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.

CR7: csillaghalmaz, vagy fekete lyuk a fiatal Univzerumban

Az előző bejegyzésben említettem, milyen fontos lenne a szupernagy tömegű fekete lyukak fejlődésének jobbb megértéséhez, hogy találjunk úgynevezett fekete lyuk csírákat (black hole seed) a korai Univerzumban. Egy nagyon ígéretes jelöltet tavaly fedeztek fel. A CR7 névre hallgató objektum vöröseltolódását 6,6-nak mérték. A forrást bemutató cikk szerint a névvel a COSMOS Redshift 7 kifejezésre akartak utalni (a COSMOS egy égboltfelmérési program), de kicsit gyanús hogy az első szerző portugál affiliációjú, szerintem nagy futball rajongó lehet (Cristiano Ronaldo számos alkalommal a hetes számú mezt viseli).

Hatos vöröseltolódás felett CR7 az eddigi legfényesebb ismert Lyman α (hidrogén egyik színképvonala) sugárzó forrás. Ilyen nagy távolságoknál a jelenlegi műszerekkel szinte csak ez  az egy vonal használható a vöröseltolódás mérésére. Hogy még nehezebb legyen a helyzet, a csillagközi és galaxisközi anyagban tatlálható semleges hidrogén és por nagyon megnehezíti ennek a vonalnak az azonosítását. A „félig tele” oldalról megközelítve a kérdést ha feltesszük, hogy a semleges hidrogén tartalom befolyásolja leginkább a vonal detektálhatóságát, akkor azt is lehet mondta, hogy abból hogy milyen vöröseltolódásnál tudjuk észlelni a vonalat arra lehet következtetni, mennyire előre haladott volt akkor a kozmikus reionizáció, többségben volt még a semleges hidrogén, vagy már nagyrészt ionizált volt a galaxisközi anyag. Például nyolcas vöröseltolódás fölött még nem detektáltak Lyman α sugárzó forrást.

Ezen kis kitérő után térjünk vissza a CR7-re és az ő erős vonalaira, mert Lyman α mellett, egyszeresen ionizált hélium is határozottan képviseltette magát a színképében. Viszont fémvonalakat egyáltalán nem mutatott. Adódott a megoldás, harmadik populációba tartozó csillagok (röviden Pop III) felelősek ezért a fura színképért. A Pop III csillagok formálódtak először az Univerzum élete során, ezért bennük csak a legkönnyebb elemek találhatóak meg: hidrogén, hélium és sokkal kisebb koncentrációban lítium és berillium. Az összes többi nehezebb elem (fémek, csillagászati zsargonban) csillagokban jöttek létre, míg a Pop III csillagok a korai Univerzum összetételét tükrözik. Az ő belsejükben jöttek létre azok a nehezebb elemek, amikből aztán a Pop II csillagok alakultak ki. (A Pop II csillagokban vannak fémek, de jóval kevesebb mint a fém-gazdag, legfrissebben keletkezett első populációs csillagok. Igen, jól látja az olvasó ez elnevezés pont fordított, mint logikus lenne.) A CR7 azért is nagyon érdekes objektum, mert eddig még egyetlen Pop III csillagot sem sikerült felfedezni. A megfigyelések egyik lehetséges értelmezése, hogy egy kétmillió évnél fiatalabb, összesen tízmillió naptömegű Pop III csillagokat tartalmazó halmaz alkotja a CR7-t. A másik, hogy egy pármillió naptömegű fekete lyuk található itt.

A problémát tovább árnyalja CR7 szerkezete. A Hubble Űrteleszkóp felvételein három csomót lehet elkülöníteni. Ezek közül az A jelű, ahonnan a jelentős Lyman α sugárzás származik és itt lehet ez előző bekezdésben említett fekete lyuk, vagy csillaghalmaz. Azonban egyik magyarázat sem tud mit kezdeni a B és C jelű objektumokkal. Ezek szintén jelentősen fémszegények, de közel sem annyira, mint a jóval fényesebb A.

A Hubble Űrteleszkóp felvétele CR7-ről. Kék és vörös színnel két ultraibolya, zölddel a Lyman α szűrő mérései vannak jelölve (Sorbel et al. 2015)

Tilman Hartwig és munkatársai megvizsgálták, hogy a CR7-ben feltételezett csillaghalmaz vagy fekete lyuk, milyen módon jöhetett létre és vajon ki tudják-e zárni valamelyik lehetőséget figyelmbe véve a lehetséges formációs mechanizmusokat is. Azt találták, hogy nem tudnak olyan keletkezési csatornát kitalálni a Pop III csillagokat tartalmazó felhőre, hogy az ennyire fémszegény maradjon. Tehát hiába van közel CR7 az Univerzum születésének idejéhez, jelenlegi (galaxis és csillag) fejlődési modelljeink szerint már kellene benne lennie valamennyi (minimális, de detektálható mennyiségű) nehezebb elemnek az a A jelű csomóban is. Nagyon hasonló a probléma akkor is, ha fekete lyukat tételeznek fel a CR7 központi forrásának, de azt csillagok szupernóva robbanása után visszamaradó fekete lyukak összeolvadásával építik fel. Ugyanis ekkor is azt várnánk, hogy az összeolvadások után létrejövő fekete lyuk környezetében valamilyen mértékben azért detektálhatóak legyenek a szupernóvarobbanások során korábban létrejött nehezebb elemek. Így a szerzők arra jutnak, hogy a legvalószínűbb megoldás egy úgynevezett direct collapse black hole. Ez azt jelenti, hogy a gáz mindenféle köztes állapotot kihagyva (tehát nem lett belőle előbb csillag), közvetlenül egy relatíve masszív, tízezer, százezer naptömegű fekete lyukká omlott össze.

