A mérések egyelőre ellentmondásosak: egy kettős aktívgalaxismag-jelölt új, minden eddiginél nagyobb felbontású megfigyelései sem vittek sokkal közelebb az igazsághoz.
Egy magyar, holland és kínai intézetekben dolgozó kutatókból álló nemzetközi csillagászcsoport nemrégiben egy feltételezett kettős aktív galaxismagot vizsgált rádiótartományban annak reményében, hogy mindkét galaxismagot sikerül detektálni. Bár eredményeik csak egy rádiósugárzó aktív galaxismag jelenlétét erősítik meg, az objektum kutatása így is jó néhány meglepetéssel szolgált.
A galaxisok fejlődésének megértése nélkülözhetetlen mind az extragalaktikus csillagászat, mind pedig saját galaxisunk megismerése szempontjából. Elképzeléseink szerint a csillagvárosok evolúciójában alapvető szerepet játszik azok ütközése, pontosabban mondva a galaxisok egymásra gyakorolt hatása. Az Univerzumban két vagy akár több galaxis kölcsönhatása viszonylag gyakorinak mondható, sőt, a Tejútrendszer maga is a Nyilas csillagkép irányában látható Sagittarius törpegalaxissal hat kölcsön.
Azonban az aktív galaxisok, azon belül is különösen a rádiósugárzó aktív maggal rendelkezők kölcsönhatása már jóval ritkább eseménynek számít, köszönhetően annak, hogy az aktív galaxismagoknak csak mintegy tizedrésze figyelhető meg rádiótartományban. A nagyobb galaxisok centrumában található millió vagy milliárd naptömegű, ún. szupernagy tömegű fekete lyuk környezetébe kerülő anyag anyagbefogási korongba rendeződik, amelyre merőlegesen a rádiótartományú aktivitásért felelős relativisztikus plazmanyalábok (jetek) indulhatnak ki. A jetek megfigyelése legtöbbször nagyon hosszú bázisvonalú interferometriával (very long baseline interferometry, VLBI) történik. Ezzel a technikával egymástól több ezer kilométer távolságra elhelyezkedő rádiótávcsövekkel akár ezredívmásodperces felbontás elérése is lehetséges. A rendkívüli felbontásnak köszönhetően ez a módszer alkalmas egymástól akár mindössze 30-40 fényév távolságban lévő aktív galaxismagok megkülönböztetésére, ily módon kölcsönható galaxisok megfigyelésére olyan távolságokban is, amire csak kevés műszer, elsősorban a földi légkör zavaró hatásaitól mentes környezetben működő eszközök, például a Hubble-űrteleszkóp (Hubble Space Telescope, HST) képes.
A HST pedig nem is tétlenkedik, 2017-ben az SDSS J101022.95+141300.9 (röviden J1010+1413) jelű objektumot vizsgálva két kompakt forrást figyelt meg egymástól mindössze 1400 fényév távolságra. A felfedezők a két pontforrást két kölcsönható galaxis magjaként azonosították. Maga a rendszer z=0,199 vöröseltolódású, ami kb. 2,5 milliárd fényéves távolságnak felel meg, azaz 1 ezredívmásodperc szögtávolság 3,3 parszek fizikai szeparációt jelent a látóirányra merőlegesen.
Tőlük függetlenül az amerikai Very Large Array (VLA) rádióantenna-hálózat is megfigyelte az objektumot, azonban ezek a mérések csak egy galaxismag jelenlétét mutatták. Ezekkel a mérésekkel azonban az aktív galaxismagok anyagalaxisuk csillagkeletkezésére vonatkozó hatásait vizsgálták, nem volt kifejezetten céljuk kölcsönható galaxisok azonosítása. Ráadásul a mérések során elért felbontás nem volt elégséges ahhoz, hogy a két pontforrást be lehessen azonosítani a rádiótérképeken, még akkor sem, ha mindkét aktív galaxismag rádiósugárzó. Tehát mindenféleképpen jobb felbontású rádiómegfigyelésekre volt szükség ahhoz, hogy a kölcsönható galaxisok jelenlétét meg lehessen erősíteni. Ehhez az említett nemzetközi kutatócsoport az Európai VLBI Hálózattal (European VLBI Network, EVN) végzett méréseket, két frekvencián, 2020 februárjában.
Az EVN-mérések alapján elkészített rádiótérképek mindkét frekvencián egy észak-déli irányban (a magasabb mérési frekvencián kb. 230 fényévre) elnyúló struktúrát mutatnak. Ez a megfigyelés legalább egy aktív galaxismag jelenlétét támasztja alá a rendszerben, hiszen az objektum magas fényességi hőmérséklete alapján kijelenthető, hogy biztosan nem csillagkeletkezésből származó rádiósugárzást sikerült detektálni. Azonban másik rádióforrás nem látható a térképeken, így a kutatócsoport az objektumról korábban készült, archív adatsorokhoz fordult.
