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.

Kettős fekete lyuk, vagy ferde korong a magyarázat a két púpra?

A Sky & Telescope blogján számoltak be pár hete egy feltételezett kettős aktív magot tartalmazó AGN-ről. Az írás Tsai és társai (najó :) Tsai, Jarrett, Stern és munkatársaik) az Astrophysical Journalban most decemberben megjelenő cikkét mutatja be.

A főszereplő, a WISE J233237.05-505643.5 jelű aktív galaxis, amely különleges infravörös színeivel keltette fel a kutatók érdeklődését. Nevéből is látható, hogy ezeket a méréseket a NASA Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) műholdja szolgáltatta. A forrás rádiósugárzó is, ezért rádió interferometriás technikával is megfigyelték. Mivel alacsony deklináción helyezkedik el, csak az ausztrál antenna rendszerrel lehet megfigyelni. A használt ATCA (Australian Telescope Compact Array) hálózat Sydneytől 500 km-re északnyugati irányban található, 6 darab 22 méteres antennából álló rendszer, a legnagyobb elérhető bázisvonal 6 km. (A korábbi bejegyzésemben bemutatott VLBI technikához képest ez egy kompaktabb rendszer. Egyébként az ATCA is részt szokott venni az LBA észleléseiben, mint az interferométerhálózat egyik eleme.) Méréseket 1.5, 5.6 és 9 GHz végeztek. A feltérképezett rádióstruktúra meglehetősen összetettnek bizonyult. A lenti kép a 9 GHz-es mérés alapján készült: kompakt mag (A, a fekete lyukhoz legközelebbi rádiósugárzó komponens), egy kollimált, egyenes jet (B), egy fényes foltban (hot-spot) végződő (E) csavarodó jet (C), és pluszban még egy fura íves (F) és egy rövid egyenes (D) komponens.

Tsai et al., 2013 Apj, 779, 41

A rádió mérések mellett optikai tartományban is megfigyelték a forrást és felvették a színképét is a Chilében található Gemini South teleszkóppal. A széles vonalas tartományból (BLR) származó hidrogénvonal, meglepő módon, kétpúpú formát mutatott. Emellett a széles vonalas tartomány hidrogénvonalai jelentősen kékeltolódottak (a megfigyelő felé mutató sebesség 3800 km/s) a keskeny vonalas tartományból származó hidrogén vonalaihoz képest.

A szerzők két lehetséges magyarázatot mutatnak be. Az egyik, hogy két szupernagy tömegű fekete lyuk helyezkedik el pár parszekes távolságban egymástól, és a hozzájuk tartozó hidrogéngázt zavarja meg a másik fekete lyuk gravitációs tere. Az így kialakuló örvények, vagy spirális mintázatok okozzák a megfigyelt spektrumban látott furcsaságokat. A másik magyarázat szerint a forrásban valamilyen okból az akkréciós korong nem úgy áll, ahogy várjuk - a fekete lyuk spinje (aminek irányában, jelenlegi feltételezéseink szerint, a jetek indulnak ki) nem esik egybe a korong normálisával. Emiatt a korongra ható visszahúzó erő hatására jönnek létre a furcsa asszimetrikus spektrumvonalak. (Hogy mitől alakul ki ilyen geometria az nem tisztázott, de az egyik lehetséges ok, szintén kettős fekete lyukakhoz kötődik: egy korábbi összeolvadási folyamat okozhat hasonlót.)

A két vázolt forgatókönyv között nagyobb felbontású rádiómérésekkel lehetne különbséget tenni és az szerzők megjegyzik, hogy ilyen méréseket már kezdeményeztek. A rendszer mindenképpen érdekes lehet akármelyik magyarázatot támasztják majd alá az új adatok.

Rádióinterferometria

Előző bejegyzésben írtam az interferométeres technika alapjairól és megemlítettem, hogy rádiótartományban ez a megfigyelési technológia jóval egyszerűbben megvalósítható, mint a rövidebb hullámhosszakon, infravörös és optikai tartományban. A rádiótartományban kihasználhatjuk az elektromágneses sugárzás hullám természetét, a mért jeleket feszültséggé alakítva, digitalizálva az intereferenciát a hálózatban résztvevő antennáktól térben és időben is távol hozhatjuk létre. (Ezzel szemben optikai és infravörös tartományban erre csak helyben nyílik lehetőség. Minél messzebbre és bonyolultabb utakon kell utaztatni a fénynyalábokat, annál több fotont veszítünk a különböző optikai elemek, tükrök, félig áteresztő tükrök, stb. használatával.)

Ezen előnyök miatt az első rádióinterferométereket már a negyvenes-ötvenes években megépítették és a számítástechnika rohamos fejlődésével, egyre több és több elemből álló hálózatok épültek. 1974-ben a csillagászati kutatásért adott első fizikai Nobel-díjat Sir Martin Ryle és Anthony Hewish kapta, előbbi az interferométeres technika (apertúra szintézis - azaz több kisebb teleszkóp egy nagy műszerként való működésének) kidolgozásáért, utóbbi a pulzárok felfedezéséért. Ma már számos rádióinterferométer hálózat működik, jópár közülük nyílt rendszerben - azaz bárki adhat be rájuk távcsőidő-kérelmet. 