További megfigyelési teszteket is javasolnak az írók. Például, ha röntgentartományban lehetne detektálni az obejktumot, az egyértelműen akkretáló, aktív fekete lyuk hipotézisét támasztaná alá. Sajnos azonban jelenlegi röntgenteleszkópjaink érzékenysége nem elegendő, ahhoz, hogy ilyen kis, alig egymillió naptömegű fekete lyuk röntgensugárzását ilyen iszonyatos távolságból megfigyeljük.

Az első szerzővel egyébként találkoztam idén a Korzikán megrendezett Asztrofizikai jetek nyári iskolán, ahol élvezetes előadásban is beszámolt a CR7-tel kapcsolatos munkájáról.

A legújabb hír egyébként az, hogy infravörös mérések azt mutatják, hogy talán mégsem annyira fémszegény CR7, mint eddig gondolták. Ebben az esetben lehetséges, hogy egy egyszerű, alacsony luminozitású AGN-t, vagy csillagontó galaxist látunk. Ez a cikk egyelőre még elbírálás alatt van. 

Pár szó a tömegnövelésről, nem testépítőknek

Számos aktív galaxismagot figyeltek meg a nagyon távoli Univerzumban; a jelenlegi rekorder vöröseltolódása kicsit több mint 7, ami azt jelenti, hogy (a ma elfogadott kozmológiai modellt alkalmazva) amikor a detektált sugárzás elindult ebből a forrásból az Univerzum nem volt több, mint 800 millió éves. Ebben az AGN-ben található szupernagy tömegű fekete lyuk több, mint 10⁹ naptömeg. Tehát nem volt egymilliárd éve sem, hogy ekkora tömeget gyűjtsön magára. És ez nem egyedi eset, számos hasonló, sőt még nagyobb tömegű fekete lyukat tartalmazó AGN-t ismerünk az Univerzum korai időszakából. Felmerül a kérdés, hogy a jelenleg ismert akkréciós folyamatok képesek-e ilyen rövid idő alatt ekkora tömeget összelapátolni a központi fekete lyukba. 

A válasz az, hogy igen, de nagyon nehezen. Ha a legkorábbi csillagokból (ezeket harmadik populációhoz tartozó, vagy Population III, csillagoknak szokás nevezni) indulunk ki, akkor azok rövid élete után (minél nagyobb tömegű egy csillag, annál gyorsabban égeti el üzemanyagát és a feltételezések szerint a Population III csillagok jóval nagyobb tömeggel keletkeztek, mint a maiak) nagyjából 100 naptömegű fekete lyukak maradnak vissza. Ezek pedig néhány száz millió év alatt tudnak 10⁹ naptömegűekké fejlődni, ha megengedjük, hogy ezen idő alatt időnként szuper-Eddington akkréció is megvalósuljon. Az Eddington akkréció esetén a gravitáció és a sugárnyomás pont kiegyenlíti egymást, hasonlóan a csillagok esetén használt definícióhoz. Az ezt meghaladó, szuper-Eddington akkréció nem tiltott, de csak időlegesen mehet végbe. Egyelőre azonban még nem ismert, milyen folyamat (vagy esetleg több is) indíthatja be és állíthatja le a szuper-Eddington akkréciót.

A másik megoldás, ha feltételezzük, hogy a kiindulási tömeg, az úgynevezett fekete lyuk csíra (black hole seed) nagyobb, százezer naptömegű volt. Ezek kialakulhatnak közvetlenül a gázfelhők összeomlása során (mielőtt még abból csillagok formálódhatnának), vagy sűrű csillaghalmazokban bekövetkező ütközések révén. Ilyenkor nincs szükség az Eddington limitet meghaladó akkréció feltételezésére.

Sajnos az eszközeink nem elég érzékenyek, hogy ezeket a nagyon korai Univerzumban jelenlévő fekete lyuk csírákat megfigyelhessük. (Bár mostanában egy hatos vöröseltolódás fölötti objektum esetén szóba került, hogy az esetleg pont egy ilyen korai fekete lyuk csíra lehet, de erről egy későbbi bejegyzésben szándékozom írni). Azonban lehetséges, hogy időben és térben közelebb is találhatók olyan korai fekete lyuk csírák, amelyeknek valami miatt nem sikerült tömeget gyűjteniük. Ilyen, százezer naptömegű vagy esetleg ennél kisebb fekete lyukakat törpegalaxisok középpontjában keresnek. Ugyanis ezek a galaxisok pont azért maradhattak törpék, mert nem olvadtak össze más galaxisokkal, és így nem igazán tudtak nagyobbra hízni. Így érthető a feltételezés, hogy a központi fekete lyuknak sem volt lehetősége jelentős tömegnövelésre, elég jól őrizheti a kezdeti állapotát.

Korábban nagyon kevés olyan törpegalaxist ismertünk, amelynek közepén biztosan tudtuk, hogy fekete lyuk tanyázik. Az elmúlt évtizedben azonban számos felfedezés született és ma már statisztikai kutatásokra is megfelelő nagyobb mintákat is össze lehet állítani.

