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.

Mégsem a galaxis-összeolvadás lenne felelős az aktivitásért?

Az aktív galaxismagok anyagbefogási folyamata nagyjából egész jól ismert. Az egyesített modell írja le, a fekete lyuk közelében lévő anyag egy anyagbefogási korongba (akkréciós korong) rendeződik; gravitációs energiája mozgási energiává alakul, ami felfűti a gázt, amely elsősorban az ultraibolya és az optikai tartományban sugároz. Egyéb hullámhossztartományokban észlelt sugárzás jobban (infravörös sugárzás, amely a por tórusz által elnyelt optikai és UV fotonok reprocesszálásával jön létre) vagy kevésbé jobban kapcsolódik ehhez a folyamathoz (akkréciós korong felett elhelyezkedő koronából és/vagy a jetből származó röntgen és rádió sugárzás). Az azonban továbbra is nyitott kérdés, hogyan jut az akkréciós korongba az AGN-t tápláló gáz. 

Nagy tömegű AGN-ek esetében az elmúlt években, évtizedekben nagyjából széleskörben elfogadott kép alapján az aktívan táplálkozó életciklus a galaxisok összeolvadását követő csillagkeletkezési fázis után indul be. Tehát az aktivitás merger-driven, azaz galaxis-összeolvadás miatt kezd el a középpont felé anyag áramlani, ami felpörgeti az akkréciót, beindítja az aktivitást. Eddig azonban sajnos nem nagyon volt rá lehetőség, hogy nagyobb statisztikai vizsgálatokkal alátámasszák ezt az, amúgy önmagában szép kerek egész, fejlődési modellt. A megfigyelési program azért is erőforrás igényes, hiszen össze kell hasonlítani, hogy mekkora arányban találunk aktív és nem-aktív galaxismagokat összeolvadás során keletkezett galaxisokban.

Mechtley és munkatársai friss cikkükben, z=2 vöröseltolódású nagy tömegű (10⁹ - 10¹⁰ naptömegű) fekete lyukakat tartalmazó galaxisokat vizsgáltak a Hubble Space Telescope-pal. A mintájukat 19 aktív és 84 inaktív galaxis alkotta. Azt találták, hogy az aktív és nem aktív galaxisok alakjának torzulásai (ami galaxis-összeolvadás miatt léphet fel) nem különböznek egymástól szignifikánsan. (Pontosan annak a valószínűsége, hogy a kvazárok anyagalaxisaiban többször figyelhető meg torzulás, mint inaktív galaxisokban alig 78%.) Ezek szerint hiába szép az eddig nagyjából, hallgatólagosan elfogadott modell, azt a megfigyelések mégsem támasztják alá. Úgyhogy lehet azon gondolkozni, milyen más folyamat táplálhatja az akkréciós korongot.

Kettős szupernagytömegű fekete lyuk a szomszédban?

Augusztusban jelent meg egy cikk Yan és munkatársaitól a Mrk 231-es jelű kvazárról. A szerzők szerint a kvazár középpontjában két fekete lyuk kering egymás körül, a pálya félnagytengelye 590 csillagászati egység és a keringési periódus alig 1,2 év. Hiába nagyon közeli a Mrk 231 (vöröseltolódása kicsit több mint négy század), ilyen szoros kettős fekete lyuk felbontására nincs esély mai műszerekkel. A szerzők is közvetett bizonyítékok alapján jutottak erre a feltételezésre. Pontosabban foglamazva, az általuk áttekintett megfigyelesékből származó tényeket sikeresen magyarázták egy ilyen felépítésű, szoros kettős jelenlétével. 

A Mrk 231-ről már korábban is tudott volt, hogy összeolvadó galaxisok révén jött létre, optikai tartományban készült képeken láthatóak különböző, a gravitációs árapály erők hatására létrejött torzulások. A galaxisban erőteljes csillagkeletkezés folyik, és az ULIRG (Ultra-Luminous Infrared Galaxy) azaz infravörös tartományban különösen fényes galaxisok alosztályába tartozik. Valószínűleg ez a heves csillagképződés is a (csillagászati időskálán mérve) nemrég bekövetkezett galaxis összeütközés számlájára írható.

