Az első nagy energiás égboltfelmérés, az EGRET rejtélyes objektumainak nyomában. II. részAz elektromágneses sugárzás legnagyobb energiájú tartománya a gamma-sugárzás.
A gamma-fotonokat nem tudjuk távcsővel és digitális fényképezéssel detektálni, ehhez jóval kifinomultabb módszerekre van szükségünk.
Cikkünk első részében bemutattuk az 1991-ben indított, gamma-csillagászatban úttörő Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) nevű űreszközt és tudományos műszereinek úttörő eredményeit. (a cikk itt olvasható: Titokzatos gamma-felfénylések I. rész)
Ezzel a csillagászati műholddal kezdődött meg az égbolt gamma-forrásainak szisztematikus feltérképezése.
A CGRO négy fedélzeti műszerének egyike, az EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) felmérte az égbolt gamma-sugárzó forrásait.
A harmadik katalógusában szereplő 271 gamma-sugárzó forrás több mint a felét egyelőre nem sikerült más elektromágneses hullámsávokban ismert objektummal azonosítani, tehát még mindig nem tudjuk, hogy honnan származnak ezek a rejtélyes gamma-tartományú felfénylések.
Előző részünket azzal a megfontolással zártuk, hogy az EGRET gamma-felfénylés detektálásainak kb. 1 fokos környezetében kell keresnünk olyan égitesteket, amelyek valamilyen általunk ismert asztrofizikai folyamat révén gamma-fotonokat bocsáthatnak ki.
Ezt sokszor ún. többsávú, azaz más hullámhossztartományokban végzett csillagászati mérésekkel tehetjük meg. Magyarán a detektált gamma-fotonokat kibocsátó objektumok túlnyomó részét más hullámhossztartományokban kell tetten érnünk.
Előző cikkünkben részletesen bemutattuk az aktív galaxismagok egy fajtáját, a blazárokat. Ha blazárokra vadászunk, épp a rádiósugárzást, az elektromágneses sugárzás leghosszabb hullámhosszait magába foglaló tartományt kell vizsgálnunk.
A blazároknál az aktív galaxismag által kibocsátott jetben az erős mágneses tér hatására jön létre ún. szinkrotron sugárzás, ezáltal nem hőmérsékleti eredetű rádiósugárzást is köszönhetünk a jetek működésének.
A blazárok nagy felbontású feltérképezéséhez, és a rádiósugárzás forrásának pontos helyének deketálásához sok, egymástól akár kontinensnyi távolságban telepített rádiótávcső által alkotott rádiótávcső-hálózatokat (very long baseline interferometry, VLBI) használnak.
Ezek felbontása olyan, mintha egy fél Föld átmérőjű óriás rádiótávcsővel vizsgálnánk a blazárt.
Adja tehát magát az elképzelés, hogy az azonosítatlan extragalaktikus EGRET források legalább egy része rádiótartományban is megfigyelhető.
Vajon hogyan zajlik a gyakorlatban most, az EGRET mérései után közel 30 évvel, ez az onyomozó vizsgálat?
Hogyan tudjuk utólag, egy korábban feltűnt azonosítatlan gamma-tartományú felfénylés forrását azonosítani rádiótartományú mérések segítségével?
Egy blazárjelölt rádiótérképezése
A közelmúltban egy azonosítatlan EGRET forrás kilétét sikerült nagyon nagy valószínűséggel meghatároznunk. A fenti meggondolásoknak megfelelően rádiótartományban kerestük az objektumot.
A kutatómunkában rajtam kívül Gabányi Krisztina (ELTE Csillagászati Tanszék) és Frey Sándor (Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet) vett részt.
A szóban forgó, gamma-tartományban észlelt felfénylés 3EG J1824+3441 néven szerepel a 3. EGRET katalógusban, melyben nincsen azonosítva ismert objektummal. Egy 2012-es publikáció e rejtélyes gamma-tartományú felfénylés forrásának az EGRET hibahatárán belül található NVSS J182659+343113 (a továbbiakban: J1826+3431) jelű rádiótartományban detektálható objektumot valószínűsíti (a cikk itt olvasható).