Az egyik lehetőség, hogy a törpegalaxis közepében vizsgálják a csillagok és gáz mozgását és ebből következtetnek a központi fekete lyuk gravitációjára, de ez csak a legközelebbi objektumok esetén megvalósítható. A fekete lyukakat akkor lehet igazán jól megfigyelni, ha aktívak. Tehát AGN-ek keresése törpegalaxisokban végeredményben segíthet megértenünk a szupernagy tömegű fekete lyukak kialakulását is. A jelenlegi rekorder, az RGG 118 jelű törpegalaxis, amelynek központi fekete lyuka nagyjából ötvenezer naptömegű; optikai színképe alapján egyértelműen AGN-t tartalmaz és röntgen forrást is felfedeztek benne.

Az RGG 118 jelű törpegalaxis optikai (SDSS) képe, a fehér keret jelöli, hol detektálták a Chandra műholddal a röntgen forrást. X-ray: NASA/CXC/Univ of Michigan/V.F.Baldassare, et al; Optical: SDSS; Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

Jelenleg különböző hullámhossztartományokban végzett mérések alapján több valószínűsíthetően AGN-t tartalmazó törpegalaxis-mintát állítottak már össze. Legutóbb az infravörös kiválasztás esetén merült fel, hogy nagyon könnyen imitálhat AGN-re utaló jelet a csillagkeletkezés is, úgyhogy ezzel nem árt vigyázni.

Ha úgy néz ki mint egy AGN, úgy megy mint egy AGN, úgy gágog, mint egy AGN, akkor az valószínűleg AGN

Már többször írtam a blogban kettős AGN-ekről; árulkodó, hogy amikor ezzel a témával kapcsolatos megfigyelési cikkről írok, a címben mindig kérdőjel található :) Ez is mutatja, mennyire nehéz találni, illetve egyértelműen azonosítani kettős AGN-eket. Néha viszont (csillagászati) tündérmesébe illő felfedezésekre is sor kerül. Ez történt az NGC 5252 jelű galaxis esetében is.

Az NGC 5252 egy nagyjából tipikus Seyfert galaxis, amiben egy ultra-fényes röntgen forrást (ultra-luminous X-ray, ULX) találtak, nagyjából 10 kpc-re a galaxis centrumától. Az ULX források rejtélyes objektumok (ebben a bejegyzésben már megemlítettem őket), jelenlegi feltételezések szerint más galaxisokban lévő röntgenkettősök (X-ray binary) lehetnek. A röntgenkettősök olyan rendszerek, ahol egy csillag (a donor) tömeget ad át egy kompakt objektumnak. A röntgensugárzás a behulló anyag alkotta akkréciós korongból származik, a kompakt objektum pedig lehet neutroncsillag, vagy fekete lyuk is. Ezek a fekete lyukak csillagtömegűek, és számos esetben a rádiótartományban megfigyelhető a jetjük is. Sokszor a kvazárok kistestvéreként tekintenek rájuk - innen származik a mikrokvazár elnevezés. (Azonban nem szabad elfelejteni, hogy habár rengeteg próbálkozás történt és történik ez irányban, egyelőre nem sikerült megnyugtatóan megmutatni, hogy a mikrokvazárok összes megfigyelt jelensége egyszerű térbeli es időbeli skálázással lefordítható a kvazárokban tapasztaltakra.) Egy szó mint száz, az ULX-ek extrém röntgenfényessét magyarázandó felvetődött annak lehetősége is, hogy ezek olyan röntgen kettősök lehetnek, amelyben a csillagtömegűnél nagyobb, közepes tömegű (több száz, ezer, vagy akár tízezer naptömegű) fekete lyukak találhatók.

Visszatérve az NGC 5252-re, egy kutatócsapat megvizsgálta az európai VLBI hálózattal (EVN) a benne található feltételezett ULX forrást, és meglepő módon azt találta, hogy fényesebb és kompaktabb, mint a más rádiótartományban detektált ULX-ek. (Sajnos ezekből még kevesebb van mint ULX-ből, pedig abból sincs sok). Összegereblyézve az összes fellelhető adatot a forrásról kiderült, hogy minden  vizsgált hullámhossztartományban jobban hasonlít egy alacsony luminozitású AGN-re, mint egy ULX-re. Emellett a csoportnak sikerült rádiótartományban detektálni a központi AGN-t is a galaxisban. Így tehát úgy tűnik, hogy az NGC 5252 egyike azon kevés galaxisnak, amiben két rádió-sugárzó AGN található, nagyjából 10 kpc-re egymástól. Az eredményeket bemutató cikk a Monthly Notices of the Royal Academy of Sciences - Letters folyóiratban jelenik meg.

Balra az EVN-nel készült rádiótérképek, jobbra a Chandra műhold röntgen képe az NGC 5252 központi AGN-ről (alul) és az ULX forrásról (felül) Yang és munkatársai cikkéből.

A múlt héten résztvettem egy a fekete lyukak asztrofizikájáról szóló IAU Szimpóziumon, Ljubljanában. Ott szerepelt egy poszter erről a forrásról, a szerzők optikai tartományban felvett színkép alapján szintén arra a következtetésre jutnak, hogy az ULX egy, nem a galaxis központjában elhelyezkedő AGN lehet. A referencia lista alapján úgy tűnik, a szerző (Minjin Kim) még nem látta a fent bemutatott cikket. (Sajnos a poszter tulajdonosával nem sikerült összefutnom.)

Rádióhalk és rádióhangos kvazárok

Bár már ötven éve ismertek a kvazárok, de még mindig vannak tisztázásra váró alapvető kérdések. (Ezek nagyrésze tapasztalatom szerint egyébként pont olyan, amelyek a családi  étkezőasztalnál folytatott ismeretterjesztő beszélgetések alkalmával a laikusokban is egyből felmerülnek). Az egyik ilyen rejtély, hogy miért vannak rádióhalk és rádióhangos kvazárok. Pár hete jelent meg az arXiv preprint szerveren egy ezzel a problémával foglalkozó (az Astrophysical Journal Supplement Series-ben közlésre elfogadott) cikk Kellermann és munkatársaitól.

