Ferde korongból precesszáló jet

Fekete lyukakra hulló anyag perdülete (impulzusmomentum) gyakran nem a fekete lyuk spinjének (saját-impulzusmomentumának) irányában áll. Így a fekete lyuk körül levő anyagbefogási (akkréciós) korong is ferdén fog állni (a spinhez képest). Jettel rendelkező, rádióhangos AGN-eknél gyakran hivatkoznak arra, hogy ilyesmi állhat a jet irányának változása mögött. De csillagtömegű fekete lyukat tartalmazó kettős rendszerek esetében is ezzel a jelenséggel magyarázzák például a röntgentartományban megfigyelt kváziperiodikus oszcillációkat. Azonban a eddig nem volt lehetőség arra, hogy ilyen rendszereket teljes bonyolultságukban szimuláljanak, és tanulmányozhassák a jet és a ferde akkréciós korong egymásra gyakorolt hatását. A számítástechnika rohamos fejlődése azonban ezt is elérhetővé tette: egy friss cikk közli az első háromdimenziós általános relativitáselmélettel felturbozott magnetohidrodinamikai (GRMHD) szimulációt egy ferde anyagbefogási korong miatt precesszáló jet kiakaluásáról.

Erről a munkáról már nyáron, a prágai EWASS (European Week of Astronomy and Space Science) konferencián hallottam egy előadást a harmadik szerzőtől, Alexander Tchekhovskoytól. Azonban akkor még a hivatkozott cikkek nem voltak elérhetőek a neten, ezért nem akartam, nem tudtam részletesen írni a témáról. 

A. Tchekhovskoy előadása a prágai EWASS konferencián.

A cikkben vastag akkréciós korongokat és gyorsan forgó fekete lyukakat különböző mágneses térerősséggel szimuláltak. Először sikerült ferde akkréciós korong körül keletkező jetnél megmutatni, hogy az a korong tengelyének irányába fog mutatni és nem a fekete lyuk spinjének irányába. Hosszabb időskálát vizsgálva, viszont az is látható, hogy a korong-jet rendszer tengelye lassan a fekete lyuk spinjének irányába rendeződik. Ez a folyamat annál gyorsabb minél erősebb a mágneses tér (és minél erőteljesebb a jet).

Szerencsére a cikkhez tartozik egy youtube link is, ahol a szebbnél szebb szimulációkat lehet megtekinteni.

A szerzők szerint a szimulációban megfigyelt jet precesszió AGN-ek esetében eredményezheti azt, hogy a jet nem szökik ki a galaxisból, illetve a galaxishalmazból, mivel egy nagyobb térrészben terül szét. Így magyarázatot szolgáltathat a galaxishalmazokban megfigyelt és eddig nem igazán értett nagy hőmérsékletű anyag eredetére.

Rekord röviden a 2017. augusztus 17-ei gravitációs hullám eseményről

Természetesen nem lehet elmenni az év legfontosabb csillagászati felfedezése mellett szó nélkül, hiába nem tartozik a blog témájába: az első gravitációs hullám esemény aminek sikerült az elektromágneses megfelelőit is detektálni.

Felesleges lenne most újra összefoglalni a tudományos cikkeket, amikor több szuper magyar nyelvű ismeretterjesztő írás is könnyen elérhető a neten például a hirek.csillagaszat.hu-n, vagy az MTA honlapján. A mai friss feltöltéteseket bemutató arXiv levélben nagyjából 60 a GW170817 eseménnyel foglalkozó cikket láttam. Számos a különböző frekvenciatartományokban végzett keresések eredményeit mutatja be. (Én még nem láttam ekkora, ennyi újságban, ilyen sok résztvevővel megjelenő koordinált publikációs kampányt.) A forrás monitorozása tovább folyik az elkövetkező hónapok folyamán, hogy a mérések alapján tovább lehessen finomítani a GW170817 eredetét leíró neutroncsillag-összeolvadást leíró modellt.

Hogy valamiképpen mégis tudjam kötni a blog témájához a felfedezést, a GW170817 esemény az NGC 4993 jelű aktív galaxisban következett be. Ez az AGN pedig rádiótartományban is megfigyelhető. A rádiójelet 16 nappal a gravitációs hullámok (és a gammafelvillanás után) sikerült detektálni.

