Kettős fekete lyuk, vagy ferde korong a magyarázat a két púpra?

A Sky & Telescope blogján számoltak be pár hete egy feltételezett kettős aktív magot tartalmazó AGN-ről. Az írás Tsai és társai (najó :) Tsai, Jarrett, Stern és munkatársaik) az Astrophysical Journalban most decemberben megjelenő cikkét mutatja be.

A főszereplő, a WISE J233237.05-505643.5 jelű aktív galaxis, amely különleges infravörös színeivel keltette fel a kutatók érdeklődését. Nevéből is látható, hogy ezeket a méréseket a NASA Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) műholdja szolgáltatta. A forrás rádiósugárzó is, ezért rádió interferometriás technikával is megfigyelték. Mivel alacsony deklináción helyezkedik el, csak az ausztrál antenna rendszerrel lehet megfigyelni. A használt ATCA (Australian Telescope Compact Array) hálózat Sydneytől 500 km-re északnyugati irányban található, 6 darab 22 méteres antennából álló rendszer, a legnagyobb elérhető bázisvonal 6 km. (A korábbi bejegyzésemben bemutatott VLBI technikához képest ez egy kompaktabb rendszer. Egyébként az ATCA is részt szokott venni az LBA észleléseiben, mint az interferométerhálózat egyik eleme.) Méréseket 1.5, 5.6 és 9 GHz végeztek. A feltérképezett rádióstruktúra meglehetősen összetettnek bizonyult. A lenti kép a 9 GHz-es mérés alapján készült: kompakt mag (A, a fekete lyukhoz legközelebbi rádiósugárzó komponens), egy kollimált, egyenes jet (B), egy fényes foltban (hot-spot) végződő (E) csavarodó jet (C), és pluszban még egy fura íves (F) és egy rövid egyenes (D) komponens.

Tsai et al., 2013 Apj, 779, 41

A rádió mérések mellett optikai tartományban is megfigyelték a forrást és felvették a színképét is a Chilében található Gemini South teleszkóppal. A széles vonalas tartományból (BLR) származó hidrogénvonal, meglepő módon, kétpúpú formát mutatott. Emellett a széles vonalas tartomány hidrogénvonalai jelentősen kékeltolódottak (a megfigyelő felé mutató sebesség 3800 km/s) a keskeny vonalas tartományból származó hidrogén vonalaihoz képest.

A szerzők két lehetséges magyarázatot mutatnak be. Az egyik, hogy két szupernagy tömegű fekete lyuk helyezkedik el pár parszekes távolságban egymástól, és a hozzájuk tartozó hidrogéngázt zavarja meg a másik fekete lyuk gravitációs tere. Az így kialakuló örvények, vagy spirális mintázatok okozzák a megfigyelt spektrumban látott furcsaságokat. A másik magyarázat szerint a forrásban valamilyen okból az akkréciós korong nem úgy áll, ahogy várjuk - a fekete lyuk spinje (aminek irányában, jelenlegi feltételezéseink szerint, a jetek indulnak ki) nem esik egybe a korong normálisával. Emiatt a korongra ható visszahúzó erő hatására jönnek létre a furcsa asszimetrikus spektrumvonalak. (Hogy mitől alakul ki ilyen geometria az nem tisztázott, de az egyik lehetséges ok, szintén kettős fekete lyukakhoz kötődik: egy korábbi összeolvadási folyamat okozhat hasonlót.)

A két vázolt forgatókönyv között nagyobb felbontású rádiómérésekkel lehetne különbséget tenni és az szerzők megjegyzik, hogy ilyen méréseket már kezdeményeztek. A rendszer mindenképpen érdekes lehet akármelyik magyarázatot támasztják majd alá az új adatok.

