A DES J014132.4–542749.9 név első látásra nem sokat mond. Ezért először eláruljuk, hogy miről van szó és miért érdekes ez az égi objektum. Utána nemcsak azt mutatjuk be, hogy milyen eredményt hoztak nagy felbontású rádióinterferométeres megfigyeléseink, hanem bepillantást engedünk az ilyen mérések megszervezésének, megtervezésének és végrehajtásának a kulisszatitkaiba is.
Kvazár a déli égbolton
Nos, mit is takar a DES J014132.4–542749.9 elnevezés? Kezdésként a három betű a Dark Energy Survey nevű nagyszabású égboltfelmérés rövidítése. Ez az a felmérés, amelyben elsőként a nyomára bukkantak ennek a később – más hullámsávokban gyűjtött információ alapján – különlegesnek bizonyult objektumnak, egy aktív galaxismagnak.
A DES utáni számok a csillagászatban legelterjedtebben használt koordináta-rendszerben, az ún. második egyenlítői koordináta-rendszerben az objektum rektaszcenziójának és a deklinációjának az értékét tartalmazzák. Ezek valójában hosszúság és szélesség jellegű koordináták az éggömbön. A rektaszcenziót hagyományosan óra-perc-másodperc, a deklinációt fok-ívperc-ívmásodperc egységekben adjuk meg. (A figyelmes olvasónak még feltűnhet egy J betű is a rektaszcenzió számértéke előtt. Ez arra utal, hogy megegyezés szerint a rektaszcenzió számításának kezdőpontját, a tavaszpontot – vagyis az égi egyenlítő és az ekliptika metszéspontját – a 2000. január 1-jén elfoglalt helye alapján vesszük figyelembe. Mivel a Föld forgástengelye lassú precessziós mozgást végez, a tavaszpont helyzete kicsit változik az idővel. Ezért van jelentősége rögzíteni, hogy milyen időpontot veszünk alapul.)
Felvetődhet az olvasóban a kérdés: miért használják a csillagászok ezeket a telefonszámra emlékeztető, unalmas elnevezéseket? Egyrészt olyan sok égi objektum van, hogy reménytelen volna mindegyiknek hangzatos nevet adni és arra emlékezni. Másrészt az avatott szem számára a név mindjárt el is helyezi az égen, hogy hol kell keresnünk az adott kvazárt. A mi esetünkben például mélyen „lent” a déli féltekén, hiszen deklinációja – vagyis az égi egyenlítőtől mért szögtávolsága – közel mínusz 54 és fél fok. Hogy mégse kelljen ilyen hosszú és nehezen kiolvasható neveket „cipelni”, szokás ezeket lerövidíteni. A továbbiakban így itt is a J0114–5427 kvazárról lesz szó.
Fényes rádióban, halvány röntgenben: mi az?
Azt, hogy a J0114–5427 egy különleges aktív galaxismag, 2019-ben egy olasz vezetésű kutatócsoport ismerte fel. A kvazár színképvonalainak a vöröseltolódás-értéke 5, vagyis meglehetősen nagy. A Világegyetem általános tágulása miatt minden távolság, így az elektromágneses sugárzás hullámhossza is növekszik. Az 5-ös vöröseltolódás annyit jelent, hogy a kvazárból indult, most a távcsöveinkkel felfogott sugárzás hullámhossz-növekedése épp ötszöröse az eredeti értéknek, vagyis a megfigyelő rendszerében mért hullámhossz hatszor akkora, mint amekkora a kvazárral együtt mozgó rendszerben, a sugárzás kibocsátása idején volt. A jelenleg elfogadott kozmológiai modellünk szerint ez annyit tesz, hogy a majdnem 14 milliárd éves Világegyetem történetében nem kevesebb mint kb. 12 milliárd évvel ezelőttre pillanthatunk vissza, amikor ezt a távoli kvazárt vizsgáljuk.
Még ma sem túlságosan sok olyan kvazárt ismerünk, amelyekről tudjuk, hogy az ennyire távoli múltban léteztek. Különlegességnek tehát már ennyi is elég volna. Ráadásul a J0114–5427 egy még ritkább csoportba, az erős rádiósugárzók közé tartozik. A kvazárok hatalmas teljesítményüket annak köszönhetik, hogy egy galaxis centrumában található szupernagy – akár több millárdnyi naptömegűre hízott – fekete lyuk anyagot fog be a közvetlen környezetéből. A rádiósugárzó kvazárok esetében ennek az anyagnak egy része a fényéhez közeli sebességre gyorsítva kirepül, elhagyja a rendszert. Az erős mágneses térben kifelé spirálozó töltött részecskék ún. szinkrotronsugárzást bocsátanak ki, ezt detektálhatjuk a rádiótávcsöveinkkel.
