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.