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.
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 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) |
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.
Nincsenek megjegyzések:
Megjegyzés küldése