frekvenciákon készített rádiótérképeken. A magasabb frekvenciájú méréssel a galaxismagot jobb felbontással láthatjuk, a központi fekete lyukhoz közelebbi régiót megfigyelve (Kép: Veres P. M. és társai 2021)
Legnagyobb meglepetésükre azonban az EVN által detektált rádióforrást egyik, a HST által korábban azonosított pontforrással sem lehetett beazonosítani, ugyanis a különböző hullámhosszú mérések során talált objektumok közt a hibahatárokat jelentősen meghaladó pozíciós eltérést találtak. Aktív galaxismagok esetén nem ritka, hogy 10 ezredívmásodperc nagyságrendű eltérést látunk a rádió és az optikai tartományokban történt detektálások között, ugyanis míg rádióban a jet sugárzását figyelhetjük meg, addig látható fényben a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongot. A J1010+1413 esetében azonban az EVN és HST detektálások között közel 350 ezredívmásodperces pozíciós eltérés figyelhető meg, ami nem magyarázható semmilyen fizikai jelenséggel. Ráadásul az objektumról a Gaia űrteleszkóppal, a VLBI-hoz hasonló pontossággal, optikai tartományban meghatározott pozíció ugyancsak eltérést mutatott mind az EVN, mind pedig a HST koordinátáktól.
Ezek a pozíciós eltérések lehetetlenné tették a különböző hullámhosszakon talált objektumok azonosítását egymással. A kutatócsoport így az archív mérések abszolút pozíciójának pontosságát kezdte vizsgálni és a HST adatokon dolgozva azt találta, hogy az űrteleszkóp által készített felvételeken két másik, halványabb objektum ugyancsak több száz ezredívmásodperces eltérést mutatott a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) égboltfelmérési program katalógusaiban található pozíciójuktól, méghozzá ugyanabban az irányban, mint a J1010+1413 esetében feltételezték. A megoldást tehát végül a HST képek ellentétes irányú eltolása jelentette, aminek eredményeképp a rádió és optikai detektálások sokkal konzisztensebbé váltak egymással. A HST felvételeken beazonosított halványabb objektumok azonban az SDSS katalógusokban jelentős pozíciós bizonytalansággal szerepelnek, így az űrteleszkóp felvételein szükséges eltolást nem lehetett pontosan meghatározni, tehát magának az eltolásnak is volt egy bizonytalansága. Ez a bizonytalanság végül is két logikus, fizikai értelemmel bíró megoldást eredményezett, így az objektum természetének értelmezése kétféleképpen vált lehetségessé.
Az egyik ilyen eltolás következménye, hogy az EVN által detektált rádióforrás a két HST pontforrás közé esik, míg a Gaia pozíció az északi, fényesebb HST pontforráséval egyezik meg. Ez az eset egyetlen aktív galaxismag jelenlétével konzisztens, hiszen ekkor a galaxismagunk az EVN által mért, az előző bekezdésben tárgyalt objektum, amelyet a por árnyékoló hatása miatt csak rádiótartományban látunk, optikaiban nem. A két HST pontforrás pedig az árnyékoló por által kitakart régión kívül elhelyezkedő ún. kiterjedt keskenyvonalas régió, amelyet ily módon kettévágva látunk a térképen.
A másik logikusan feltételezhető eltolás az objektum kettős aktív galaxismagként való klasszifikációjával hozható összhangba (3. ábra, jobb oldali térkép). Ez esetben a kutatócsoport által detektált aktív galaxismag a HST képeken a déli pontforrásnak felel meg. Következésképpen a HST képeken feltűnő, északi pontforrást csak egy másik aktív galaxismag jelenlétével magyarázhatjuk. Ekkor a J1010+1413 Gaia pozíciója a két pontforrás közé esik, ami konzisztens a feltevéssel, miszerint az űreszköz egy objektumként detektálta őket, azaz a HST-vel ellentétben nem tudta felbontani a pontforrásokat.
Azt, hogy a két bemutatott lehetőség közül melyik fedi a valóságot, a jelenleg rendelkezésre álló adatok alapján nehéz megmondani, hiszen mindkettő összeegyeztethető a HST képeken, azok abszolút pozíciójának javítása érdekében véghez vitt eltolásokkal és az objektum egyéb megfigyelt tulajdonságaival.
Összességében elmondhatjuk, hogy a J1010+1413 természetének megértése sokkal nagyobb kihívást jelent, mint azt elsőre gondolnánk. Ezek az eredmények azt is jól mutatják, mennyire fontos a csillagászati objektumokat több különböző hullámhossztartományban is mérni és ezeket a megfigyeléseket egymással összhangba hozni.
A kutatócsoport tagjai: Veres Patrik Milán (ELTE, Földrajz- és Földtudományi Intézet, Csillagászati Tanszék), Gabányi Krisztina (ELTE, Földrajz- és Földtudományi Intézet, Csillagászati Tanszék), Frey Sándor (ELKH Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont, Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet), Paragi Zsolt (Joint Institute for VLBI ERIC, Hollandia), Kun Emma (ELKH Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont, Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet) és Tao An (Sanghaji Csillagászati Obszervatórium, Kína).
Az eredményeiket ismertető cikk a The Astrophysical Journal folyóiratban fog megjelenni, az arXiv szerverén azonban már most elérhető: https://arxiv.org/abs/2110.10182
A kutatásokat az NKFIH OTKA K134213 projekt támogatta.
