Rejtélyes kvazár rendeződés

Az alábbi bejegyzésért köszönet Kun Emma doktoranduszhallgatónak, aki felhívta a figyelmemet erre az érdekes cikkre.

Hutsemékers és munkatársai a European Southern Observatory (ESO) Chilében található Very Large Telescope (VLT) FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) műszerével tanulmányoztak 93, nagyobb (milliárd fényévet átívelő) csoportosulásokban elhelyezkedő kvazárt. Ezek a források nagyjából 1,3 vöröseltolódásnál vannak. Azt tapasztalták, hogy egymástól hatalmas távolságban lévő kvazárok tengelye egymáshoz rendeződik - holott képtelenség hogy ilyen távolból tudjanak egymásról az objektumok, befolyásolják egymást. További vizsgálatokkal azt találták, hogy a vizsgált kvazárok tengelye az Univerzum (akkori) nagyskálás szerkezetét követi: nagyrészt a környezetükben található szálas, üreges szerkezettel jellemezhető nagyskálás szerkezettel párhuzamos. Az ESO sajtóanyagban az alábbi illusztrációval szemléltetik ezt a jelenséget:

A kép nem mérési eredményt mutat, hanem grafikus megjelenítés. ESO/M. Kornmesser

Annak a valószínűsége, hogy mindez csak a véletlen műve lenne, 1%.

A dologhoz hozzátartozik, hogy a kvazárok forgástengelyét a polarizáció iránya alapján határozták meg. Alapvetően olyan forrásokat választottak ki, amelyek a galaxisunk tengelyétől messze helyezkednek el, hogy minimalizálják a csillagközi anyag hatását a megfigyelt polarizációra. Így is, a vizsgált 93 forrásból csak 19-nél mértek szignifikáns polarizációt.

Korábban közelebbi, jóval alacsonyabb vöröseltolódásnál (0,6) elhelyezkedő galaxisoknál tapasztaltak hasonló rendezettséget. A kvazárok esetében azok tengelye viszont nem szükségszerűen esik egybe az anyagalaxisok tengelyével.

Egyelőre a rejtélyre nincs magyarázat, könnyen lehet, hogy eddig használt kozmológiai modellek komoly kiegészítésre szorulnak.

Beszámoló a 2014-es EVN Szimpóziumról

Ahogy már egy korábbi bejegyzésemben írtam október elején Cagliariban az EVN Szimpóziumon vettem részt. A program nagyon sűrű volt. Eredetileg én is egy előadással és egy poszterrel szándékoztam részt venni, de sajnos nem fértem be a programba, így két poszterrel érkeztem. 

Kollégám, Frey Sándor, akivel együtt képviseltük a magyarországi rádiócsillagászokat (íly módon közel teljes létszámban), előadására (Four hot DOGs eaten up with the EVN) szerencsére sor került. Ez is mutatja, hogy milyen hasznos az érdeklődést felkeltő előadáscímet választani :) A címben említett hot DOG (hot dust-obscured galaxies) a forró por árnyékolta galaxisok alosztályát takarja. Ezeket a forrásokat a WISE műhold (pár szóval már bemutattam a műholdat itt) égboltfelmérése során azonosították: olyan galaxisok, amelyek fényesek a két hosszabb WISE hullámhosszon (12 és 22 mikronon), de nagyon halványak, vagy akár nem is detektálhatóak a két másik (3,4 és 4,6 mikronos) sávban. Jelenleg azt gondoljuk, hogy ezek az objektumok valamilyen átmeneti fázisban vannak a csillagontó és AGN állapot között (a központi mag aktivitása a csillagkeletkezés ellen hat egy galaxisban, mivel kisöpöri a csillagok alapanyagául szolgáló csillagközi anyagot, felhőket). Mivel néhányuk mutat valamennyi rádiósugárzást, ezért VLBI technikát használva kideríthető, hogy ez inkább a csillagkeletkezésből (szupernóvarobbanások maradékából), vagy a központi fekete lyuk aktivitásából származik-e.

Az egyre érzékenyebb hálózattal egyre halványabb rádióforrásokat tudunk megfigyelni. Több előadás is foglalkozott gyengén rádiósugárzó, korábban a radio-quiet (rádió-halk) kategóriába besorolt AGN-ekkel. Francesca Panessa röntgen méréseket is felhasználva azt vizsgálta, hogy ezekben a gyenge rádióforrásokban a rádiósugárzás vajon ugyanolyan eredetű-e mint az igazi, erős jettel rendelkező rádió hangos AGN-ek esetében. A röntgensugárzás az akkrécióból (az akkréciós korong felett elhelyezkedő úgynevezett röntgen koronából) és számos forrásnál a jetből származik. Korábban a kisebb (naptömegnyi méretű), galaktikus fekete lyukaknál sikerült egy egységes modellben összefoglalni, hogyan jelentezik az akkréció változása a röntgen és rádió tartományban mért fényességváltozásokban. A kis tömegű fekete lyukak esetében meg lehet különböztetni két fázist, egyikben a jetből, a másikban a korongból származó sugárzás dominál. A két fázis az akkréciós rátától függően változik. Ezt a leírást azóta is próbálják kiterjeszteni a szupernagytömegű fekete lyukakra, tehát az AGN-ekre is. Egyelőre az is kérdéses, hogy a röntgen és rádió luminozitás között fennálló korreláció megfigyelhető-e az ilyen rádió-halk AGN-ek esetében. Bizonyos minták vizsgálatakor - például amikor optikai sugárzásuk, vagy kemény (ez a nagyobb energián általában 10 keV fölött mért) röntgen sugárzásuk alapján besorolt forrásokat vizsgáltak - úgy tűnik van ilyen kapcsolat. Viszont ezekben az esetekben a nagyskálás (VLA-vel mért) rádiósugárzást vetették össze a röntgen luminozitással, viszont amikor a kompakt jetre jellemző rádiósugárzást kerestek VLBI skálákon, akkor derült ki, hogy csak a források 67% illetve egy másik mintában csak 57%-ánál mérhető a kompakt mag rádiósugárzása. Az is kiderült, hogy a röntgen sugárzás nem a jetből származó rádiósugárzással, hanem a nagyskálás rádió struktúra fényességével áll kapcsolatban. Egyelőre tehát úgy tűnik, nem lehet ilyen egyszerű módon a szupermasszív fekete lyukakra alkalmazni a galaktikus kistestvéreikre felállított modellt.

Franco Mantovani egy másik érdekes rádió sugárzó AGN populációról beszélt. Ezek nyilvánvalóan jettel rendelkező források, amelyeket nemcsak rádió-, hanem gammatartományban is detektáltak (például a Fermi gamma műholddal). Ezek a források nagy része olyan aktív galaxismag, amelyekre szinte pontosan a jet irányából látunk rá (nagyon kis szöget zár be a látóiránnyal a jet). Ezek a blazároknak nevezett objektumok helyet kapnak több rádió monitorozási programban, például a MOJAVE (Monitoring Of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments) felmérésben, ahol jetek szerkezetének változását térképezik fel az amerikai VLBI hálózat a Very Long Baseline Array segítségével (lásd ezt a korábbi bejegyzésemet) nagyon jó felbontásban, több tíz éven keresztül, pár havonta végzett mérésekkel. Azonban ezek a monitorozó programok csak egy bizonyos rádiófényesség érték felett vesznek fel a mintájukba forrásokat. Az előadásban egy az EVN-nel végzett mérés-sorozat került bemutatásra, ahol a más programokban nem bekerült (nem elég fényes) forrásokat vizsgálják meg nagy felbontással.

A MOJAVE program legfrissebb eredményeiről Talvikki Hovatta tartott nagyon érdekes beszámolót. (Most láttam először élőben Hovattát, akinek már több cikkét is olvastam és döbbentem láttam, hogy fiatal hölgyről van szó, a neve alapján és eddig azt hittem, hogy férfi :) ).

A Fermi űrteleszkóp nagyon sikeres projekt, több előadás is foglalkozott a rádió- és gamma-tartományban sugárzó AGN-ekkel. A két hullámhossztartomány kapcsolatával: a rádiósugárzás szinkrotron folyamatból (ilyenkor relativiszikus sebességű töltött részecskék, például elektronok haladnak spirális pályán homogén mágneses térben), a nagyenergiás sugárzás pedig az inverz-Compton effektusból származik (amikor nagyenergiás elektron egy alacsony energiás fotonnak ütközve annak energiát ad át).