6 GHz-en a Very Large Array-vel készült rádió térkép a GW170817 területéről. A fényes forrás az AGN az NGC4993-ban, a fehér vonalak jelzik a GW170817-hez tartozó rádióforrás pozícióját). Baloldalt a szeptember 9-én, jobboldalt a korábban, augusztus 22. és szeptember elseje között készült képek. Hallinan és mtsai, 2017 (Science)

A jetesek és a jettelenek

A Natue Astronomy folyóiratban (ez a naaagy Nature idén indult csillagászati témájú cikkeket publikáló kistestvére) jelent meg egy rövidebb komment jellegű írás Paolo Padovanitól, (az AGN-ek egyesített modelljét jegyző Urry és Padovani páros egyik felétől) a rádióhangos/rádióhalk kvazárok témakörében. Ebben a korábbi bejegyzésben Ken Kellermann egyik cikke alapján már bemutattam a problémát, illetve azt, hogy az egyre érzékenyebb rádió méréseknek köszönhetően egyre halványabb rádiósugárzó AGN-eket tudunk megfigyelni.

Paolo Padovani a mostani cikkben egy új nevezéktant javasol, méghozzá szerinte inkább jettel rendelkező (jetted) és jet nélküli (non-jetted - bár a jetless szerintem jobban hangzana 😀) AGN-ek csoportjáról kellene beszélni. A jet jelenlétére az alábbi három megfigyelt tulajdonság utalhat:

1. Értelemszerűen ilyen jel, ha közvetlenül meg tudjuk figyelni a jetet, rádiótartományban végzett mérések segítségével. Ilyenkor gyakran az interferométeres technika segítségével a jet szerkezetét is nagyon jó térbeli felbontással vizsgálhatjuk, sok esetben látszólag fénysebességnél gyorsabban mozgó komponenseket is azonosítva.
2. Gamma-tartományban (1 MeV felett) emissziót mutató AGN-ek. Jelenleg csak két rádióhalkként besorolt AGN-t detektáltak ebben az energiatartományban és ezeknél valószínűleg a galaxisban bekövetkező csillagkeletkezés okozza a nagyenergiás-sugárzást. A gond itt az, hogy számos rádióhangos, jetet tartalmazó AGN-ből nem detektáltunk nagyenergiás sugárzást, de persze a műszerek fejlődésével majd ez is változni fog valószínűleg.
3. A távoli infravörös-rádió összefüggést nem követő objektumok, amelyek rádiótartományban fényesebbek, mint ezen törvény alapján várható lenne. Az összefüggést egyébként még nem értjük teljesen, de az az általánosan elfogadott nézet, hogy a csillagkeletkezésből származó távoli infravörös- és rádiósugárzás kapcsolatát írja le. Tehát ha egy galaxisból a távoli infravörös sugárzás alapján jósolt rádiósugárzásnál többet látunk, akkor ott egy jettel rendelkező AGN-ek kell lennie.

Amikor azonban az olvasó felsóhajtana, hogy na akkor most már minden világos, a szerző megjegyzi, hogy persze vannak olyan AGN-ek, amik halványabb kifúvásokkal (outflow) rendelkeznek, amik szintén megfigyelhetők rádiótartományban. Ezek nem nevezhetők rendes, jól nevelt, kollimált, relativisztikus jeteknek. Tehát az ilyen objektumok nem is kerülhetnek bele a jetted AGN táborba.

Mik is azok a valódi kettes típusú Seyfert galaxisok?

Az NGC 3147 jelű AGN egyike a három bizonyítottan valódi kettes típusú Seyfert galaxisoknak (A másik kettő az NGC 3660 és a QB2131-427 jelű források). A kettes típusú Seyfertek színképében nem látunk széles spektrumvonalakat, mert olyan irányból látunk rájuk, ahonnan az árnyékoló portórusz kitakarja a szélesvonalas tartományt (broad line region, BLR).  Legalábbis ez a Seyfert galaxisok egyesített modeljének az alapvetése. Azonban már korábban felmerült, hogy létezhetnek-e vajon olyan objektumok, amikből ténylegesen hiányzik a BLR. Több mintát is vizsgáltak már, de a jelöltek nagy részéről kiderült, hogy ha gyengén is, de mutatnak széles spektrumvonalakat. Csak a fent említett három forrás maradt eddig fent minden rostán; ez azt mutatja, hogy ez egy nagyon ritka, extrém jelenség lehet. Feltételezések szerint ezekben a forrásokban nagyon alacsony az akkréciós ráta ez lehet a magyarázat a hiányzó BLR-re. 

