Crédito de imagem: Hubble
A galáxia espiral PGC 69457 está localizada perto do limite das constelações de outono Pegasus e Aquarius, cerca de 3 graus ao sul da Theta Pegasi, de terceira magnitude - mas não desenterre o refrator de 60 mm para procurá-lo. A galáxia está a cerca de 400 milhões de anos-luz de distância e tem um brilho aparente de magnitude 14,5. Portanto, no próximo outono, talvez seja um bom momento para se conectar com esse seu amigo "astro-nut" que está sempre saindo para o pôr do sol para se afastar das luzes da cidade que ostentam um instrumento amador maior, muito maior ...
Mas existem muitas galáxias de magnitude 14 no céu - o que torna o PGC 69457 tão especial?
Para começar com a maioria das galáxias, não "bloqueie" a visualização de um quasar ainda mais distante (QSO2237 + 0305). E, caso existam outros, poucos têm a distribuição correta de corpos de alta densidade necessários para fazer com que a luz "se dobre" de uma maneira que um objeto invisível seja visível. Com o PGC 69457, você obtém não uma - mas quatro - vistas de magnitude 17 separadas do mesmo quasar para o problema de montar um tubo de treliça de 20 polegadas dobsoniano. Vale a pena? (Você pode dizer "quadruplicar seu prazer de observar"?)
Mas o fenômeno por trás dessa visão é ainda mais interessante para os astrônomos profissionais. O que podemos aprender com um efeito tão único?
A teoria já está bem estabelecida - Albert Einstein o previu em sua "Teoria Geral da Relatividade" de 1915. A idéia central de Einstein era que um observador em aceleração e um estacionário em um campo gravitacional não pudessem dizer a diferença entre os dois em seu "peso". ”. Ao explorar essa idéia ao máximo, ficou claro que não apenas a matéria, mas a luz (apesar de não ter massa) sofrem o mesmo tipo de confusão. Por causa disso, a luz que se aproxima de um campo gravitacional em um ângulo é "acelerada em direção" à fonte da gravidade - mas como a velocidade da luz é constante, essa aceleração afeta apenas o caminho e o comprimento de onda da luz - e não a sua velocidade real.
As lentes gravitacionais foram detectadas pela primeira vez durante o eclipse solar total de 1919. Isso foi visto como uma ligeira mudança nas posições das estrelas próximas à coroa do Sol, capturadas em placas fotográficas. Devido a essa observação, agora sabemos que você não precisa de uma lente para curvar a luz - ou mesmo de água para refratar a imagem daqueles Koi nadando na lagoa. A luz, como a matéria, segue o caminho de menor resistência e isso significa seguir a curva gravitacional do espaço, bem como a curva óptica de uma lente. A luz de QSO2237 + 0305 está apenas fazendo o que vem naturalmente, surfando os contornos do “espaço-tempo”, formando arcos em torno de estrelas densas que se estendem ao longo da linha de visão de uma fonte distante através de uma galáxia mais vizinha. A coisa realmente interessante sobre a Cruz de Einstein se resume ao que nos diz sobre todas as massas envolvidas - aquelas na galáxia que refratam a luz e a Grande no coração do quasar que a origina.
No artigo “Reconstrução das curvas de luz de microlentes da Cruz de Einstein”, o astrofísico coreano Dong-Wook Lee (et al) da Universidade de Sejong em associação com o astrofísico belga J. Surdez (et al) da Universidade de Liege, encontrou evidências de um disco de acreção ao redor do buraco negro no Quasar QSO2237 + 0305. Como isso é possível nas distâncias envolvidas?
As lentes em geral “coletam e focalizam a luz” e aquelas “lentes gravitacionais” (Lee, no geral, postulam um mínimo de cinco corpos de baixa massa, mas altamente condensados) dentro da PGC 69457, fazem o mesmo. Dessa maneira, a luz de um quasar que normalmente se afastaria de nossos instrumentos "envolve" a galáxia para vir em nossa direção. Por esse motivo, “vemos” 100.000 vezes mais detalhes do que de outra forma possível. Mas há um problema: apesar de obter 100.000 vezes mais resolução, ainda vemos apenas luz, não detalhes. E como existem várias massas que refratam a luz na galáxia, vemos mais de uma visão do quasar.
Para obter informações úteis do quasar, é necessário coletar luz por longos períodos de tempo (meses a anos) e usar algoritmos analíticos especiais para reunir os dados resultantes. O método usado por Lee e associados é chamado LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE em si é um acrônimo para eventos de alta amplificação). Usando LOHCAM e dados disponíveis do OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) e GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), a equipe determinou não apenas que o LOHCAM funcione conforme o esperado, mas que QSO2237 + 0305 pode incluir um disco de acúmulo detectável (do qual ele extrai matéria para alimentar seu motor leve). A equipe também determinou a massa aproximada do buraco negro dos quasares, o tamanho da região ultravioleta que irradia dele e estimou o movimento transversal do buraco negro à medida que ele se move em relação à galáxia espiral.
Pensa-se que o buraco negro central no Quasar QSO2237 + 0305 tenha uma massa combinada de 1,5 bilhão de sóis - um valor que rivaliza com os dos maiores buracos negros centrais já descobertos. Esse número de massa representa 1% do número total de estrelas em nossa própria galáxia da Via Láctea. Enquanto isso, e em comparação, o buraco negro de QSO2237 + 0305 é aproximadamente 50 vezes mais massivo que o do centro de nossa própria galáxia.
Com base em "picos duplos" de luminosidade do quasar, Lee et al usaram o LOHCAM para determinar também o tamanho do disco de acreção de QSO2237 + 0305, sua orientação e detectaram uma região de obscurecimento central ao redor do próprio buraco negro. O disco em si tem aproximadamente 1/3 de um ano-luz de diâmetro e fica virado para nós.
Impressionado? Bem, vamos também acrescentar que a equipe determinou o número mínimo de microlentes e massas relacionadas encontradas na galáxia de lentes. Dependendo da velocidade transversal assumida (na modelagem LOHCAM), a menor faixa da de um gigante gasoso - como o planeta Júpiter - até a do nosso próprio Sol.
Então, como essa coisa de "buraco" funciona?
Os projetos OGLE e GLIPT monitoraram as mudanças na intensidade do fluxo visual de luz para cada uma das quatro vistas de magnitude 17 do quasar. Como a maioria dos quasares é insolúvel, devido às suas grandes distâncias no espaço, por telescópio. As flutuações na luminosidade são vistas apenas como um único ponto de dados com base no brilho de todo o quasar. No entanto, QSO2237 + 0305 apresenta quatro imagens do quasar e cada imagem destaca a luminosidade originada de uma perspectiva diferente do quasar. Ao monitorar telescopicamente todas as quatro imagens simultaneamente, pequenas variações na intensidade da imagem podem ser detectadas e registradas em termos de magnitude, data e hora. Durante vários meses a anos, um número considerável desses "eventos de alta amplificação" pode ocorrer. Padrões emergentes de sua ocorrência (de uma visão de 17ª magnitude para a próxima) podem ser analisados para mostrar movimento e intensidade. Com isso, é possível uma visão de alta resolução da estrutura normalmente invisível dentro do quasar.
Você e seu amigo com esse dob-newtonian de 20 polegadas podem fazer isso?
Claro - mas não sem um equipamento muito caro e um bom controle em alguns algoritmos matemáticos complexos de geração de imagens. Um bom lugar para começar, no entanto, pode ser simplesmente observar a galáxia e ficar com a cruz por algum tempo…
Escrito por Jeff Barbour