Rádióinterferometria

Előző bejegyzésben írtam az interferométeres technika alapjairól és megemlítettem, hogy rádiótartományban ez a megfigyelési technológia jóval egyszerűbben megvalósítható, mint a rövidebb hullámhosszakon, infravörös és optikai tartományban. A rádiótartományban kihasználhatjuk az elektromágneses sugárzás hullám természetét, a mért jeleket feszültséggé alakítva, digitalizálva az intereferenciát a hálózatban résztvevő antennáktól térben és időben is távol hozhatjuk létre. (Ezzel szemben optikai és infravörös tartományban erre csak helyben nyílik lehetőség. Minél messzebbre és bonyolultabb utakon kell utaztatni a fénynyalábokat, annál több fotont veszítünk a különböző optikai elemek, tükrök, félig áteresztő tükrök, stb. használatával.)

Ezen előnyök miatt az első rádióinterferométereket már a negyvenes-ötvenes években megépítették és a számítástechnika rohamos fejlődésével, egyre több és több elemből álló hálózatok épültek. 1974-ben a csillagászati kutatásért adott első fizikai Nobel-díjat Sir Martin Ryle és Anthony Hewish kapta, előbbi az interferométeres technika (apertúra szintézis - azaz több kisebb teleszkóp egy nagy műszerként való működésének) kidolgozásáért, utóbbi a pulzárok felfedezéséért. Ma már számos rádióinterferométer hálózat működik, jópár közülük nyílt rendszerben - azaz bárki adhat be rájuk távcsőidő-kérelmet. 

Mivel rádiótartományban működő hálózatoknál a bázisvonal (két résztvevő elem távolsága) gyarkolatilag bármekkorára növelhető, kialakult a Very Long Baseline Interferometry (VLBI, Nagyon hosszú bázisvonalú interferometria) megfigyelési rendszer. Ilyenkor az antennák akár egymástól távoli földrészeken is elhelyezkedhetnek. A jeleket vagy rögzítik az egyes elemeknél és később egy központi korrelátorban játsszák vissza és hozzák létre az intereferenciát, vagy (főként manapság) az antennák nagy sebességű adatátvitelt biztosító kábellel vannak összekötve egymással és a korrelálás - azaz az intereferencia előállítása - valós időben is lehetséges. 

A legismertebb hálózatok közé tartozik az amerikai VLBA (Very Long Baseline Array, Nagyon hosszú bázisvonalú hálózat), amely tíz egyforma, az Egyesült Államok területén elhelyezkedő antennából áll. Az elérhető leghosszabb bázisvonal 8000 km. Jelenleg anyagi gondokkal küzd, sajnos.

NASA's Goddard Space Flight Center

Az európai hálózat, a European VLBI Network (EVN, Európai VLBI Hálózat) jelenleg közel húsz antennát foglal magába, ezek azonban nem egyformák és különböző nemzeti intézményekhez tartoznak. A rendszer interferométerként évente háromszor, 3-4 hét hosszú időtartamban működik. A hálózat irányítását, működésének szervezését, a korrelálást, stb. a JIVE (Joint Insitute for VLBI in Europe) végzi. Helyileg Hollandiában, Dwingelooban található. Az EVN jelenleg a legérzékenyebb rádióinterferométer hálózat, mivel jópár különösen nagy antenna is a rendszer része, például a 75 méteres Jodrell Bank-i Lovell-teleszkóp, a 100 méteres effelsbergi, vagy a 305 méteres arecibói antenna. (Összehasonlításképpen a VLBA antennái 25 méteresek.)

http://www.evlbi.org/intro/intro.html

Az EVN antennák és VLBA hálózat együttes használatára is lehetőség van, ekkor úgynevezett Global VLBI távcsőidő-kérelmet kell beadni. Az így létrejött rádióinterferométer hálózat centiméteres hullámhosszakon ezredívmásodpercnél is jobb térbeli felbontásra képes. A z=1-es vöröseltolódásnál 1 ezredívmásodperc nagyjából 8 pc-nek (durván 24 fényévnek) felel meg.

