Поле дозвіл / помилка. Радіоастрономія завжди перешкоджала роздільній здатності, оскільки вона обернено пропорційна розміру телескопа, а виготовлення більших телескопів (навіть з інтерферометрією) не завжди є простим. Жодна кількість сучасної технології не може замінити великий ефективний діаметр. (Коли я кажу, що я ефективний, я включаю сюди інтерферометрію; в будь-якому випадку потрібна велика площа для розвитку)
Давайте подивимось на початковий документ Ребера 1, де він вперше склав карту неба:
На діаграмі зліва, зверху вниз, три піки в карті контуру є Кассіопея А , Лебідь , і , нарешті , Sgr A . Останні два мають походження чорної діри, перша - залишок наднової.
Роздільна потужність телескопа Ребера, здається, становила 6 градусів, і він був діаметром 31,4 фута (і він зосередився на довжині хвилі 1,9 м).
Тепер, за критерієм Релея, кутова роздільна здатність пропорційна довжині хвилі, поділеній на діаметр. Як вже згадувалося раніше, це головний обмежуючий фактор для радіоастрономів, і це те, що перешкоджає радіоастрономам-любителям робити великі телескопи - любителі зазвичай не мають ні десятин, ні землі, на якій можна було б побудувати хороший інтерферометр (не кажучи вже про точність), і єдиного -людські телескопи любитель не може зробити занадто великим. Можна помітити, що я цитую тут досить старі спостереження, на старих телескопах; однак враховуючи, що радіоастрономічна технологія не змінилася майже настільки, як розміри , слід порівнювати телескопи-аматори з меншими телескопами минулого.
Тепер Cyg A був першим, хто був ідентифікований як чорна діра, хоча водночас було виявлено радіояскравість Sgr A. З цієї причини я зосереджую решту мого аналізу на Cyg A, тому що, безумовно, є підставою вважати, що перші підтверджені БГ з яскравих радіо джерел мали б більш помітні показники, що це чорна діра.
Давайте подивимось на Cyg A з кращою роздільною здатністю:
(З цієї статті 2 , використовуючи масив 5 км )
Зауважте, що чорна крапка в центрі - це фактична галактика (ймовірно, оптична фотографія, накладена на контурну карту).
Ми можемо бачити, що часточки шириною менше хвилини. (Фактична галактика шириною близько 50 арсекунд )
Мені найцікавіше, що тут хотілося б побачити - це газові струмені, що надходять із центральної галактики. Як уже згадувалося в моїй обороні тут , ці радіовипромінювальні струменя газу знаходяться в постійній лінії через тисячі світлових років, що свідчить про те , що вони приходять від якого - то космічного гіроскоп , який був стійким дуже довго. Однак навіть за допомогою телескопа Райла 1969 року люди не змогли сфотографувати їх; лише незначний натяк на їх існування із форми часточок.
Гаразд, так що жодних газових струменів. Що ще може вказувати на чорну діру? Вони могли самі спробувати подивитися на часточки. Вони не вказують безпосередньо на існування чорної діри, але їх форма натякає на те, що вони формуються із струменів (це значною мірою в ретроспективі).
Однак з розмірами часток, менших за дугову хвилину, аматор також не може потрапити сюди. Цілком можливо, що дійсно хороший аматорський телескоп просто встиг би помітити, що є дві часточки, але не багато іншого, наскільки я можу сказати.
Іншими цікавими бітами була б сама центральна галактика, але вона занадто мала. В оптичній області може бути шанс побачити "стикаються галактики" Бааде (це виглядає лише як пари галактик, що стикаються). Гравітаційні ефекти (лінзування тощо) дійсно видні лише в оптичному і поза його межами, для того, щоб його було видно в радіо, нам би пощастило і величезний радіоджерело пройшло за Cyg A - це не відбудеться незабаром.
Я майже впевнений, що подібний аналіз спрацює для Sgr A або будь-якого іншого кандидата в чорну діру; газових струменів було б занадто мало для аматорської радіочастотної роздільної здатності, а гравітаційні ефекти чорної діри добре працювали б лише на оптичних та рентгенівських частотах.
1. Ребер, Г. (1944). Космічна статична. Астрофізичний журнал , 100, 279.
2. Міттон, С., Ріл, М. (1969). Спостереження високої роздільної здатності Cygnus A на 2 7 ГГц і 5 ГГц. Щомісячні повідомлення Королівського астрономічного товариства , 146, 221.