Mrk 231 a Hubble felvételén. (NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

Yan és társai a forrás korábbi ultraibolya-tartományban vett megfigyelései alapján következtettek a kettős fekete lyuk jelenlétére. Az AGN ultraibolya sugárzásáért az akkréciós korong felelős. Mrk 231 esetén érdekes módon úgy tűnt, hogy a forrás központi régiójában hirtelen lecsökken az ultraibolya sugárzás. Ez úgy magyrázható, hogy az akkréciós korong, a központi rész közelében kitisztult, kiüresedett és ezt nem más, mint a korong közepén elhelyezkedő, két, egymás körül keringő fekete lyuk okozza. (Nagyon hasonló módon fiatal, kis szeparációjú kettős csillagok is kisöprik az anyagot a kettős közös anyagbefogási korongja körül.) A Mrk 231 központi régiója a szerzők szerint valahogy így nézhet ki:

Yan et al., 2015 ApJ 809, 117

A két fekete lyuk tömegaránya nagyon kicsi, a nagyobbik másfélszer 10⁸, míg a kisebbik csak pár millió naptömegű. Mindkettő körül található saját, kicsi akkréciós korong is (bár a modellezés során a szerzők a nagyobbik körül elhelyezkedő korong sugárzását elhanyagolták).

Illusztráció a Mrk 231 kettős modelljéhez. NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

 

A szerzők felvetik, hogy a jövőben a hasonló, anomális ultraibolya tulajdonságokat mutató kvazárok között lehetne keresni a kis szeparációjú, kettős szupernagy tömegű fekete lyukakat.

Mrk 231 mellesleg erős rádióforrás is. Számos megfigyelés található róla a VLA, VLBA, MERLIN és EVN archívumokban is (ezekről nem történik említés a cikkben). Egy 1999-ben megjelent cikkben Ulvestad és munkatársai részletesen elemzik a forrás rádió szerkezetét. A nagyskálás rádió sugárzó rész túlnyúlik az optikai tartományban látható galaxison és észak-dél irányú, míg a belső térrészben a rádiósugárzás inkább észak-kelet dél-nyugat irányban húzódik. A szerzők szerint a magyarázat az hogy a központi fekete lyuk szimmetriatengelye (amely a rádiókifuvás irányát meghatározhatja) jelentősen változhatott az idők folyamán: a korábbi észak-dél irányú tengely elfordulhatott. Ez a jelenség kettős fekete lyukak összeolvadása során várható.

Szoros kettős?

Március elején jelent meg a preprint szerveren egy cikk, amelynek szerzői egy feltételezett kettős szupernagy tömegű fekete lyukat tartalmazó aktív galaxis magról írnak. A forrást a Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) Medium Deep Survey program keretében fedezték fel. A Pan-STARRS1 a Hawaiion, a Haleakala hegyen található 1,8 méteres teleszkóppal végez nagy látószögű (7 négyzetfokos) égboltfelméréseket.

Haleakala Obszervatórium (www.ifa.hawaii.edu/haleakalanew/observatories.shtml)

A Medium Deep Survey keretében 10 egyenként 8 négyzetfokos égterületet vizsgálnak több epochában, 5 színszűrővel. A célforrások közé tartoznak például a folyamatosan változó fényességű kvazárok. Ezek közül kerestek olyanokat a szerzők, amelyek periodikus fényességváltozást mutatnak és így találtak rá a fenti cikkben tárgyalt forrásra.