A fenti kettő mellett további hálózatok is működnek, például a déli féltekén Ausztráliában a Long Baseline Array (LBA); Távol-Keleten, Japánban a Japanese VLBI Network (JVN, 12 antennával), a koreai KVN (Korean VLBI Network, három 21 méteres antennával, amelyek egyszerre 4 frekvencián is képesek megfigyelést végezni) és a kínai hálózat (Chinese VLBI Network, CVN) 4 antennával. Ez utóbbi egyik feladata a kínai holdprogram támogatása (ma, december 14-én sikeresen leszállt a kínai Hold szonda), de remélhetőleg csillagászati célú megfigyelésekre is egyre több lehetőség nyílik. A kínai hálózat jelenleg is rohamléptekben fejlődik, tavaly adták át az új 65 méteres sanghaji rádióteleszkópot és építik az arecibói tányért is túlszárnyaló, 500 méteres FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) antennát a dél kínai Guizhou tartományban. Remélik, hogy 2016 végén az első tesztészlelések már el is kezdődhetnek a hatalmas tányérral. A három kelet-ázsiai hálózat tervezi egy közös VLBI rendszer működtetését is (East Asian VLBI Network). A konzorcium megalakult, de egyelőre még csak próbamérések folynak.

Egy, a Földön elhelyezkedő VLBI hálózat bázisvonalhosszának (és így felbontásának) értelemszerűen határt szab a Föld mérete. Azonban, ha egy rádió-antennát Föld körüli pályára állítunk, a felbontóképességet tovább tudjuk növelni. Az első dedikált űr-VLBI (Space VLBI) műhold a japán HALCA volt. A széles nemzetközi kollaborációban megvalósuló VLBI Space Observatory Programme (VSOP) keretében az antenna 6 évig (1997 és 2003 között) sikeresen működött, ezalatt közel 780 megfigyelésben vett részt.

2011-ben bocsátották fel az orosz RadioAstron műholdat. Ezt a projektet már 1980-as években kezdték tervezni, de a világpolitikai események (legfőképpen a Szovjetunió szétesése) erősen hátráltatták a program megvalósulását. Mindenestre 2011 végén az első fringe-eket az effelsbergi és 2012 elején az arecibói antennával már sikerült detektálni, és azóta számos sikeres mérést végeztek a Föld átmérőjénél 20-szor nagyobb bázisvonalakon. (Megj.: köszönet Frey Sándornak a pontosításért és a linkért).

A fent felsorolt hosszú bázisvonalú interferométer hálózatok mellett természetesen számos rövidebb bázisvonalakat használó rádióantenna-rendszer is működik, közülük számos nyílt, bárki által szabadon pályázható műszerként. A későbbi bejegyzésekben ezek közül néhányat még biztos be fogok mutatni.

VLTI iskola

Szeptemberben két hetet töltöttem a festői (és becsapós nevű, mivel Franciaországban található) Barcelonnette nevű kisvárosban, itt rendezték meg ugyanis idén a VLTI (Very Large Telescope Interferometer) iskolát. Tényleg gyönyörű helyen volt, ezt láttuk a szállásunk ablakából:

A VLT az Európai Déli Obszervatórium (European Southern Observatory, ESO) Chilében található teleszkóprendszere. Négy, egyenként 8,2 méteres, nagy (Unit Telescope, UT) és négy kisebb, 1,8 méteres (Auxiliary Telescope, AT) távcsőből áll.

Ezen a képen még csak két AT látható. (Credit: ESO/G.Hüdepohl)

Az interferométeres technika lényege, hogy több távcsővel figyeljük egyszerre ugyanazt az égi forrást, a műszerekből érkező fénynyalábokat interferáltatjuk és az így léterjövő interferencia mintázatot (fringe-et) tanulmányozzuk. Míg egyetlen távcső használatakor a felbontás a műszer átmérőjétől függ, az interferométernél a felbontást a két legmesszebb lévő távcső távolsága (bázisvonal) határozza meg. (Minél hosszabb a bázisvonal, annál jobb felbontást lehet elérni.) Optikai és infravörös tartományban működő műszereknél ez a távolság erősen korlátozott, de így is például a VLTI esetében 140 méteres bázisvonalhosszat is el lehet érni. A VLTI-nél az UT-k helye rögzített, az AT-k viszont több pozícióba is mozgathatók (a fenti képen látható körökre lehet az AT-ket beállítani) így változatos kombinációk valósíthatóak meg.

