Röviden bemutatjuk a nemzetközi égi vonatkoztatási rendszert (ICRF) és összefoglaljuk, hogy miért

a rádiósugárzó aktív galaxismagok (kvazárok) a legalkalmasabbak a rendszer definiálására. Szólunk

a kvazárok pozíciós stabilitásáról. Megvizsgáljuk, hogy az összefüggésben lehet-e a kvazárok

ezred-ívmásodperces szögskálán, nagyon hosszú bázisvonalú rádió-interferometriás (VLBI) mérésekkel

megfigyelt szerkezetével

Frey, Sándor

Moór, A.

Repository of the Academy's Library

Geomatikai Közlemények XII., 2009 *FÖMI Kozmikus Geodéziai Obszervatóriuma, 1592 Budapest, Pf. 585 és MTA-BME Fizikai Geodézia és Geodinamikai Kutatócsoport, 1521 Budapest, Pf. 91 E-mail: frey@sgo.fomi.hu „PONTÁLLANDÓSÍTÁS” AZ ÉGEN – MILYEN KVAZÁROK ALKALMASAK AZ ÉGI VONATKOZTATÁSI RENDSZER KIJELÖLÉSÉRE? Frey Sándor∗, Moór Attila∗  Defining the celestial reference points – which quasars are the best suited? - We briefly introduce the International Celestial Reference Frame (ICRF) and summarise why the radio-loud active galactic nuclei (quasars) are the most suitable objects for its definition. We discuss the qua-sars’ positional stability and its possible relation to their radio structure imaged with Very Long Baseline Interferometry (VLBI) at the milli-arcsecond angular scale.   Keywords: VLBI, celestial reference system, quasars  Röviden bemutatjuk a nemzetközi égi vonatkoztatási rendszert (ICRF) és összefoglaljuk, hogy miért a rádiósugárzó aktív galaxismagok (kvazárok) a legalkalmasabbak a rendszer definiálására. Szó-lunk a kvazárok pozíciós stabilitásáról. Megvizsgáljuk, hogy az összefüggésben lehet-e a kvazárok ezred-ívmásodperces szögskálán, nagyon hosszú bázisvonalú rádió-interferometriás (VLBI) méré-sekkel megfigyelt szerkezetével. Kulcsszavak: VLBI, égi vonatkoztatási rendszer, kvazárok 1  Bevezetés A nagyon hosszú bázisvonalú rádió-interferometria (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) egy az 1960-as évek második felében eredetileg rádiócsillagászati célra kifejlesztett technika. Működé-sének alapelve, hogy egymástól távol – akár különböző földrészeken – elhelyezett rádióteleszkó-pokkal egyidőben ugyanazt az égi rádióforrást figyelik meg. A távoli égitestekről beérkező rádió-hullámokat detektálják, digitalizálják, mágneses adathordozóra (szalagokra, mágneslemezekre) rögzítik. (A nagy távolságokat csak a legutóbbi években sikerült szélessávú optikai adatátviteli hálózatok segítségével valós időben is áthidalni; a jövőben ennek az ún. e-VLBI technikának a to-vábbi elterjedése várható.) Az interferométer-hálózat egyes elemeinél rögzített adatokat utólag visz-szajátszva egy központi számítógép segítségével állítják elő az interferenciát. A csillagászok így rendkívül nagy szögfelbontással tanulmányozhatják a távoli, kompakt rádiósugárzó égitestek szer-kezetét. A rendszer szögfelbontását ugyanis nem az egyes antennák mérete, hanem a köztük levő távolság határozza meg.  A távoli égitestekről érkező hullámfront más-más időpontban éri el a különböző rádióteleszkó-pokat. Ez a késés függ többek közt az égi rádióforrás irányától, a forgó Föld szilárd kérgén rögzített antennák egymáshoz viszonyított pillanatnyi geometriai helyzetétől, a földi ionoszférában és tropo-szférában bekövetkező, a hullámterjedést befolyásoló jelenségektől, a helyi frekvencia-etalonok (atomórák) paramétereitől. Geodéziai szempontból fontos mérési adat a hálózat különböző bázisvo-nalain (az egyes antennapárokat összekötő szakaszokon) mért időkésés, illetve annak idő szerinti deriváltja (Frey 2007). Geodéziai célú VLBI megfigyelések világszerte rendszeresen, szolgálatsze-rűen folynak. Ezeket jelenleg a Nemzetközi VLBI Szolgálat (International VLBI Service for Geodesy and Astrometry, IVS) koordinálja. A mérések célja például a