(Image credit: C.M. Urry and P. Padovani)
Synkrotronisäteily.
Doppler boosting.
Muistuta myös mieleesi, mitä tarkoittavat: spektri-indeksi ja punasiirtymä.
Voit lukea myös Metsähovin omat yleistajuiset kvasaaritutkimussivut.
Kvasaarit löydettiin vasta 1963, jolloin aluksi lähellä sijaitseviksi luulluista kohteista löydettiin melko suuria punasiirtymiä, jotka osoittivatkin niiden sijaitsevan kaukana Linnunradan ulkopuolella. Lyhyestä historiastaan huolimatta kvasaareista on ehditty kerätä valtava määrä dataa 35 vuodessa. Uusien aallonpituusalueiden havaintojen tullessa mahdollisiksi satelliittien myötä on kvasaareista saatu paljon lisää havaintotuloksia ja tietoa. Havaintojen tulkitseminen on kuitenkin ollut vaikeata, sillä kvasaarit ovat kaukaisia, mutta pieniä kohteita, joten ne näkyvät pistelähteinä, eli niistä ei voida nykyisillä havaintovälineillä muodostaa kuvaa mitään yksittäistä teleskooppia käyttäen (ainoastaan interferometriatekniikalla saadaan aikaiseksi jonkinlainen kuva kvasaarista, mutta vielä nykyisin ei kovin läheltä keskuskappaletta). Päätelmät kvasaarin rakenteen yksityiskohdista on siis tehtävä epäsuorasti. Lisäksi kvasaareissa tapahtuu ilmiöitä, jollaisia ei tapahdu lähellä havaittavissa kohteissa ja joita ei voida tehdä laboratoriokokeissa, joten kvasaaritutkimus vaatii paljon sekä havaitsijoilta että teoreetikoilta.
Suomessa kvasaareita tutkitaan Metsähovissa ja Turun yliopiston Tuorlan observatoriossa. Metsähovin + Tuorlan kvasaaritutkimusyhteistyö muodostaa Suomen suurimman ja selvästi eniten julkaisuja tuottavan tähtitieteen tutkimusryhmän.
Vaikka meidän Linnunradastamme havaitaankin runsaasti radiosäteilyä, se ei ole läheskään vastaava radiosäteilijä kuin monet kaukaiset ns. aktiiviset galaksit. Aktiivinen galaksi on määritelmänsä mukaisesti hyvin voimakkaasti jollakin tai usealla aallonpituusalueella säteilevä galaksi, jossa säteily on tyypillisesti keskittynyt pienelle alueelle galaksin keskustassa. Keskusalueen säteily siis on voimakkaampaa kuin kyseisen galaksin tähtien yhteenlaskettu säteily ja näkyy siksi kauas.
Aktiivisten galaksien luokittelu on melko satunnaisesti syntynyt ja perustuu mm. eri aallonpituusalueilla tehtyihin havaintoihin. Erityisesti optisella alueella havaittavat aktiiviset galaksit ovat usein ns. Seyfert-galakseja, jotka ovat spiraaligalakseja. Radiogalakseista lähes kaikki ovat elliptisiä galakseja.
Aktiivinen galaksinydin eli AGN (Active Galactic Nucleus), joihin kvasaaritkin kuuluvat, voidaan määritellä siten, että sen keskusta näyttää tähtimäiseltä ilman erottuvaa rakennetta (eli AGN:n oleellinen ydin sijaitsee hyvin pienessä tilassa, alle 1 pc alueella) ja se säteilee keskustan alueelta jopa enemmän kuin koko muu galaksi. AGN:ien säteily voi vaihdella nopeasti ja voimakkaasti, mikä myöskin osoittaa säteilyn olevan peräisin pieneltä alueelta. Sana "kvasaari", englanniksi "quasar", on väännös sanoista "quasi-stellar radio source", sillä alunperin kvasaareita luultiin (melko lähellä oleviksi) tähdiksi tai "tähtienkaltaisiksi kohteiksi" pistemäisyytensä vuoksi. Sanaa "kvasaari" käytetään nykyisin usein synonyyminä aktiiviselle galaksinytimelle, vaikka todellisuudessa luokittelu on monimutkaisempaa. Kvasaarit ja muut AGN:t jakaantuvat myös lukuisiin eri alaluokkiin (ks. kohta Yhtenäismallit). AGN-tutkimuksessa kaikki taajuusalueet ovat tärkeitä, jotta saataisiin kokonaiskuva niiden rakenteesta, luokittelusta, säteilymekanismeista jne.