A rádióinterferométerünk felbontást növelhetjük egyrészt hosszabb bázisvonalak használatával, erre példa a RadioAstron műholddal kiegészített VLBI hálózat, másrészt rövidebb hullámhosszak használatával. (Ez utóbbi esetben, viszont figyelembe kell venni, hogy nem ugyanazt a sugárzó térrészt figyeljük meg az adott objektumban, mint alacsonyabb frekvencián.) A jobb felbontással egyre részletesebben figyelhetők meg az rádiósugárzó AGN-ek jetjei, és egyre többet tudhatunk meg a jet keletkezéséről is. Hat előadás foglalkozott a 2011 óta földkörüli pályán keringő RadioAstron méréseivel: Yuri Kovalev, Tuomas Savolainen, Jose L. Gomez, Gabriele Giovannini és Kirrill Sokolovsky az AGN kutatásokról beszélt, míg Andrey Adrianov és Alexey Rudnitskiy pulzárokkal kapcsolatos felfedezéseket mutatta be.

A rövid hullámhosszakon végzett méréseket Thomas Krichbaum vezette be (nem meglepő módon hiszen ő koordinálja a 3 mm-es hullámhosszon most már rutinszerűen működő Global mm VLBI Array munkáját). Előadásában viszont már a közeli jövőről, az 1.3 mm-en megvalósuló globális hálózatról (is) beszélt, ebben jelenleg már Plateau de Bure (Franciaország), Pico Veleta (Spanyolország), CARMA (Combined Array for Research in Millimeter Wave Astronomy, USA, Kalifornia), SMTO (Submillimeter Telescope Observatory, USA, Arizona), JCMT (James Clerk Maxwell Telescope, Hawaii, USA), SMA (Submillimeter Array, Hawaii, USA), APEX (Atacama Pathfinder Experiment, Chile) vesz részt és a jövőben tervezik az ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chile) és LMT (Large Millimeter Telescope, Mexikó) bekapcsolását is a hálózatba. A hálózat két legfontosabb célpontja a Tejútrendszer közepén található fekete lyuk és a legközelebbi aktív galaxismag, az M87 központja. Ezeknél a közeli forrásoknál lesz lehetőség arra, hogy a (Tejútrendszer esetében) a fekete lyuk árnyékot (ez a blogban is bemutatott Event Horizon Telescope projekt), illetve (az M87-nél) a jet indulási területet figyeljék meg. Bia Boccardi és Jeffrey A. Hodgson a jelenleg működő mm-es VLBI hálózattal készült méréseket mutatott be.

Emellett hallhattunk számos asztrometriai témájú, vagy mézerekkel, nagytömegű csillagkeletkezéssel foglalkozó előadásokat is, valamint egy szekcióban a tervezett, vagy már a megvalósítási fázisban lévő technológiai újításokról volt szó. Nagy számban képviseltette magát a koreai és japán VLBI csoport. Több előadás mutatta be a KVN-nel (Korean VLBI Network, Koreai VLBI Hálózat) és a japán VERA-val (VLBI Exploration of Radio Astrometry) végzett méréseket. Idén (igaz egyelőre még csak távol-keleti, japán, kínai, vagy koreai kutatók számára) második éve lehet pályázni a KVN+VERA közös VLBI hálózatra (KaVa), ezt a jövőben nyílt (mindenki számára pályázható) műszerré szeretnék alakítani valamint tervezik a hálózatot kiterjeszteni a kínai antennákra is.

Összességében egy különösen sűrű, rengeteg érdekes előadást (és posztert is!) felvonultató, nagyon hasznos és jó hangulatú konferencia volt a 2014-es EVN szimpózium. A fenti beszámoló némiképp részrehajló, mivel főleg az engem leginkább érdeklő AGN-es témákra fókuszáltam, így nem nagyon jutott hely a számos egyéb területet felölelő előadások részletes bemutatására. Viszont szinte az összes prezentáció elérhető már a konferencia weboldalán. A szimpozíumhoz pedig (elektronikus formában megjelenő) konferenciakiadvány is készül. 

Filmajánló

Tudományos fantasztikus művekben a legalapvetőbb problémát az szokta jelenti, hogyan oldják meg hogy a szereplők emberi léptékkel mérhető idő alatt jussanak el A-ból B-be (ahol A és B minimum két távoli csillagrendszer). Sok ügyes irodalmi fogás létezik a probléma leküzdésére, az egyik lehetőség a féreglyuk (magasabb dimenziók, fekete lyuk, stb) használata. Anno Carl Sagan Contact-ja és a hamarosan a mozikba kerülő Interstellar (magyar címe Csillagok között lesz) is ezt a megoldást részesítette előnyben. Az Interstellar történetének alapötletét is egy asztrofizikus jegyzi, Kip Thorne (többek között a Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, a LIGO projekt egyik alapítója), aki a film egyik producere is (executive producer - megvalósításért felelős producer).

A Wired magazin cikke szerint a filmkészítők a fentiek tudatában nem meglepő módon (és nagyon helyesen) nem aprózzák el a dolgot: ők igazi fekete lyukat szeretnének mutatni a nézőközönségnek. Úgyhogy Thorne írta fel a téregyenleteket, amik alapján a speciális effektek készítői lerenderelhetik a valósághű fekete lyuk képét. Először gondolom kicsit megállt bennük az ütő, amikor kiderült, hogy az eddig használt raytrace programot kicsit át kellene írni, mert hogy a fekete lyuk közvetlen környezetében a fény terjedése (az erősen görbült téridőben) nem a szokásos egyenes vonalat követi. De aztán olyan jól belelendültek a szimulációba, hogy a fekete lyukhoz akkréciós korongot is hozzácsaptak, hogy megnézzék az abból jövő fény vajon hogyan térül el. 

A kép annyira jól sikerült, hogy Thorne és a render-csapat további együttműködést fontolgat. Minimum két cikket, egy asztrofizikai témájút és egy technikai jellegűt terveznek. Értelemszerűen engem az előbbi érdekel. Kíváncsi lennék, hogy az Event Horizon Telescope-hoz (is) készült, fekete lyuk árnyék (black hole shadow) szimulációkhoz képest (lásd ezt a korábbi bejegyzést) ez milyen újdonságot hoz, vajon tesz-e olyan predikciókat, amik megfigyelhetőek jelenlegi műszereinkkel.

A Wired cikkét részletesebben bemutató magyar összefoglalót (szép képekkel) itt lehet elolvasni. 

Látogatás a szardíniai rádió teleszkópnál

Ezen a héten az EVN szimpóziumon veszek részt, Cagliariban, Szardínián. A szimpóziumon főleg az európai VLBI hálózatot használók gyűlnek össze és ismertetik a legfrissebb VLBI, e-VLBI eredményeket. EVN szimpóziumot minden második évben rendeznek, a mostani a 12. a sorban. Az előadásokról majd részletesebben fogok beszámolni egy másik bejegyzésben, most csak a mai napra tervezett kirándulásról akarok írni, a nemrégiben (2013 őszén) átadott szardíniai rádióteleszkóphoz. 

A 64 méteres tányér nagyjából negyvenvalahány kilométerre van Cagliaritól, eléggé kihalt vidéken.(Olyan sok résztvevő van a konferencián, hogy három busszal vittek minket oda). A projektet még 2001-ben kezdték el, de az első földmunkákat is már 2003-ban végezték. Hát egy kicsit elhúzódott a dolog :). A tányért Egyiptomban készítették és a helyszínre szállítás sem volt egyszerű folyamat. (Összehasonlításképpen a szintén 65 méteres sanghaji Tianma antennát 2009-ben kezdték el építeni és szintén 2013-ban adták át. A kínai űrprogram miatt, amire nagyrészt használni akarják, nem nagyon lehetett késlekedni.) 

Az SRT-t (Sardinia Radio Telescope) úgy tervezték, hogy 300 MHz-től akár 100 GHz-ig is képes legyen észlelésre. Ez azt jelenti, hogy a tányér, és a segédtükör felületének legalább 300 mikrométeres pontossággal kell megmunkáltnak lennie. Ezt szerencsére sikerült is elérniük. Jelenleg még csak három vevő van készen, az L-sávú, egy 5,7-7,7 GHz-en működő (itt van a methanol mézer vonal) és a 22 GHz-es (K-sávú). 

Jelenleg a tudományos tesztek folynak, ennek fő célja, hogy a lehetséges hibákat megtalálják, kijavítsák és elkészítsék a tudományos megfigyelésekhez szükséges kiegészítő programokat. A legfontosabb feladatok közé tartozik, hogy mielőbb felkészítsék az antennát az Európai VLBI Hálózatban (EVN) és az európai pulzár megfigyelő hálózatban (LEAP, Large European Array for Pulsars) való részvételre, valamint természetesen az egyedi antennaként való működésre is. Jelenleg a legnagyobb és legsürgetőbb probléma az emberhiány, emiatt sajnos nincs mód arra hogy éjszaka is működjön a teleszkóp. (Általában igaz, hogy az európai uniós támogatások nem terjednek ki üzemeltetésre, azt  a helyi kormányoknak, szervezeteknek kell állniuk.) Az első VLBI teszteket sikeresen végezték 2013 januárjában más olasz antennákkal és idén márciusban az EVN-nel is legalábbis az L és K sávban. Ezért biztosak benne, hogy műszakilag a rendszer kész EVN megfigyelésben részt venni. Viszont a valós idejű, tehát az e-EVN-be való csatlakozására még várni kell, mert a szükséges optikai kábelek előreláthatólag csak egy, másfél év múlva érnek az antennához. 

