Mégsem a galaxis-összeolvadás lenne felelős az aktivitásért?

Az aktív galaxismagok anyagbefogási folyamata nagyjából egész jól ismert. Az egyesített modell írja le, a fekete lyuk közelében lévő anyag egy anyagbefogási korongba (akkréciós korong) rendeződik; gravitációs energiája mozgási energiává alakul, ami felfűti a gázt, amely elsősorban az ultraibolya és az optikai tartományban sugároz. Egyéb hullámhossztartományokban észlelt sugárzás jobban (infravörös sugárzás, amely a por tórusz által elnyelt optikai és UV fotonok reprocesszálásával jön létre) vagy kevésbé jobban kapcsolódik ehhez a folyamathoz (akkréciós korong felett elhelyezkedő koronából és/vagy a jetből származó röntgen és rádió sugárzás). Az azonban továbbra is nyitott kérdés, hogyan jut az akkréciós korongba az AGN-t tápláló gáz. 

Nagy tömegű AGN-ek esetében az elmúlt években, évtizedekben nagyjából széleskörben elfogadott kép alapján az aktívan táplálkozó életciklus a galaxisok összeolvadását követő csillagkeletkezési fázis után indul be. Tehát az aktivitás merger-driven, azaz galaxis-összeolvadás miatt kezd el a középpont felé anyag áramlani, ami felpörgeti az akkréciót, beindítja az aktivitást. Eddig azonban sajnos nem nagyon volt rá lehetőség, hogy nagyobb statisztikai vizsgálatokkal alátámasszák ezt az, amúgy önmagában szép kerek egész, fejlődési modellt. A megfigyelési program azért is erőforrás igényes, hiszen össze kell hasonlítani, hogy mekkora arányban találunk aktív és nem-aktív galaxismagokat összeolvadás során keletkezett galaxisokban.

Mechtley és munkatársai friss cikkükben, z=2 vöröseltolódású nagy tömegű (10⁹ - 10¹⁰ naptömegű) fekete lyukakat tartalmazó galaxisokat vizsgáltak a Hubble Space Telescope-pal. A mintájukat 19 aktív és 84 inaktív galaxis alkotta. Azt találták, hogy az aktív és nem aktív galaxisok alakjának torzulásai (ami galaxis-összeolvadás miatt léphet fel) nem különböznek egymástól szignifikánsan. (Pontosan annak a valószínűsége, hogy a kvazárok anyagalaxisaiban többször figyelhető meg torzulás, mint inaktív galaxisokban alig 78%.) Ezek szerint hiába szép az eddig nagyjából, hallgatólagosan elfogadott modell, azt a megfigyelések mégsem támasztják alá. Úgyhogy lehet azon gondolkozni, milyen más folyamat táplálhatja az akkréciós korongot.

Trükkös tükröző modell blazárok gamma kitöréseinek leírására

A blazárok az aktív galaxismagok csoportjába tartozó olyan rádióhangos források, amelyekre szinte pontosan a jet irányából látunk rá. Az elektromágneses spektrum egészében sugároznak, számos blazárt detektáltak a Fermi gamma-műholddal; gyakran mutatnak fényes kitöréseket (vagy felfényléseket) a gamma-tartományban. Ezeket a drasztikus (angolul flare-nek nevezett) kifényesedéseket általában más, alacsonyabb energiájú tartományokban (röntgen, vagy optikai hullámhosszakon) is sikerül detektálni, időben némiképp késleltetve. Azonban egyre több az olyan megfigyelés, amikor a detektált gamma-felvillanás „árva”, azaz nem követi hasonló kifényesedés hosszabb hullámhosszakon.