Nykyään tunnetaan tuhansia AGN:iä. Vaikka alunperin kvasaarit liitettiin nimenomaan radiohavaintoihin, jopa noin 90% AGN:stä on ns. radiohiljaisia eli niistä ei havaita (ainakaan kovin voimakasta) radiosäteilyä. Tässä yhteenvedossa kvasaarien radiosäteilystä puhuttaessa tarkoitetaan kuitenkin nimenomaan radioäänekkäitä (ns. radio loud) kvasaareita, jotka usein kuuluvat myös "blasaareina" (blazars) tunnettuun, voimakkaasti muuttuviin ja useimmilla taajuusalueilla havaittaviin AGN:iin.
(Image credit: C.M. Urry and P. Padovani)
Nykyinen kvasaarimalli ja sen kokoskaalat ------------------------------------------------------- Supermassiivinen musta aukko (SMBH) n. AU Kertymäkiekko mpc VLBI-suihkut, shokit 0.1 pc Broad-line region, BLR pc Molekyylikiekko Narrow-line region, NLR 100 pc Isäntägalaksi 100 kpc Laajat radiosäteilyalueet (lobes), Mpc ja niiden tiivistymät, hotspotit
Seuraavassa on käsitelty tarkemmin näitä kvasaarin eri osia.
Nykykäsityksen mukaan kvasaarin ytimessä on pienessä tilassa hyvin massiivinen kohde, luultavasti musta aukko, jonka massa on luokkaa 106-109*MSun. Tämä keskuskappale sijaitsee alle 10-5 pc alueella, eli aurinkokunnan koon luokkaa olevassa tilassa. Kvasaarista havaittava energia on ennen kaikkea ympäröivän materian gravitaatiopotentiaalienergiaa, jota vapautuu materian syöksyessä mustaan aukkoon.
Voimakas gravitaatiokappale vääristää aika-avaruutta siten että sähkömagneettinen säteily ei enää pääse sen vaikutuspiiristä pois. Newtonin terminologialla pakonopeus mustan aukon "pinnalla" on valonnopeutta suurempi. Vuonna 1916 Karl Schwarzschild johti yleisen suhteellisuusteorian perusteella tietynmassaiselle mustalle aukolle säteen, jota kutsutaan Schwarzschildin säteeksi (ks. "Schwarzschild metric"). Schwarzschildin säde RS = 2*G*M/c2. RS on ns. tapahtumahorisontti, jonka sisään jäänyt aine ei pääse poistumaan eikä sen sisäpuolelta saada mitään informaatiota. Klassisesta fysiikasta voidaan kuitenkin johtaa vastaavasti: Gravitaatiokappaleen potentiaalienergia = pakenevan kappaleen kineettinen energia, joten 0.5*m*v2 = G*M*m/R (jossa m on testikappaleen ja M mustan aukon massa). Fotonille 0.5*m*c2 = G*M*m/R, joten R = 2*G*M/c2.
Yhden auringon massainen musta aukko: RS = 3 km, M = 108*MSun --> RS = 3*108 km = n. 2 AU.
Musta aukko muuttaa ulkopuolellaan potentiaalienergiaa kineettiseksi energiaksi. Tämä ehtii tapahtua, sillä materia ei putoa suoraan mustaan aukkoon, vaan sen lähellä tapahtuu monenlaista vuorovaikutusta: törmäyksiä, ratamuutoksia, säteilyvaikutuksia (re-radiation), jne.