Ennek a konklúziónak megerősítésére vagy éppen megcáfolására archív, illetve saját mérési adatokat felhasználva térképeztük fel a J1826+3431 rádióforrás rádiószerkezetét.
Mivel vannak elképzeléseink arról, hogy gamma-tartományban milyen objektumok lehetnek detektálhatók, a feladatunk az, hogy a gamma-tartományban észlelt forrás ~1 fokos környezetében lévő objektumok típusát és viselkedését meghatározzuk.
A kutatáshoz felhasználtuk az amerikai Very Long Baseline Array (VLBA) és a Very Large Array (VLA) rádióinterferométer-hálózatok által mért archív, publikusan hozzáférhető adatsorokat, és feldolgoztuk az Európai VLBI Hálózat (European VLBI Network, EVN) adatait is.
Az EVN-nel egy program keretében a J1826+3431-et kalibrátorforrásként mértük. Ez azt jelenti, hogy ugyan nem ez a rádióforrás volt a kutatások fő célpontja, de negyed órát eltöltöttek a hálózat rádiótávcsövei az objektumon.
Az összes adat feldolgozásának végére 12 rádiótérkép állt rendelkezésünkre, 1996 és 2018 között, 8 különböző időpontban és 4 különböző frekvencián. Ezek a mérési frekvenciák a cm-es hullámhossztartománynak felelnek meg, szemben a gamma-tartomány pikométeres (10-12 méter) hullámhosszaival.
Az első és utolsó mérések között eltelt 22 évnek köszönhetően lehetőségünk nyílt a forrás időbeli változásait is végigkövetni. Eredményeinket nemrég a Symmetry című szakfolyóiratban tettük közzé, amely itt olvasható.
Az ábrán látható kontúrvonalas rádiótérképeken tipikus, a blazárokra jellemző mag–jet struktúra vehető észre. A jet felületi fényességeloszlásának változásait a jetkomponensek (az ábrán D0-tól D4-ig jelölve) modellezésével és vizsgálatával lehet nyomon követni.
Bár magát a központi szupernagy tömegű fekete lyukat nem láthatjuk, a rádiótartományban végzett mérésekkel, a jet vizsgálatával közvetlenül a fekete lyuk néhány fényéves környezetét kutatjuk. Más hullámhosszakon az aktív galaxismag más tartományai vizsgálhatóak: az akkréciós korong például látható, ultraibolya vagy röntgentartományban észlelhető , míg a tórusz infravörös tartományban detektálható.
Visszatérve az ábráinkhoz, miért mondjuk erre az objektumra, hogy mag–jet struktúrát mutat?
Ha nem látjuk a fekete lyukat, akkor mégis mit nevezünk magnak?
A legkompaktabb, D0-val jelzett régiót. Ez az ún. VLBI mag, azaz az adott frekvencián a jetnek a központi szupernagy tömegű fekete lyukhoz legközelebbi, még detektálható régiója.
Ennél „beljebb” azért nem látunk, mert a plazma magasabb frekvenciákon már átlátszatlanná válik a sugárzás számára.
Ennek a magkomponensnek a pozíciója időben állandó, így referenciapontként szolgálva hozzá képest tudjuk vizsgálni a jet többi komponensének mozgását, azoknak látszólagos haladási irányát, illetve sebességét.
Ezek a kevésbé kompakt jetkomponensek (D1-D4) gyakorlatilag a jetben lévő plazmacsomók. Valamikor a magból dobódhattak ki, így többségükben a magtól távolodó mozgást mutatnak.
A D4 jelű ráadásul nem is akármilyet! A fénysebességnél látszólag 22-szer gyorsabban mozog!
Ez persze csak illúzió, a valóságban nem így van, bár számításaink szerint a D3 komponens (mely látszólag a fénysebességnél ötször nagyobb sebességgel halad) a valóságban is hihetetlenül gyorsan, a fénysebesség 99,7%-ával mozog. Ez is mutatja a nagyobb galaxisok centrumaiban található szupernagy tömegű fekete lyukak elképesztő erejét.
