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.