Pislákoló kvazárok nyomában

826

A kvazárok központi
energiaforrása egy szuper-nagytömegű (akár milliárdnyi
naptömegű) fekete lyuk, amely környezetéből anyagot fog
be. Az anyagbefogási korongra merőlegesen nagyenergiajú
anyagkilövellések, úgynevezett jetek indulnak ki. A
jetekben a mágneses erővonalak körül töltött részecskék
spirálvonalban (fénysebességhez közeli sebességen) mozognak. Az
általuk kibocsátott rádiósugárzást észleljük a Földön.
Ismerve a jetekben működő (többféle) sugárzási folyamatot,
kiszámolták, mekkora a lehetséges maximális fényesség, amit
egy kvazár esetében mérhetünk. Az intenzitást a
rádiócsillagászatban gyakran a fényességi hőmérséklet
segítségével írják le. A maximálisan elérhető fényességi
hőmérséklet az elmélet szerint 1012 K. (A fényességi
hőmérséklet azt adja meg, hogy mennyi lenne egy feketetest
hőmérséklete, ha a megfigyelt intenzitású sugárzást bocsátaná
ki az adott hullámhosszon.)

Azonban gyakran
megfigyelünk az elméleti határértéket meghaladó fényességű
kvazárokat. Ezt a jelenséget általában a relativisztikus
nyalábolással lehet megmagyarázni. A jet a látóirányhoz képest
olyan kis szögben hajlik, hogy a relativisztikus sebességek miatt
és a speciális relativitáselmélet által leírt vetítési
effektusok és idődilatáció miatt a megfigyelt fényességértékek
és sebességek a valósnál nagyobbnak látszanak. Ez a magyarázata
a látszólag a fénysebességet meghaladó sebességekkel mozgó
(szuperluminális) jet komponenseknek is, ami gyakori jelenség
kvazároknál. Mivel tehát mindkettőre hatással van, a
relativisztikus nyalábolás mértékére következtethetünk a
szuperluminálisan mozgó jet komponensek látszó sebességéből,
vagy a mért fényességi hőmérséklet értékéből is.

Ez utóbbit a kvazárok
rádió fénygörbéjéből is megbecsülhetjük. Az alapfeltevés
az, hogy a rádiófényesség változásért felelős tartomány
mérete nem lehet nagyobb, mint a változás karakterisztikus ideje
alatt az elektromágneses sugárzás által bejárható út.
Ellenkező esetben az adott térrész egyes elemei nem lennének
egymással ok-okozati kapcsolatban, tehát egymástól függetlenül,
egymáshoz képest véletlenszerű változásokat mutatnának, ily
módon hosszú távon a fényességváltozások kioltanák egymást –
tehát végeredményben nem észlelhetnénk változásokat a kvazár
fényességében. Mindezekből következik, hogy minél rövidebb
időskálájú változásokat észlelünk, annál kompaktabb az a
térrész, ahonnan a változások eredeztethetőek. A fényességi
hőmérséklet annál nagyobb, minél kompaktabb a sugárzó
objektum. Így tehát minél gyorsabbak a fényváltozások, annál
nagyobb a fényességi hőmérséklet. Ha pedig ez az érték
meghaladja az említett elméleti határértéket, akkor máris
kiszámolhatjuk a relativisztikus nyalábolás erősségét.

Tehát kétféle
mérésből, kétféle effektusból is megbecsülhetjük a
relativisztikus nyalábolás mértékét egy kvazárnál: egyrészt
mérhetjük a jetben észlelhető “csomók”, komponensek mozgása
alapján, másrészt meghatározhatjuk a kvazár gyors
fényváltozásainak karakterisztikus időskálájából is. Bizonyos
nagyon gyors fényesség-ingadozásokat mutató források esetében a
kétféleképpen mérhető nyalábolás nagy mértékben (akár több
nagyságrenddel is) különbözhet egymástól. Ezeket az egy-két
napos, vagy pár órás (sőt akár csak 20 perces) karakterisztikus
időskálát mutató kvazárokat, angol elnevezéssel Intraday
Variable
(IDV) forrásoknak nevezik. A különböző
technikákkal mért relativisztikus nyalábolás értékek közötti
ellentmondást a terjedési elmélet (propagation theory)
oldja fel.

A magyarázat lényege,
hogy a gyors változások nem magából a kvazárból erednek. Az
elmélet a látott fényességváltozásokat szóródási jelenséggel
magyarázza: a távoli kvazárból érkező rádióhullámok a
Tejútrendszer ionizált csillagközi anyagában szóródnak. Ezt
észleljük úgy, mint extrém gyors sztochasztikus
fényesség-ingadozásokat. (A jelenség hasonló ahhoz, ahogy a
csillagok pislákolni látszanak az éjszakai égbolton a Föld
légköre miatt. Ilyenkor a turbulens atmoszféra miatt tűnik úgy,
mintha a csillagok gyorsan változtatnák fényességüket.)