De miért olyan biztosak, hogy ezeknél a forrásoknál nincs az útban árnyékoló anyag, ami kitakarja BLR-t? Erre a röntgenmérések a jó bizonyítékok. Például az NGC 3147-ről a NuSTAR röntgenműholddal készült mérésekről szóló cikk mostanában jelenik meg. A NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) a nagyenergiás röntgenfotonokra is érzékeny, a 3-79 keV-es tartományt fedi le (a két nagy öreg, a Chandra és XMM-Newton energiatartományai fölött). Az NGC 3147 40 keV-os tartományig mért röntgenspektruma nem mutatott elnyelésre utaló jelet. Tehát a központi energiaforrásból származó röntgen fotonokat akadálytalanul tudjuk észlelni, ez azt jelzi, hogy közvetlen rálátásunk van a fekete lyukra, azaz látnunk kellene a BLR-ből származó vonalakat az optikai színképben, ha az tényleg ott lenne. 

Persze van alternatív magyarázat is a röntgenadatokra, bár a szerzők szerint ez megoldás jóval kevésbé valószínű. Lehetséges ugyanis az, hogy az árnyékoló anyag olyan fura térbeli elhelyezkedésű, hogy teljesen elnyeli ugyan a kibocsátott sugárzást a látóirányban, de azonkívül egy meleg, visszaverődést okozó anyag található, ami felelős a mért röntgenspektrumért. Ennek azonban meglehetősen kompaktnak kell lennie, mivel hetes időskálán mérhető jelentős fényességváltozásokat detektált az NGC 3147-ben egy másik röntgen- (és gamma-) műhold, a Swift.

A legtávolabbi gammatartományban sugárzó blazárok

A Fermi/LAT (Large Array Telescope, kb. nagy területű távcső) egy földkörül keringő gammatartományban érzékeny műhold. 2008-ban bocsátották fel és azóta ontja magából a mérési adatokat. Az adatfeldolgozó szoftvereket folyamatosan frissítik, egyre újabb és újabb verziók látnak napvilágot. A legutóbbi, a 2015-ben kiadott nagy ráncfelvarrás, a Pass 8 kapcsán olyan nyilatkozat is elhangzott, hogy a fejlődés olyan mértékű, mintha egy vadiúj műszert használhatnának. Az egyik a Pass 8-nek köszönhető eredmény az az 5 nagy vöröseltolódású blazár, amelyek gammatartományban detektálható jeleit sikerült kibányászni a Fermi adatokból.

A blazárok olyan rádióhangos AGN-ek, amelyekre szinte pont a jet irányából látunk rá, a megfigyelhető spektrális energiaeloszlást (spectral energy distribution, SED) a jet sugárzása dominálja. A blazárok esetében a SED formája leginkább kétpúpú tevére hasonlít. Az első púpért a rádió-, infravörös, optikai tartományban a jet szinkrotron sugárzása felelős. A magasabb energiákon látható második púpot inverz Compton sugárzással szokták magyarázni. Az inverz Compton sugárzáshoz szükséges alacsony energiájú fotonok (amik nagy energiás töltött részecskéken szóródva fognak nagyobb energiára szert tenni és röntgen- és gammatartományba kerülni) több helyről is származhatnak. Például a jetből, ezt nevezik synchrotron-self-Compton mechanizmusnak, vagy a központi fekete lyukhoz közelebb elhelyezkedő szélesvonalas tartományból (broad-line region, BLR), az akkréciós korongból, de távolabbról az infravörös tóruszból származó fotonok hozzájárulása is jelentős lehet. (Az AGN-ek összetevőinek részletesebb leírása a blogban itt olvasható.) Megfigyelések azt mutatják, hogy létezik egy úgynevezett blazár sorozat (blazar sequence): minél fényesebb egy blazár, annál inkább tolódik az alacsonyabb energiák felé a SED-en a második púp. Sikerült egy olyan elméleti modellt felállítani, ami a fent felsorolt négy lehetséges foton eredetből, hármat használ fel (a jetből származó fotonok maradnak ki), és képes visszaadni a megfigyelt összefüggést a blazárok fényessége és a második púp helyzete között.

