VLBI-Beobachtung die beiden Extremitäten bereits in einer Entfernung gut auf zproj

0,03 m vom Kern entfernt. Dies ist um einen Faktor zehn näher am Zentraltriebwerk als dies mit den früheren bodengestützten VLBI-Messungen bei 43 GHz (mit einer Ost-West-Auflösung von 0,13 mas Ref. 5 ) möglich war und entspricht einer deprojizierten linearen Distanz von z

350 Gravitationsradien (rg). Hier haben wir einen Jet-Neigungswinkel von 18° (Ref. 10 ) und eine Masse des Schwarzen Lochs von angenommen

350 RG deprojiziert). Hier ist r =​ 0.07 mas, entsprechend ≳r rsim r250 g, abhängig von der Annahme der Masse des Schwarzen Lochs. Unter der Annahme, dass der Jetursprung mit dem Ort des 22 GHz-Kerns zusammenfällt, ist der scheinbare Jetöffnungswinkel αo =​ 2 arctan(r/zproj) =​ 130 ±​ 10°. Dies ist der größte Öffnungswinkel, der jemals in einem astrophysikalischen Jet beobachtet wurde (für M87, αo

100° wurde gemessen9 ). Der entsprechende intrinsische Öffnungswinkel ist αi =​ αo sinθ

40°. Trotz dieses großen anfänglichen Öffnungswinkels ist das Kollimationsprofil zwischen z =​ 350 rg und z =​ 8.000 rg mit r ∝​ z0.17±0.01 nahezu zylindrisch. Dieses quasi-zylindrische Profil wurde in einer früheren Studie auf Skalen größer als einige tausend rg (Ref. 5 ) gesehen, aber jetzt gibt es klare Beweise dafür, dass es bereits bei einigen hundert rg vom Zentralmotor existiert. Wie auch in Abb. 2 zu sehen ist, impliziert dies eine starke Kollimation des Strahls im Inneren einige hundert rg vom Kern entfernt. AGN-Jets werden wahrscheinlich von Magnetfeldern angetrieben, die entweder die Energie der sich ansammelnden Materie14 oder die Rotationsenergie des sich drehenden Schwarzen Lochs selbst entziehen15. Sowohl theoretische Argumente als auch neuere Computersimulationen16 befürworten den Jetstart von der Ergosphäre des Schwarzen Lochs (der sogenannte Blandford-Znajek (BZ)-Mechanismus15 ), insbesondere in jenen AGNs, die geometrisch dicke, strahlungsineffiziente Akkretionsflüsse aufweisen. Mit einem Eddington-Verhältnis von 0,4% gilt 3C84 als strahlungsineffizienter Akkretionsfluss, wenn auch nur knapp17. Wenn die Strahlstromlinien am Ereignishorizont verankert sind, wird die maximale Breite des Strahls in der Nähe des Zentraltriebwerks eingeschränkt. Unser gemessener Strahlradius von ≳​250 rg bei z

0. Da sowohl das sphärische Bondi-Akkretionsmodell als auch das advektionsdominierte Akkretionsflussmodell k =​ 3/2 haben, können diese nahezu frei fallenden Akkretionsflüsse das beobachtete Kollimationsprofil nicht erklären20 . Wenn es sich um eine scheibenförmige Akkretionsströmung handelt, die den Strahl einschließt, sollte seine Skalenhöhe mindestens . betragen

0,8 pc, um unsere Beobachtungen zu erklären. Ein flaches Dichteprofil entlang der Innenkante einer geometrisch dicken Scheibe erscheint jedoch ebenfalls unwahrscheinlich. Daher ist es sehr wahrscheinlich, dass sich der Jet nicht im Druckgleichgewicht mit der Akkretionsströmung oder anderen geschichteten Komponenten des interstellaren Mediums befindet. Ein offensichtlicher Unterschied zwischen den Jets in M87 und 3C84, der Hinweise auf den Ursprung des Kollimationsprofils in 3C84 geben kann, ist die neu gestartete Natur und das junge Alter von 3C84 (Ref. 7). Das dynamische Alter des Features C3 – der Kopf des neu gestarteten Jets – beträgt nur

