Да измерим диаметъра на астрономически обекти - II начин

Промените в яркостта дават важна информация за размера на ядрото на квазар или активна галактика. Да си представим, че имаме светещо кълбо, което можем да включваме и изключваме. Трябва да си представим и, че когато го включим, цялото кълбо започва да свети по едно и също време, а когато го изключим, цялото кълбо престава да свети по едно и също време. Ако наблюдаваме кълбото по времето когато започва да свети ще забележим, че светлината от най-близката до нас точка, А, ни достига преди светлината от най-далечната от нас точка, В, (фиг. 1). Подобен ефект се проявява и при мълнията. Светкавицата трае само части от секундата, но звука, който тя поражда (гръмотевицата) трае секунди. Причината за продължителността на гръмотевицата е относително ниската скорост на звука (около 330 m/s). Следователно ако мълнията е дълга 1650 m (типична дължина за мълния), то звукът от най-близката й до нас част ще пристигне 5 секунди по-бързо от този от най-отдалечената й част. По същия начин, въпреки че цялата повърхност на кълбото започва да свети в един и същи момент, излъчената светлина, която виждаме не пристига до нас в един и същи момент. Тя постепенно става по-ярка, като времевия интервал между най-слабото и най-силното излъчване е времето, което е нужно на светлината за да достигне от най-отдалечената точка от кълбото до нас. Ако кълбото има диаметър една св. секунда (разстоянието, което изминава светлината за 1 секунда = 3 х 10⁵ km), то светлината, достигаща наблюдателя, не достига пълната си яркост за по-малко от 1 секунда. Ако пък кълбото има диаметър един св. месец (около 10¹² km) и бъде изключено в даден момент, то постепенно ще намалява яркостта си и накрая ще угасне за не по-малко от месец.
    От това можем да заклкючим, че ако квазар варира по яркост с период от няколко дни (и ако приемем едновременно осветяване и затъмняване), то излъчващия регион може да бъде с диаметър не по-голям от няколко св. дни. Ядро с размер няколко св. дни е малко в сравнение с размера на типична галактика (100 000 св. г.). Всъщност едно такова ядро е около 10 милиона пъти по-малко от галактика, или около 10 AU – колкото орбитата на Сатурн около Слънцето.

фиг. 1
Скица, илюстрираща факта, че при включване на светлинен източник, първо виждаме светлината от по-близката до нас страна, а после тази от далечната страна. Това води до постепенно усилване на светлината - тя не достига максималната си яркост при включването на източника. За обектите от ежедневието ни времевия интервал за постигане на максималната яркост е толкова кратък, че не можем да го забележим. За обекти с астрономически размери, обаче, ефектът може да породи забавяния вариращи от дни до месеци. От тези забавяния можем да заключим размера на тези обекти.

 

Terence Dickinson & Alan Dyer
THE BACKYARD ASTRONOMER'S GUIDE 476 стр.
Firefly Books, 2002