Blazár SED-ek sorozata (Ghisellini 2016)

Hogy kapcsolódik mindez a bejegyzés témájához a távoli blazárok gamma detektálásához? Hát úgy, hogy minél messzebbre nézünk, annál valószínűbb, hogy csak az adott objektum populáció legfényesebb tagjait fogjuk látni. Tehát blazárok esetén azokat, amelyeknél a SED második csúcsa alacsonyabb energiák felé a MeV-es gammatartományba, sőt a röntgentartományba csúszik bele. A Fermi érzékenysége pedig alacsonyabb energiák felé haladva egyre rosszabb. Itt jön képbe a Pass 8, ami viszont megnövelte a Fermi érzékenységét a pár MeV-es fotonokra is, vált lehetővé a távoli blazárok detektálása is.

De még így sem volt egyszerű a feladat. Fogták a Fermi/LAT eddigi összes mérését, 92 hónapról van szó, összeintegrálták és ismert nagy vöröseltolodású rádióhangos AGN-ek pozíciójában kerestek zajból kibukkanó jelet. Az 1103 megvizsgált helyből, 5-nél sikerült ez. Három forrásról találtak röntgenméréseket az irodalomban, így sikerült a SED-et felrajzolni és látható, hogy a Fermi által detektált fotonok a második púp csúcs utáni lejtőjét rajzolják ki. A többi forrás esetén is arra a következtetésre jutnak, hogy a közeli gammatartományban sugárzó blazárokra hasonlítanak.

Az egyik nagy vöröseltolódású blazár SED-je (Ackermann és mtsai 2017, ApJL)

A fekete lyuk mind az öt forrásban jelentős tömegű, 10⁸-10¹⁰ naptömegűek. Úgyhogy itt is felmerülhet a kérdés, hogyan is sikerült összegyűjteni ennyi naptömeget ennyire rövid idővel (pár milliárd évvel) az Ősrobbanás után. A szerzők azt gyanítják, hogy a rádióhangosságnak valahogyan köze lehet a korai Univerzumban megfigyelhető fekete lyukak gyors tömegnövekedéshez.

Sajnos a cikkben nem kerül szóba, hogy az öt forrásból négyre nem kevés mérés született rádióinterferométer-hálózatokkal, amelyek egyébként a nagyenergiás adatoktól teljesen függetlenül mutatják, hogy ezek az objektumok tényleg blazárok, a jetjeikre kis szög alatt látunk rá.

Kicsit halvány, kicsit lassú, de azért jetes AGN (az M81-ről)

Az M81 a hozzánk egyik legközelebb elhelyezkedő aktív maggal rendelkező galaxis. Az alacsony luminozitású AGN-ek közé tartozik, közelsége miatt számos frekvencián mérik, tanulmányozzák. Mellesleg optikai tartományban sem néz ki rosszul:

Ken Crawford felvétele az M81 spirálgalaxisról

Rádió és röntgen megfigyelések, valamint az optikai színképvonalakból számolt fekete lyuk tömeg (70 millió naptömeg) azt mutatják, hogy az M81-beli AGN szépen követi a fekete lyuk aktivitást leíró úgynevezett fundamentális síkot.

Infravörös (rózsaszín), optikai (zöld), ultraibolya (lila) és röntgen (kék) kompozit kép az M81-ről.  (NASA/JPL/Caltech/CfA, NASA/ESA/CfA, NASA/JPL/Caltech/CfA, NASA/CXC)
(S. Markoff és mtsai. 2008 ApJ)

A fundamentális sík a jetet tartalmazó csillagtömegű és szupernagytömegű fekete lyukak rádió és röntgen luminozitása közötti kapcsolatot írja le. Ezt az összefüggést először a kettős rendszerekben megtalálható csillagtömegű fekete lyukakat, a röntgen kettősökre írták le. Aztán később mutattak rá, hogy a fekete lyukak tömegének megfelelő skálázásával a rádióhangos AGN-ek számos csoportját (BL Lac objektumokat, Fanaroff-Riley osztályozás első csoportjába tartozó rádiógalaxisokat, keskeny vonalas Seyfert 1-es galaxisokat) is nagyjából rá lehet vezetni erre a diagramra. Természetesen mivel az AGN-ek jelentős fényességváltozásokat mutatnak a röntgen- és rádiótartományban végzett megfigyeléseket érdemes egyidőben végezni.