Mustan aukon staattinen säde (> RS) on säde jonka sisällä
hiukkanen ei voi olla stationäärinen vaan pyörii mustan aukon mukana. Jos
se kuitenkin on RS:n ulkopuolella, se voi paeta (jos saa
siihen riittävän sysäyksen). Tämä alue RS:n ja staattisen
säteen välissä on nimeltään mustan aukon ergosfääri. Esimerkiksi voi
tapahtua niin, että hiukkanen ergosfäärissä hajoaa kahdeksi ennen
tapahtumahorisonttia, toinen putoaa tapahtumahorisontin sisään ja toinen
pakenee ergosfääristä. Tällöin pakenevalla hiukkasella voi olla jopa
enemmän energiaa kuin alkuperäisellä ergosfääriin tullella hiukkasella,
koska saa energiaa mustan aukon pyörimisestä (eli energia kuitenkin
säilyy). "Kerrin mustat aukot" ovat tällaisia pyöriviä systeemejä. On
laskettu, että jopa 29% pyörivän mustan aukon energiasta voidaan käyttää
tähän -- tämä ns. Penrosen prosessi olisi siis tehokkain tunnettu tapa
tuottaa energiaa! Toistaiseksi ei kuitenkaan ole mitään näyttöä siitä,
että tämä mekanismi todellisuudessa olisi oleellinen kvasaarin
energiantuotannon kannalta.
(Luennolla esitettiin kysymys ns. Hawkingin säteilystä: siinä
kuvatunkaltaisella mekanismilla "synnytetään hiukkasia tyhjästä", eli
materia- ja antimateriahiukkasten syntyessä lähellä tapahtumahorisonttia
voisi käydä niin, että antimateriahiukkanen putoaisi mustaan aukkoon ja
materiahiukkanen pakenisi, näennäisesti siis musta aukko synnyttäisi
hiukkasen, "hikoilisi". Ks. lisätietoja sekä
Penrosen prosessista että Hawkingin säteilystä).
Voidaan kysyä, voidaanko supermassiivisten mustien aukkojen olemassaololle löytää pitäviä todisteita, sillä kvasaarien ytimet ovat niin pieniä systeemejä, ettei niitä voida havaita suoraan. Nykyisin kuitenkin supermassiivinen musta aukko riittää parhaiten selittämään kvasaareissa havaitut ominaisuudet ja sitä on tällä hetkellä pidettävä todennäköisimpänä kvasaarin keskuskappaleen mallina.
Perusteita supermassiivisten mustien aukkojen olemassaololle:
Kvasaarin ytimessä olevan mustan aukon gravitaatiokenttä kerää ympäriltään materiaa itseään kohti (n. 1 pc alue). Jossakin vaiheessa materiaa (kaasu, pöly, pilviä...) on niin paljon, että materia alkaa törmäillä keskenään, menettää kineettistä energiaa ja lämmetä. Lopulta hiukkasilla on liian vähän energiaa jotta ne voisivat paeta. Törmäysten jatkuessa radat muttuvat enemmän ympyräradoiksi, ja koko systeemi asettuu enemmän tasoon. Kineettinen energia muuttuu potentiaalienergiaksi ja lopulta lämmöksi. Systeemin osien vuorovaikutus jatkuu (mm. pilvien sisällä), ja kertymäkiekko lämpenee entisestään, lämpötilagradientti kiekossa suuntautuu sisäreunalta ulospäin. Kertymäkiekko on termisen säteilyn lähde.
Kertymäkiekkoja voi olla ainakin kahdenlaisia: ohuita kiekkoja (thin disk) ja paksuja toruksia (inflated torus). Kertymäkiekkojen teoria on vielä kehitysasteella, mutta lämpötilan niissä tiedetään olevan 104 K (ohuet kiekot) --> 105K (paksut torukset). Kiekkojen säteily vastaa lähinnä mustan kappaleen säteilyä, tosin muitakin mekanismeja saattaa esiintyä.
Kvasaarin energiantuotto on mahdollisesti osaksi peräisin myös kertymäkiekon ja mustan aukon magneettikenttien kytkennästä. Paksu kiekko ainakin osaksi auttaa säilyttämään suihkujen suunnan (kollimointi).
Mittakaavoista: kertymäkiekon sisäosa on muutaman RS:n päässä, eli 108*MSun:lle 1-20 AU. Paksun kiekon ulkoreuna on n. 50-100 RS päässä, sitten muuttuu ohueksi, joka voi ulottua jopa 104*RS (luokkaa 0.05 pc) etäisyydelle. Huom. luminositeetti tulee kuitenkin lähinnä sisäosista.
