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).

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.

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.