M81 is mutat jelentős fluktuációt az 5 GHz-nél nagyobb frekvenciákon. 2011-ben azonban egy különösen erős változást figyeltek meg 15 GHz-en, amikor az átlagos értékének több mint két és félszeresére fényesedett egy hét alatt. Ekkor számos hullámhossztartományban indítottak megfigyelési kampányokat. Az egyidejű rádió és röntgen mérések eredményeit összefoglaló cikk most jelent meg a Nature Physics-ben. 

Az egyik legfontosabb eredmény, hogy sikerült a rádió flare-t legalább 12 nappal megelőző röntgen kifényesedésre utaló jelet találni az alacsony energiás, 2 keV alatti tartományban. Az időkülönbséget a szinkrotron flare energiavesztésével (hűlésével) magyarázva kiszámolható, hogy a mágneses tér erőssége 2 és 9 Gauss közötti. Emellett sikerült VLBA mérésekkel egy komponenst is azonosítani 23 GHz-en, ami a fénysebesség felével távolodott a VLBI magtól. Rádióhangos kvazároknál teljesen hétköznapi hasonló komponnesek detektálása és követése a jetben, de ez volt az első alkalom, hogy  az M81-ben, egy kifejezetten alacsony luminozitású AGN-ben, sikerült egy mozgó komponenst detektálni. A különbség, hogy az M81-ben detektált komponens jelentősen lassabb és közelebb van a maghoz, kevesebb mint tízezer Schwarzschild sugárra. Hasonló fekete lyuk tömeggel rendelkező, de rádióhangos AGN-eknél ezen a frekvencián a jetek egymillió Schwarzschild sugárnál is nagyobb méretűek.

Az M81 jet komponense VLBA mérései 23,7 GHz (a) és 8,4 GHz-en (b). Valamint a két frekvenciából számolt spektrálindex (c). A. L. King és mtsai. Nature Physics 12 (2016) 772-777

Alacsony akkréciós rátával rendelkező AGN-ekre (és a fentebb említett csillagtömegű fekete lyukakat tartalmazó kettős rendszerekben kialakuló jetekre) jellemzőek a relativisztikusan mozgó diszkrét plazmacsomók. A cikk szerzői szerint hasonló (ámbár lassabb) komponens felfedezése a különösen alacsony akkréciós rátájú M81-ben azt támasztja alá, hogy a jetek kialakulása nagyon hasonló folyamat bármekkora tömegű fekete lyukról és bármekkora anyagbefogási rátáról is legyen szó.

A másik jelentős eredmény, hogy úgy tűnik a jet komponens megejelenése a röntgen kifényesedéssel is kapcsolatban áll. Habár a szerzők erre nem térnek ki, de blazárok esetében nem mindig sikerült ilyen összefüggést kimutatni. Gyakori az optikai- vagy gamma-tartományban mért kifényesedés (vagy változás) és a rádió szerkezeti változás között megfigyelt összefüggés. Azonban röntgen energiákon sokszor detektálnak úgynevezett árva flare-eket, amelyeknek más hullámhosszatartományban nem látnak megfelelőjét.

Még egyszer a rádióhangosságról

Pár hónappal korábban írtam erről a témáról, de az elmúlt héten egy új érdekes statisztikai kutatást összefoglaló cikk jelent meg, amit talán érdemes áttekinteni. 

A kvazárok rádiósugárzása az AGN kutatások egyik fontos megválaszolatlan kérdése. A Monthly Notices-ban most megjelenő írás szerzői közeli AGN-ek majd' 2000 fős mintáját vizsgálták. Különböző megfigyelhető tulajdonságok, mint a központi fekete lyuk tömege, az AGN-t tartalmazó galaxis optikai tartományban megfigyelhető szerkezete, az ionizáló sugárzás erőssége, a bolometrikus luminozitás, stb. és a kvazárok rádióhangossága között próbáltak összefüggéseket keresni.

A Sloan Digital Sky Survey (SDSS, Sloan égboltfelmérés) hetedik kiadásának adatait használták. Ebből válogattak 0,3 vöröseltolódás alatti forrásokat, amelyek az FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty-centimeters, Halvány rádióforrások 20 cm-es hullámhosszon) és/vagy az NVSS (NRAO VLA Sky Survey, Égboltfelmérés a VLA-vel, ami egyébként szintén 20 cm-es hullámhosszon készült, mint a FIRST, csak a felbontása rosszabb) rádiótartományban végzett felmérések területén voltak. Olyan forrásokra szorítkoztak, ahol közvetlen rálátás van az akkréciós korongra és a BLR-re. Viszont kikötötték, hogy a korong dominálja az optikai színképet, ezzel kizárva a relativisztikus nyalábolást mutató blazárokat, ahol nagyon kis szög alatt látunk rá a jetre (ezeknél az objektumoknál a jetből származó sugárzás a kontinuum legfontosabb járuléka). Íly módon nem hasonlítottak össze almát körtével, nem zavart bele az jet fényes sugárzása az optikai adatokba.

