Aktív galaxismagok vizsgálata űreszközökkel
(Rovat: Távoli világok kutatói, Hazai kutatóhelyek és űripar - 2010.07.21 14:00.)

A Brémában most zajló űrkutatási kongresszuson szóba került a nagyenergiás asztrofizika és a lehető legnagyobb felbontást nyújtó rádió-interferometria (űr-VLBI) is.

A COSPAR kongresszuson a témával foglalkozó szimpózium címe – Time Variability at High Energies: a Probe of AGN Physics (including VLBI), magyarul: időbeli változások nagy energiákon: az aktív galaxismagok fizikájának tesztje (beleértve a VLBI-t) – első olvasásra furcsának tűnhet. Hiszen egyrészt a legnagyobb energiájú elektromágneses tartományokban (a gamma- és röntgentartományban) végzett mérésekről van szó. Másrészt rádiómérésektől, amelyek épp hogy a spektrum legalacsonyabb energiájú tartományában készülnek. Ami a két dolgot összeköti, azok maguk a célpontok, az aktív galaxismagok. Ugyanis mind az erős rádiósugárzás, mind a röntgen- és gamma-sugárzás jellemzően a központi szupernagy tömegű fekete lyuk környezetéből, egymással kapcsolatban álló, nagy energiákat „megmozgató” fizikai folyamatok következtében érkezik hozzánk.

A gamma-tartományban az amerikai Fermi űrtávcső immár több mint egy éve végzi égboltfelmérését, és szolgáltat egyre több és több adatot például az aktív galaxismagokról. Ezek jelentős része változónak bizonyul ebben a tartományban (is). Izgalmas idők ezek, hiszen a csillagászok számára jelenleg még nem teljesen világos: pontosan hol, és hogyan keletkeznek a nagyenergiájú gamma-sugarak ezekben az égi objektumokban. A versengő elképzelések közti döntés még biztosan néhány évig várat magára, s érvként fel fognak használni hozzá más méréseket is, nem utolsó sorban a rádiótartományból.

Az aktív galaxismagok (kvazárok) feltérképezésére a nagyon hosszú bázisvonalú rádió-interferometria (VLBI) technikája alkalmazható. Ennek alapelve, hogy egyszerre több antennával, egy egész hálózattal végzik a megfigyeléseket. Az adatokat kombinálva egy akkora rádiótávcsövet lehet „előállítani”, amekkora az egyes antennák közti távolság (az úgynevezett bázisvonal) legnagyobb hossza. A nagyobb átmérőjű távcső egyben finomabb képalkotást (szögfelbontást) eredményez. Az űr-VLBI ennek a földi hálózatnak a kiterjesztése, egy műholdon elhelyezett rádióteleszkóp bevonása a hálózatba, a még jobb szögfelbontás érdekében. A VLBI (és űr-VLBI) módszerével „beláthatunk” az aktív galaxismagok akár néhány fényéves kiterjedésű belső tartományaiba is. A gamma- és röntgenfelfényléseknek megfeleltethető új rádiósugárzó komponensek detektálása, esetleges mozgásuk követése kulcsot adhat a jelenségek megértéséhez.

A jelenleg készülő űr-VLBI műholdakkal kapcsolatban megtudhattuk, hogy az orosz RadioAstron felbocsátása most 2010 végére (de valószínűleg inkább 2011-re) várható. Rosszabb hírek érkeztek Japánból, ahol a második generációs ASTRO-G mesterséges hold készül. Startját eredetileg 2012-2013-ra ígérték, ami az építés közben felmerült technikai gondok miatt akár 2016-ig is csúszhat... Az űreszközzel kapcsolatban ugyanis számos teljesen újszerű problémát kell megoldani. Ezek egyike, hogy a Föld körüli pályán kinyitandó, 9 méterest is meghaladó átmérőjű antenna felülete kb. fél milliméternél (!) is nagyobb pontossággal közelítse meg a paraboloid felületet. Ez elengedhetetlen ahhoz, hogy a műholddal a 43 GHz-es frekvenciasávban is tudjanak méréseket végezni. Mint nemrég a tesztfolyamat egyik állomásán kiderült, a megálmodott antennaszerkezet nem tudja teljesíteni az elvárásokat, ezért bizonyos elemeit át kell tervezni.

Az ASTRO-G-vel végzendő érzékeny, nagyfrekvenciás interferométeres méréseknek más feltételei is lesznek. Egy ilyennel foglalkozott a szimpóziumon bemutatott egyik magyar poszter. Geréb Katinka, az ELTE-n frissen végzett csillagász azt vizsgálta, hogy hogyan lehetne növelni a rendelkezésre álló fényes, kompakt rádióforrások számát. Az ún. fázisviszonyításos módszer lényege, hogy a halványabb aktív galaxismagok sikeres méréseihez a megfigyelni kívánt objektum közelében (tőle legfeljebb néhány fokos szögtávolságban az égbolton) egy fényeset is meg kell figyelünk. A két célpont közt a légköri koherenciaidőn belül ide-oda váltogatva a rádióteleszkópjainkkal, a fényes égitest segítségével meghatározott korrekciókat a halványra is alkalmazhatjuk. Minél sűrűbben fedik le az eget a lehetséges kalibrátorok, annál nagyobb az esélye, hogy célpontunk közelében találunk egy megfelelőt. A bemutatott új módszer segítségével mintegy 25%-kal lehetne növelni a jelenleg ismert kalibrátor kvazárok számát. A felhasznált adatok pedig a mikrohullámú háttérsugárzást kutató amerikai WMAP űrszonda pontforrás-katalógusából származnak. Ott ezeket az előtér-rádióforrásokat igyekeznek minél jobban „eltüntetni”, hatásukat a mérésekből levonni, hogy előbukkanjon a vizsgálandó elsődleges célpont, a háttérsugárzás egyenetlenségeinek mintázata. A WMAP (és rövidesen az európai Planck) pontforrás-katalógusa ugyanakkor értékes, a teljes égboltra kiterjedő, homogén felmérés, amit az aktív galaxismagok kutatói is jól használhatnak.