Ha úgy néz ki mint egy AGN, úgy megy mint egy AGN, úgy gágog, mint egy AGN, akkor az valószínűleg AGN

Már többször írtam a blogban kettős AGN-ekről; árulkodó, hogy amikor ezzel a témával kapcsolatos megfigyelési cikkről írok, a címben mindig kérdőjel található :) Ez is mutatja, mennyire nehéz találni, illetve egyértelműen azonosítani kettős AGN-eket. Néha viszont (csillagászati) tündérmesébe illő felfedezésekre is sor kerül. Ez történt az NGC 5252 jelű galaxis esetében is.

Az NGC 5252 egy nagyjából tipikus Seyfert galaxis, amiben egy ultra-fényes röntgen forrást (ultra-luminous X-ray, ULX) találtak, nagyjából 10 kpc-re a galaxis centrumától. Az ULX források rejtélyes objektumok (ebben a bejegyzésben már megemlítettem őket), jelenlegi feltételezések szerint más galaxisokban lévő röntgenkettősök (X-ray binary) lehetnek. A röntgenkettősök olyan rendszerek, ahol egy csillag (a donor) tömeget ad át egy kompakt objektumnak. A röntgensugárzás a behulló anyag alkotta akkréciós korongból származik, a kompakt objektum pedig lehet neutroncsillag, vagy fekete lyuk is. Ezek a fekete lyukak csillagtömegűek, és számos esetben a rádiótartományban megfigyelhető a jetjük is. Sokszor a kvazárok kistestvéreként tekintenek rájuk - innen származik a mikrokvazár elnevezés. (Azonban nem szabad elfelejteni, hogy habár rengeteg próbálkozás történt és történik ez irányban, egyelőre nem sikerült megnyugtatóan megmutatni, hogy a mikrokvazárok összes megfigyelt jelensége egyszerű térbeli es időbeli skálázással lefordítható a kvazárokban tapasztaltakra.) Egy szó mint száz, az ULX-ek extrém röntgenfényessét magyarázandó felvetődött annak lehetősége is, hogy ezek olyan röntgen kettősök lehetnek, amelyben a csillagtömegűnél nagyobb, közepes tömegű (több száz, ezer, vagy akár tízezer naptömegű) fekete lyukak találhatók.

Visszatérve az NGC 5252-re, egy kutatócsapat megvizsgálta az európai VLBI hálózattal (EVN) a benne található feltételezett ULX forrást, és meglepő módon azt találta, hogy fényesebb és kompaktabb, mint a más rádiótartományban detektált ULX-ek. (Sajnos ezekből még kevesebb van mint ULX-ből, pedig abból sincs sok). Összegereblyézve az összes fellelhető adatot a forrásról kiderült, hogy minden  vizsgált hullámhossztartományban jobban hasonlít egy alacsony luminozitású AGN-re, mint egy ULX-re. Emellett a csoportnak sikerült rádiótartományban detektálni a központi AGN-t is a galaxisban. Így tehát úgy tűnik, hogy az NGC 5252 egyike azon kevés galaxisnak, amiben két rádió-sugárzó AGN található, nagyjából 10 kpc-re egymástól. Az eredményeket bemutató cikk a Monthly Notices of the Royal Academy of Sciences - Letters folyóiratban jelenik meg.

Balra az EVN-nel készült rádiótérképek, jobbra a Chandra műhold röntgen képe az NGC 5252 központi AGN-ről (alul) és az ULX forrásról (felül) Yang és munkatársai cikkéből.

A múlt héten résztvettem egy a fekete lyukak asztrofizikájáról szóló IAU Szimpóziumon, Ljubljanában. Ott szerepelt egy poszter erről a forrásról, a szerzők optikai tartományban felvett színkép alapján szintén arra a következtetésre jutnak, hogy az ULX egy, nem a galaxis központjában elhelyezkedő AGN lehet. A referencia lista alapján úgy tűnik, a szerző (Minjin Kim) még nem látta a fent bemutatott cikket. (Sajnos a poszter tulajdonosával nem sikerült összefutnom.)

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.

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.

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. 

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. 

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.

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.

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.

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.