Kvasaareissa vapautuva energia ja plasma virtaavat ulospäin relativistisissa suihkuissa, jotka suuntautuvat keskuskappaleen pyörimisakselien suuntaan. Suihkut syntyvät varsin lähellä keskuskappaletta (tarkkaa syntymekanismia ei vielä tunneta), mutta voivat jatkua laajan skaalan suihkuina yli koko galaksin näkyvän osan ulkopuolelle asti. Suihkujen on siis oltava erittäin pitkäikäisiä. Vielä ei osata sanoa, miten suihkuissa etenevien elektronien energiaa ylläpidetään näin pitkiä aikoja, tai onko kyseessä jonkinlainen uudelleenkiihdytysmekanismi.
Radioalueella tapahtuva tutkimus on vaikuttanut erityisesti suihkuissa tapahtuvien ilmiöiden ymmärtämiseen. Nykyisen käsityksen mukaisesti radioalueella havaittavat purkaukset ovat juuri näissä suihkuissa etenevien, varsin lähellä keskuskappaletta syntyvien, synkrotronimekanismilla säteilevien plasmashokkien vaikutusta. Suihkussa edetessään shokit kasvavat ja hiipuvat, mikä havaitaan radioalueella kontinuumisäteilyn tasonmuutoksina. Radioalueen purkaukset osataan jo selittää melko hyvin, osittain siksi, että nimenomaan radioalueella on tehty kattavaa monitorointihavainnointia (mm. Metsähovissa), jota on voitu käyttää mallien kehittämiseen ja testaamiseen. Tutkimalla radioalueen ilmiöiden ja muilla aallonpituusalueilla havaittujen ilmiöiden yhteyttä toisiinsa voidaan paremmin ymmärtää myös (vielä muuten heikommin ymmärrettyjä) muilla aallonpituusalueilla vaikuttavia säteilymekanismeja, mm. optisen, röntgen ja gamma-alueen säteilyjen syntymekanismeja.
Hyvin lähellä keskuskappaletta, vielä sen ja kertymäkiekon vaikutuspiirissä, on leveiden emissioviivojen alue, Broad Line Region (BLR), jossa viivat ovat voimakkaita ja gravitaation aiheuttamien nopeusvaikutusten leventämiä. Tällä alueella materiaa kerääntyy kohti mustaa aukkoa.
Nykyiset havainnot tukevat näkemystä, jonka mukaan BLR- ja NLR-alueiden välillä kvasaarissa sijaitsee paksu molekyylikiekko (molecular torus), joka joissakin tapauksissa estää näkemisen sisäosiin (BLR, VLBI-suihkut, kertymäkiekon ympäristö). Kiekko koostuu lähinnä pölystä ja alkaa muutaman pc päässä keskuskappaleesta, ulottuen jopa satojen parsekien päähän. Jos kvasaaria havaitaan muusta suunnasta kuin siitä, johon suihkut osoittavat, molekyylikiekko peittää alleen keskuskappaleen lähitienoon ja BLR-alueen, ja kohde saattaa havaintojen perusteella vaikuttaa hyvin erilaiselta kuin suoraan suihkun suunnista havaittu kohde, josta havaitaan esteettä myös ytimen lähistöön liittyviä ilmiöitä. Tämä selitys liittyy oleellisesti kvasaarien yhtenäismalleihin, joista lisää jäljempänä.
Molekyylikiekon ulkopuolella, n. 10-100 pc päässä keskuksesta, sijaitsee kapeiden emissioviivojen alue (Narrow-line region, NLR). Täällä gravitaation vaikutukset ovat vähäisempiä kuin lähellä keskusta, joten kaasun tiheys ja nopeudet ovat pienempiä kuin BLR-alueessa, ja viivatkin havaitaan kapeampina.
Varsinaisen AGN:n, eli yllä kuvattujen rakenneosien, voidaan katsoa rajoittuvan aktiivisen galaksin keskustaan n. 1 kpc alueelle. Lähellä kpc-skaalaa tapahtuu vielä paljon isäntägalaksin ja aktiivisen ytimen vuorovaikutusta, mutta osa tapahtumista on normaalia galaksin kehitykseen liittyvää toimintaa (tähtien synty jne.) Varsinainen galaksi ulottuu tyypillisesti luokkaa 100 kpc päähän, mutta laajan mittakaavan radiosuihkut voivat ulottua vielä paljon kauemmas, Mpc etäisyydelle asti.