Föld forgási szögsebességé-nek és a pólusmozgásnak a nyomon követése, az antennák és a kijelölt égi rádióforrások koordinátá-inak meghatározása. Napjainkban a VLBI pozíció- és iránymérések a földfelszínen centiméteresnél, az égen ezred-ívmásodpercesnél (milli-arcsecond, mas) is pontosabbak (Sovers et al. 1998). Fontos kiemelni, hogy a Föld forgásának változásait hosszabb időtávon, nagy pontossággal kizárólag a VLBI technikával tudjuk tanulmányozni. Ennek oka, hogy a VLBI vonatkoztatási rendszerét távoli, fényes aktív galaxismagok (kvazárok) jelölik ki. Ez a rendszer a kvazárok nagy – jellemzően több FREY S , MOÓR A Geomatikai Közlemények XII., 2009 164milliárd fényéves – távolsága, és az ebből adódó elhanyagolható sajátmozgása miatt az inerciarendszer jelenleg ismert legjobb gyakorlati megvalósításának tekinthető. 2  A kvazárok, mint égi vonatkoztatási pontok Az 1960-as évek elején felfedezett kvazárokról (vagyis csillagszerűnek tűnő kompakt rádióforrások-ról) tudjuk, hogy távoli galaxisok magjaiban találhatók. Hatalmas sugárzási teljesítményüket a köz-ponti, nagytömegű (több millió vagy milliárd naptömegnyi) fekete lyukba hulló anyagból nyerik. A fekete lyukba a környezetéből befogott anyag egy része a rendszer forgástengelye mentén relativisz-tikus sebességgel kidobódik. Az így létrejövő anyagsugarakban (jetekben) az erős mágneses térben, közel fénysebességgel mozgó, elektromosan töltött részecskék bocsátják ki az általunk is észlelhető rádiósugárzást. Asztrofizikai szempontból a VLBI megfigyelések jelentősége a kvazárok „működé-sének” megértése, a jetek legbelső szerkezetének és tulajdonságainak vizsgálata. Az égi vonatkoztatási rendszer kijelölése szempontjából a kvazárok ideálisnak tűnnek, a már említett kozmológiai léptékű távolságuk és kis szögméretük miatt. A jelenleg elérhető optikai csil-lagkatalógusok pontosságát meghaladva, a kvazárok által kijelölt nemzetközi égi referencia-rendszer (International Celestial Reference Frame, ICRF) számít 1997 óta a hivatalos fundamentá-lis égi rendszernek (Ma et al. 1998). Az ICRF definícióját bő két évtizedes VLBI megfigyelés-sorozat előzte meg, amelynek eredményeképpen összesen 212 extragalaktikus rádióforrás (kvazár és más típusú aktív galaxismag) koordinátáit rögzítették. 2.1  A kvazárok pozíció-változásai Az ICRF bevezetése óta eltelt idő alatt tovább finomodtak a megfigyelési módszerek. Kiderült, hogy a megnövekedett pontossági igények kiszolgálása érdekében szükség van a rendszer javításá-ra. Mára a geodéziai VLBI programok egyik legnagyobb, nehezen modellezhető hibaforrássává vált a nem kellőképpen pontos égi vonatkoztatási rendszer. A problémák egyik része, hogy a referencia-pontok viszonylag ritkán, és nem egyenletesen fedik le az égboltot. Technikai okokból jóval több definiáló rádióforrás található az északi égbolton, mint a délin. (A déli féltekén a földi VLBI hálóza-tok kiépítettsége kisebb.) Másrészt kiderült, hogy a rendszer „állandósításásra” kiválasztott kvazárok pozíciója hosszabb időtávon mégsem elegendően stabil. Annak idején az égi alappontok kijelölésénél elsődleges szempont volt a hosszú, a VLBI korai időszakaira visszanyúló megfigyelés-sorozat. Így jellemzően a legfényesebb kvazárok kerültek a mintába, amelyeknek a nagyfelbontású rádiószerkezete nem feltétlenül „pontszerű”. Valóban, az immár több évtizedre visszanyúló koordi-náta-idősorok alapján akár a 0.1 mas/év nagyságrendjébe eső elmozdulások is mérhetők számos kvazár esetében. Jelenleg napirenden van az ICRF újradefiniálásának kérdése, amire egy sor javas-lat született (pl. Lambert és Gontier 2009, és az ottani hivatkozások). Ezek főleg gyakorlatiasan, az ideális égi alappontok kiválasztási módszere felől közelítik meg a kérdést. Kevesebb hangsúlyt kap, hogy egyáltalán miért is változik e távoli kvazárok pozíciója?  