A VLTI jelenleg működő két hivatalos műszere a MIDI (Mid-Infrared Interferometric Instrument) és az AMBER (Astronomical Multi-Beam Combiner). Az előbbi közép-infravörös tartományban működik (7 és 13 mikron között), és két távcső jeléből képes interferenciát előállítani. Az utóbbi a közeli-infravörös tartományban működik (1 és 2.4 mikron között) és három távcsőt képes kezelni. Ezeken kívül nagyon sikeresen működik egy, a Grenoble-i Asztrofizikai Intézet (Insitut de Planétologie et d'Astrophysique Grenoble, IPAG) garázsprojektjeként megépített, PIONIER (Precision Integrated Optics Near-infrared Imaging Experiment) nevet viselő műszer, amely négy távcsőből érkező nyaláb kombinálására képes és szintén a közép-infravörös - 1.5 és 2.4 mikron közötti - tartományban mér.

A VLTI műszereivel főként csillagok tanulmányozhatóak, mivel érzekenységük sokszor nem elegendő, ahhoz, hogy akár fényes AGN-eket is megfigyelhessenek velük. Mindazonáltal az AMBER-rel sikeresen detektáltak már egy Seyfert-galaxist, valamint konkrétan Barcelonnette-ben hallottam először arról, hogy AMBER-rel sikerült megfigyelni egy kvazárt is, a 3C273-at. (A 3C273 az első objektum, amit kvazárként azonosítottak és ez optikai tartományban a legfényesebb ismert kvazár.) Az AMBER-rel a forrás széles vonalas tartományát (a BLR-t) figyelték meg. Ezen mérések alapján a BLR közel háromszor nagyobbnak adódódott, mint amekkorát korábbi, más technikával megvalósított megfigyelések mutattak. A mérések teljeskörű értelmezése egyelőre még közel sem teljes, továbbra is sok a nyitott kérdes.

A MIDI-vel már számos AGN-t sikerült detektálni. A közép-infravörös tartományban az AGN-ek tóruszát lehet megfigyelni, a tórusz térbeli felbontására pedig egyedül csak az interferométeres technika képes. Az első mérések (amelyek a legközelebbi és legfényesebb AGN-eket célozták, például az NGC 1068-at és a Circinus galaxist) azt mutatták, hogy a tórusz két összetevőből áll: egy nagyobb körszimmetrikus struktúrából, amely a fényesség jelentősebb részéért felelős és egy kompaktabb, lapult, korongszerű komponensből. Ezek a mérések összhangban voltak azzal a korábbi elképzeléssel, hogy a tórusz anyageloszlása nem egyenletes, hanem csomós szerkezetű. Azóta már több mint húsz AGN-t vizsgáltak a MIDI segítségével. Ezek alapján számos érdekes tényre derült fény. Például a források nagy részénél a közép-infravörösben sugárzó régió a vártnál jóval kompaktabbnak adódott, pár tíz vagy csak tíz parszek méretűnek. Meglepő módon az árnyékolt (kettes típusú, Type 2) és nem árnyékolt (egyes típusú, Type 1) AGN-eknél megfigyelt méret és alak nem mutatott különbséget. Megvizsgálták, hogy vajon alkalmazható-e az a közeli infravörös tartományban végzett mérések alapján levont következtetés, hogy a megfigyelt méret a forrás luminozitásának gyökével arányos. Azt találták, hogy habár hasonló trendet sikerült megfigyelni a MIDI-vel is, de jóval nagyobb szórással. Ezt azzal magyarázták, hogy a 10-12 mikronon megfigyelt sugárzás több különböző fizikai folyamat eredményeként jön létre és különböző komponensekből áll (1-2 mikronon a sugárzás a központi régióhoz jóval közelebb elhelyezkedő forró portól származik).