A vevők tekintetében a 43 GHz-esre már meg van a pénz és optimisták a magasabb 86 GHz-en működő vevővel kapcsolatban is. 

Az antenna nagyon szép volt. (Bár amikor felénk fordították a tányért látszott, hogy nem ma készült.) A kiszolgáló épületek, állítólag év végére elkészülnek. 

A szervezők egyébként egy hihetetlenül finom terülj-terülj asztalkámat szerveztek ebédnek. Állítólag helyi termékekből készült ételeket, italokat fogyaszthattunk. Ezekszerint a sült paprika nem(csak) erdélyi étel :) A paradicsomos tarhonyaféleség volt a kedvencem, de a sonka, sajt és az olívabogyó is isteni volt! Volt népviseletbe öltözött fogadószemélyzet is, akik a kezdeti elfogódottság után már felszabadultan fotózták az egzotikus rádiócsillagász hordát. 

e-MERLIN

Júniusban Manchesterben jártam e-MERLIN adatokat feldolgozni, igazán illene már erről a rádióantenna-hálózatról is írnom. A MERLIN rövidítés eredetileg a Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network kifejezést takarta, a hálózatot aztán pár éve felújították és a Radio Linked kifejezést Remotely Linked-re cserélték a nevében, mivel a felújítás egyik sarkalatos pontja az volt, hogy az Anglia területén található hét antennát (30 Gb/s sávszélességű) optikai kábellel kötötték össze. 

Az e-MERLI antennái Anglia szerte. www.e-merlin.ac.uk

Emellett persze az elektronikát és a vevőket is lecserélték. A leghosszabb bázisvonal (az nem változott) 217 km. Jelenleg két frekvenciasávban lehet megfigyeléseket végezni, 1,3 és 1,75 GHz valamint 4,5 és 7,5 GHz között. (150 és 40 ezredívmásodperces felbontás érthető el.) Terveznek még egy magasabb 22 GHz-es sávot is. Egyébként azért kellett Manchesterbe utaznom, mert a mérési adatok kalibrációját csak helyben, tapasztalt e-MERLIN-essel együtt lehet végezni. Készül egy pipeline is, de sajnos elég kevés emberük van a feladatra, úgyhogy nem valószínű, hogy a közeljövőben sikerül megoldani az automatikus adatfeldolgozást.   

Forró foltok vagy kettős AGN?

Júniusban jelent meg a Nature-ben a hármas aktív galaxismag felfedezéséről szóló cikk, amelyről a blogon is beszámoltam. A júliusi Astrophysical Journal Lettersben pedig már meg is jelent az eredményeket (azok egy részét) megkérdőjelező írás.

Deane és munkatársai a J1502+1115S jelű rádióforrást bontották fel két kompakt, rádiósugárzó objektumra és ezeket egymástól 450 fényévre lévő szoros kettős AGN-nként értelmezték. (A harmadik AGN, a J1502+1115P 7.4 kpc-re van az S jelű forrástól). Egy frissen megjelent cikkben viszont Wrobel, Walker és Fu VLBA méréseik alapján amellett érvelnek, hogy ez a két nagyon közeli  rádiósugárzó objektum lehetséges, hogy egy AGN-hez tartoznak és úgynevezett forró foltok (hotspot). A forró foltok rádióhangos AGN-eknél ott alakulnak ki, ahol a jetek a környező csillagközi anyagba ütközve lelassulnak és mozgási energiájuk eldisszipál. Egy bizonyos típusú AGN-ek, a kompakt szimmetrikus objektumok (Compact Symmetric Objects, CSO) esetén a két forró folt nagyon közel található egymáshoz; ezek a források vagy még nagyon fiatalok, vagy nagyon sűrű az őket körülvevő csillagközi anyag (vagy akár mindkét magyarázat is igaz lehet), ezért a jetek még nem tudtak a központi magtól messzire távolodni. Az alábbi ábrán látható egy ilyen forrás rádiótérképe:

A 1943+546 jelű rádióforrásban található két forró folt. A kép az EVN-nel készült 8 GHz-en, a cikk a New Astronomy Reviews-ban jelent meg.

A Nature cikk szerzői is megvizsgálták ezt a lehetőséget, de a méréseik alapján arra következtettek, hogy a hotspot magyarázat nem valószínű. Wrobel és munkatársai azonban bemutatnak egy ismert CSO-t, amelynek tulajdonságai (fényesség, távolság, stb.) hasonlóak a J1502+1115S-ben mért értékekhez, tehát azok mégsem annyira extrémek, hogy a forró folt magyarázat kizárható lenne.

Hogyan tovább? Két ellenséges csoport fog újabb, egymásra licitáló cikkekkel előállni? Egyáltalán nem, ellenkezőleg, együtt adtak be új távcsőidő-igénylést a VLBA, VLA és a Green Bank teleszkópból (GBT) álló hálózatra. Ezzel a hálózattal még mélyebb (nagyobb érzékenységű) megfigyelést lehet végezni. A pontosabb spektrum, részletesebb rádiótérkép és a polarizáció mérésével pedig remélhetőleg  el lehet majd dönteni, hogy melyik - a CSO, vagy a kettős AGN magyarázat - a valószínűbb.

Megint lesz FIKUT!

Szeptember 17-től 19-ig hetedik alkalommal kerül megrendezésre a FIatal csillagász és asztrofizikus KUtatók Találkozója. Ahogy legutóbb 2012-ben, most is az MTA Wigner Kutatóközpontja lesz a helyszín. Külön jó hír, hogy idén is lesz lehetőség a bemutatott eredményeket referált publikációban is közzé tenni.

A találkozó célja, hogy a csillagászati vagy rokon területeken dolgozó doktoranduszok, vagy friss doktorok megismerhessék egymás kutatási tevékenységét, no meg persze személyét is :) A 2012-es esemény is nagyon jó hangulatban telt, hasznos is volt, úgyhogy én azt tanácsolom aki érintett az jöjjön, vegyen részt. (Ugyan sajnos már nem tartozom a fiatal kategóriába, de valószínűleg én is regisztrálok.)

A jelentkezési határidő szeptember 3., az absztrakt leadási pedig augusztus 20. Jelentkezni pedig a rendezvény honlapján lehet: 

http://indico.kfki.hu/conferenceDisplay.py?confId=212

Rosetta linkek

Az utóbbi napok legérdekesebb csillagászati, űrkutatási eseménye a 67P/Csurjumov–Geraszimenko üstököshöz hosszú évek után végre megérkező, akörül pályára álló ESA Rosetta műholdjának tevékenysége. A témában egyáltalán nem vagyok járatos, viszont kívülálló érdeklődőként tátott szájjal figyelem a híreket és a jobbnál jobb képeket. Aki színvonalas magyar nyelvű ismeretterjesztő írásokra kíváncsi a témában az mindenképpen keresse fel az Űrvilág (Rosetta üstökösprogram) és a Csillagászat.hu (Rosetta) weboldalakat. Angol nyelven pedig az ESA Rosetta blogja melegen ajánlható. 

Kitekintés: inaktív szupernagytömegű fekete lyukak megfigyelése

A blog témája az aktív galaxismagok, de most még is egy nem-aktív galaxisról szóló cikkről fogok írni. De először is, mi az előnye az aktivitásnak a megfigyelő szempontjából? Hát az, hogy az aktív galaxismag az elektromágneses spektrum széles tartományában erősen sugároz, könnyű megfigyelni. Ezzel szemben egy normális (anyagot folyamatosan nem befogó) galaxis magjában üldögélő szupernagy tömegű fekete lyukról nem sok információt tudunk szerezni. Egyik lehetőség, ha gravitációs lencseként elhajlítja a mögötte, a távolban lévő sugárzó objektumból jövő fényt, de ilyenkor az egész galaxis gravitáló tömege (központi fekete lyuk, csillagok, gáz, sötét anyag a haloban) együttes hatását látjuk. A másik lehetőség, hogy valami (ami sugároz) nagyon közel kerül a fekete lyukhoz és ekkor tudjuk annak gravitációs hatását megfigyelni a például egy csillag pályáján, amit a Tejútrendszer központi fekete lyukának esetében sikerült alaposan megfigyelni.