A látszólag a fénysebességnél gyorsabb mozgás egyébként egy blazárok esetében gyakran megfigyelt és jól ismert jelenség, egy ún. relativisztikus effektus. A fénysebességnél gyorsabban látszó, ún. szuperluminális mozgás a jet kis látószöge (emlékeztetőül: ez a blazárok egyik ismertetőjegye), az egyes jetkomponenseknek valójában is elképesztő sebessége, a vetítési effektusok és a fénysebesség közelépen fellépő idődilatációkövetkezménye.
Az elkészült térképeken a felénk néző jetnek az égbolt síkjára vett vetületét láthatjuk.
A felénk közeledő jet sugárzási teljesítménye a relativisztikus hatások miatt sokszorosára növekszik. Joggal feltételezhetjük, hogy szimmetriaokokból van egy másik, tőlünk ellenkező irányba mutató jet is, ez azonban a Földről nézve – a fénysebességet megközelítő sebességű távolodása miatt – olyan halvány, hogy nem tudjuk detektálni műszereinkkel.
Egy rádióforrás vizsgálatához célszerű azt különböző frekvenciákon mért rádiótérképeken is vizsgálni, hiszen más felbontással a magtól más távolságra lévő jetkomponenseket tudunk azonosítani.
A kisebb frekvenciájú, kisebb felbontású mérésekkel a jet távolabbi, messzebb kinyúló részeit is vizsgálhatjuk, míg a nagyobb frekvenciájú, így nagyobb felbontású térképeken a maghoz közelebbi struktúrák is megfigyelhetők..
Erről magunk is meggyőződhetünk az ábrán: mind a 4 képen a J1826+3431 rádióforrás látható, azonban 4 különböző frekvencián mérve. A négy térkép tengelyének skálázása erősen eltér.
Így, bár szemmel is jól kivehető, hogy a különböző frekvenciákon hasonló struktúrát látunk, a bal felsőtől a jobb alsó képekig haladva egyre finomabb részletei bukkannak elő a jetnek, és egyre inkább a szupernagy tömegű fekete lyukhoz közeli régiók rajzolódnak ki.
A bal felső, 1,7 GHz-es frekvenciás térképen a forrás tágabb környezetét látjuk, a magtól kb. 300 parszekre, azaz majdnem 1000 fényév távolságra is látjuk a jetet „elnyúlni”. Ezzel szemben a jobb alsó rádiótérképen, 15,3 GHz-es frekvencián csupán a magtól kb. 40 parszekes, azaz megközelítőleg 140 fényéves távolságig figyelhető meg a jet a magrégió közelében.
Eredményeink értelmezése
A térképen látható rádióforrás alakja, a jet komponenseinek szuperluminális mozgása, a kiugróan magas fényességi hőmérséklet, és a jetre való kis rálátási szög alapján a J1826+3431 égitestet blazárként azonosítottuk.
Ahogyan már szó esett róla, a blazárok produkálhatnak gamma-tartományú felfénylést, sőt, újabb mérések alapján úgy gondoljuk, hogy a legtöbb ilyen felfénylésért blazárok tehetők felelőssé.
Így tehát konklúziónk, miszerint a J1826+3431 blazárként azonosítható és ezáltal nagyon nagy valószínűséggel a 3EG J1824+3441 jelű gamma-tartományú felfénylést előidéző objektum rádiótartományú megfelelője, cseppet sem meglepő.
Ugyanakkor épphogy ezek a modern kori gamma-tartományú mérések teszik újra izgalmasabbá a J1826+3431 esetét.
Nagy reményű, gamma-tartományban mérő űrtávcsőként 2008-ban indították útnak a Fermit. Az űrteleszkóp Large Area Telescope (LAT) távcsövének égboltfelmérése alapján készült el működésének első 8 évében a negyedik Fermi-LAT katalógus (4FGL).
Ebben a katalógusban joggal gondolhatnánk, hogy ugyan más katalógusnéven, de a 3EG J1824+3441 is megtalálható, hiszen a Fermi LAT-ja az EGRET-nél is nagyobb érzékenységű műszer.