A kitöréseket általában az úgynevezett one-zone (egy zóna) modellel magyarázzák (vagy kísérlik meg magyarázni). Ilyenkor azt tételezzük fel, hogy az optikai- és röntgentartományokban észlelt szinkrotron sugárzásért felelős elektronok ugyanazok, amelyek a gamma-tartományban inverz-Compton szórás útján energiát adnak át a fotonoknak (így hozva létre a Fermivel detektált nagyenergiás gamma-fotonokat). Ebben a modellben, mivel ugyanaz az elektroneloszlás felelős a különböző hullámhosszakon detektált sugárzásért, nem meglepő, ha korrelált fényességváltozásokat mérünk - sőt igazából ezt is várjuk. Ennek a képnek mondanak ellen pár fényes, ismert blazár mérései (például 3C279 - Hayashida és mtsai, 3C454.3 - Vittorini és mtsai).

Tavani és munkatársai októberben elfogadott cikkükben egy új modellel próbálják leírni a magányos gamma-kitöréseket. Az ötlet lényege, hogy van egy „tükörként” működő lassabban mozgó plazmacsomó, erről verődnek vissza a jetben mélyebbről induló, egy gyorsabban mozgó plazmacsomóból származó szinkrotron fotonok. Amik aztán egyre rövidebb és rövidebb utat járnak be a két plazmacsomó között, ahogy a mélyebbről induló, de gyorsabb plazmoid beéri a központtól eredetileg távolabb elhelyezkedőt. Ily módon végül pár óra alatt a két „tükör” között a fotonsűrűség elegendő lesz ahhoz, hogy erős, nagy-energiás inverz-Compton felfénylést váltson ki.

Tavani és mtsai, ApJ 2015 http://arxiv.org/abs/1510.06184

A modell által jósolt gamma-felfénylések alakja hasonló a fent említett források megfigyelései során látottakhoz: gyorsan emelkedő gamma-fénygörbe, amely a csúcsot elérve nagyon meredeken esik le. A modell szerint ekkor éri utol a gyorsabban mozgó plazmacsomó a lassabbat és olvad vele össze, így hirtelen megszűnik a gamma-fotonok utánpótlása.

Természetesen további kutatások szükségesek, hogy a modell csak erre a néhány speciális forrásra, vagy (egészében, vagy részben) általánosságban is alkalmazható-e.

Kettős szupernagytömegű fekete lyuk a szomszédban?

Augusztusban jelent meg egy cikk Yan és munkatársaitól a Mrk 231-es jelű kvazárról. A szerzők szerint a kvazár középpontjában két fekete lyuk kering egymás körül, a pálya félnagytengelye 590 csillagászati egység és a keringési periódus alig 1,2 év. Hiába nagyon közeli a Mrk 231 (vöröseltolódása kicsit több mint négy század), ilyen szoros kettős fekete lyuk felbontására nincs esély mai műszerekkel. A szerzők is közvetett bizonyítékok alapján jutottak erre a feltételezésre. Pontosabban foglamazva, az általuk áttekintett megfigyelesékből származó tényeket sikeresen magyarázták egy ilyen felépítésű, szoros kettős jelenlétével. 

A Mrk 231-ről már korábban is tudott volt, hogy összeolvadó galaxisok révén jött létre, optikai tartományban készült képeken láthatóak különböző, a gravitációs árapály erők hatására létrejött torzulások. A galaxisban erőteljes csillagkeletkezés folyik, és az ULIRG (Ultra-Luminous Infrared Galaxy) azaz infravörös tartományban különösen fényes galaxisok alosztályába tartozik. Valószínűleg ez a heves csillagképződés is a (csillagászati időskálán mérve) nemrég bekövetkezett galaxis összeütközés számlájára írható.