Ezen a héten, 21-én csütörtökön, délután háromtól az MTA CSFK Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet szemináriumán Walter Jaffe (Leiden Observatory) fog előadást tartani arról, milyen új dolgokat tudtunk meg az AGN-ekről (és ennek kapcsán az egyesített modellről) a MIDI-nek köszönhetően. (Az előadó egyébként ennek a témának a motorja; ha az olvasó megnézi az előző bekezdésben linkelt cikkeket, mindegyik szerzőlistájában megtalálthatja Waltert. A témában legfontosabb Nature cikket, aminek első szerzője, pedig csak azért nem tudom linkelni, mert az ingyen nem elérhető.)

Az interferométeres technika egyébként sokkal könnyebben megvalósítható a rádiótartományban. A hosszabb hullámhosszakon a megfigyelt jeleket feszültséggé alakítva az interferencia, vagy fringe előállítása jóval könnyebbé válik. Az egyes elemekből, antennákból érkező jeleket akár ezer kilométereket is utaztathatjuk a neten, míg aztán az interferenciát egy korrelátorban létrehozzuk. Erről a technikáról későbbi bejegyzésekben még bővebben fogok írni.

A Seyfert-galaxisok egyesített modellje

Az előző bejegyzésben röviden bemutatott AGN-ek egyesített elméletét először a Seyfert-galaxisok különböző típusainak összeboronálására találták ki. A Seyfert-galaxisok magja is AGN, a Seyfertek az AGN-ek egyik (népes) alosztályát alkotják. Nem meglepő módon ezek az objektumok is további kisebb csoportokra oszthatók: 

• 1-es típusú Seyfertek (Seyfert 1, Sy 1), amelyek optikai színképében megfigyeltek széles és keskeny emissziós vonalakat is.
• 2-es típusú Seyfertek (Seyfert 2, Sy 2), amelyek optikai színképéből hiányoznak a széles emissziós vonalak.
• Emellett vannak átmeneti osztályok is: Sy 1.2, Sy 1.5, Sy 1.8, stb. Ezeket a színképükben megfigyelhető hidrogéntől származó Balmer-vonalak szélessége alapján kategorizálták. (Magasabb számok csökkenő vonalszélességet jelentenek.)
• Hogy a képet tovább bonyolítsuk, léteznek még az úgynevezett Narrow Line Seyfert 1 galaxisok (NLS1), azaz a keskeny vonalas egyes típusú Seyfertek is. Ezek a Sy 1-es objektumok összes jellemzőit mutatják, de a hidrogén Balmer-vonalaik a legkeskenyebbek és számos egyéb extra tulajdonsággal is rendelkeznek: például különösen erős az egyszeresen ionizált vas vonaluk és  jelentős változékonyságot mutatnak a röntgentartományban. Mindkét említett tulajdonság az akkrécióhoz köthető (az ionizált vas vonal az akkréciós korong belső tartományából származik) és így az anyagbefogás mértékéről és folyamatáról közöl információt.

(Ugyan nem a Seyfertek közé tartoznak, de hasonló AGN-k a LINER (low-ionization nuclear emission line region) galaxisok. Ezek a leghalványabb AGN-ek, színképük a Sy 2-esekére hasonlít, de az alacsonyan ionizált emissziós vonalaik erősebbek.)

