A 3C 279 kvazár “gammasugár esője”
Az APOD mai felvételén egy különleges „esőt” láthatunk.
Ha a gamma-sugarakat esőcseppeknek képzelnénk el, akkor ilyen képet kapnánk egy fekete lyukról. Ezt a gamma-sugár-esőt a Fermi Gamma-ray Space Telescope rögzítette 2015. június 14 – június 16. között.
Ezeknek a Fermi-űrteleszkóp által detetktált gamma-fotonoknak az energiája elérte az 50 milliárd eV-ot (50 GeV).
A gammasugárzás forrása egy aktív galaxis volt, ami az aktív galaxisok csoportján belül 3C 279 néven (vagy 4C-05.55, NRAO 413, PKS 1253-1205 jelzések alatt) ismert blazár. Mintegy 5 milliárd fényévre található a Naprendszertől. Tőlünk nézve a Szűz csillagkép irányában látható.
Minden gamma-sugár “csepp” a felvételen egy bővülő kört rajzol le, mint a vízbe hulló esőcsepp. A kör végső mérete és színe a detektált gammasugárzás nagyságával arányos. A felvétel egy közel 5° széles égi tartományt ábrázol.
Kvazárokról:
Az 1960-as években a kutatók csillagszerűnek tűnő rádióforrásokat találtak, melyeket kvazároknak neveztek el. A “kvazár” szó eredetileg “kvázi-sztelláris (csillagszerű) rádióforrást” jelentett. Habár a kvazárokat eredetileg rádiókibocsátásuk révén fedezték fel, csupán 10%-uk mutat jelentős rádiózajt (radio loud quasars – rádió-hangos kvazárok). Másik részük nem erős rádióforrás (radio quiet quasars – rádió-halk kvazárok). A kutatók még ma sem tudják pontosan, mitől lesz egy kvazár erős vagy gyenge rádiósugárzó.
Annak ellenére, hogy a források csillagszerűek voltak, színképük hasonlított a Seyfert-galaxismagok színképjeihez. A Seyfert-galaxisok magjának fényessége a galaxisban található csillagok összfényességének a 10-1000-szerese. A kvazárok luminozitása elérheti a 10^12 napluminoiztást is. (A kvazárokhoz hasonló elven termelnek energiát, de sokkal kisebbek a mikrokvazárok, de ezek egy nagy tömegű objektumból (valószínűleg egy fekete lyukból) és egy csillagból állnak, melyek egymás körül keringenek. Legismertebb példájuk az SS 433. A mikrokvazárok tehát kettőscsillagok, a kvazárok viszont galaxismagok.)
A kvazár közepén óriási energiaforrás van, nagy valószínűséggel egy fekete lyuk. Ezt néhány fényév átmérőjű korong veszi körül, melynek közelében gyorsan úszó gázfelhők találhatók. A korongtól távolabb pedig, kb. 100 fényévnyire, ott ahol a kvazár egybeolvad az anyagalaxissal, vékonyabb és hidegebb felhők keringenek. 1960-ban már pontosan meg tudták határozni, hol található az űrben egy ilyen rádióforrás. 1962-ben úgy tűnt, mintha egy csillag egybeesne egy rádióforrással, a 3C 273-mal. Maarten Schmidt csillagász jött rá, hogy a rádióforrás színképében látható vonalak megfelelhetnek a hidrogéngáznak, ha a csillagszerű égitest fénye eltolódott a vörös szín felé. A 3C 273 tehát olyan égitest, mely a fénysebesség 16%-ával távolodik tőlünk.
A Földről megfigyelhető égitestek közül a kvazároknak a legnagyobb a vöröseltolódásuk. Ezért a kutatók feltételezik, hogy ezek az objektumok a tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó objektumok közé tartoznak. A becsült tényleges fényességük és a látszólagos fényességük közötti különbségből megbecsülhető, hogy több milliárd fényévre helyezkednek el, ezért ezek a legtávolabbi megfigyelhető objektumok között vannak a Világegyetemben. Következésképpen a Tejútrendszernél jóval fiatalabbnak gondoljuk őket.
A ma ismert kvazároknak csak kb. 1/10-e bocsát ki rádióhullámokat. A legtávolabbi kvazárok látszólag a fénysebesség többszörösével távolodnak tőlünk – ld. Hubble-törvény.
A Világegyetemben vannak úgynevezett gravitációs lencsék, melyek eltorzíthatják a kvazárok valódi képét. Ilyen híres lencse például az Einstein-kereszt, mely egy kvazár sokszoros képét mutatja.