Távoli galaxisok esetében azonban általában nem tudunk olyan jó felbontást elérni, hogy az egyedi csillagok pályáját megfigyeljük. Viszont előfordulhat, hogy egy szerencsétlen csillag olyannyira megközelíti a központi a fekete lyukat, hogy a hatalmas gravitáció széttépi. Ebben az esetben rövid ideig tartó felvillanást, felfényesedést kellene látnunk többek között a röntgentartományban is. De hogyan lehetne egy ilyen ritka és előre nem jelezhető effektust megfigyelni? A megoldás, hogy melléktermékként már meglévő adathalmazt vizsgálunk át ilyen jelek után kutatva. Például az ESA XMM-Newton műholdja nemcsak mérés közben, hanem amikor egyik mérendő területről a másikra áll át is rögzíti az adatokat. Ilyen módon tulajdonképpen véletlenszerű sorrendben végez égboltfelmérést. 

Ilyen adatokban talált gyanús jelet és kezdeményezett új, már célzott röntgenméréseket egy nemzetközi kutatócsapat. A megfigyelések azt támasztották alá, hogy tényleg az árapályerők téptek szét egy csillagot a központi fekete lyuk közelében. Azonban a jel az elhalványodás után újra megjelent és egy újabb lecsengési fázist mutatott. Ezt a nem várt jelenséget kettős szupernagy tömegű fekete lyuk jelenlétével sikerült magyarázni: a fekete lyukba behulló gáz útját a másik fekete lyuk gravitációs tere egy időre megzavarta, így kikapcsolva a röntgen sugárzást.

Illusztráció a fekete lyuk kettőshöz. Egyikük akkretálja a szétszakított csillagot, míg a másik egy időre megszakítja az anyagáramlást. ESA/C Carreau

A modell szerint a két fekete lyuk nagyon szoros kettőst alkot, átlagos távolságuk (két ezred fényév) nagyjából a Naprendszer nagyságával egyezik meg. Feltételezések szerint ez a kettős két millió év múlva fog összeolvadni. Ha akkoriban lesznek (még, már?) ebben a tömegtartományban érzékeny gravitációs hullám detektoraink, biztos jó pár cikk fog ezzel az eseménnyel foglalkozni :)

Sikertörténet: kettőst kerestek, hármast találtak :)

Nem egy, nem kettő, hanem mindjárt három szupernagytömegű fekete lyukat fedeztek fel a J1502+1115 jelű aktív galaxisban Roger Deane (University of Cape Town, Dél-Afrika) és munkatársai. A Nature-ben megjelenő cikknek (az eredeti a Nature oldalán csak előfizetéssel érhető el) két magyar társszerzője is van: Paragi Zsolt (JIVE, Hollandia) és Frey Sándor (KGO, Magyarország).

A két távoli magot (7.4 kpc-ra vannak egymástól) először a közeli infravörös tartományban figyelték meg. Majd később az amerikai Karl G. Jansky Very Large Array halózattal rádiótartományban is megvizsgálták.

Aztán megfigyelték az objektumot az Európai VLBI hálózattal, Nevével ellentétben, ahogy már a blogon is megírtam, Afrikában, Ázsiában és Amerikában is vannak antennák. Ebben a mérésben az európain kívül a dél-afrikai, az areciboi, valamint kínai és orosz antennák is részt vettek. Ekkor kiderült, hogy az egyik komponensben két rádiósugárzó forrás található, alig 138 parszek (450 fényév) szeparációra egymástól. A galaxis több mint négymilliárd fényévre található tőlünk. A kompakt kettős felbontására ebben a távolságban csak rádióinterferometriával van lehetőség.

A szoros kettősről az EVN-nel készült rádiótérkép, a kontúrok az 1.7 GHz-es, a színskála az 5 GHz-es mérés eredménye. (Deanne et al., 2014 Nature)

A szoros kettős egyik tagjának környezetében emellett egy S-alakú struktúrát is sikerült kimutatni. A szerzők azt valószínűsítik, hogy ez egy precesszáló jet lehet. Hasonló precesszáló jeteket gyakran magyaráznak kettős fekete lyuk jelenlétével. (Bár általánosságban egyéb más magyarázatok is lehetségesek.)

A hármas galaxismag. Látható a szoros kettős miatt S-alakot formázó jet, illetve a távolabbi, harmadik komponens, amelyre a kettős gravitációja nincs hatással, piros színnel jelölt jetje egyenes (R.P. Deane / NASA GSFC)

A forrás egyébként a duplacsúcsú oxigén vonala miatt tűnt lehetséges kettősnek. (Kicsit részletesebben itt írtam erről.) Ez csak a távoli kettős meglétének lehetőségére utalt; nem egyértelműen mivel a duplacsúcsú vonalakra más magyarázatok is lehetségesek. Viszont a felfedezett szoros kettősnél megfigyelt deformálódott jet-alak felveti annak a lehetőségét, hogy ezt az indirekt módszert alkalmazva próbáljunk szoros kettős jelölteket (akár még rádió interferometérrel sem felbonthatóakat) kiválasztani.

A szerzők szerint a felfedezés annak a jele lehet, hogy az ilyen bonyolult rendszerek nem is olyan ritkák, mint feltételeztük. Ellenkező esetben viszont hatalmas nagy mázlijuk volt, talán lottózniuk sem ártana :) Hatalmas gratuláció a szerzőknek!

A cikk összefoglalója elérhető magyarul a hirek.csillaszat.hu-n. Valamint angolul például itt, meg itt.

Konferencia Potsdamban

Május végén (20. és 22. között) részt vettem egy Potsdamban megrendezésre került konferencián, a 99 years of Black Holes - from Astronomy to Quantum Gravity-n.

Ez egy COST (European Cooperation in Science and Technology) akció záró rendezvénye volt. A COST célja, hogy európai tudósok együttműködését támogassa, ezért különböző konferenciák, workshopok, iskolák rendezését, illetve egyes kutatók más intézménybe való látogatását támogatja, így is segítve elő a közös munkát.

Az MP0905 jelű, Black Holes in a Violent Universe című akció az első csillagászati témájú COST projekt volt. Jobb híján a Materials, Physics and Nanosciences terület alá sorolták be. Elnöke, szervezője és kitalálója Silke Britzen. A projekt 2010 januárjában indult és most júniusban zárult le. Potsdamban a tudományos konferencián kívül az utolsó nap (a management bizottság póttagjaként) meghallgathattam az egész, több éves munka összefoglalóját. Az volt az érzésem, hogy a COST-ot képviselő külső tanácsadó testület kifejezetten elégedett volt az elért eredményekkel. (A kutatók nagy része pedig sajnálkozott, hogy nem folytatódhat tovább ez a program. Ez a COST alapszabálya miatt nem lehetséges, de egy hasonló fekete lyukakkal főként elméleti síkon foglalkozó projekt szervezése már elkezdődött).

A konferencia tudományos szekciójában mind hosszabb, áttekintő (review) előadások, mind rövidebb friss eredményeket bemutató prezentációk helyet kaptak. A tárgyalt témák is változatosak voltak: fekete lyukak minden méretben, a kvantumostól a szupermasszívig; mind elméleti, mind megfigyelési adatokra fókuszáló munkák. A legelső pedig egy igazi interdiszciplináris előadás volt, amiben Jürgen Renn (a berlini tudománytörténeti Max Planck intézet munkatársa) beszélt arról a nem teljesen nyílegyenes folyamatról ahogy Albert Einstein lefektette az általános relativitáselmélet alapjait.

A szupernagytömegű fekete lyukak témakörében Eduardo Ros áttekintette a COST program négy éve alatt, annak támogatásával létrejött tudományos eredményeket. Lutz Wisotzki előadásában összefoglalta, hogy jelenleg milyen korrelációkat ismerünk, fogadunk el, vagy gyanítunk, hogy létezhet a galaxisok középpontjában lévő fekete lyukak tömege és a galaxis egyéb tulajdonságai között és milyen mértékben lehet ezt feedback jelenségekkel (ide tartozik például amikor az aktivitás, az aktív galaxismag hatására megváltozik a csillagkeletkezési ráta az anyagalaxison belül, vagy akár egy galaxishalmazban a galaxisközi anyag rendeződik át egy erős jetnek köszönhetően) magyarázni. Az előadó egyik cikke számos közeli AGN becsült tömegét tartalmazza; az ilyen minták sokszor igen hasznosak lehetnek, nem árt feljegyezni a cikk elérhetőségét. A másik érdekes friss eredmény, hogy szerzőtársával megmutatták, a fekete lyuk tömege és a anyagalaxisának központi dudora (bulge) között lévő korreláció különböző kozmikus időszakokban ugyanolyan volt. Korábban több szerző is úgy találta, hogy nagyobb vöröseltolódású galaxisok esetében a korreláció alakja változik, de Wisotzkiék megmutatták, hogy ha a méréseket befolyásoló különböző kiválasztási effektusokat megfelelően veszik figyelembe, akkor eltűnik ez az effektus.