Ha nem lenne egyértelmű a rövid felvezetésből, a cikk íróinak sem sikerül egyértelműen választ találni a kérdésre, de nagyon jól összefoglalják, milyen ötletek merültek fel eddig és most mit tudunk (és mit nem). Kedzetben úgy tűnt, hogy az optikai tartományban kiválasztott kvazárokat két különálló csoportra, rádióhangos és rádióhalk kvazárokra lehet osztani. Igazából napjainkban is elterjedt, hogy bizonyos rádió- és optikai hullámhosszakon (ezek általában 6 cm és 4400 Ångström) mért fluxussűrűség arányával jellemezzük egy objetkum rádióhangosságát. Általában a választóvonalat 10-nél szokás meghúzni. (Ennek az eljárásnak több hátulütője is van, például a kvazárok jelentős változékonysága miatt, ideális esetben jó lenne, ha az optikai és rádió mérés szimultán történne.) Mindenesetre legalább annyi kutatás mutatta azt, hogy az adott vizsgált minta nagyrésze vagy a 10-nél nagyobb vagy a 1-nél kisebb hányadost mutató csoportba osztható és csak elvétve található a két érték közötti számmal leírható forrás, mint amennyi azt bizonyította, hogy folytonos eloszlás figyelhető meg.

Azonban nem mindegy honnan ered a rádiósugárzás, hiszen csillagontó galaxisokból is megfigyelhető jelentős mennyiségű rádiósugárzás, ami viszont nem a központi szupermasszív fekete lyukból, hanem az anya-galaxisban található szupernóvamaradványokból származik. Hogy ez utóbbiak ne zavarjanak bele a rádióhangos-rádióhalk statisztikába, a galaxis infravörös sugárzását érdemes megvizsgálni. Ha ugyanis a galaxisban ténylegesen jelentős mennyiségű csillagkeletkezés zajlik, akkor azt az infravörös tartományban is észlelni lehet (illetve ott lehet csak igazán). Sőt az ebben a tartományban mért fényességből a rádiótartományban várható sugárzás egyszerűen megkapható. Ha ennél jóval több rádiósugárzást mérünk, akkor annak az aktív galaxismagból kell származnia. Felmerült, hogy a rádiótartományban elkülöníthető két csoport meglétének oka az is lehet, hogy míg a rádióhalk kvazárokban a csekély megfigyelt rádiósugárzás csak a csillagkeletkezésből származik, a rádióhangos forrásoknál kizárólag az AGN-ből. Azonban ez is tévesnek bizonyult: sok rádióhalk kvazár esetén a mégoly csekély rádiósugárzást sem képes az adott galaxisra jellemző csillagkeletkezési ráta magyarázni, a rádiósugárzás itt is az AGN-ből, a jetből, származik.

A rádióhangos, rádióhalk különválasztást lehet adott hullámhosszon mért luminozitás alapján is definiálni. Így a 6 cm-es hullámhosszonn mért luminozitás alapján nagyjából 10²³ - 10²⁴ W/Hz környékén húzodik egy határ. Ez alatt az érték alatt a csillagkeletkezés járul hozzá jelentősen a megfigyelt rádiósugárzáshoz, míg efölött az AGN. De ha ez így igaz, akkor sem ad választ arra a kérdésre, hogy miben mások azok az AGN-ek amelyekben a központi fekete lyuk aktivitásához kapcsolódik rádiósugárzás, azoktól amelyikekben nem.

Az alábbi ötletek merültek fel eddig:

• Sok kutató szerint a fekete lyuk spinje a meghatározó tényező. A gyorsan forgó fekete lyukak rendelkeznek jetekkel, tehát ezek a rádióhangos kvazárok; a rádióhalk kvazárokban lévő szupernagy tömegű fekete lyukak nem pörögnek olyan gyorsan, így nem képesek jetet létrehozni. Napjainkban ez a leginkább elfogadott elmélet. Sajnos azonban nem igazán van rá jelentős mennyiségű megfigyelési bizonyíték. A fekete lyuk spinjének mérése nagyon bonyolult, jelenleg alig húsz AGN-ben sikerült megmérni a központi fekete lyuk perdületét, azoknál is elég jelentős bizonytalansággal.
• Időszakos aktivitás: lehetséges, hogy csak időről időre kapcsol be az AGN rádiósugárzása. Mivel látunk hatalmas (akár megaparszekes) kiterjedésű rádiógalaxisokat is, ez azt jelentené, hogy legalább tízezer, millió éves időskálán kellene változnia a rádiósugárzásnak.
• Abszorbció is felvetődött lehetőségként. Ha elnyelődés (szinkrotron önabszorpció, vagy szabad-szabad abszorpció) lenne felelős a rádióhalk kvazárok jelenlétéért, akkor annak sokkal jelentősebbnek kellene a hosszabb hullámhosszakon.
• Több vizsgálat célozta meg a kvazárok anyagalaxisát. Vajon látható-e bármilyen jelentős eltérés a rádióhangos és rádióhalk források galaxisai között. Egyelőre nem sikerült találni erre utaló jelet.
• Még a hetvenes évek végén, amikor kiderült, hogy a rádió jetek nagyrészében megfigyelt látszólagos szuperluminális (fénysebességnél gyorsabb) sebesség visszavezethető a relativisztikus nyalábolás jelenségére, tehát hogy a jetekre nagyon kis szög alatt látunk rá, felmerült, hogy a rádióhalk kvazárok esetében egyszerűen a jet jóval nagyobb szöget zár be a látóiránnyal és ezért nem észlelünk erős rádiósugárzást. Azonban rengeteg olyan rádióhangos kvazár is ismert, ahol nincsen jelentős relativisztikus nyalábolás. Úgyhogy jelenlegi ismereteink szerint ez sem magyarázhatja a kvazárok rádiósugárzásában meglévő jelentős különbséget.