A Pan-STARRS1 fénygörbék alapján egy nagyjából 540 napos periódust azonosítottak. Korábbi (8.5 évvel ezelőtti) mérések is alátámasztják ezt a változékonyságot. A megfigyelt periódust (illetve annak vöröseltolódással korrigált értékét) a szerzők a keringési periódussal azonosították. A központi gravitáló tömegre, amely közel 10¹⁰ naptömegnek adódott, a háromszorosan ionizált szén vonal szélességéből következtettek. Ebből pedig már meg is lehet határozni a kettős szeparációját, ami 7 Schwarzschild sugár, azaz nagyjából 6 ezred parszek. Ez egy olyan kicsi távolság (legalábbis csillagászati értelemben nézve), hogy Naprendszerbeli távolságokkal is összevethető. A 6 ezred parszek nagyjából 1240 CsE, a Naprendszerben a Kuiper-öv nagyjából 50 CsE-ig húzódik, az Oort-felhő viszont 5000 CsE-nél kezdődik. Tehát a két feltételezett szupernagytömegű fekete lyuk (jóval) közelebb van egymáshoz, mint a Nap és az Oort-felhő belső határa!

A szerzők szerint a kettős összeolvadása tehát a nem is olyan távoli jövőben várható. Az ilyenkor várható gravitációs hullámokat elvileg az úgynevezett Pulsar Timing Array (PTA) mérési technikával lehet kimutatni. (A PTA-k alapja, hogy a pulzárok nagyon pontos periodikus jeleinek eltéréseiből következtetnek a gravitációs hullámok hatására a téridő szerkezetében bekövetkező változásokra.) Emellett elméleti modellek a rendszer, különböző hullámhosszakon megfigyelhető, fényességváltozásait is előrevetítik. Ebből a legkézenfekvőbb az optikai tartományban kimért periódus csökkenése, hiszen ha ez tényleg a kettős pályaperiódusának feleltethető meg, akkor ahogy közelednek a fekete lyukak egymáshoz, ez is egyre rövidebb lesz.

Rejtélyes kvazár rendeződés

Az alábbi bejegyzésért köszönet Kun Emma doktoranduszhallgatónak, aki felhívta a figyelmemet erre az érdekes cikkre.

Hutsemékers és munkatársai a European Southern Observatory (ESO) Chilében található Very Large Telescope (VLT) FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) műszerével tanulmányoztak 93, nagyobb (milliárd fényévet átívelő) csoportosulásokban elhelyezkedő kvazárt. Ezek a források nagyjából 1,3 vöröseltolódásnál vannak. Azt tapasztalták, hogy egymástól hatalmas távolságban lévő kvazárok tengelye egymáshoz rendeződik - holott képtelenség hogy ilyen távolból tudjanak egymásról az objektumok, befolyásolják egymást. További vizsgálatokkal azt találták, hogy a vizsgált kvazárok tengelye az Univerzum (akkori) nagyskálás szerkezetét követi: nagyrészt a környezetükben található szálas, üreges szerkezettel jellemezhető nagyskálás szerkezettel párhuzamos. Az ESO sajtóanyagban az alábbi illusztrációval szemléltetik ezt a jelenséget:

A kép nem mérési eredményt mutat, hanem grafikus megjelenítés. ESO/M. Kornmesser

Annak a valószínűsége, hogy mindez csak a véletlen műve lenne, 1%.

A dologhoz hozzátartozik, hogy a kvazárok forgástengelyét a polarizáció iránya alapján határozták meg. Alapvetően olyan forrásokat választottak ki, amelyek a galaxisunk tengelyétől messze helyezkednek el, hogy minimalizálják a csillagközi anyag hatását a megfigyelt polarizációra. Így is, a vizsgált 93 forrásból csak 19-nél mértek szignifikáns polarizációt.

Korábban közelebbi, jóval alacsonyabb vöröseltolódásnál (0,6) elhelyezkedő galaxisoknál tapasztaltak hasonló rendezettséget. A kvazárok esetében azok tengelye viszont nem szükségszerűen esik egybe az anyagalaxisok tengelyével.

Egyelőre a rejtélyre nincs magyarázat, könnyen lehet, hogy eddig használt kozmológiai modellek komoly kiegészítésre szorulnak.