Koska kvasaarit ovat niin kaukaisia kohteita, että ne näkyvät
yksittäisen teleskoopin havannoissa aina pistelähteenä, niiden tutkiminen
tapahtuu lähinnä epäsuorasti. Kvasaaritutkimuksessa pyritään yhdistämään
eri energia-alueilla ja useissa eri aikaskaaloissa havaitsevien
instrumenttien dataa koko sähkömagneettisen spektrin alueella.
Seuraavassa on joukko kysymyksiä, joihin tämän päivän
kvasaaritutkimuksessa pyritään vastaamaan:
Metsähovin Radiotutkimusasemalla on vuodesta 1980 asti tehty säännöllistä kvasaaritutkimusta Turun yliopiston ja Teknillisen korkeakoulun yhteistyöprojektina. Metsähovissa tehtävä kvasaaritutkimus on pääasiassa säännöllistä monitorointia, jonka tarkoituksena on seurata kvasaarien vuonvaihteluita taajuuksilla 22 GHz, 37 GHz ja 90 GHz. Havaintojen perusteella laaditaan valokäyriä ( vuokäyriä), joiden avulla kehitetään teoreettisia malleja ja pyritään ymmärtämään kvasaareiden ja muiden aktiivisten galaksinytimien rakennetta.
Metsähovi on ainoa teleskooppi maailmassa, jonka havaintoajasta merkittävä osa käytetään säännölliseen kvasaarien vuonvaihteluiden seurantaan korkeilla radiotaajuuksilla. Ryhmämme tekemät havainnot Chilessä Euroopan Eteläisen Observatorion (ESO) alueella sijaitsevalla SEST-teleskoopilla ovat kuitenkin mahdollistaneet kvasaaritutkimuksen vielä korkeammilla taajuuksilla, 90 GHz 230 GHz. SESTillä tehtyjen (teleskooppi suljettiin v. 2003) havaintojen määrä on huomattavasti pienempi kuin Metsähovin havaintojen määrä, mutta tämän taajuusalueen data on erittäin tärkeätä aktiivisten galaksinytimien rakenteen ymmärtämiseksi, sillä niiden ytimissä tapahtuvat purkaukset havaitaan ensimmäiseksi juuri korkeilla taajuuksilla, ja muutenkin millimetri- ja alimillimetrialueen data muodostaa tärkeän linkin radiohavaintojen ja korkeampien taajuusalueiden välillä. Lisäksi SEST-teleskoopilla pystyttiin havaitsemaan muuten varsin niukasti tutkittuja eteläisiä lähteitä.
Radiohavaintojen etuna on edellä mainittujen seikkojen lisäksi myös se, että niitä voidaan tehdä ympäri vuorokauden ja myös kohteen ollessa melko lähellä aurinkoa, eli havaittuihin radiomuuttuvuuskäyriin ei tule samanlaisia pitkiä pakollisia taukoja kuin esim. optisiin havaintoihin. Metsähovissa on pyritty sekä suurehkon kvasaariotoksen pitkäaikaiseen ja mahdollisimman tiuhaan havainnointiin että erilaisten pienempien otosten satunnaiseen tai kertaluonteiseen havainnointiin. Edellisen avulla pyritään täysin ymmärtämään radiopurkausten syntyä ja kehitystä sekä tutkimaan samankin kvasaarin erityyppisiä purkauksia. Jälkimmäinen auttaa kvasaarien yleisten ominaisuukisen ja luokittelun ymmärtämisessä. Lisäksi Metsähovissa osallistutaan koordinoituihin yhteishavaintoihin muilla teleskoopeilla tehtävien tai esim. satelliiteissa toimivien instrumenttien kanssa, jolloin saadaan aikaiseksi kvasaarien monitaajuusspektri ja voidaan tutkia eri taajuusalueiden välisiä korrelaatioita ja viiveitä.
Radioäänekkäiden kvasaarien kontinuumispektri matalilta radiotaajuuksilta millimetrialueelle on selvästi synkrotronisäteilyn aiheuttama. Joissakin tapauksissa spektrissä voi näkyä usean synkrotronikomponentin aiheuttamaa litistymistä, mutta tyypillisen blasaarin radiosäteilyn spektri kääntyy voimakkaaseen laskuun viimeistään yli 100 GHz taajuudella. Jos tutkitaan blasaarien kontinuumispektrin luminositeettia taajuuskaistaa kohden, huomataan synkrotronisäteilyn tehohuipun osuvan yleensä n. FIR-alueen (Far Infra Red) tienoille (1012-1014 Hz).