Ennyire távoli rádiókvazárból aztán tényleg nagyon kevés ismert. Jelentős részük olyan, hogy a két átellenes irányba kiinduló plazmanyalábjaik egyike véletlenül épp a látóirányunk közelébe mutat. (A másik értelemszerűen nem felénk, hanem az ellentétes irányba.) Ezeket szokás blazároknak nevezni (az elsőként felfedezett ilyen objektumról, amelyet tévesen változócsillagként azonosítottak, és BL Lacertae jelölést kapott). Érthető, hogy ilyenekből ismerünk többet, hiszen a sugárzásuk a relativisztikus nyalábolás jelensége miatt nagyon felerősödik – ez a legjobb módja, ha ilyen hatalmas távolságból is „észre akarja vétetni magát” egy objektum. A több hullámhosszon végzett rádiómérések alapján minden jel arra utalt, hogy a J0114–5427 is egy blazár.
Csakhogy amikor megnézték, milyen fényes röntgentartományban, a kutatók meglepődtek. A kvazár korábban szerencsére véletlenül belekerült az európai XMM-Newton röntgencsillagászati űrtávcső egyik megfigyelésének látómezejébe, és ez alapján úgy tűnt, hogy épp csak a detektálás határán billeg. Pedig a hasonló blazárok esetében általában erős röntgensugárzást várnánk. Persze a röntgenforrás lehet időben változó, ahogy az a blazároknál gyakran meg is figyelhető. Hogy biztosra menjen, a kutatócsoport az amerikai Swift űrtávcsővel is megcélozta a J0114–5427-et, de ugyanarra a következtetésre jutottak: ez egy nagyságrenddel gyengébb röntgenforrás ahhoz képest, amit egy relativisztikus plazmanyalábot kibocsátó intenzív rádióforrástól várnánk. Azt is kiderítették, hogy a központi fekete lyuk „csak” néhány százmillió naptömegnyi lehet ebben az aktív galaxismagban.
Blazár vagy nem blazár?
A végső bizonyítékot, hogy tényleg egy blazárról van-e szó, a legnagyobb felbontásra képes interferométeres rádiócsillagászati mérési technika, a VLBI (very long baseline interferometry) szolgáltathatja. Ez közvetlenül igazolhatja, hogy a kvazár rádiósugárzása valóban a felénk mutató nyaláb legbelső, akár néhány tucat fényévnyi kiterjedésű részéből érkezik hozzánk. Rendszeres olvasóinknak talán már nem is kell bemutatnunk a VLBI-t, így rövid emlékeztetőül álljon itt csak annyi, hogy rádiótávcsövek kiterjedt, összehangoltan működő hálózatáról van szó. Az egymástól akár sok ezer km távolságban működő, de egy időben ugyanazt a célpontot figyelő teleszkópokkal a felbontás szempontjából egy olyan nagy képzeletbeli rádiótávcsövet állíthatunk elő, mint az egyedi antennák közötti távolságok (az ún. bázisvonalak) leghosszabbika.
A két legismertebb VLBI hálózat, az amerikai VLBA (Very Long Baseline Array), valamint az európai, ázsiai és dél-afrikai antennákat használó EVN (European VLBI Network) jellemzően az északi féltekén telepített obszervatóriumokkal működik. Így a déli égboltot csak korlátozott mértékben, legfeljebb nagyjából –40 fok deklinációig képesek megfigyelni. Szerencsére azonban Ausztráliában is végeznek VLBI méréseket, sőt az ottani Long Baseline Array (LBA) pályázati alapon ugyancsak hozzáférhető a világ csillagászai számára.
A Gabányi Krisztina (ELTE Csillagászati Tanszék) vezette kutatócsoport elhatározta, hogy utánajár a J0114–5427 ügyének. Magyarországon nem épült rádiótávcső, de még ha lenne is ilyen eszközünk, a VLBI-mérésekhez nagy kiterjedésű, globális hálózatok szükségesek. Így ilyenkor nincs más lehetőség, mint távcsőidőért folyamodni egy nagy hálózathoz. Erre évente általában két-három alkalommal nyílik lehetőség. A pályázatban néhány oldalon meggyőzően össze kell foglalni a megválaszolandó tudományos kérdést, és kiszámítani, hogy mely antennákkal milyen paraméterek mellett és milyen hosszú ideig kellene mérni. Ha a problémát a szakmai bírálók érdekesnek, a méréseket pedig kivitelezhetőnek tartják, akkor odaítélhetik a mérés lehetőségét. A technika azonban összetett, a hálózatok leterheltek, így a tényleges mérésekre általában hosszú hónapokig, akár évekig is várni kell. Ha végre eljön az idő, akkor maguknak a kutatóknak kell előkészíteniük a részletes megfigyelési terveket, amelyek alapján a rendelkezésre bocsátott időben az összes rádiótávcsövet üzemeltetik majd.