Mrk 231 a Hubble felvételén. (NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

Yan és társai a forrás korábbi ultraibolya-tartományban vett megfigyelései alapján következtettek a kettős fekete lyuk jelenlétére. Az AGN ultraibolya sugárzásáért az akkréciós korong felelős. Mrk 231 esetén érdekes módon úgy tűnt, hogy a forrás központi régiójában hirtelen lecsökken az ultraibolya sugárzás. Ez úgy magyrázható, hogy az akkréciós korong, a központi rész közelében kitisztult, kiüresedett és ezt nem más, mint a korong közepén elhelyezkedő, két, egymás körül keringő fekete lyuk okozza. (Nagyon hasonló módon fiatal, kis szeparációjú kettős csillagok is kisöprik az anyagot a kettős közös anyagbefogási korongja körül.) A Mrk 231 központi régiója a szerzők szerint valahogy így nézhet ki:

Yan et al., 2015 ApJ 809, 117

A két fekete lyuk tömegaránya nagyon kicsi, a nagyobbik másfélszer 10⁸, míg a kisebbik csak pár millió naptömegű. Mindkettő körül található saját, kicsi akkréciós korong is (bár a modellezés során a szerzők a nagyobbik körül elhelyezkedő korong sugárzását elhanyagolták).

Illusztráció a Mrk 231 kettős modelljéhez. NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

 

A szerzők felvetik, hogy a jövőben a hasonló, anomális ultraibolya tulajdonságokat mutató kvazárok között lehetne keresni a kis szeparációjú, kettős szupernagy tömegű fekete lyukakat.

Mrk 231 mellesleg erős rádióforrás is. Számos megfigyelés található róla a VLA, VLBA, MERLIN és EVN archívumokban is (ezekről nem történik említés a cikkben). Egy 1999-ben megjelent cikkben Ulvestad és munkatársai részletesen elemzik a forrás rádió szerkezetét. A nagyskálás rádió sugárzó rész túlnyúlik az optikai tartományban látható galaxison és észak-dél irányú, míg a belső térrészben a rádiósugárzás inkább észak-kelet dél-nyugat irányban húzódik. A szerzők szerint a magyarázat az hogy a központi fekete lyuk szimmetriatengelye (amely a rádiókifuvás irányát meghatározhatja) jelentősen változhatott az idők folyamán: a korábbi észak-dél irányú tengely elfordulhatott. Ez a jelenség kettős fekete lyukak összeolvadása során várható.

A Plútó kapcsán

Az utóbbi hetek szencáziója - nem véletlenül - a Plútó mellett július 14-én elsuhant New Horizons szonda. A bolygó (illetve törpebolygó) kutatás nem tartozik a blog témakörébe, és én is inkább csak lelkes érdeklődőként követem a híreket. Azonban van olyan szelete a tudosításoknak, amire érdemben szeretnék reagálni, ez pedig a Földdel folytatott rádiókommunikáció. 

Az indexen jelent meg egy kifejezetten jól megírt, olvasmányos összefoglaló arról, hogyan továbbítja a New Horizons a mérési eredményeket a Földre. Amúgy ha az ember a második linkre kattint, akkor kiderül, hogy a szöveg Emily Lakdawalla január harmincadikán megjelent blogbejegyzésének magyarítása. (Nem értek az újságírói etikához, de talán a cikk végén dőlt betűvel esetleg érdemes lett volna ezt megemlíteni.) A linkre egyébként azért kattintottam, mert sajnos már a harmadik bekezdésben szép méretes hibába futottam. Az eredeti cikk természetesen nem volt hibás, a fordítás, illetve inkább az értelmezés nem volt sikeres.

Az ominózus mondat szerint a szonda gyenge rádiójelét csak 70 méter átmérőjű rádióteleszkópok észlelhetik, és ilyenből csak három van a Földön. Az eredeti szövegben természetesen jól szerepel, hogy a Deep Space Network antennái között a legnagyobb átmérőjűek 70 méteresek és ebből tényleg csak három van. A DSN elsődleges feladata az űrmissziók rádiókommunikációjának biztosítása. De például anno a HALCA műhold követőállomásai is DSN antennák voltak, tehát ilyen áttételes módon rádiócsillagászati megfigyelésekben is résztvettek. A DSN 50 éves születésnapja alkalmából az urvilag.hu-n jelent meg egy érdekes összefoglaló a hálózat működéséről, feljődéséről.

