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.