A széles vonalak a BLR-ból, a fekete lyukhoz közeli térrészből származnak, míg a keskeny vonalak a távolabbi NLR felhőiből. Az egyes és kettes típusú Seyfertek tehát alapvetően különbözőnek tűntek az optikai spektrumuk alapján, egész addig, amíg meg nem vizsgálták a kibocsátott vonalaikat a  polarizált tartományban (Miller & Antonucci, 1983; Antonucci & Miller, 1985). A polarizált optikai spektrumban ugyanis a kettes típushoz tartozó források is mutatták a széles színképvonalakat! Erre a megfigyelésre az egyesített modell szolgáltat magyarázatot. Az Sy 1-esekben közvetlenül rálátunk mind a BLR-re, mind az NLR régióra, míg a Sy 2-esek esetén olyan szög alatt látunk rá az objektumra, hogy a BLR-t kitakarja az árnyékoló portórusz. Viszont polarizált fényben a központi régiót körülvevő tóruszon visszaverődő sugárzást látjuk, így a BLR-ből származó sugárzást is detektálhatjuk.

A későbbiek során további megfigyelési bizonyíték támasztotta alá a fenti modellt. Például lehetőség nyílt pár közeli Seyfert galaxisban közvetlenül megfigyelni a tóruszt:

HST/NASA/ESA

Röntgen mérések szintén azt mutatták, hogy az árnyékolásért, elnyelésért felelős anyagmennyiség Sy 2-eseknél szignifikánsan nagyobb, mint az átmeneti (Sy 1.8, Sy 1.9) osztályokba tartozó forrásoknál.

Azonban sikeressége ellenére az egyesített elmélet nem alkalmazható a LINER-ekre és az NLS1 típusú Seyfert-galaxisokra. Emellett a 2000-es évek eleje óta egyre több olyan Sy 2 megfigyelés történt, amelyeket az egyesített modell nem tud megmagyarázni. Például számos Sy 2-ben nem látnak széles emissziós vonalakat, még polarizált fényben sem. Ez magyarázható azzal, hogy ezekben az objektumokban a tórusz nem tökéletes visszaverő felület, de pár esetben bizonyítottnak tűnik, hogy léteznek olyan Sy 2 objektumok, amelyekből ténylegesen hiányzik a BLR. (Ezeket a forrásokat egyébként igazi (true) Seyfert 2 galaxisoknak nevezi az irodalom.) Szintén kérdéses, hogyan magyarázhatóak azok a megfigyelések, amikor Seyfert-galaxisok típust váltanak (azaz a korábban Sy 2-ként besorolt objektum, Sy 1 optikai spektrumot mutat).

Összefoglalva, az egyesített modell, habár sikeresen alkalmazható a különböző típusú Seyfert-galaxisok főbb tulajdonságainak leírására, egyedi objektumok esetén nem mindig lehet a megfigyeléseket csak a különböző látóiránnyal és elnyelődéssel magyarázni. Ezekben az esetekben valószínűleg az egyszerűsített modell mellett a rendszerre jellemző más fizikai paramétereket is figyelembe kell venni (ilyen lehet talán a központi fekete lyuk tömege, az akkréciós ráta, stb.).

Az aktív galaxismagok hozzávalói

Mikor is nevezünk egy galaxismagot aktívnak? Az aktív galaxismagok (active galactic nucleus, illetve többes számban nuclei, AGN) sugárzásához szükséges energiát a központi szupernagy tömegű (10⁶-10⁹ naptömegyi) fekete lyukra történő anyagbehullás szolgáltatja.  A behulló anyag gravitációs potenciális energiája bizonyos hatásfokkal kisugárzott energiává alakul. Ez a hatásfok igazából olyan jó, hogy - jelen tudásunk szerint - ez az egyetlen olyan folyamat, ami képes a kompakt objektumból megfigyelt sugárzás létrehozására. Összehasonlításképpen a hidrogénfúzió (ami Napunkban és a hozzá hasonló csillagokban termeli az energiát) hatásfoka 0.7%, míg az AGN-ekben végbemenő energiatermelő folyamaté ennek több mint tízszerese, 10%.