Mivel rádiótartományban működő hálózatoknál a bázisvonal (két résztvevő elem távolsága) gyarkolatilag bármekkorára növelhető, kialakult a Very Long Baseline Interferometry (VLBI, Nagyon hosszú bázisvonalú interferometria) megfigyelési rendszer. Ilyenkor az antennák akár egymástól távoli földrészeken is elhelyezkedhetnek. A jeleket vagy rögzítik az egyes elemeknél és később egy központi korrelátorban játsszák vissza és hozzák létre az intereferenciát, vagy (főként manapság) az antennák nagy sebességű adatátvitelt biztosító kábellel vannak összekötve egymással és a korrelálás - azaz az intereferencia előállítása - valós időben is lehetséges. 

A legismertebb hálózatok közé tartozik az amerikai VLBA (Very Long Baseline Array, Nagyon hosszú bázisvonalú hálózat), amely tíz egyforma, az Egyesült Államok területén elhelyezkedő antennából áll. Az elérhető leghosszabb bázisvonal 8000 km. Jelenleg anyagi gondokkal küzd, sajnos.

NASA's Goddard Space Flight Center

Az európai hálózat, a European VLBI Network (EVN, Európai VLBI Hálózat) jelenleg közel húsz antennát foglal magába, ezek azonban nem egyformák és különböző nemzeti intézményekhez tartoznak. A rendszer interferométerként évente háromszor, 3-4 hét hosszú időtartamban működik. A hálózat irányítását, működésének szervezését, a korrelálást, stb. a JIVE (Joint Insitute for VLBI in Europe) végzi. Helyileg Hollandiában, Dwingelooban található. Az EVN jelenleg a legérzékenyebb rádióinterferométer hálózat, mivel jópár különösen nagy antenna is a rendszer része, például a 75 méteres Jodrell Bank-i Lovell-teleszkóp, a 100 méteres effelsbergi, vagy a 305 méteres arecibói antenna. (Összehasonlításképpen a VLBA antennái 25 méteresek.)

http://www.evlbi.org/intro/intro.html

Az EVN antennák és VLBA hálózat együttes használatára is lehetőség van, ekkor úgynevezett Global VLBI távcsőidő-kérelmet kell beadni. Az így létrejött rádióinterferométer hálózat centiméteres hullámhosszakon ezredívmásodpercnél is jobb térbeli felbontásra képes. A z=1-es vöröseltolódásnál 1 ezredívmásodperc nagyjából 8 pc-nek (durván 24 fényévnek) felel meg.

A fenti kettő mellett további hálózatok is működnek, például a déli féltekén Ausztráliában a Long Baseline Array (LBA); Távol-Keleten, Japánban a Japanese VLBI Network (JVN, 12 antennával), a koreai KVN (Korean VLBI Network, három 21 méteres antennával, amelyek egyszerre 4 frekvencián is képesek megfigyelést végezni) és a kínai hálózat (Chinese VLBI Network, CVN) 4 antennával. Ez utóbbi egyik feladata a kínai holdprogram támogatása (ma, december 14-én sikeresen leszállt a kínai Hold szonda), de remélhetőleg csillagászati célú megfigyelésekre is egyre több lehetőség nyílik. A kínai hálózat jelenleg is rohamléptekben fejlődik, tavaly adták át az új 65 méteres sanghaji rádióteleszkópot és építik az arecibói tányért is túlszárnyaló, 500 méteres FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) antennát a dél kínai Guizhou tartományban. Remélik, hogy 2016 végén az első tesztészlelések már el is kezdődhetnek a hatalmas tányérral. A három kelet-ázsiai hálózat tervezi egy közös VLBI rendszer működtetését is (East Asian VLBI Network). A konzorcium megalakult, de egyelőre még csak próbamérések folynak.

Egy, a Földön elhelyezkedő VLBI hálózat bázisvonalhosszának (és így felbontásának) értelemszerűen határt szab a Föld mérete. Azonban, ha egy rádió-antennát Föld körüli pályára állítunk, a felbontóképességet tovább tudjuk növelni. Az első dedikált űr-VLBI (Space VLBI) műhold a japán HALCA volt. A széles nemzetközi kollaborációban megvalósuló VLBI Space Observatory Programme (VSOP) keretében az antenna 6 évig (1997 és 2003 között) sikeresen működött, ezalatt közel 780 megfigyelésben vett részt.

2011-ben bocsátották fel az orosz RadioAstron műholdat. Ezt a projektet már 1980-as években kezdték tervezni, de a világpolitikai események (legfőképpen a Szovjetunió szétesése) erősen hátráltatták a program megvalósulását. Mindenestre 2011 végén az első fringe-eket az effelsbergi és 2012 elején az arecibói antennával már sikerült detektálni, és azóta számos sikeres mérést végeztek a Föld átmérőjénél 20-szor nagyobb bázisvonalakon. (Megj.: köszönet Frey Sándornak a pontosításért és a linkért).

A fent felsorolt hosszú bázisvonalú interferométer hálózatok mellett természetesen számos rövidebb bázisvonalakat használó rádióantenna-rendszer is működik, közülük számos nyílt, bárki által szabadon pályázható műszerként. A későbbi bejegyzésekben ezek közül néhányat még biztos be fogok mutatni.