2017. március 17., péntek

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.

2017. február 25., szombat

A legtávolabbi gammatartományban sugárzó blazárok

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.

2016. december 31., szombat

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.

2016. december 17., szombat

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 1022,5 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 1024,5 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.

2016. november 22., kedd

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. 

2016. október 19., szerda

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.

2016. szeptember 20., kedd

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.)