Azonban vannak természetesen egyéb más rádióantennák is a Földön, amelyek nem űrkutatási és komminkációs célokat szolgálnak, hanem elsősorban csillagászati megfigyeléseket végeznek. Talán nem kis mértékben Carl Sagannak (illetve Kapcsolat című sci-fije sikeres hollywoodi feldolgozásának) köszönhetően a csillagászat iránt kicsit érdeklődő nagyközönség számára talán elég ismertté vált a világ legnagyobb, nem mozgatható rádióantennája, az areciboi, amely 305 méter átmérőjű. Egy természetes kráterben helyezkedik el.

A puerto ricoi Arecibo antenna (National Science Foundations)

A legnagyobb mozgatható antennák a green banki és az effelsbergi 100 méteres tányérok az Amerikai Egyesült Államokban és Németországban találhatóak. (A green banki egy kicsit nagyobb.) A németországi az európai VLBI hálózat (EVN) legérzékenyebb tagja.

A Robert C. Byrd Green Bank rádióteleszkóp (NRAO)

Jodrell Bankben (Nagy-Britanniában) működik a 74 méteres Lovell teleszkóp, amely szintén résztvesz EVN mérésekben és a eMERLIN hálózatnak is tagja (ahogy már egy korábbi bejegyzésemben bemutattam itt a blogon).

Lovell teleszkóp (Telegraph)

Szintén a fentebb említett bejegyzésben írtam a Kínában épülő rekord-döntő antennáról, a Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope-ról (FAST). Ez nevéhez hűen 500 méter átmérőjű lesz, lepipálva Arecibot.

Nyárindító konferencia Riminiben

Május végén rendezték meg Riminiben az ötödik CSS/GPS konferenciát. A rövidítések a Compact Steep Spectrum és GHz Peaked Spectrum kifejezéseket takarják. Rádiósugárzó AGN-ek (rádió) spektrumát különböző kitevőjű hatványfüggvényekkel írhatjuk le. A CSS és GPS források esetén a spektrum konvex, csúcsa a CSS forrásoknál 100 MHz környékén, GPS forrásoknál 1 GHz környékén van.

Példa GPS források spektrumára, Bicknell, Dopita, O'Dea 1997, ApJ 485, 112

A rádiósugárzó régió meglehetősen kompakt: CSS-nél 20 kpc-nél, GPS-nél 1 kpc-nél kisebb térrészből származik. Ezek a források valószínűleg nagyon fiatal rádió AGN-ek, amelyekben a jeteknek még nem volt ideje messzire eltávolodni a központi energiaforrástól. Tehát hatalmas rádiógalaxisok kicsiny verziói lehetnek. Egy másik elmélet szerint ezekben a forrásokban a jetek a különösen sűrű csillagközi anyagban próbálnak utat fúrni maguknak. Ez utóbbi elméletet azonban az eddigi megfigyelések nem támasztják alá, mert ezekben a forrásokban a csillagközi anyag annyira mégsem sűrű, hogy a jetek áthaladását teljes mértékben megakadályozza. Egyelőre tehát úgy tűnik (és az előadásokon hallottak is azt támasztják alá), hogy a CSS/GPS - a és még egzotikusabb HFP, high-frequency peaker - források a rádiósugárzó AGN-ek egy relatíve rövid, korai evolúciós szakaszát képviselik, amikor éppen csak beindultak a jetjeik.