2.2  A kvazárok nagyfelbontású rádiószerkezete és fizikája A távoli kvazárok rádiószerkezetét a néhány GHz-es frekvencia-tartományokban VLBI technikával vizsgálva, a következő általános kép tárul elénk (1. ábra). Szinte minden esetben látunk egy domi-náns, fényes és viszonylag kisméretű „magot”. Ez a rádiósugárzás valójában a kvazár irányából induló, felénk mutató jet egy olyan részéből származik, amelynél az adott frekvencián már nem hatolhatunk „mélyebbre” (az onnan érkező sugárzás elnyelődik). Valójában a különböző frekvenci-ákon más-más mélységig látunk: minél magasabb a rádióhullámok frekvenciája, annál közelebb kerülünk a központi fekete lyukhoz. (Magát a fekete lyukat közvetlenül természetesen nem észlel-hetjük.)  A kvazárok VLBI rádióképeinek másik jellegzetes összetevője az optikailag vékony „jet”. Itt a központi fekete lyuk környezetéből eltávolodó anyagkilövellés távolabbi részleteit, esetenként lö-késhullámokat figyelhetünk meg, amelyek fényesebb csomók formájában mutatkoznak.  „PONTÁLLANDÓSÍTÁS” AZ ÉGEN … Geomatikai Közlemények XII., 2009 165 1. ábra. A 0851+202 (OJ 287, balra) és a 0923+392 (4C 39.25, jobbra) kvazár 8.6 GHz frekvencián, 1997. január 11-én készült kontúrtérképei (fényességeloszlásuk). Az amerikai VLBI hálózat (VLBA) felbontása itt észak-déli irány-ban 1.5–1.8 mas, kelet-nyugati irányban kb. 1 mas. A hálózat irányfüggő szögfelbontását az ábrák bal alsó sarká-ban látható ellipszisek jelképezik. (Képek: US Naval Observatory Radio Reference Frame Image Database, http://rorf.usno.navy.mil/RRFID)  Gyakorlatilag minden esetben aszimmetrikus szerkezetet (a magból kiinduló egyirányú jetet) látunk. Ennek az a magyarázata, hogy a központi fekete lyuk környezetéből két ellentétes irányban kiinduló anyagsugarak egyike többé-kevésbé pontosan a látóirányunkba mutat. Ennek a sugárzása – relati-visztikus hatások miatt – jelentősen felerősödik, míg a másik, ellenkező irányba indulóé a detektál-hatóság határa alá halványul. Fontos megemlíteni, hogy a szerkezet sok esetben rövid (néhány éves vagy akár hónapos) időskálán észrevehető változásokat mutat! Ennek hátterében is a kis látószög és a plazmacsomók fénysebességhez közeli sebességei állnak (Frey 2002). 3  A kvazárok szerkezete és látszó elmozdulása közti összefüggés vizsgálata Joggal merülhet fel a kérdés, hogy van-e kimutatható kapcsolat a kvazárok VLBI technikával feltér-képezhető rádiószerkezete, annak összetettsége, illetve a koordináta-változások között. Ennek az összefüggésnek a léte valószínű, mivel a referenciapont helye valójában a fényességeloszlás „súly-pontjával” kell egybeessen. Ha a fényességeloszlás változik, annak hatással kell lennie a kvazár észlelt pozíciójára is. Másképpen megfogalmazva: bár az igen távoli aktív galaxisok sajátmozgása tényleg elhanyagolható, rádiószerkezetük változása a VLBI pontossági szintjén már nem mindig az! Ilyen jellegű vizsgálatok korábban történtek ugyan (pl. Fey et al. 1997, Titov 2007), de csupán néhány egyedi kvazárra vonatkozóan. Mostanra lehetővé vált, hogy a kérdést egy nagyobb mintán, statisztikai szempontból közelítsük meg. Publikussá váltak egyrészt az égi vonatkoztatási rendszert kijelölő kvazárok hosszú időn át rendszeresen készített VLBI térképeiből származtatott szerkezeti modellek (Piner et al. 2007). Másrészt a különböző geodéziai és asztrometriai VLBI adatfeldolgozó központok előállították ugyanezen kvazárokra a koordináta-változásokból lineáris közelítéssel be-csült sebességértékeket (pl. MacMillan és Ma 2007). Mi az Oleg Titov által az OCCAM geodéziai VLBI adatfeldolgozó program (Titov et al. 2004) segítségével, mintegy 4 millió mérési adat fel-használásával előállított koordináta-idősorokat