Júliusban Garchingban vettem részt egy workshopon (amelyet nyugodtan lehetett volna konferenciának is nevezni, annyi résztvevő volt), ahol a cél az aktív galaxismagokról eddig szerzett ismereteket összefoglalása volt. Itt is volt például egy poszter, ahol a rádióhangos és rádióhalk kvazárok galaxisait hasonlították össze különböző szempontok alapján. A szerzők itt arra jutottak, hogy a tapasztalt különbségek a központi fekete lyuk eltérő tömegével és perdületével függhetnek össze. Tehát végeredményben szerintük is az tűnik valószínűnek, hogy a fekete lyuk tulajdonsága határozhatja meg, hogy a rádió sugárzás mennyiségét.

Mindazonáltal, ahogy fejlődik a technika egyre érzékenyebb műszerek állnak rendelkezésünkre, úgyhogy egyre halványabb rádiósugárzó AGN-eket tudunk megfigyelni. Így remélhető, hogy a rádióhalk/rádióhangos rejtélyt sikerül majd ezt a nagyobb mintát tanulmányozva megoldani.

Nem(csak) látóirány kérdése

Ahogy a blog elején már bemutattam a Seyfert-galaxisok két osztályát a különböző látóiránnyal, inklinációs szöggel magyarázzák. A kettes típusú Seyfert-galaxisok esetén nem látunk rá közvetlenül az anyagbefogási korongra és a szélesvonalas-tartományra (broad line region, BLR), míg az egyes típusúaknál igen. Az árnyékolásért felelős por az egyesített model szerint egy tóruszba rendeződik. Az elmúlt évtizedben számos konferencián hallottam, hogy nem igazán kell komolyan venni, hogy a por tényleg ilyen alakba rendeződne. Sőt állítólag már az egyesített model felállításakor is csak jobb híján nevezték el az árnyékoló formát tórusznak. Mindenesetre az már nagyjából elfogadott hogy a por eloszlása a tóruszban nem egyenletes, hanem csomósodott, felhőkbe rendeződik.

Illusztráció a Seyfert-galaxisok egyesített modelljéhez. Forrás: Alan Roy PhD tézis

Idén jelent meg egy tanulmány, amelyben 21, a European Southern Observatory (ESO) Very Large Telescope Interferometer (VLTI) középinfravörös tartományban működő interferométerével (MIDI) megfigyelt Seyfert-galaxist vizsgáltak (a műszerről részletesen itt írtam). A szerzők a méréseket vetették össze a csomós tórusz model előrejelzéseivel. Meglepő módon azt találták, hogy nem tudják különböző inklinációs szögekkel magyarázni a két Seyfert-galaxis osztályt. A Seyfert 1-es típusú galaxisok infravörös méréseit legjobban olyan modellel tudják leírni, amelyben a központi régiót szinte alig töltik ki a felhők, maximum másfél százalék a kitöltési faktor. A második osztályba tartozó Seyfert-galaxisok esetén legalább ötször ekkora kitöltést kell feltételezni. 

A másik érdekes megfigyelés, hogy a szilikát emisszió hiányát a legtöbb forrásnál az optikailag vastag közeg, és nem a hűvösebb, külső régiókban elhelyezkedő felhők árnyékolása okozza.

Persze kérdéses, hogy ezek az eredmények mennyire általánosíthatóak az átlagos Seyfert populációra. Infravörös interferométerrel egyelőre csak a legfényesebb forrásokat lehet vizsgálni. A MIDI utódja, közeljövőben induló MATISSE sem lesz sokkal érzékenyebb sajnos. Az előrelépés abban áll, hogy míg a MIDI csak két teleszkóp jelét volt képes interferáltatni, a MATISSE-ben már négyre lesz lehetőség, tehát az infravöröstartományban sugárzó tartomány formáját sokkal alaposabban lehet megfigyelni majd.

Kettősök szimulációban

Jelenlegi tudásunk szerint a galaxisok összeolvadás(ok) során híztak a ma megfigyelhető méretükre. Galaxisösszeolvadás során a középpontjukban található szupernagy tömegű fekete lyukak (SMBH-k) is összeolvadnak. Ezért várható, hogy az összeolvadás különböző fázisaiban lévő galaxisokat, azokban pedig kettős SMBH-kat is találunk. A SMBH-kat a legkönnyebben akkor tudjuk megfigyelni, ha azok aktívan anyagot fognak be a környezetükből, azaz aktív galaxismagok (AGN-ek). (Lásd előző bejegyzésemet, az ott bemutatott videót, képregényt.) Egyelőre nyitott kérdés (és sok kutatás témája), hogy a galaxisok összeolvadása, hogyan hat az aktivitásra. Elősegíti, vagy éppen ellenkezőleg leállíthatja azt? Az összeolvadás különböző fázisaiban esetleg pont eltérő aktivitási periódusokat láthatunk.