Természetesen a konferencián azért nagyrészt kiderült az is, hogy ez az egyszerű kép nem minden esetben, nem minden forrásra alkalmazható. Például számos esetben a megfigyelések azt támasztják alá, hogy ez már nem az első aktivitási fázis a forrás életében, tehát nem minden esetben beszélhetünk fiatal forrásokról. A fentebb említett a sűrű csillagközi anyagot feltételező magyarázat nem állja meg ugyan a helyét, de mégis sok forrásnál kiderült, hogy igenis jelentős interakció, visszacsatolás (feedback) figyelhető meg a jet és a környezete között. Nagyon érdekesek voltak Wagner Alexander (Tsukuba Egyetem) szimulációi, amelyben különböző (kisebb-nagyobb felhőkkel jobban illetve kevésbé jobban kitöltött) közegben próbál áthaladni a jet:

 

 Relativisztikus jet áthaladása sima csillagközi anyagon a galaktikus dudorban. (A. Y. Wagner)

Relativisztikus jet áthaladása nem homogén, csomós csillagközi anyagon. (A. Y. Wagner)

A konferenciát egyébként egy elegáns tengerparti hotelben rendezték. Az első napot leszámítva (amikor végig esett), gyönyörű napsütéses idő volt, bár tengerben való fürdőzéses azért még hűvös volt az idő. (A szállodák kihasználtságán is látszott, hogy előszezon van még). Az étkezésekre nem lehetett panaszunk, de az internetkapcsolat eléggé döcögött. Továbbra is úgy tűnik, hogy minél magasabb vevőkörbe pozicionálja magát egy szálloda, annál kevésbé törődik a netkapcsolat biztosításával.

Csobbanunk?

A hónap elején jelent meg egy sajtóközlemény a Sky and Telescope oldalán, a (jelenleg is fejlesztés alatt álló) Event Horizon Telescope egyik első méréseit bemutató cikkről. Az EHT projektet már bemutattam itt a blogon. A fenti cikkben ismertett mérésben csak három antennát használtak a rendszerből, a kaliforniai, arizonai és hawaii műszereket. Ugyan az EHT legfontosabb, elsődleges célpontja a Tejútrendszerünk közepén található szupernagy tömegű fekete lyuk (hiszen ezt tudjuk a lehető legjobb felbontással tanulmányozni), a második legtöbbet ígérő célforrást, a közeli M87 aktív galaxismagot vizsgálták meg a cikk szerzői.

M87 (Biretta et al. Hubble Heritage Team)

Az M87-ben található fekete lyuk pár milliárd naptömegű (összehasonlításképp a Tejútrendszerünkben lévő alig két és fél millió naptömegű), és környezetéből anyagot fog be - ahogy egy AGN-től ez el is várható. A cikk szerzői azt vizsgálták, hogy vajon helyes-e ez az elképzelés, ténylegesen fekete lyukra hull az anyag. Ha valami normális, valódi felszínnel rendelkező égitestre zuhanna ez a behulló anyagmennyiség, akkor valamilyen csobbanást (splash) kellene tapasztalni, (a súrlódás miatt az egyébként is fényes anyag még jobban) felfényesedne becsapódáskor. Viszont ha egy fekete lyukra hullik az anyag, annak nincsen klasszikus értelmeben vett felszíne, a behulló anyag az eseményhorizonton belül eltűnik (hiszen onnan már a fény sem képes kiszökni).

Először tehát kiszámolták mennyi anyag hullik a központi obejktumra, majd pedig, hogy ez alapján milyen kisugárzott teljesítményre számítanak, ha ez becsapódik egy felszínnel rendelkező (hétköznapi) égitestre. A mérések azt mutatták, hogy legalább egy nagyságrenddel halványabb a központi sugárforrás, mint amilyen akkor lenne, ha az anyag egy felszínnel rendelkező objektumba csapódna bele. Tehát habár ez nem százszázalékos bizonyíték arra, hogy egy esemény horizont mögött tűnik el a behulló anyag, de mindenképpen újabb fontos érv amellett, hogy az aktív galaxismagok központi energiaforrása egy szupernagy tömegű fekete lyuk.

Szoros kettős?

Március elején jelent meg a preprint szerveren egy cikk, amelynek szerzői egy feltételezett kettős szupernagy tömegű fekete lyukat tartalmazó aktív galaxis magról írnak. A forrást a Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) Medium Deep Survey program keretében fedezték fel. A Pan-STARRS1 a Hawaiion, a Haleakala hegyen található 1,8 méteres teleszkóppal végez nagy látószögű (7 négyzetfokos) égboltfelméréseket.