használtuk, amelyek jellemzően az 1984-től 2007-ig terjedő intervallumot fogják át. Példaképpen a legmarkánsabb változásokat mutató kvazárok egyi-kének, az 1. ábra jobb oldalán is látható 4C 39.25 jelűnek a koordináta-változásait mutatjuk be (2. ábra). Munkánk során első lépésként azt a célt tűztük ki, hogy megállapítsuk: hogyan függ össze a kvazárok nagyfelbontású rádiószerkezetére jellemző irány (a jet iránya) és a mért koordináta-változások iránya (3. ábra). Ha helytálló a feltételezés, hogy a pozíció eltolódását a jetben megjele-FREY S , MOÓR A Geomatikai Közlemények XII., 2009 166nő vagy onnan eltűnő, annak mentén esetleg kifelé mozgó rádiókomponensek okozzák, akkor vár-ható, hogy esetleg korrelációt találunk a fent említett két irány között is.  Vizsgálati módszerünk és eredményeink minden részletére itt nem tudunk kitérni, publikálásuk előkészületben van (Moór et al. 2009). Előzetes eredményeink azt mutatják, hogy egy 75 kvazárt 3. ábra. 0851+202 (OJ 287, balra) és a 0923+392 (4C 39.25, jobbra) kvazár 8.6 GHz-en készített VLBI térképeiből előállított fényességeloszlási modellek komponensei. Az illesztett Gauss-függvények (Piner et al. 2007) kö-zéppontját keresztek, félértékszélességét ellipszisek jelölik. A jetek jellemző iránya a komponensek elhelyez-kedése alapján jól kivehető, kvantitatív módon kezelhető. A geodéziai VLBI mérésekből a pozíció-eltolódásra kapott irányt és annak bizonytalanságát a központi „magból” kiinduló szürke nyalábok iránya és szélessége mutatja. A két példa közül az egyik (4C 39.25) egy igen jó iránybeli egybeesést, a másik (0851+202) ugyanakkor egy közel merőleges jet–elmozdulás viszonyt mutat. (Ez utóbbi jelentős szögeltérés nem egyedi eset a vizsgált mintában.) 2. ábra. A 0923+392 (4C 39.25) egyenlítői koordinátáinak (rektaszcenziójának és deklinációjának) változása ezred-ívmásodpercben (mas) mérve. Különösen szembetűnő a rektaszcenzió változása (fent). A csúszó átlagolással kapott pontokhoz tartozó hibaértékek egyúttal azt is jelzik, hogy a mérési és adatfeldolgozási technika hogyan vált pontosabbá az eltelt kb. két évtized folyamán. „PONTÁLLANDÓSÍTÁS” AZ ÉGEN … Geomatikai Közlemények XII., 2009 167tartalmazó minta alapján nincs nyilvánvaló összefüggés a koordináta-változások iránya és a jetre jellemző irány között (4. ábra). Ez az állítás úgy értendő, hogy a vizsgált kvazárok közt nagyjából egyformán fordulnak elő olyanok, amelyeknél a két irány egybeesik, s olyanok is, amelyeknél nem. (A vizsgált 75 kvazár közül 16 tartozik az ICRF-et jelenleg definiáló elsődleges referenciapontok közé.) Mivel magyarázható ez az elsőre furcsának tűnő eredmény? Emlékeztetünk rá, hogy a VLBI rá-dióképek szögfelbontása ~1 mas, a jetek jellemző szögkiterjedése pedig ~1-10 mas. A koordináta-változások nagyságrendje ugyanakkor legfeljebb ~ 0.01–0.1 mas/év. Ez a rendelkezésre álló hosszú idősorok alapján ~0.001 mas/év pontossággal mutatható ki (pl. MacMillan és Ma 2007). Mindez azt is jelenti, hogy a geodéziai VLBI megfigyelések során kapott kvazár-koordináták bizonytalansága jóval belül esik azon a szögskálán, amelyről közvetlen interferometrikus képalkotással információ-hoz juthatunk. Ha a mért pozíció-eltolódások kapcsolatba hozhatók a nagyfelbontású rádiószerke-zettel – aminek az ellenkezőjére egyelőre nincs bizonyíték –, akkor az úgy lehetséges, hogy a kvazárok a mostaninál 1-2 nagyságrenddel kisebb szögskálán más jellemző irányokkal (is) írhatók le. Ez a feltételezés a VLBI képalkotás szögfelbontásának növelésével lenne ellenőrizhető a jövő-ben. Erre a megfigyelési hullámhossz csökkentése és/vagy az űr-VLBI technika – a VLBI bázisvo-nalak kiterjesztése a Föld méretein túlra, mesterséges holdon elhelyezett rádióteleszkóppal – kínál lehetőséget. A relativisztikus jetekben – nagyobb, az ezred-ívmásodperces és ívmásodperces skálák között – jól ismertek ilyen irányeltérések (pl. Conway és Murphy 1993).  