Mivel egyelőre nem sok kettős AGN-t sikerült megfigyelni, ezeket a kérdéseket elméleti számolások, illetve szimulációk útján próbálják megválaszolni (illetve közelebb kerülni a megoldáshoz). A Magneticum szimuláció az Univerzum nagyskálás szerkezetének kialakulását követi nyomon. Az ezzel létrehozott z=2 vöröseltolódásig, 182 köbmegaparszeket lefedő modellben kerestek Steinborn és munkatársai összeolvadó galaxisokat, kettős SMBH-kat és kettős AGN-eket. A végállapotban (z=2-nél) 34 SMBH párt találtak (azokat nevezték párnak, ahol a tagok 10 kpc-nél közelebb helyezkedtek el egymáshoz). 9 volt ezek közül kettős AGN, 14 ahol a párnak csak egyik tagja volt aktív (ezeket offset AGN-eknek nevezik), és 11 ahol nem mutattak aktivitást a fekete lyukak.

A használt kozmológiai szimuláció. Piros körrel jelölték a kettős AGN-eket, kékkel az offset AGN-eket, zölddel a nem aktív SMBH párokat. Steinborn et al. 2016, MNRAS, 458, 1013

Ezeket a párokat megvizsgálva a következőket találták: 

• A tömegarány, a gáz tömege és a gáz akkréció múltbeli folyamata mind hatással voltak az aktivitás beindulására a kettős AGN-eknél. 
• Az inaktív párok általában a nagyobb szeparációjú rendszerekben voltak megtalálhatóak, míg kettős aktivitást főként a szorosabb párok esetén figyeltek meg. 
• Kettős AGN-eknél az eredetileg kisebb tömegű galaxis SMBH-ja volt az, amelyik később a hatékonyabban akkretáló AGN lett. 
• Kettős AGN-eknél a fekete lyukak tömege hasonló volt. 
• A legtöbb esetben az egyik galaxis jóval több anyaggal járul hozzá az akkrécióhoz, mint a másik. Különösen így volt ez offset AGN-ek esetén. Offset AGN-ek kialakulhatnak nagyon egyenlőtlen összeolvadáskor: ilyenkor a nagyobb SMBH “eleszi” (akkretálja és felfűti) a gázt a másik elöl. Hasonló történhet, amikor egyik galaxismag sem válik aktívvá, ilyenkor a rendelkezésre álló gáz, nem elég ahhoz, hogy a nagyobbik SMBH (megfigyelhetően) aktívvá váljon. 
• Általánosságban elmondható volt, hogy a legnagyobb tömegű fekete lyukak aktívak voltak, alacsonyabb tömegűek között hasonló arányban voltak aktívak és nem aktívak.

A számítási kapacitás egyelőre nem volt elegendő, hogy a közeli Unverzumra (2-nél kisebb vöröseltolódásig) kövessék a folyamatokat, de a szerzők azt várják, hogy a kettős AGN-ek offset AGN-ekhez viszonyított aránya csökkenni fog. Azaz végeredményben a közeli (azaz jobban megfigyelhető) Világyegyetemben nagyobb sikerrel kecsegtethet az offset AGN-ek keresése a kettős AGN-ek helyett. A szerzők tervezik a továbbiakban azt is tanulmányozni, hogy mi befolyásolja az aktivitás beindulását egyedülálló SMBH-knál.

Képregény (és videó) szupermasszív fekete lyukak étkezési szokásairól

Még doktorandusz koromban szoktam rá, hogy nézegessem a phdcomics weboldalát - sokszor nagyon jó meglátásai vannak a szerző(k)nek erről az élethelyzetről :) A gravitációs hullámok detektálása kapcsán is ajánlottam az ott megjelentetett magyarázó, ismeretterjesztő videót. Mivel oszlopos magyar tagok is vannak a kollaborációban, a videó magyar feliratos változata is elkészült.

A blog témájába jobban illeszkedő legfrissebb filmecske azonban csak angolul tekinthető meg. Ez pedig Boulderben (egyáltalán nem a témához kapcsolódó megjegyzés: ez a város szerepel Stephen King Végítélet című könyvében) a coloradoi egyetemen dolgozó Julia Comerford és csapata által jegyzett Supermassive Black Holes című videó. Fő kutatási területük galaxis összeolvadás jeleit mutató objektumokban a kettős (kpc-es szeparációjú) szupernagy tömegű fekete lyukak (SMBH) vizsgálata. Ezen kettős fekete lyukak vizsgálata azért is fontos terület, mert jelenlegi tudásunk szerint nem teljesen világos, pontosan hogyan is híztak fel a jelenleg szinte minden nagyobb galaxis középpontjában megfigyelhető SMBH-k. Ezt a problémát természetesen a videó és a képregény sokkal viccesebben, egy büfögő fekete lyukkal illusztrálja :)

Az SMBH-k tanulmányozása akkor a legkönnyebb, ha az aktív galaxismagokat vizsgáljuk; ahogy a videó is kiemeli a legsötétebb objektumok (mert a fekete lyukból a fény sem tud megszokni) sokszor a legfényesebbek is, hiszen az AGN-k körül elhelyezkedő anyagbefogási korong bőven túlragyog(hat)ja anyagalaxisát is.

Hiába foglalkozom fekete lyukakkal, nekem is érdekesen hangzott (nem szoktam ilyesmibe igazán belegondolni), hogy egy átlagos 75 kilós embert egy kvark méretére, míg a Napot közel 6 és fél kilométer átmérőjűre kellene összenyomni, hogy fekete lyukká váljanak.

Mi az: összetéveszthető mikrohullámú sütővel, de aktív galaxismaggal is?

