Titokzatos gamma-felfénylések II. rész

Csillagvizsgáló Svábhegyi

 

Az első nagy energiás égboltfelmérés, az EGRET rejtélyes objektumainak nyomában. II. rész

Az 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. 

Az EGRET logója,
benne egy kócsaggal (az egret szó kócsagot jelent angolul) és a CGRO űrobszervatóriummal.

 

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 ábrán látható kontúrvonalas rádiótérképeink a J1826+3431 rádióforrásról készültek, 8 GHz-es frekvencián mért adatok alapján. . D0-tól D4-ig a jet komponensei vannak jelölve. Szemmel is kivehető a D4 magtól távolodó mozgása. A fel-feltűnő egyvonalas kontúrok jellemzően zajt jelentenek. A bal felső sarokban a mérési időpont olvasható le, míg a bal alsóban a hálózattal elérhető legjobb felbontást jelképező nyalábméret látható. A vízszintes tengelyen relatív rektaszcenzió, míg a függőleges tengelyen relatív deklináció értékek szerepelnek milliívmásodpercben. Az ábra a Caltech Difmap szoftverével készült, a VLBA által mért adatok feldolgozásával.

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.

A J1826+3431 rádiótérképein látható struktúra 4 különböző rádiófrekvencián mérve. Betű-szám jelzéssel a jetkomponensek pozíciói vannak jelölve. Itt még a modellillesztés előtti állapotot látjuk, ezért nincsenek a 6. ábrához látottakhoz hasonlóan körapalú modellkomponensekkel szemléltetve. Érdemes megfigyelni a tengelyek skálázását, fentről lefelé illetve balról jobbra egyre „beljebb” látunk, egyre jobb felbontással. A tengelyeken a 6. ábrához hasonlóan relatív rektaszcenzió illetve deklináció értékek szerepelnek. Az 1,7 GHz-es rádiótérkép EVN által mért adatok, a többi térkép VLBA adatok alapján készült.

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.

A Fermi gamma-sugárzást mérő űrtávcsöve 2008 májusában, indulásra készen.
Az ábra forrása: svs.gsfc.nasa.gov

Figyelembe véve, hogy az általunk feldolgozott mérések alapján a J1826+3431
rádióaktivitása 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. A tanulmány itt olvasható.

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