Herman Verlinde és Steve Giddings a fekete lyukak Hawking sugárzása illetve az ennek kapcsán felmerülő paradoxon feloldásának lehetőségéról és a fekete lyuk által tárolt, elnyelt és kibocsátott kvantum információról beszéltek. A két elméleti szakember gyökeresen különböző álláspontot képviselt a témában, élénk vita is kialakult. Mindenesetre azt meg kell jegyezni, hogy habár mindketten fekete-öves elméleti szakemberek, hihetetlenül érdekes és közérthető előadásokat tartottak.

Andreas Eckart, ahogy ő nevezte, galaktikus időjárás-jelentést tartott: a Tejútrendszer középpontjában egyelőre továbbra is meglepően nyugodt az idő. Ez némi szomorkodásra adhat okot, hiszen a G2 felhő a legfrissebb modellszámítások szerint a központi fekete lyuk közvetlen környezetében tartózkodik (illetve nagyjából huszonöt-, harmincezer évvel ezelőtt volt ott) és mindenki abban reménykedik, hogy az arról leszakadó darabok felpörgethetik az akkréciót, kicsit aktívabb állapotba juttatva a Tejútrendszerben lévő egymillió naptömegű, jelenleg nyugodt fekete lyukat. A megközelítés másik hatása a csillagkeletkezés beindulása lehet a gázfelhőben, legalábbis szimulációk ezt mutatják. Ez magyarázatot adhat a G2-ben felfedezett (és azóta újabb méréssel megerősített) poros csillagszerű objektum (dusty stellar object) keletkezésére is.

Szintén a Tejútrendszerben található szupernagytömegű fekete lyuk volt a témája Vincent Fish előadásának, aki összefoglalta az Event Horizon Telescope projekt jelenlegi állapotát. Egy korábbi blogbejegyzésemben említettem már ezt a témát. Többek között az ALMA rendszert, mint egyetlen hatalmas antennát is be szeretnék kötni az EHT rendszerébe. Az első VLBI tesztek már idén megindulhatnak az ALMA-nál. És azóta meg is érkezett a hír, hogy megkezdődtek a hidrogén mézer beszerelési munkái, amelyek lehetővé teszik majd, hogy az ALMA antennái egyetlen nagy műszert formálva működhessenek.

Cristopher Reynolds az AGN-ek röntgentartományban történő megfigyeléséről tartott egy alapos és rendkívül élvezetes összefoglaló előadást. A röntgenmérések lehetőséget adnak arra, hogy a szupernagytömegű fekete lyukak spinjét meghatározzuk. Jelenleg 20 objektum spinjét ismerjük, de a röntencsillagászat kifejezetten fényes jövő előtt áll. A NuSTAR műhold két éve működik (tökéletesen) és a közeljövőben várható a japán ASTRO-H, az amerikai NICER és az indiai ASTRO-SAT felbocsátása, a kissé távolabbi jövőben pedig az Athena nagy, európai röntgen projekt ígérkezik izgalmas előrelépésnek. A minél több AGN spinjének megmérése több okból is nagyon fontos lenne. Például a spin nagysága utalhat az AGN kialakulásának módjára: a gyorsan forgó AGN-ek anyagbefogás útján hízhattak meg, míg az alacsonyabb spinű AGN-ek fekete lyukak összeolvadásával jöhettek létre. A másik érdekes kérdés, hogy van-e összefüggés a rádió-hangosság és a spin között. Korábban azt gondoltuk, hogy a nagyobb spinnel rendelkező AGN-eknek van erőteljes jetjük, ezek a klasszikus rádióhangos források. A jelenlegi, egyelőre sovány, 20 fős minta alapján viszont úgy tűnik, hogy a megoldás nem ilyen egyszerű. 

Kettős AGN-ek témakörében Edi Bon egy érdekes, újonnan felfedezett nagyon kis szeparációjú feltételezett kettősről, Vladimir Bozhilov (az előadás időpontjában még doktorandusz hallgató volt, a konferencia utáni héten védte meg értekezését) pedig a jól ismert, régóta kettősnek gyanított, OJ287 polarizált optikai sugárzásának monitorozásáról beszélt. Luciano Rezzolla fekete lyukak összeolvadásával kapcsolatban végzett numerikus szimulációk legfrissebb eredményeit mutatta be. (Róla már írtam itt a blogon.) Többek között azt is, hogy milyen hatással van a két fekete lyuk spinjének egymáshoz viszonyított nagysága és iránya az összeolvadás után létrejött fekete lyuk sebességére. 

Számos előadás foglalkozott a csillagtömegű fekete lyukakkal, illetve hallottunk pár feltételezett átmeneti tömegű (tíz- illetve százezer naptömegű) fekete lyukról is. Marianne Heida doktorandusz ezen (relatíve) kisebb tömegű fekete lyukak tömegmérésének nehézségeiről beszélt. A csillagot és fekete lyukat tartalmazó rendszerek közül az ULX-ek (Ultraluminous X-ray source) esetén merült fel, hogy ezeknél a fekete lyukak a közepes mérettartományba eshetnek. A tömeget úgy lehetne megbecsülni (illetve az inklinaciót is tartalmazó tömegfüggvényt), ha a kettős csillag tagjának színképvonalaiból mérnének radiális sebességet. Ez azonban nagyon nehéz, mivel az akkréciós korong optikai tartományban általában túlragyogja a csillagot. Heida viszont olyan rendszereket keres, ahol a társcsillag vörös óriás ezért a közeli infravörös tartományban is megfigyelhető; itt tehát elméletileg lehetséges lesz a fekete lyuk tömegének becslése.

Felix Mirabel előadásában kitért arra az érdekes kutatási irányra, hogy vajon a korai Univerzumban létező és akkretáló csillagtömegű fekete lyukak, hogyan járultak, járulhattak hozzá a Világegyetem reionizációjához.

A konferencia kapcsán ellátogattuk az Albert Einstein Tudományos Parkba, ahol több kutatóhely is található (a Német Földtudományi Intézet, a Potsdami Leibniz Asztrofizikai Intézet, az Alfred Wegener Sark- és Tengerkutató Intézet és a Potsdami Klímakutató Intézet). Itt az Einsteinturmot (Einstein torony) és a nagy lencsés távcsövet (Große Refraktor) néztük meg. Ez utóbbi 1899-ben a világ legnagyobbja volt.

1904-ben ezzel a műszerrel fedezte fel Johannes Hartmann a csillagközi anyagot kettős csillagok színképeit vizsgálva. A tükrös távcsövek megjelenésével és elterjedésével párhuzamosan fokozatosan vesztette el a műszer a jelentőségét. 1945-ben az épületet bombatalálat érte, helyreállították és még 1968-ig használták a távcsövet. Utána viszont elhanyagolták, beázott az épület, rozsda marta szét a fémet. 1997-ben hoztak létre egy alapítványt, amelynek sikerült gyönyörű szépen helyreállítani mind a műszert, mind a kupolát is. Jelenleg bemutató műszerként hasznosítják.

Az Einstein tornyot az 1920-as években építették Erich Mendelshon tervei alapján.

Érdekes-mesés-fura formája van (engem a Gyűrűk ura hobbit házaira emlékeztet némileg), ha jól tudom ez az úgynevezett organikus építészet :) Ugyan Einstein sohasem dolgozott itt és a naptávcsővel végül is nem végeztek relativitáselméletet bizonyító kísérletet (bár eredetileg ezért épült volna) a név megmaradt - amúgy turisztikai okokból sem tűnik rossz választásnak. A toronyban ma is naptávcső van, amit használnak is.

Problémás fánkok

Korábban (ebben és ebben a bejegyzésben) már írtam az AGN-ek egyesített modelljéről. A modell fontos eleme az árnyékoló portórusz, amelyet a közérthetőség kedvéért sokszor fánk (doughnut) alakúnak írnak le. A NASA WISE űrszondájának AGN felmérése szerint azonban valami nem teljesen úgy működik ahogy azt az egyesített modelltől várnánk. Légy került a fánkba?

A 2009-ben felbocsátott WISE, Wide-field Infrared Survey Explorer műhold egész égbolt felmérést végzett négy infravörös hullámhossztartományban (3,4, 4,6, 12 és 22 mikronon). A projekt megfigyelési része 2011-ben fejeződött be,¹ a hatalmas adathalmazból pedig azóta jönnek szép sorban a cikkek. Ezek egyike az említett meghökkentő eredmény is. A több mint 170 000 szupernagytömegű fekete lyukat tartalmazó adatbázist vizsgálták át és jutottak a kutatók arra a következtetésre, hogy az árnyékolt AGN-t tartalmazó galaxisok gyakrabban csoportosulnak, mint azok, amelyekben közvetlenül rálátunk a központi energia forrásra.