A csillagaszat.hu oldalon magyarul is lehetett olvasni a napokban a Nature-ben megjelent cikkről, amelyben gyors rádiókitörés, fast radio outburst (FRB), anyagalaxisának azonosításáról írnak. Az FRB-k nagyon rövid, milliszekundomos időig érzékelhető rádió felvillanások, eddigi tudásunk szerint egyszeri, nem megismétlődő események, ezért tanulmányozásuk nagyon nehéz. Például egy tavalyi cikkben vizsgálták, hogy milyen földi eredetű zavaró rádiójelek téveszthetők össze extragalaktikus eredetűnek gondolt FRB-kel. A szerzők konkrétan megmutatták, hogy a Parkesban lévő 64 méteres antennánál, ha a mikrohullámú sütő ajtaját működés közben kinyitják, akkor az így kapott rövid rádió interferencia zavarok tévesen FRB-ként is kategorizálhatók. Ez azért különösen érdekes, mert az első FRB-t Parkesban végzett mérések utólagos feldolgozásakor találták meg. Szerencsére az kiderült, hogy pont olyan jelet, mint amilyen az első FRB volt nem tudtak a mikrosütőkkel létrehozni, annak csillagászati eredetét nem végül a cikk megerősítette.

Mi a helyzet ezzel az új, most publikált FRB-vel? Ezt is Parkesban mérték, de végre nem archív adatokban bányászva utólag találták meg, hanem valós időben sikerült elkapni a felvillanást, így lehetségessé vált, hogy több antannával keressék a felvillanás forrását, esetleges utófénylését. Sikerült is a felvillanás pontos pozícióját megmérni és később a Subaru teleszkóppal egy ott lévő elliptikus galaxissal azonosították az FRB anyagalaxisát. Tehát úgy tűnt sikerült közvetlen megfigyelési ténnyel alátámasztani, hogy az FRB-k extragalaktikus eredetűek.

Igen ám, de a cikk nyilvánosságra kerülése után hamar megjelent egy annak következtetéseit erősen kétségbe vonó írás. Most nem a földi mikrohullámú sütő lehet a ludas, hanem egy aktív galaxismag. A szerzők rámutatnak, hogy az anyagalaxisból detektált nyugalmi rádiósugárzás nem tulajdonítható csillagkeletkezésnek, ott aktív galaxismagnak is lennie kell. Ha pedig a feltételezett FRB anyagalaxisa rádióban is sugároz, akkor a megfigyelt kifényesedést bőven magyarázható az AGN-eknél szokásosan előforduló fényességváltozásokkal. (Ezt támasztja alá az is, hogy meglepően hosszú lecsengési fázisa volt az állítólagos FRB-nek). A cáfolat szerzői emellett azt is megmutatták, hogy az égen egy véletlenszerűen választott pozicóra irányítva a Parkes antenna látómezejében egységnyi nagyságrendű változó fényességű rádióforrást fognak detektálni. Harmadik ellenérvként pedig bemutatják hogy a detektált fénygörbe, nem magyarázható az FRB-k esetén alkalmazott fizikai modellek egyikével sem (bezzeg AGN változékonysággal nagyon is).

Úgy tűnik tehát továbbra is rejtélyesek maradnak az FRB-k, amíg nem sikerül egy igazit valós időben megfigyelni. 

Lapszemle a GW150914 kapcsán

Ahogy várható volt a ma hajnalban érkező tegnapi nap folyamán feltöltött, elérhetővé tett preprintek között számos gravitáció hullámokkal foglalkozó akad. A LIGO/VIRGO kollaborációtól én tízet számoltam meg.

1. A vártnál nagyobb tömegű fekete lyuk kettős miatt úgy számolják, hogy a sztochasztikus gravitációs hullám háttér nagyobb lehet, mint eddig várták. Így valószínűleg az egyesített felújított LIGO/VIRGO végső érzékenysége elég lesz a detektáláshoz. (http://arxiv.org/abs/1602.03847)
2. Részletesen bemutatják a LIGO detektor működését, kalibrációját és az így kapott hiba határokat a felfedezett eseményhez kapcsolódóan. (http://arxiv.org/abs/1602.03845)
3. Tárgyalják (és kizárják) a lehetséges zajforrásokat az esemény mérésének idején és megerősítik, hogy ténylegesen asztrofizikai eredetű a detektált jel. (http://arxiv.org/abs/1602.03844)
4. Bemutatják az analízist (hullámforma meghatározást, stb.), ami a felfedezéshez vezetett (http://arxiv.org/abs/1602.03843)
5. Külön cikk foglalkozik az összeolvadó rendszer megismert tulajdonságaival. Például, hogy nagyjából 0.09-es vöröseltolódásnál van.  Látszik, hogy a lokalizáción még lesz mit javítani, egyelőre a déli égbolton egy 590 négyzetfokos területre mutatnak, hogy ott történt a dolog (ehhez az kell, hogy több detektor egymástól jó messze működjön). (http://arxiv.org/abs/1602.03840)
6. Egy rövidebb írásban mutatják be, hogy a felfedezés milyen szignifikancia szinttel történt (http://arxiv.org/abs/1602.03839) (Annak valószínűsége, hogy a jel téves riasztás volt kétszer 10^-7.)
7. Van egy a detektorokat bemutató írás. (http://arxiv.org/abs/1602.03838).
8. Természetesen megtalálható maga az elfogadott cikk a felfedezésről. Ez a Physical Review Letters folyóiratban fog megjelenni. Valószínűleg az egekbe röpítve annak impakt faktorát a jövőben :) (http://arxiv.org/abs/1602.03837) 
9. A kettős fekete lyuk rendszer kialakulásának lehetőségeit is bemutatják egy rövid cikkben (http://arxiv.org/abs/1602.03846)
10. Bemutatják, hogy a felfedezés alapján mekkora kettős fekete lyuk összeolvadási rátát prognosztizálnak. (http://arxiv.org/abs/1602.03842)

Nem lehetett egyszerű ennyi cikk szimultán megjelenését összeboronálni. Na meg a bírálók kiválasztása sem lehetett egy fáklyás menet. Persze bírálónak lenni sem semmi felelősség ilyen horderejű cikkeknél. 