A forrásokat rádióban detektált és nem detektált csoportba sorolták. A két csoportot elválasztó 1,4 GHz-en mért luminozitás érték 10^22,5 W/Hz adódott. Ez egyébként nagyjából megfelel korábbi rádióhangos-rádióhalk felosztásnak. A rádiótartományban nem detektált források hűlt helyét stackelve kiderült, hogy ezek sem teljesen rádiónémák, csak éppen az adott felmérés érzékenysége alatt vannak. A rádiódetektált forrásokat 4 morfológiai osztályba rendezték: felbontatlan, csak egy magot (core) mutatók, jettel, vagy lobe-bal is rendelkezők, illetve hármas (jetet, magot és lobe-t is tartalmazó) forrásokra. (Csak öt objektum maradt amit nem tudtak így besorolni.) Ezekután a rádiótartományban detektált forrásokat tovább osztályozták a rádiósugárzás erőssége alapján, erős (powerful radio soruce, PRS) és gyenge (weak radio source, WRS) forrásokra. Itt 10^24,5 W/Hz 1,4 GHz-es luminozitás volt a vízválasztó érték.

A rádióban detektált források szerkezeti osztályai: a) csak magot, b) magot és jetet, c) magot és lobe-ot, d) magot, jetet és két lobe-t tartalmazó források. (Coziol és mtsai 2016, MNRAS) 

Ezeknek a csoportoknak a tulajdonságait összevetve a következőket tapasztalták. Míg a WRS-ek és a rádióban nem detektált AGN-ekben a szupernagy tömegű fekete lyukak tömege nem mutat különbséget, a PRS-eknél a központi fekete lyuk nagyobb tömegű. A rádióban detektált források optikai tartományban is több energiát sugároznak és több ionizáló fotont bocsátanak ki, mint a rádióban nem detektált források. Ezt vagy nagyobb tömegbefogási rátával vagy(és) nagyobb sugárzási hatékonysággal lehet magyarázni. Hasonló különbséget viszont nem lehet látni a WRS és PRS források között. Nem találtak viszont különbséget az AGN-eket tartalmazó galaxisok szerkezete, vagy a környezetében található többi galaxis sűrűsége (és esetleges kölcsönhatásuk) között. Szintén nem láttak különbséget a csillagkeletkezési rátában, bár megemlítették, hogy PRS-eknél mintha alacsonyabb lenne ez az érték, mint a WRS-eknél.

A szerzők mindenebből arra a következtetésre jutnak, hogy a rádió sugárzás meglétere, vagy nem létére az akkréció szerkezete, a fekete lyukra behulló anyag dinamikája van hatással. Normális akkréciós ráta és sugárzási hatékonyság mellett WRS, vagy rádióban jelenlegi égboltfelmérések érzékenysége alatt maradó, tehát rádióhalk források jönnek létre; ezek az objektumok alkotják a megfigyelt AGN-ek többségét. Néha viszont amikor ezek az értékek meghaladnak egy kritikus szintet jelentős rádiósugárzással rendelkező forrásokat (PRS-eket) fogunk látni. Mivel tehát a nagyobb, rádióban fényesebb struktúra fenntartásához nagyobb akkréciós ráta szükséges, nem meglepő, hogy ezekben az objektumokban nagyobb tömegű fekete lyukakat fogunk találni. Ezen magyarázat szerint a PRS egy átmeneti állapot, ami azonban akár többször is előfordulhat egy AGN élete során. Sajnos a különböző fázisokhoz tartozó időskálákra nem tudnak a szerzők becslést mondani.

Összefoglalva a kutatás azt támasztja alá, hogy egyrészt a rádióhangosságot kiváltó jelenség a források valamilyen saját, belső tulajdonságához kapcsolódik (tehát nem az AGN-ek környezetének, vagy a galaxisok közötti kölcsönhatások számlájára írható a dolog). Másrészt mivel az akkréció alapvetően kaotikus folyamat, sztochasztikus a rádióhangosság megjelenése.