Milyen sugárzást detektálhatunk egy AGN-ből? Röviden, szinte bármilyet :) Az AGN-ek az elektromágneses hullámhossztartomány egészében (tehát a nagyon hosszú hullámú rádiótartománytól a nagy energiás gamma-tartományig) sugároznak. Természetesen különböző típusok léteznek, és például a besorolásuk aszerint is történik (történhet), hogy egy bizonyos hullámhossztartományban az adott AGN mennyire erősen sugároz. 

Az alábbi linken elérhető ábra (Alan Roy doktori dolgozatából) szépen illusztrálja, hogy milyen sokféle AGN-t ismerünk: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Roy/Roy1.html. Az AGN-ek egyesített modellje (Urry & Padovani, 1995) szerint a különböző megfigyelt tulajdonságok abból adódnak, hogy más-más szögből látunk rá ugyanarra az égi objektumra; ami nagyjából így néz ki:

Összetevői pedig a következők:

• a már fentebb említett szupernagy tömegű fekete lyuk
• anyagbefogási (akkréciós) korong
• széles vonalas régió (broad line region, BLR) - színképvonalak alapján megállapítható keringési sebesség: több ezer, sőt akár több tízezer km/s
• keskeny vonalas régió (narrow line region, NLR) - színképvonalak alapján megállapítható keringési sebesség: néhány száz km/s
• árnyékoló portórusz
• és bizonyos esetekben nagyenergiás anyagkilövellések, jetek is megfigyelhetőek.

Attól függően, hogy  milyen szögben látunk rá az adott forrásra, az árnyékoló portórusz (részben vagy egészben) kitakarhatja a belső régiókat. A modell sok esetben nagyon sikeres, azonban jó néhány kérdésre, megfigyelési tényre nem szolgáltat kielégítő magyarázatot. Például nem ad választ arra a kérdésre, hogy miért léteznek rádióhangos - fényes rádió jettel rendelkező - és rádióhalk - jettel nem rendelkező - források.

Bemutatkozás

Elnyertem a TÁMOP 4.2.4.A/2-11-1-2012-0001 Nemzeti Kiválóság Programban a konvergencia régiókra meghirdetett Magyary Zoltán posztdoktori ösztöndíjat és ennek keretében vállaltam kutatói blog írását. Nyertes pályázatom az alábbi (közel) rekordhosszúságú címmel rendelkezik: Aktív galaxismagok vizsgálata rádiótartományban, feltételezett kettősök vizsgálata rádió-interferometriás technikával. Ebből azonnal leszűrhető két dolog. Egyrészt a blog témája - segítek: extragalaktikus csillagászat :). Másrészt, hogy sajnos nem vagyok igazi szépíró (de még csak jó sem).

Korábban már próbálkoztam blogírással, de kutatói blogot még sosem vezettem. Remélem, hogy idővel sikerül élvezetes és hasznos bejegyzésekkel szórakoztatnom az ide látogatókat, addig pedig (a kötelezően előkerülő buktatók és hullámvölgyek idején) a kedves olvasó türelmét kérem.

A pályázatban 2013 decemberétől 2014 augusztusáig vállaltam a kutatói blog fenntartását, legalább havi rendszerességű frissítésekkel. Azért kezdem el előbb vezetni, hogy megfelelően belerázódjak a dologba, mire már éles lesz a helyzet. Mivel a blog elsődleges célközönsége (a pályázati kiírásnak megfelelően) csillagászatot vagy fizikát tanuló egyetemi hallgató, így a szó- és témaválasztás ehhez fog igazodni. Magyarán nem fogom elmagyarázni például a Fourier-transzformáció, vagy deriválás, integrálás, stb. fogalmakat. Mindazonáltál megpróbálok minél érthetőbb nyelvezetet használni :)

A pályázatban a Szegedi Tudományegyetem Természettudományi és Informatikai Karának Kísérleti Fizikai Tanszéke a befogadó intézményem. Emellett jelenleg az MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpontja Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézetében dolgozom. (Aki bekezdésenként ennél több nagy kezdőbetűt akar látni, olvasson német irodalmat :) )