Az éves moduláció jelenségének szemléltetése (Hayley Bignall illusztrációja alapján)

Az egyik legmeggyőzőbb
megfigyelési bizonyíték a szóródási elmélet mellett a
változások éves modulációja. A jelenség lényege, hogy a kvazár
fényességváltozásának karakterisztikus ideje az év különböző
szakaszaiban más és más. Oka pedig a következő. A
fényességváltozás periódusa fordítottan arányos a szórófelhő
és a megfigyelő relatív sebességével. A megfigyelő a Földön
van, tehát sebessége az év folyamán folyamatosan változik.
Amikor a szórófelhő sebessége a Földével közel azonos irányú,
akkor a relatív sebesség kicsi, a periódus nagy, a
fényességváltozás lassú. Fél évvel később, amikor a Nap
körül keringő Föld az ellenkező irányba mozog, a relatív
sebesség nagy lesz, a periódus kicsi, tehát a fényességváltozások
gyorsak (l. a fenti ábrán). Ezt a jelenséget a J1819+3845 jelű kvazárnál
fedezték fel. Azóta további öt-hat IDV forrásnál azonosítottak
éves modulációt mutató időskála-változásokat. Az ilyen
mérések erőforrás-igényesek és hosszadalmasak, hiszen több
éven keresztül, az év különböző szakaszaiban kell megfigyelni
az objektumot. Méghozzá annyi ideig, hogy amikor “lassú”
fázisban van, akkor is legyen elegendő adatunk az időskála pontos
becsléséhez. Éppen ezért kevés ilyen forrást ismerünk. Az éves
modulációt mutató aktív galaxismagok nagy része az extrém gyors
IDV források közül kerül ki. Ezeknél az év azon szakaszában,
amikor viszonylag lassú fényességváltozásokat mutatnak, sem
haladja meg az időskála az egy napot.

A német, magyar, olasz
és kínai csillagászokból álló kutatócsoportunk találta meg az
egyik éves modulációt mutató IDV forrást, a J1128+592 jelűt. Ez
volt azt első relatíve hosszabb idősálájú változást mutató
IDV (az időskála másfél nap és hét óra között változik),
aminél éves moduláció jelenségét sikerült kimutatni. Az
időigényes mérésekre úgy kerülhetett sor, hogy a nem túl
kihasznált 25 méteres kínai urumcsi rádióantennát sikerült
megszerezni a több éven keresztül tartó megfigyelésekhez.

A változások
karakterisztikus idejének az év folyamán mért változásából az
is kiderült, hogy vagy a forrásban, vagy a rádióhullámok
szórásáért felelős csillagközi anyagban közelítően
kelet-nyugat irányban anizotrópia van.

2008-ban a J1128+592 jelű
IDV forrást az amerikai Very Long Baseline Array (VLBA)
rádióinterferométer-hálózattal is megvizsgáltuk, 5, 8 és 15
GHz frekvencián. Ez a rádióantenna-hálózat 10 darab egyforma,
egyenként 25 méter átmérőjű elemből áll, melyek a
Virgin-szigetektől Hawaii-ig helyezkednek el az USA területén. Az
antennák egyszerre figyelik meg ugyanazt az égi objektumot és az
adatokat rögzítik. Később a mért jeleket a korrelátorban
“játsszák vissza” és alakítják ki az interferenciát az
egyes teleszkópok között. Az interferométeres technikát
használva az elérhető felbontás a leghosszabb bázisvonallal (két
elem közti legnagyobb távolsággal) fordítottan arányos. Ez a
VLBA rendszer esetében 8000 km. 5 GHz-en az elérhető szögfelbontás
~1,5 ezredívmásodperc. Az így elkészült rádióintenzitás-térképek
alapján kiderült, hogy a forrás a kompakt mag mellett egy jet
komponenst is tartalmaz, ami önmagában eléggé szokványos. De ez
a jet komponens pont olyan irányban látszik, hogy könnyen
magyarázatot szolgáltathat az éves modulációban tapasztalt
anizotrópiára. A két komponens nemcsak a (nagyobb felbontású) 8
és 15 GHz-es teljes intenzitástérképen volt jól elkülöníthető,
de az alacsonyabb felbontású 5 GHz-es polarizált térképen is
egyértelműen lehetett látni a jet kezdeményt (l. az alábbi ábrán).

A J1128+592 jelű kvazár rádiótérképe. Jól látható a központi mag és attól jobbra (nyugatra) a jet komponens.

A VLBA mérésekből a
forrás látszó szögméretét is meg lehet becsülni. Ezt és a
változások karakterisztikus idősáláját felhasználva pedig
megkapható a szórófelhő közelítő távolsága, mely jelen
esetben 110 fényévnek adódott.

A J1128+592 jelű IDV
forrással foglalkozó csoport tagjai: Gabányi Krisztina (MTA
Fizikai Geodéziai és Geodinamikai Kutatócsoport), Nicola Marchili,
Thomas Krichbaum, Lars Fuhrmann, Peter Müller, Anton Zensus (MPIfR,
Bonn), Xiang Liu és Huagang Song (NAO, Kína). A munka itthon az
Országos Tudományos Kutatási Alapprogramok (OTKA, K72515)
támogatásával folyt. Az eredményeket ismertető cikk az Astronomy
and Astrophysics című folyóiratban jelent meg decemberben (Gabányi és munkatársai, 2009, A&A, 508, 161). A cikk
az arXiv szerverén elérhető az alábbi címen:
http://fr.arxiv.org/abs/0909.4615

Hozzászólás

hozzászólás