Haleakala Obszervatórium (www.ifa.hawaii.edu/haleakalanew/observatories.shtml)

A Medium Deep Survey keretében 10 egyenként 8 négyzetfokos égterületet vizsgálnak több epochában, 5 színszűrővel. A célforrások közé tartoznak például a folyamatosan változó fényességű kvazárok. Ezek közül kerestek olyanokat a szerzők, amelyek periodikus fényességváltozást mutatnak és így találtak rá a fenti cikkben tárgyalt forrásra.

A Pan-STARRS1 fénygörbék alapján egy nagyjából 540 napos periódust azonosítottak. Korábbi (8.5 évvel ezelőtti) mérések is alátámasztják ezt a változékonyságot. A megfigyelt periódust (illetve annak vöröseltolódással korrigált értékét) a szerzők a keringési periódussal azonosították. A központi gravitáló tömegre, amely közel 10¹⁰ naptömegnek adódott, a háromszorosan ionizált szén vonal szélességéből következtettek. Ebből pedig már meg is lehet határozni a kettős szeparációját, ami 7 Schwarzschild sugár, azaz nagyjából 6 ezred parszek. Ez egy olyan kicsi távolság (legalábbis csillagászati értelemben nézve), hogy Naprendszerbeli távolságokkal is összevethető. A 6 ezred parszek nagyjából 1240 CsE, a Naprendszerben a Kuiper-öv nagyjából 50 CsE-ig húzódik, az Oort-felhő viszont 5000 CsE-nél kezdődik. Tehát a két feltételezett szupernagytömegű fekete lyuk (jóval) közelebb van egymáshoz, mint a Nap és az Oort-felhő belső határa!

A szerzők szerint a kettős összeolvadása tehát a nem is olyan távoli jövőben várható. Az ilyenkor várható gravitációs hullámokat elvileg az úgynevezett Pulsar Timing Array (PTA) mérési technikával lehet kimutatni. (A PTA-k alapja, hogy a pulzárok nagyon pontos periodikus jeleinek eltéréseiből következtetnek a gravitációs hullámok hatására a téridő szerkezetében bekövetkező változásokra.) Emellett elméleti modellek a rendszer, különböző hullámhosszakon megfigyelhető, fényességváltozásait is előrevetítik. Ebből a legkézenfekvőbb az optikai tartományban kimért periódus csökkenése, hiszen ha ez tényleg a kettős pályaperiódusának feleltethető meg, akkor ahogy közelednek a fekete lyukak egymáshoz, ez is egyre rövidebb lesz.

Sanghaji képek

Januárban két hetet töltöttünk kollégámmal Shanghajban. A Shanghaji Csillagászati Intézetbe jártunk be dolgozni (Shanghai Astronomical Observatory, SHAO), ami egy 19 emeletes toronyház a volt francia koncessziós területen (értelemszerűen a megfigyelni innen csak a szomszédos toronyházakat lehet).

Ezt a képet mondjuk pont a nem igazán toronyházas irányba készítettem a tizedik emeleti irodánk ablakából. De készült azért olyan kép is:

Itt a kék-sárga épület egy szálloda, első alkalommal ott laktam. Most sem volt a szállásunk sokkal messzebb, kellemes séta-távolságra. Így nem kellett ingáznunk, mint a helyieknek; a metrózás a reggeli csúcsforgalomban eléggé megterhelő.

Az irodán vendéglátónkkal és egy doktoranduszával osztoztunk és szerencsénkre épp pár napja érkeztek új bútorok, illetve ottlétünk alatt futottak be az új székek. Szóval nem volt okunk panaszra. Sikerült hasznosan tölteni az időt, két témában is már cikk-előkészítésig jutottunk.