Röntgenműholdak segítségével a kvazárok röntgensugárzásában nagyon gyors változásokat fedeztek fel. Ezek időtartama néhány nap és néhány óra között változott. Mivel a változást okozó fizikai folyamat nem terjedhet a fénysebességnél gyorsabban, ezeknek az objektumoknak (például eltérő összetételű beszívott gáz vagy porfelhő) a mérete nem lehet nagyobb néhány fénynapnál, vagyis néhány százs – ezer csillagászati egységnél (a Naprendszer mérete 2 fényév, vagyis kb. 120 ezer csillagászati egység – a Naprendszernél jóval kisebb energiatermelő régióról van szó tehát, mintegy a Kuiperüv méretével megegyező régióról.)
A kvazárok kapcsolata más objektumtípusokkal
A kvazárok, a blazárok és az aktív galaxisok egy osztályt alkotnak fizikai kinézetük szerint: mindegyik közepén van egy szupermasszív fekete lyuk. Az aktív ebben az esetben azt jelenti, hogy a közelében elhaladó csillagokat a fekete lyuk hatalmas árapálykeltő ereje ízekre (atomokra) szedi, és anyaguk egy részét – a forgó fekete lyuk dipólszerű mágneses terének megfelelő irányokba – koncentrált sugárnyalábban kilövi a térbe.
Ha erre a képződményre (galaxismag, fekete lyuk, anyagsugár (jet)) oldalról nézünk rá, aktív galaxismagot (AGN-t), ha kb. 45 fokos szögben, akkor blazárt (azaz BL Lacertae típusú objektumot), ha pedig pontosan a nyaláb (jet) irányából, akkor kvazárt látunk.
Az AGN-ek, blazárok és kvazárok fénye folyamatosan ingadozik, napos és éves, valamint évtizedes és évszázados időskálán is fényességváltozásokat mutat. Ritkán előfordul, hogy egy kvazár kitörést produkál: hirtelen felfényesedik.
3C 279 a fentiek alapján blazárnak minősül.
A 3C 279 kvazárt ábrázoló felvétel 600mm-es távcsővel készült.
A 3C 279 egy optikai tartományban hevesen változó kvazár (OVV).
OVV kvazár:
Egy optikailag hevesen változó kvazár (rövidítve OVV kvazár, ang. Optically violent variable quasar)
A 3C 279 kutatásának friss eredményei
A chilei Európai Déli Obszervatórium (ESO) ad otthont a vizsgálatban alkalmazott APEX (Atacama Pathfinder Experiment) teleszkópnak. A másik két készülék a hawaii Szubmilliméteres Távcsőhálózat és az arizonai Szubmilliméteres Teleszkóp. A három távcső összekapcsolásával, az ESO tudósai, az Onsala Űrobszervatórium rádiócsillagászai és a Max Planck Intézet rádiócsillagászati tagozatának kutatói az úgynevezett nagyon hosszú bázisvonalú interferometria (VLBI) módszert használták.
A csillagászatban a nagyobb teleszkópok jobb felbontású képeket készíthetnek, és jobb méréseket nyerhetnek ki az Univerzumról. Az interferometria lehetővé teszi, hogy a csillagászok számos teleszkópót összekössenek és úgy használják, mintha egyetlen készüléket alkotnának, mely akkora, mint a közöttük lévő távolság (bázisvonal). A VLBI esetén igyekeznek maximális távolságot választani a teleszkópok között, hogy a lehető legnagyobb felbontású képet nyerjék ki. A rádiótávcsövek felbontóképességét a légkör nem akadályozza úgy, mint az optikai tartományban működőkét.
Az új kvazártanulmányhoz a három távcsővel óriási teleszkópháromszöget hoztak létre a Földön. A chilei és hawaii teleszkóp közötti távolság 9447 kilométer, a Chile-Arizona bázisvonal pedig 7147 kilométer. Az Arizona-Hawaii bázisvonal 4627 kilométer.
A teleszkópok a kvazárt rendkívül rövid hullámhosszon (1,3 milliméteres) is megvizsgálták, ez a legrövidebb hullámhossz, melyet valaha ilyen nagy bázisvonalú rendszerrel megfigyeltek. A megfigyelések során elért szögfelbontás mértéke alig 28 mikroívmásodperc – a fok körülbelül nyolcmilliárdod része – volt.
Az ESO szakemberei szerint a 3C 279 kvazár új megfigyelései komoly előrelépést képviselnek egy még ambiciózusabb interferometria-alapú projekthez, az úgynevezett Eseményhorizont Teleszkóphoz. Ez a tervezet még több távcső összekapcsolását célozza egy még nagyobb teljesítményű VLBI rendszer kiépítéséhez, mely képes lehet felfedni a Tejút szívében rejlő nagyon nagytömegű fekete lyuk “árnyékát”.
„Az “árnyékot” – a fényesebb háttér előtt látszódó sötét régiót – a fekete lyuk elhajlította fény okozza, és ez lehet az első közvetlen megfigyelt bizonyíték egy fekete lyuk eseményhorizontjának meglétére. Ez utóbbi az a határ, melyet átlépve még a fény sem menekülhet” – mondják az ESO kutatói.