Sajnos a Swift műholddal folytatott kampány, ami a felfedezés után két nappal indult, nem detektált semmit sem röntgen, sem UV, sem optikai tartományban, bár tény hogy nem tudtak az egész égterületet lefedni. Ami nem is csoda, hiszen jó nagy:

A színes kontúrok jelzik a hely meghatározás valószínűségének nagyságát. Égkép az Atlanti-óceán déli részéről nézve, észak felfelé van. Kép forrása: http://losc.ligo.org/events/GW150914/

Mindenesetre kiderült, hogy a Swift képes gyors reagálásra, és kiderült az is, hogy milyen adatokat lenne jó, ha minél hamarabb meg tudnának osztani a LIGO-sok a lehetséges követő műszerekkel. Egy alacsony szignifikancia szintű Fermi detektálásról írnak a cikkben, de ezt nem erősítette meg más gamma-tartományban működő műhold. (És én nem találtam a meg a hivatkozott cikket sem).

Gravitációs hullámok detektálása az Einstein centenárium évében!

Frissítés!

És tényleg, sikerült a detektálás! A pletyka is igaznak bizonyult, már a tesztfázisban mértek jelet (szeptember 14-én) és a két fekete lyuk tényleg 36 és 29 naptömegű. Meglepő, hogy ilyen nagyok. Galaxisuk több mint egy milliárd fényévnyire van. Nagy gratula az összes magyar résztvevőknek (Szeged, Debrecen, Budapest)! Érdekes új időszak kezdődik ezzel a csillagászatban.

-------------------------------------- Eredeti bejegyzésem

Habár a földi gravitációs hullám detektorok sajnos nem érzékenyek a blog szereplőinek, a szupernagy tömegű fekete lyukaknak az összeolvadására, azért mindenképpen írni kell az utóbbi időszak egyik legjobban várt bejelentéséről.

A New Scientist már február nyolcadikán nagyon biztos volt benne, hogy ma bejelentik, hogy végre sikerült a gravitációs hullámokat detektálni a nemrégiben felújított Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory-val (advanced LIGO). Az első pletyka (nem kollaboráció tag tudóstól) már tavaly szeptember folyamán kezdett terjedni, majd idén január elején az illető megismételte az értesülését. Azóta már a konkrét jelről is elkezdtek terjedni az információk: egy 29 és 36 naptömegű fekete lyuk összeolvadásáról lehetett olvasni a Science cikkében.

A New Scientist próbált utánajárni az infoknak és megnézte hogy a European Southern Observatory chilei teleszkópjainál milyen mérések utalhatnak egy esetleges felfedezésre. A gravitációs hullámokat kiváltó eseményhez ugyanis feltételezhető, hogy az elektromágneses jel (kitörés, kifényesedés) is tartozik. Az egyik megfigyelés szeptember 17-én kezdődött az Aranyhal (Dorado) csillagkép irányában, két másik pedig december 28-tól január 14-ig tartott és a Hydra valamint Kos (Aries) felé irányult. Az advanced LIGO műszer (ami az eredeti LIGO nagyjából négyszer jobb érzékenységű, felújított változata) a működését hivatalosan szeptember 18-án kezdte meg, (és ez az első menet január 12-ig tartott), de teszt adatok gyűjtése már ezelőtt is folyt. Lehetséges, hogy olyan szerencséjük volt, hogy az első tesztelési fázisban már sikerült detektálni valamit? Sőt az is lehet, hogy a legelső fázisban már mindjárt három jelet? Reméljük ez még ma kiderül :)

2010-ben már úgy tűnt, hogy sikerült a detektálás, de akkor kiderült, hogy egy direkt tesztelési célzattal beillesztett mesterséges jelet sikerült a résztvevőknek (nagy pontossággal) megtalálniuk és beazonosítaniuk. A pletykák értesülések szerint, most nem erről van szó, hanem valódi jelről. Ma délután kiderül, Washingtonban helyi idő szerint 10:30-kor kezdődik a sajtótájékoztató. (Az MTA is közvetíti az élő adást, ott lesz néhány a projektben résztvevő magyar tudós is).

A LIGO műszer együttes két egyforma detektorból áll, amelyet az MIT és Caltech közösen épített. Egyikük Livingstonban (Lousiana állam),

a másik Hanfordban (Washington állam) található.

Az év folyamán várható, hogy az olaszországi advanced VIRGO műszer is bekapcsolódik a második megfigyelési kampányba. Segítségével lehetséges lesz az észlelt gravitációs hullámokat kibocsátó égitestek helyzetének pontosabb meghatározása. Tervezik továbbá az indiai (IndIGO) és japán (KAGRA) detektorok megépítését, amelyekkel még tovább javítható a pozíció mérés.

(Gravitációs hullámok rövid, bevezető szintű magyarázatához ajánlom a mindig zseniális phdcomics, képregényét és videóját.)