Ez a megfigyelés nem magyarázható meg a jelenlegi AGN modelljeinkkel. Hiszen az hogy árnyékolt vagy nem árnyékolt a központi fekete lyuk, attól függ, hogy milyen szögben látunk az adott objektumra. Eddig úgy gondoltuk, hogy teljesen véletlenszerű, hogy épp árnyékolt vagy nem árnyékolt AGN-ként figyelünk-e meg egy objektumot. A WISE mérései alapján viszont úgy tűnik valami más is (?) befolyásolhatja, hogy egyes vagy kettes típusú AGN-t figyelünk meg.

A szerzők sem tudnak egyelőre magyarázattal szolgálni a megfigyelési eredményekre. Viszont felvetették, hogy valamilyen még nem ismert módon ez a probléma kapcsolódhat a sötét anyaghoz (dark matter). Jelenlegi tudásunk szerint az Univerzum anyagának körülbelül 27%-át a csak gravitációs hatása révén megfigyelhető sötét anyag teszi ki (míg a normális, hétköznapi anyag csak 5%-át). Feltételezések szerint majd minden galaxist a saját sötét anyag halo-ja öleli körbe. Ha nagyobb ez a halo, akkor nagyobb lesz az adott galaxis gravitációs vonzása. Mivel az árnyékolt AGN-ek egymáshoz közel szeretnek elhelyezkedni, ezért valószínűleg anyagalaxisuk sötét anyag halo-ja is nagyobb. Azonban, hogy ez hogyan kapcsolódik ahhoz, hogy ezeket az AGN-eket mint kettes típusú forrásokat figyeljünk meg, az egyelőre nem világos.

^{1. 2013-ban a WISE szondát felélesztették és a NEOWISE program keretében olyan üstökösöket, aszteroidákat vizsgál (a két rövidebb infravörös hullámhosszon), amelyek a Földre veszélyt jelenthetnek.}

Hollandiai kiruccanás

Áprilisban közel két hetet töltöttem kollégámmal a JIVE-ban, Dwingelooban, hogy EVN mérési adatokat dolgozzunk fel és cikket írjunk. Minden adott a nyugodt munkához, hiszen az intézet (és a vendégház) egy nemzeti park területén van, 

View Larger Map

ahol maximum a madárcsicsergést lehet hallani és esetleg az erdőben őzekkel találkozni:

Kivéve amikor éppen valamilyen rendezvény van és megérkezésünk utáni hétvégén pont volt is egy. A felújított dwingelooi rádióantennát adták át. A 25 méteres parabolaantennát 1956 áprilisában vették használatba, pár hónapig ez volt a legnagyobb mozgatható rádióteleszkóp. (A 76 méteres nagy-britanniai Lovell teleszkóp 1957 nyarán kezdte el a működését.) Az utóbbi pár évben már nem használták a műszert és csak rozsdásodott. Szerencsére sikerült kitalálni egy olyan konstrukciót, amelynek keretében megmentették, és teljesen felújították az antennát.

A rádióamatőrök és amatőr csillagászok fogtak össze, és hoztak létre egy alapítványt (C. A. Muller Radio Astronomie Station, vagy CARMAS), hogy összegyűjtsék az ehhez szükséges pénzt, és elérték azt is, hogy a teleszkópot műemlékké nyilvánítsák, amivel a jövője is némiképp biztosított lehet. Egyébként az antennát teljes egészében az amatőrök fogják használni. Természetesen terveznek diákoknak gyakorlatot, bemutatókat, stb., de művészeti projektekre is akarják használni a teleszkópot. A Moon-bounce (mondjuk magyarul Hold-visszhang) lényege, hogy egy képet, vagy zeneművet sugároznak a Holdra, a visszavert jelekből újra összeállítják, persze valamilyen veszteséggel. A megnyitón volt is egy ilyen előadás, Daniela de Paulis olasz művész a híres Blue Marble képet (a Földről az Apollo 17 legénysége készítette kép) torzulását mutatta be többszöri Föld-Hold út bejárása után.

Az 1956-os rendezvényen részt vett az akkori holland királynő Julianna, az újra átadásra a királyi családból nem jelent meg senki, de a Nobel-díjas Jospeh Taylort sikerült a szervezőknek elhívniuk. Ő amellett, hogy rádióamatőr :), 1993-ban korábbi doktorandusz hallgatójával, Russell Hulse-szel megosztva kapta meg a fizikai Nobel-díjat az első kettős pulzár felfedezéséért. (Megjegyzem, érdemes elolvasni Hulse előadását, kifejezetten érdekes, élvezetes bepillantást nyújt a korai pulzár kutatásba, amikor még a számítógépek szobányi méretűek voltak.) Sajnos Taylor nem tartott igazi (számomra érdekes) tudományos előadást, inkább a rádióamatőrökhöz szólt.

Az átadás előtti napon viszont hallottam egy előadást (a felfedezésről szóló cikk idén januárban jelent meg) egy nagyon érdekes rendszerről, amely egy pulzárból és két fehér törpéből áll. A hármas olyan közel kering egymáshoz, hogy a Nap-Föld pályán belül elférnének. Az egzotikus rendszer kialakulását bonyolult többszörös anyagátadással magyarázzák ebben a cikkben.

Nade térjünk vissza az aktív galaxismagokhoz. Az ottlétem alatt sikerült véglegesíteni egy korábbi EVN mérés adatfeldolgozását. Abban a projektben egy (az optikai színképvonalai alapján) feltételezhetően kettőst AGN-t tartalmazó Seyfert galaxist vizsgáltunk rádiótartományban. Az interferométeres hálózatban kínai és dél-afrikai antenna is részt vett, így nagyon jó volt a felbontás. Szerencsére nem volt különösebb probléma a mérés során, egész jó érzékenységet tudtunk elérni. Viszont csak egy rádió objektumot találtunk. Így elég nagy biztonsággal állíthatjuk, hogy csak egy rádiósugárzó AGN található a galaxisban.

A JIVE-ban sok ismerőssel találkoztam, bár mindegyiküknek örültem, volt akin megdöbbentem. Egyikük például külföldi kimagaslóan sikeres posztdoktori állás után tért haza Spanyolországba, akkor úgy gondolta végleg. Sajnos a gazdasági válság az ő intézetét sem kímélte, ezért most a JIVE-nál support scientist. Ami egyrészről nagyon jó, mert van állása, másrészt az ő tudásával sokkal többet érdemelne (lehetőséget, hogy nagyobb időben foglalkozzon a saját kutatásával).

Az ottlétünk egybeesett az e-MERLIN távcsőidő-kérelem beadási határidejével. Még 2013 szeptemberében kaptam távcsőidőt a rendszerre, de azóta nem értesítettek a program állásáról. Így írtam nekik, hogy esetleg beadjam a pályázatot újra. Kiderült, hogy leészlelték a programot, csak elkeveredhetett az email (elfelejtettek kiértesíteni) és szívesen látnak Manchesterben adatfeldolgozásra. Így aztán miközben az EVN adatokkal végeztem el kezdtem szervezni a manchesteri utazásomat is. Ha minden jól megy júniusban fogok arra járni. (Egyébként a késlekedés oka szintén a pénzhiány. Felújították, korszerűsítették a régóta működő MERLIN hálózatot, egy hihetetlenül jó rendszer készült el, viszont nincs pénzük a fenntartására, működtetésére, a dolgozók megfizetésére.)

Ezeket az európai rádió-interferométeres észlelésekhez, adatfeldolgozáshoz köthető kiutazásokat a RadioNet a Transnational Access projekt keretében támogatja, fizeti. Mint látható ez főleg számunkra, az interferométeres hálózatokat fenntartó intézetekhez nem kapcsolódó kívülállóknak (illetve más megközelítésből nézve a kelet-közép-európai szegényebb, utazásokra nehezebben pénzt kerítő kutatóknak) nagyon jól kihasználható támogatási forma.

EU-s pénz a fekete lyukba ömlik - de ez most jó hír :)

A European Research Council (ERC) az EU tudományos keretprogramjából finanszírozott szervezet, amely tagállamok kutatóinak biztosít pályázati lehetőséget. A verseny hatalmas, 2007 óta összesen 43000 pályázat érkezett be és ebből 4500 projektet támogattak. A 2014-től induló EU-s Horizon 2020 programból 13.1 milliárd eurós költségvetéssel veszik ki részüket. 

Természetesen több kategória is van, a Synergy Grant keretében kutatók illetve kisebb kutatócsoportok együttműködését támogatják. Itt lehet a legnagyobb pénzösszeget nyerni, tehát értelemszerűen itt a legnagyobb a verseny is. 2013-ban például 449 pályázat érkezett be és 13 nyertest hirdettek. A tizenhármak egyike a Tejútrendszer középpontjában lévő szupernagytömegű fekete lyuk vizsgálatát célzó kollaboráció. A projekt három vezető kutatója (principal investigator, PI): Heino Falcke (Radboud Egyetem, Nijmegen, Hollandia és ASTRON), Michael Kramer (Max Planck Rádiócsillagászati Intézet, Bonn, Németország) és Luciano Rezzolla (Elméleti Fizikai Intézet, Goethe Egyetem, Frankfurt, és Max Planck Gravitációfizikai Intézet Németország). A csoport 14 millió eurót nyert a maximálisan egy csoportnak adható 15 millióból és mellesleg ez az első asztrofizikai témájú nyertes Synergy Grant pályázat.