Utolsó nap, bucsúebéd is volt, egy ujgur étteremben:

Nagyon finom volt, de szerencsére hétköznap az üzemi konyhán fogyasztott ebéd sokkal több zöldséget tartalmazott és egészségesebb volt.

BÚÉK!

A 2014-es évvel véget ért a TÁMOP-os Magyary posztdoktori ösztöndíjam, amelynek keretében ezt a blogot vezettem. De mégsem szeretném abbahagyni a blogot, hiszen még az is előfordulhat az ember életében, hogy nyer valami újabb pályázaton és ott is jó néven veszik ha ilyesmivel (is) foglalkozik :) Emellett persze egyéb nagyon hasznos hozadékai is vannak. Például amikor az év végén záróbeszámolót kell írni, ha rendesen vezet blogot (vezetett volna, khmm), akkor könnyebb visszaemlékezni, visszakövetni, hogy pontosan mikor, merre, miért járt, milyen konferencián vett részt, milyen kutatását mutatta be, stb. De persze az sem elhanyagolható előny, hogy az ember pár érdekes új felfedezést alaposabban körbejár hiszen csak úgy tud róla kerek egész bejegyzést írni :)

Mi várható a következő évben? Persze az ember ilyenkor tele van tervekkel, de már az is árulkodó lehet, hogy január közepén születik meg a BÚÉK-os poszt. Mindenesetre próbálok sűrűbben jelentkezni. Ami most persze egyből nem fog sikerülni, mert két hétre Kínába utazom, ahol a Nagy Tűzfal miatt nem valószínű, hogy el fogok tudni majd érni bármilyen google-s szolgáltatást. Remélhetőleg a hazatérés után hamarosan egy (szakmai) élménybeszámolót sikerül majd kiraknom. Sanghajban az ottani csillagászati intézetet (Shanghai Astronomical Observatory, SHAO) látogatjuk meg kollégámmal. A kiutazás része egy több éve futó nagyon eredményes kínai-magyar kollaborációnak. Én már harmadszor látogatok el ide. Az egyik terv az, hogy egy a kínai kollégánk által kezdeményezett, már az amerikai VLBI hálózattal (a VLBA-val) leészlelt adatokat publikáció képes állapotba hozzuk. Ha az ember külföldön van és végre személyesen találkozik azzal akivel az év előző pár hónapjában csak emailen tudta tartani a kapcsolatot, akkor a lehető legjobban próbálja kihasználni az időt és végre csak arra a bizonyos projektre fókuszálni. A vendéglátó meg hivatkozhat arra, amikor mindenféle egyéb dolgokkal akarják terhelni, hogy neki most muszáj a külföldi kollégákkal foglalkoznia :)

Március elején Budapesten fog ülésezni az EVN Program Committee, ahol eldöntik, hogy a beadott távcsőidő-kérelmek közül, melyiket fogják leészlelni. Ez egy egész napos ülés, hossza attól függ, hogy mennyire sok kérelem érkezett be és mennyire egyezik, különbözik a bírálók véleménye. Nekem mint lehetséges kérelem írónak sokkal fontosabb, hogy február elsejéig kell beadni pályázatokat. Szóval ezzel is lehet majd Sanghajban foglalkozni.

Tavaszra már kinéztünk pár érdekes konferenciát és tavalyi évhez hasonlóan, idén is el kellene menni Hollandiába, EVN adatokat feldolgozni. A Bolyai ösztöndíj pályázatot is tavasszal szokták kiírni. Ha minden igaz megint lesznek e-MERLIN mérések is, amik feldolgozásához Manchesterbe kell majd utazni. Természetesen biztos lesz jó sok, érdekes új felfedezés az aktív galaxismagokról is.

De mielőtt elindulnék, le kell adni a Magyary ösztöndíj záróbeszámolóját (szerencsére már kész), az év végi munkahelyi beszámolómat és az októberi szardíniai EVN konferencia kiadványába beküldeni egy cikket, az egyik ott bemutatott poszterről.