4  Összefoglalás A VLBI fontos űrgeodéziai technika, amelynek kvázi-inerciális vonatkoztatási rendszerét (ICRF) távoli rádiósugárzó aktív galaxismagok jelölik ki. Közülük egy 75 elemű minta statisztikai elemzése azt mutatta, hogy a kvazárok ~1-10 mas skálájú rádiószerkezetére jellemző irány nincs nyilvánvaló összefüggésben a legfeljebb ~0.01–0.1 mas/év nagyságrendű koordináta-változásaik irányával. Küszöbön áll az ICRF definíciójának pontosítása, újraértelmezése. Ennek során elsődleges szem-pont lesz, hogy olyan kvazárokat válasszanak alappontul, amelyeknek az elmúlt évtizedekben mért koordináta-eltolódásai minimálisak. Mind asztrofizikai, mind geodéziai szempontból továbbra is nyitott kérdés, hogy mi az összefüggés a kvazárok rádiószerkezete, fizikai tulajdonságai, valamint az egyes esetekben mérhető látszólagos pozíció-változások között. 4. ábra. A vizsgált 75 elemű kvazárminta VLBI szerkezete (Piner et al. 2007) alapján definiált jetirány és a koordináta-változások iránya (Titov, személyes közlés) közötti szögeltérés (∆PA) és hibája (σ∆PA) közötti arány, hisztogra-mon ábrázolva (folytonos vonal). Ezer hasonló, de véletlenszerűen beállított irányokkal rendelkező mintával végzett szimulációink átlagát és az értékek szórását jelképezik a grafikonra rajzolt függőleges szakaszok. A két irány értelmezéséhez segítenek a 3. ábrán bemutatott példák. A valódi mintában a ∆PA értékek eloszlása 0º és 90º között közel egyenletes. FREY S , MOÓR A Geomatikai Közlemények XII., 2009 168Köszönetnyilvánítás. Köszönettel tartozunk Oleg Titovnak (Geoscience Australia) a kvazárok koor-dináta-idősorainak rendelkezésünkre bocsátásáért. Kutatásainkat részben az Országos Tudományos Kutatási Alapprogramok (OTKA) támogatásával végezzük, a K72515 sz. szerződés alapján.  Hivatkozások Conway JE, Murphy DW (1993): Helical jets and the misalignment distribution for core-dominated radio sources. Astro-phys. J., 411, 89-102 Fey AL, Eubanks TM, Kingham KA (1997): The Proper Motion of 4C 39.25. Astron. J., 114, 2284-2291. Frey S (2002): Kvazárok. Meteor Csillagászati Évkönyv 2003, Magyar Csillagászati Egyesület, Budapest, 222-234. Frey S (2007): Alappontok az égen. Geod. Kart., 59;8-9, 29-35. Lambert S, Gontier A-M (2009): On radio source selection to define a stable celestial reference frame. Astron. Astrophys., 493, 317-323. Ma C, Arias EF, Eubanks TM, Fey AL, Gontier A-M, Jacobs CS, Sovers OJ, Archinal BA, Charlot P (1998): The International Celestial Reference Frame as Realized by Very Long Baseline Interferometry. Astron. J. 116, 516-546. MacMillan D S, Ma C (2007): Radio source instability in VLBI analysis. J. Geod., 81, 443-453. Moór A, Frey S, Titov OA, Bakos J (2009), Astron. Astrophys., előkészületben. Piner BG, Mahmud M, Fey AL, Gospodinova K (2007): Relativistic Jets in the Radio Reference Frame Image Database. I. Apparent Speeds from the First 5 Years of Data. Astron. J., 133, 2357-2388. Sovers OJ, Fanselow J, Jacobs CS (1998): Astrometry and geodesy with radio interferometry: experiments, models, results. Rev. Mod. Phys., 70;4, 1393-1454. Titov O, Tesmer V, Böhm J (2004): OCCAM v.6.0 Software for VLBI Data Analysis. International VLBI Service for Geodesy and Astrometry 2004 General Meeting Proceedings. Edited by N. R. Vandenberg and K. D. Baver, NASA/CP-2004-212255, 267-271. Titov OA (2007): Apparent Proper Motions of Radio Sources from Geodetic VLBI Data. Astron. Lett., 33; 7, 481-487. 

„Pontállandósítás” az égen - milyen kvazárok alkalmasak az égi vonatkoztatási rendszer kijelölésére?

Abstract

Similar works

Full text

Available Versions

Repository of the Academy's Library