A pályázat fő célkitűzése a galaxisunk középpontjában jelenleg nyugodtan üldögélő négymillió naptömegű fekete lyuk körüli úgynevezett fekete lyuk árnyék (black hole shadow) leképezése. A Sagittarius A* nevű rádiósugárzó objektum nem aktív, de azért lassan akkretál anyagot környezetéből. A fekete lyukba behulló anyag erős rádiósugárzást bocsát ki (amíg még tud, hiszen az eseményhorizonton túlról - jelen tudásunk szerint - már nem tud kiszökni az elektromágneses sugárzás sem). A rádiósugárzás a fekete lyuk gravitációs terében elhajlik és ezt a torzulást remélik a kutatók megvizsgálni.

Ez az árnyék azonban meglehetősen kicsi, olyan mintha egy almát akarnánk a Földről a Holdon megfigyelni. A méréshez tehát a legjobb elérhető felbontásra van szükség, nagyon hosszú bázisvonalú interferométeres technikát (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) kell alkalmazni. Az úgyneveztt Event Horizon Telescope ötlete először 15 éve merült fel, de a technikai megvalósítása most tűnik tényleg lehetségesnek. Az interferométeres hálózat milliméteres és szubmilliméteres hullámhosszakon működő antennákból fog állni. Hawaii-i, kaliforniai és arizonai antennák hálózatával már sikeres méréseket végeztek, az elért felbontás a Sagittarius A* Schwarzschild-sugarának hatszorosa volt. (Ha egy adott tömegű objektumot Schwarschild-sugarú gömbbé nyomunk össze, akkor annak felszínén a szökési sebesség a fénysebesség lesz.) További antennák bekapcsolásával tervezik a felbontás növelését. Például a chilei ALMA hálózatot egyetlen antennaként bekötve a hálózat felbontást megduplázhatják. A jelenlegi és tervezett hálózat tagjait ezen a weboldalon lehet megnézni.

Tervezett antenna-hálózat az Event Horizon Telescope-hoz.  

Az ERC nyertesek tehát szorosan együtt fognak működni az EHT projekttel. Emellett a projekt másik célkitűzése, hogy a központi fekete lyuk közelében pulzárokat találjanak. A legelső ilyen pulzárt 2013-ban fedezték fel (véletlenül, miközben már egy évtizede hiába kerestek célzott kutatásokkal). A pulzárok nagyon gyorsan forgó, erős mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok, amelyek pulzáló rádiójeleit az időről időre a megfigyelő irányában végigseprő mágneses tengely mentén mozgó elektromos töltött részecskék által kibocsátott szinkrotron sugárzás okozza. A pulzárok jelei nagyon pontosan követik egymást (a periódus lehet néhány másodperc, de akár milliszekundomos rövidségű is), viszont az erős gravitációs tér hatására a jelek periódusa változik. Ily módon, több pulzár megfigyelésével, lehetőség lenne a Sagittarius A* gravitációs terének feltérképezésére.

A projekt harmadik területe elméleti kutatás, amelynek keretében szimulálni fogják a központi fekete lyuk hatását a körötte elhelyezkedő anyagra és sugárzásra. A mérési eredményekkel összevetve tesztelhető az általános relativitáselmélet, illetve egyéb alternatív gravitációs elméletek is.

A kutatás további európai résztvevői: Robert Laing (ESO), Frank Eisenhauer (Max Planck Institute für extraterrestrische Physik, Garching, Németország) és Huib van Langeveide (JIVE, Hollandia).

Egy új, kis szeparációjú kettős AGN jelölt

Az MNRAS (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) idei első számában jelent meg egy cikk egy feltételezhetően kettős aktív galaxismagot tartalmazó forrásról (szerzők: Woo és munkatársai). A vizsgált  forrás egy kettes típusú kvazár, tehát a portórusz síkjához közeli szögben látunk rá, a központi rész árnyékolt. Mivel a forrás relatíve közeli - vöröseltolódása csak 0.35 - lehetőség nyílt térben felbontott spektrumot felvenni a galaxisról az ESO Very Large Telescope-jának VIMOS (Visible MultiObject Spectrograph) műszerével, ami a látható fény tartományában (360 és 1000 nanométeres hullámhosszakon) képes egyszerre akár 1000 galaxis spektrumát is felvenni. Az alábbi kép alapján látható, hogy nem egy egyszerű műszer:

Credit: ESO

Ebben a színképben a kétszeresen ionizált oxigén és a hidrogén béta vonala is dupla csúcsot mutatott. A két csúcs fényességének aránya a galaxisban helyről-helyre változott. A szerzők azt találták, hogy a két pont ahol az ionizált oxigén vonalak a legnagyobb fluxussal rendelkeznek 0.17 ± 0.06 ívmásodpercre van egymástól, 13.9 ± 1.8 fok irányban (ez a szög északról kelet felé haladva értendő, tehát ez az érték nagyjából az észak-déli irányt jelent).

A színkép mellett a Hubble Space Telescope-pal (HST) is sikerült képeket készíteni a galaxisról. (Amelyeket egyébként már 2006-ban publikáltak, de a jelen cikk szerzői vizsgálták meg azokat a kettősség szempontjából.) Ezen a nagyjából észak-dél irányban (pozíciószög 12.9 ± 4.0 fok) két különálló fényes komponenst lehetett detektálni a galaxisban 0.2 (± 0.1) ívmásodpercre egymástól. Az egyezés a spektrumból kapott adatokkal azt támasztja alá, hogy az ionizált oxigén vonalak a HST képen látszó két  komponenshez tartoznak.

Woo et al., 2014 MNRAS 437, 32

A duplacsúcsú színképvonal egyik magyarázata, hogy két, összeolvadó aktív galaxismag két különálló NLR-jeit látjuk. A vonal vörös (távolodó) és kék (közeledő) oldala között 200 km/s nagyságú sebesség különbség van, ez a szerzők szerint az a nagyságrend, amit két összeolvadó AGN-től várunk. A felfedezett forrás esetében ezek szeparációja 1 kpc-nél kisebb, ilyen szoros kettőst nem sokat ismerünk.

Nagyon jó lenne, ha a forrást egyéb hullámhossztartományban is fel lehetne bontani. Sajnos azonban a jelenleg röntgen tartományban legjobb térbeli felbontást szolgáltató Chandra műhold, sem tudja  felbontani ezt a kettőst. Rádió interferométeres mérésekkel erre elvileg lehetőség lenne, de a forrás nagyon halvány, 1.6 GHz-en nincs háromnegyed mJy sem. Így tehát ez a kettős AGN továbbra is csak jelölt marad.

Gaia AGN-es szemmel

2013-ban az év vége egyik nagy eseménye volt a Gaia műhold felbocsátása.

Copyright: ESA

December 19-én indult útjára Francia Guayanaról (Kourouból) a kettes Lagrange pontba. Január 8-án pedig meg is érkezett a Földtől 1.5 millió km távolságban lévő L2 pontnál lévő pályájára. (Itt olyan híres műholdak dolgoztak, mint a Planck, vagy a Herschel, hogy csak a legújabbakat említsem.) A Gaia műhold kapcsán  az Élet és Tudomány 4. számában jelent meg egy nagyon érdekes interjú Szabados László csillagásszal, aki a magyar Gaia munkacsoport vezetője. Akit részletesebben érdekel a program, az asztrometria és a magyar részvétel mindenképpen olvassa el! Az interjú az  űrvilágon is megtalálható. (A képek keresése közben erre a blogra bukkantam, amit a Gaia projektben egyik résztvevő kutató működtet; friss hírekért, képekért érdemes ide ellátogatni.)