Ha a mérések rendben lezajlottak, akkor az antennáknál mért és rögzített adatokból – általában utólag – egy központi számítógépen állítják elő az interferenciát. Ez a központ az ún. korrelátor, ahonnan a nyers interferométeres adatokat végül a javaslatot benyújtó kutatócsoport kapja meg. Persze a korrelációra is kell várni, sokszor akár annyit is, mint magukra a mérésekre. Ha ez is megtörtént, utána általában egy évük van a kutatóknak arra, hogy az adatokat feldolgozzák, értelmezzék és megírják belőle a szakmai publikációt. Ez idő után a nyers adatok egy nyilvános adatbázisba kerülnek, ahonnan elvileg bárki megszerezheti azokat, hogy dolgozzon velük.
Szerencsés mellélövés
A J0114–5427 nagy felbontású rádiótérképezését célzó javaslat 2019 decemberében készült el. Magukat a méréseket 2000 júniusában (1,7 GHz frekvencián) és júliusában (8,5 GHz frekvencián) hajtották végre. Nem csak Ausztrália, de a Dél-afrikai Köztársaság és Új-Zéland területéről is vettek részt benne rádióantennák, a –50 fok alatti deklinációnál a lehető leghosszabb elérhető bázisvonalakat, vagyis a legfinomabb felbontást garantálva. A korrelálás 2021 elejére készült el, utána megkezdődött az adatfeldolgozás, a szakcikk anyaga pedig 2022-ben állt össze. Mire a kézirat átfutott a szakmai bírálatokon és ténylegesen napvilágot látott egy folyóiratban – méghozzá az Ausztrál Csillagászati Társaság közleményei között –, addigra 2023. január lett.
Talán mehetett volna kicsit gyorsabban is a dolog, de a saját életünket nehezítettük megy egy véletlen melléfogással. Mint korábban már említettük, a VLBI hálózat rádiótávcsöveinek irányítását végző parancsokat végső soron a megfigyelési időt elnyert kutatóknak kell elkészíteniük és a hálózat rendelkezésére bocsátaniuk. Csak egyetlen apró hiba, egy elírás történt, amikor a kvazár koordinátái helytelenül kerültek bele a fájlokba. Ennek „köszönhetően” a teleszkópok deklinációs irányban mindössze 4 ívmásodperccel arrébb néztek, vagyis kicsivel a célpont mellé. Bármilyen aprónak is tűnik ez az eltérés, az adott esetben az ívmásodperc ezredrészét megközelítő felbontással dolgozó hálózatok számára ez mégis elég sok! Az alacsonyabb, 1,7 GHz-es frekvencián még nem volt nagy gond, de a 8,5 GHz-es méréseknél a torzítatlan látómező széle vészesen közel esett ahhoz a bizonyos 4 ívmásodperces mellélövéshez… Így aztán nem is volt elegendő az adatok rutinfeldolgozása, hanem mindere kiterjedő alapossággal meg kellett vizsgálni a koordinátaeltérés lehetséges hatásait.
Szerencse a szerencsétlenségben, hogy végül az adatok használhatóknak bizonyultak, az eredmények pedig igazolták, hogy valóban egy kompakt rádiósugárzó aktív galaxismagról, egy blazárról van szó. Érdemes lesz tehát tovább vizsgálni, hogy vajon milyen fizikai folyamat okozza az anomálisan gyenge röntgensugárzását. Ebben a tekintetben még csak a sötétben tapogatózunk. Ha nem is ennyire nagy vöröseltolódásnál, de ismert még két hasonlóan erős rádió-, de gyenge röntgensugárzó aktív galaxismag. Csakhogy rádiótulajdonságaik meglehetősen eltérőek, így nehéz lenne azt állítani, hogy máris közel vagyunk a rejtélyük kulcsához.
Kutatócsoportunknak a távoli aktív galaxismagokkal kapcsolatos vizsgálatait a Nemzeti Kutatási, Fejlesztési és Innovációs Hivatal (OTKA K134213 projekt) támogatja.
Szerző:
Frey Sándor, Tudományos főmunkatárs
CSFK Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet
Kapcsolódó cikkek:
Gabányi K.É. és munkatársai (2023): Very long baseline interferometry observations of the high-redshift blazar candidate J0141–5427. Publications of the Astronomical Society of Australia, Vol. 40, E004 (https://doi.org/10.1017/pasa.2023.2)
Belladitta S. és munkatársai (2019): An extremely X-ray weak blazar at z = 5. Astronomy & Astrophysics, Vol. 629, A68 (https://doi.org/10.1051/0004-6361/201935965)
Kapcsolódó korábbi blogbejegyzések:
Rádiókvazárok az Univerzum hajnalán (2022. november)
Új távolsági rekord a rádiósugárzó kvazároknál (2021. március)
Az egyik legtávolabbi kvazár üzen nekünk a Világegyetem pereméről! (2021. január)