100°. Um das Bild für das Auge leichter interpretieren zu können, verwendet Abb. 1 einen symmetrischeren Rückstellstrahl von 100 ×​ 50 μ​, da das Bild in einer Richtung um den Faktor drei superaufgelöst ist. In einer kürzlich durchgeführten Studie wurde festgestellt, dass diese Menge an Superauflösung minimale Fehler bei der CLEAN-Bildrekonstruktion simulierter Datensätze ergibt27. Auch ein Vergleich der Quellenstrukturen zwischen Bildern, die mit unterschiedlichen (u, v)-Gewichtungsfunktionen und unterschiedlichen Wiederherstellungsstrahlen erstellt wurden, zeigt eine gute Übereinstimmung. Messung des Strahlkollimationsprofils. Um die Strahlbreite als Funktion des Abstands vom Kern zu messen, haben wir das Bild verwendet, das mit einem kreisförmigen Strahl von 0,05 mas und einer Pixelgröße von 0,002 mas gefaltet wurde. Alle Abstände wurden von der Bildspitzenflussdichteposition (angenommen als Kernposition bei 22 GHz) und dem Zentrum des gut aufgelösten Jets (siehe unten für eine Diskussion über eine mögliche Kernverschiebung) gemessen. Um die Strahlbreite zu messen, haben wir in AIPS mehrere Schichten senkrecht zur Strahlrichtung erhalten. Die erste Schicht befindet sich in einer Entfernung von 0,03 mas, wo der Strahl in Querrichtung bereits gut aufgelöst ist. Die östliche Seite der Jet-Hülle ist innerhalb der ersten 0,5 m vom Kern entfernt mit einem entfalteten Halbwertsmaximum der vollen Breite von <​15 μ​as marginal aufgelöst, während die westliche Seite mit einer vollen Breite etwas ausgedehnter ist. Halbbreite-Maximum von 22 ±​ 8 μ​as. Die Breite beider Seiten nimmt mit dem Abstand vom Kern ständig zu und erreicht 40 ±​ 8 μ​as at

1 mas vom Kern, bevor er mit C3 verschmilzt. Diese hellen und schmalen Strahlschenkel liefern einen genau definierten Umriss des Strahls und ermöglichen uns so eine genaue Messung der Strahlbreite (2r) als Spitze-zu-Spitze-Abstand zwischen zwei Gaussianern, die zu den hellen Ost- und Westkanten des Jets passen . Die beiden Gauss-Profile sind immer gut getrennt und die Helligkeit im mittleren Bereich des Jets ist gering, was gute Anpassungen ermöglicht. Die in Abb. 3 angegebenen Unsicherheiten in der Strahlbreite liegen im Bereich von 0,01–0,02 mas (1) und wurden aus den gemeldeten Unsicherheiten der Gauß-Anpassung und dem Vergleich der Ergebnisse mit einer kleinen Verschiebung (2–4 Pixel) der Slice-Position. Unsicherheiten in der Entfernung vom Kern sind sehr klein, dh in der Größenordnung von 2 Pixeln. Daher ist die Unsicherheit des beobachteten Öffnungswinkels relativ klein und wir schätzen αo =​ 130 ±​ 10°. Mögliche Kernverschiebung. Das helle, stromaufwärts gelegene Emissionsmerkmal in AGN-Jets ist als „Kern“ bekannt und wird normalerweise als der Ort identifiziert, an dem die optische Tiefe aufgrund der Synchrotron-Selbstabsorption ist

1. Dieser Ort ist frequenzabhängig und das daraus resultierende messbare Phänomen ist als „Kernverschiebung“ bekannt28. In unserer Analyse gingen wir davon aus, dass der 22-GHz-Kern mit dem Jet-Ursprung zusammenfällt. Bei einer signifikanten Kernverschiebung würden sich jedoch alle Strahlbreitenmessungen in Fig. 3 um den entsprechenden Betrag nach rechts verschieben. Wir können die mögliche Kernverschiebung in 3C84 bei 22 GHz dank der Erkennung des Gegenstrahls in unserem Bild einschränken, was auch mit den neueren Bildern mit niedrigerer Auflösung übereinstimmt29. Die direkte Messung des Abstands zwischen Jet und Gegenjet im 22-GHz-Bild ist nicht offensichtlich, da die starke zentrale Komponente abgezogen werden müsste und die Residuen unter Dynamikbereichsproblemen leiden. Wenn wir uns jedoch östlich des Kartenpeaks in Abb. 2 bewegen, sehen wir deutlich, dass sich die Funkstruktur gabelt und in Bezug auf die Peakposition nach Norden und Süden emittiert wird. Wir interpretieren diese Struktur als den Bereich, in dem Strahl und Gegenstrahl beginnen. Unter Verwendung von tvslice in AIPS und der Betrachtung sauberer Komponenten im hochauflösenden Bild können wir abschätzen, dass die Lücke zwischen den beiden Jet-Regionen 0,05 ±​ 0,02 m beträgt. Da sich das Zentraltriebwerk zwischen Jet und Gegenjet befinden sollte, schlussfolgern wir, dass die Kernverschiebung bei 22 GHz nicht mehr als 0,03 mas in Nord-Süd-Richtung betragen sollte.Das gleiche Verfahren haben wir mit der Westseite des Jets versucht, allerdings sind die Unsicherheiten dort zu groß, da der Jet deutlich heller ist als der Gegenstrahl. Unter der Annahme einer Kernverschiebung von 0,03 mas wird der Strahlöffnungswinkel kleiner. Der erste Punkt, an dem die Strahlbreite von der kantenaufgehellten Struktur genau gemessen wird, würde sich nun bei zproj =​ 0,06 mas vom Jetursprung befinden (statt zproj =​ 0,03 mas). Der entsprechende scheinbare Öffnungswinkel wäre

100° und der intrinsische Öffnungswinkel wäre

45° auch nicht. Ein solcher Betrachtungswinkel würde den gemessenen intrinsischen Öffnungswinkel um den Faktor vergrößern



Bemerkungen:

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