Az öt Lagrange pont elhelyezkedése és egy L2-ben elhelyezkedő műhold pályája. hvossgaia.wordpress.com 

A Gaia elsődleges feladata, hogy nagy pontossággal mérje meg egy milliárd csillag pozícióját és több százmillió térbeli sebességét, és így elkészítse a Tejútrendszer eddigi legpontosabb három dimenziós térképét. A Gaiat megelőző, optikai égfeltérképezést a kilencvenes években végző Hipparcos űrprogrammal összehasonlítva: ha a Hipparcos képes volt egy a Holdon álló űrhajós szögméretét megmérni, akkor Gaia képes az űrhajós nagyujja körmének szögméretét megmérni. (Persze ehhez szerencsétlen űrhajósnak le kellene vennie a kesztyűjét és bizony ezután már nem élne sokáig. Úgyhogy annyira erre nem is vagyunk kíváncsiak, inkább a csillagokkal foglalkozunk.) Tehát a nagy pontosság kitétel a Gaia esetében (az én szemszögemből vizsgálva) azt jelenti, hogy először lesz képes egy optikai tartományban mérő műszer túlszárnyalni a rádió interferometriával elérhető pontosságot. Jelenleg a VLBI technikával megvalósított nemzetközi égi vonatkoztatási rendszer (International Celestial Reference Frame, ICRF) második verziója 3414 rádióhangos kvazár pontos pozícióját tartalmazza - ebből 295 a rendszert definiáló forrás - közelítőleg 100 mikro-ívmásodperces pontossággal. Gaia a csillagok mellett közel félmillió optikai tartományban fényes kvazár pozícióját is meg fogja határozni. Ily módon lehetőség nyílik az optikai és rádiótartományban létrehozott vonatkoztatási rendszerek összekötésére.

A műhold felbocsátása előtt magyar kutatók az optikai tartományban jelenleg elérhető legfrissebb Sloan digitális égfeltérképező program (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) keretében biztosított katalógus és az ICRF2 források VLBI mérésekből származó pozícióinak összevetését végezték el, hogy felderítsék, milyen nehézségek várhatóak majd a Gaia esetében. A vizsgált minta 4 százaléka mutatott szignifikáns pozíció-eltérést, amelyet vagy gravitációs lencsehatás, vagy kettős fekete lyuk jelenlétével lehet magyarázni.

A Gaia természetesen jóval pontosabb értékeket szolgáltat majd mint az SDSS, hiszen nem hátráltatja a földi légkör. A nagyobb elérhető pontosság pedig újabb kérdéseket vet fel az AGN-ek rádió és optikai tartományban végzett pozíció méréseinek összehasonlításában. Biztosak lehetünk abban, hogy az optikai tartományban sugárzó térrész egybeesik a mérési hibahatáron belül a rádiótartományban sugárzó térrésszel egy AGN-ben? A rádiójelekért a rádió-hangos AGN-ek jetjének szinkrotron sugárzása felelős, az optikai tartományban észlelt sugárzás viszont származhat a jetből (szintén szinkrotron sugárzásból), az akkréciós korong fölött elhelyezkedő koronából, vagy a fekete lyuktól távolabbról a portóruszból is, de (termális) optikai sugárzás az AGN-t tartalmazó galaxisból is érkezik. Mivel Gaia főként közeli forrásokat fog vizsgálni ezeknél ez a hozzájárulás jelentős lehet - egyes becslések szerint a források 20 százalékánál - és figyelembe kell venni. Ha blazárokat figyelünk meg (azaz olyan rádió-hangos AGN-eket, ahol a jetekre nagyon kis szögben látunk rá), akkor az optikai tartományban is dominálni fog a jetekből származó (nem hőmérsékleti) optikai sugárzás.

A másik problémaforrás az úgynevezett fotocenter vándorlás, azaz az optikai változékonyság nemcsak a különböző időpontban mért intenzitás különbségeként, hanem az optikai pozíció változásaként is jelentkezik. (Ez természetesen a nem hőmérsékleti sugárzásban jelentkezik, azaz a központi régióból ered, a jetből, vagy az akkréciós korongból.) Értelemszerűen ez rontja a pozíció meghatározás pontosságát, azonban az effektus nagyon hasznos, hiszen információt közöl a forrás belsejében végbemenő jelenségekről. A Gaia felbocsátása előtt végeztek ilyen kutatásokat és azt találták, hogy a fényes és közeli források esetén a fotocenter vándorlás Gaiaval is kimutatható lesz. Rádió sugárzó, jet dominálta források esetén a fotocenter eltolódást össze lehet vetni a rádiótartományban mért változásokkal, és a jet irányával. A korreláció esetén feltételezhető, hogy az optikai tartományban és rádió tartományban mért sugárzás egy helyről származik (a jetből).

Felvetették, hogy a fekete lyukak összeolvadásának utolsó fázisában a gravitációs sugárzás hatásra előfordulhat, hogy a keletkező fekete lyuk visszarúgást (recoil) szenved el, mintegy kipenderülve az (közben az összeolvadás során létrejött) új galaxis tömegközéppontjából. A Gaiaval elvileg lehetővé válhat ilyen objektumok felfedezése is, ezeknél az optikai tartományban látható galaxis középpontja (amelynek pontos pozícióját a műhold szolgáltatná) nem esne egybe a rádiótartományban meghatározott aktív mag helyzetével. (Természetesen ehhez szükséges, hogy az AGN rádiótartományban sugározzon.) A Gaia program szolgáltatta adatok az aktív galaxismagok kutatásában is nagyon érdekes új kutatási irányok lehetőségeit vetik fel.

Munkás januári hétköznapok

Terveztem, hogy írok a Gaia műholdról, de erre bejegyzésre egy kicsit várni kell, mivel a január nagyon sűrű hónap lett (mint majd' minden évben). Úgy érzem, ennek okairól sem árt egy rövid bejegyzést írni, hiszen ezek is a kutatói életforma szerves részei.

Tehát először is itt van a legnagyobb falat, az OTKA (Országos Tudományos Kutatási Alapprogramok) pályázatai - határidő, február 3. Most éppen két típusú pályázatot lehet leadni, egyrészt K(utatási) és P(oszt)D(oktori) OTKÁ-t. Ezenkívül vannak folyamatosan beadható egyéb pályázatok (pl.: nemzetközi együttműködésben megvalósuló, vagy publikációk megjelenését támogató pályázatok), amelyek egyik elbírálási időpontja szintén február eleje. Anno még évente két PD OTKA is meghirdetésre került, de az utóbbi években már csak egy volt, szóval aki ilyet akar beadni, annak muszáj megcéloznia a februári időpontot. (Előre nem lehet tudni, hogy lesz-e második időpont, de az ember él a gyanúperrel, hogy nem). A PD pályázat keretében három év futamidőre lehet egy kutatási projektre, vagy posztdoktori alkalmazásra, vagy mindkettőre pénzt kérni. A jelentkezőnek két feltételnek kell megfelelnie, 40 évnél fiatalabb legyen és 8 évnél ne legyen régebbi a doktorija. Emiatt számomra ez az utolsó lehetőség, hogy PD OTKÁ-t adjak be: ugyan csak 36 éves leszek idén, de 5 éves gimnáziumba jártam, soha nem buktam meg (bár egy félévvel később végeztem el az egyetemet, mert nem indult az adott szakirány, amire jelentkeztem), a doktorimat kicsit több mind három év alatt abszolváltam (a plusz idő három hónap volt). Aki nálam is ügyesebben-gyorsabban veszi ezeket a lépéseket, az pláne nem fogja úgy megérni a 40 éves korhatárt, hogy ne fusson ki az időből a doktorira vonatkozó időkorlát miatt.

A K OTKÁ-ban kutatási költségekre lehet pályázatot beadni, de itt is lehet teljes munkaidejű kutatói alkalmazásra is pénzt kérni. A pályázatoknál kötlségtervet is kell készíteni természetesen, és mivel ilyenkor év elején az intézetek gazdasági osztályain gőzerővel folyik mindenféle elszámolási munka, azzal sem árt számolni, hogy a gazdaságisok le lesznek terhelve - bármiféle segítségüket meg kell nagyon becsülni.

MTA is hirdet fiatal kutatóknak posztdoktori pályázatot, ennek beadási határideje is január 30.

Emellett ilyenkor év elején kell leadni az éves beszámolókat is. Ha valaki évközben nem tartotta nyilván a publikációit és arra érkező idézéseket, akkor azzal elszöszölhet egy ideig. (Természetesen ezekre a pályázatok beadásához is szükség van, tehát mindenképpen előnyösebb ezeket folyamatosan vezetni az év során). 

Nagy rádióinterferométer-rendszerek egyik beadási határideje, pedig szintén hagyományosan február elején van. Idén az amerikai Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) és a VLBA határideje február 3. Szintén ez a határidő vonatkozik az extrább hálózatokra, mint például a Global 3mm VLBI Array (GMVA, amely a VLBA antennái mellett tartalmazza az effelsbergi, a svéd onsalai, a spanyol yebesi pico veletai és Plateau de Bure-i antennákat), vagy a High Sensitivity Array-re (HSA). Az európai VLBI hálózatnál (EVN) a határidő február 1. Az EVN-re már lehet a RadioAstronnal (földkörül keringő orosz rádióantenna) végzendő mérések földi hálózataként is távcsőidő-kérelmet beadni. Idén pedig először lehet a koreai VLBI hálózat antennáinak a közreműködését is kérni 1.3 cm-es és 7 mm-es hullámhosszakon. 

Szóval van mit csinálni ilyenkor év elején, de remélem hamarosan ki tudom majd rakni a tervezett Gaiás posztot is.