Azonban a 4FGL katalógusban nem szerepel ez a forrás.
Ez magyarázható azzal a ténnyel, hogy a blazárok nemcsak a rádióban, hanem tulajdonképpen minden hullámsávban, így a gamma-sugárzás tartományában is gyors és heves fényességváltozásokat mutathatnak.
Sőt, korábbi kutatások összefüggést találtak a blazárok rádió és gamma-tartományú aktivitása között.
Figyelembe véve, hogy az általunk feldolgozott mérések alapján a J1826+3431rádióaktivitása az évek során minden megfigyelt frekvencián csökkent, logikus a gamma-tartományú aktivitás csökkenése is. A csillagászat azonban általában nem ennyire egyszerű.
Egy „alternatív” katalógus
Egy 2008-as tanulmány szerzői megvizsgálták a galaxisunkon belüli csillagközi anyag eloszlását és egy új komponens hozzáadásával a mennyiségét is. Újragondolt modellezésükkel mintegy létrehoztak egy „alternatív” 3. EGRET katalógust.
Modellszámításaik alapján a 3. EGRET katalógus 107 forrása – köztük a 3EG J1824+3441 – már nem tűnik ki az égi háttérzajból. Ennek fényében pedig már egyáltalán nem olyan meglepő, hogy a Fermi több EGRET forrást sem tudott detektálni.
Záró gondolatok
Kétségkívül az EGRET gamma-tartományú égboltfelmérésével egy eddig sosem látott valóságában tűnt fel előttünk az Univerzum.
Azonban érdemes-e egyáltalán foglalkozni egy olyan, közel 30 éves mérések alapján létrehozott katalógussal, amely talán bőven tartalmaz nem létező gamma-forrásokat is?
A válasz azt gondolom, hogy igen, mégpedig éppen a katalógust máig övező bizonytalanság miatt.
Amennyiben a Fermi által nem detektált EGRET források valóban gamma-tartományban hangos objektumok és nem csak háttérzajjal járó nemkívánatos detektálások, akkor vajon miért nem tudta őket megpillantani később egy jóval érzékenyebb műszer?
Tényleg a blazárok rádió és gamma-aktivitása között kell keresnünk az összefüggést, esetleg a jetkomponensek viselkedésében, a blazár strukturális változásaiban?
És amennyiben tartjuk magunkat az eredeti 3. EGRET katalógushoz, úgy még rengeteg (több mint 100) azonosítatlan forrás várja, hogy újabb gamma-tartományokban mérő műszerek vagy más hullámsávokban végzett mérések alapján besoroljuk őket.
Az azonosításra váró extragalaktikus források túlnyomó többségét ugyan blazárok képezhetik – ahogyan ezt az általunk vizsgált eset is megerősíti –, de ez biztosan nem mondható el a galaxisunkon belüli azonosítatlan EGRET forrásokról, márpedig ilyenből is akad még bőven.
Végezetül pedig ne menjünk el szó nélkül a CGRO űrobszervatórium működésének szomorú végéről.
A CGRO-t ugyan hosszú életű űreszköznek tervezték, de nem örök életűnek. Az űrobszervatórium pontos térbeli helyzetbeállítását biztosító három giroszkópjából kettő is tönkrement. Az első meghibásodás után még egy pályamódosítást követően a CGRO működőképes maradt, azonban miután egy másik giroszkóp is működésképtelenné vált, a NASA történetében először egy űreszköz irányított megsemmisítése mellett döntöttek. A CGRO-t szándékosan a Föld felé irányították.
Az űrobszervatórium 2000. június 4-én semmisült meg a földi légkörben, megmaradó darabjai a Csendes-óceánba hullottak.
Mérési eredményei és katalógusa azonban még sokáig adnak felfedezni való rejtélyeket a csillagászok számára!
Szerző: Veres Patrik Milán / Csillagászati demonstrátor
CSFK Konkoly-Thege Miklós Csillagászati Intézet / Svábhegyi Csillagvizsgáló
📸 Borítókép forrása: https://www.nasa.gov/
A cikk első része itt olvasható: Titokzatos gamma-felfénylések I. rész