Kvasaarien radiopurkauksia mallitetaan shokkimalleilla, joita Metsähovin ja Turun ryhmän tutkijatkin ovat olleet kehittämässä. Ns. yleisen shokkimallin mukaan kvasaarin radiosäteilyssä on suihkusta peräisin oleva vakiokomponentti ja sen lisäksi shokkien aiheuttama purkauskomponentti, tai useita sellaisia. Shokin varsinaista syntymekanismia ei vielä tunneta -- siis sitä, mikä alkuperäisen häiriön aiheuttaa, miten elektronit kiihdytetään ultrarelativistisiksi, ja missä kohdassa suihkua shokki tarkalleen syntyy. Purkauksen syntykohdan sijainti on kuitenkin melko lähellä suihkujen alkupäätä.
Radiopurkauksessa tiedetään olevan kolme vaihetta: kasvuvaihe, jolloin shokki syntyy, adiabaattinen hiipumisvaihe, jolloin shokki laajenee kunnes lopulta sitä ei enää havaita, ja niiden välissä yleensä vaihe, jossa energiahäviöt ja energiantuotto voivat olla balanssissa ja jossa purkauksen huippu siirtyy matalammille taajuuksille. Tämä yleinen shokkimalli selittää sen, miksi radiopurkaukset alkavat ensiksi näkyä korkeilla radiotaajuuksilla samanaikaisesti tai hyvin pienillä viiveillä korkeamman ja matalamman taajuuden välillä, ja alemmilla radiotaajuuksilla purkaus havaitaan vasta pidemmän viiveen jälkeen. Malli selittää myös sen, miksi samassa kvasaarissa voidaan havaita näennäisesti erilaisia radiopurkauksia.
Vaikka radiosäteilyn mekanismi (synkrotronisäteily suihkussa muodostuvista shokeista) tunnetaankin jo melko hyvin, muiden aallonpituusalueiden säteilymekanismeissa on vielä hyvin paljon selvitettävää. Yksi kiinnostava kysymys on optisen säteilyn synty aktiivisissa galaksinytimissä. Periaatteessa optinen säteily voi syntyä useassa kohdassa AGN:ntä ja usealla eri mekanismilla -- kyse voi olla mm. kertymäkiekon kuuman kaasun termisestä säteilystä, sen lähistöllä olevan kuuman pölyn termisestä säteilystä, mutta myös synkrotroniytimen lähistöltä tai suihkuista peräisin olevasta ei-termisestä säteilystä.
Luultavasti optista säteilyä (ja mahdollisesti IR, UV) voi syntyä AGN:ssä kaikillä yllämainituilla tavoilla. Kiinnostavaa onkin, milloin joku mekanismeista dominoi, miten ne voidaan erottaa toisistaan ja voidaanko jollakin tavoin ennustaa tietynlaisen säteilymekanismin aiheuttaman optisen säteilyn havaittavuus.
Aiemmin kuviteltiin, että AGN:ssä radiopurkaukset ja optiset purkaukset eivät juurikaan liity toisiinsa. Optiset purkaukset vaikuttivat hyvin voimakkailta ja nopeilta tapahtumilta, kun taas radiopurkaukset olivat hitaita, niiden laskuvaihe kesti pitkään ja niitä havaittiinkin eri aikoina kuin optisia purkauksia. Korkean taajuuden radiohavainnot sekä tiuha ja pitkäaikainen monitorointi ovat kuitenkin tuoneet lisävalaistusta AGN:ien radio- ja optisen muuttuvuuden väliselle korrelaatiolle. Luultavasti radioäänekkäiden kvasaarien, kuten blasaarien, tapauksessa optisista purkauksista osa (jopa valtaosa) on saman mekanismin aiheuttamia kuin radiopurkauksetkin, eli suihkussa etenevissä shokeissa synkrotronimekanismilla syntyviä. Tällöin optinen purkaus havaitaan yhtäaikaa millimetrialueen purkauksen kanssa, tosin optisella alueella purkaus voi kestää lyhyemmän ajan. Vasta myöhemmin purkaukset alkavat näkyä alemmilla (cm-) radioalueilla, jolloin optinen purkaus on saattanut jo hävitä näkyvistä.
Radio- ja optisten purkausten välisen korrelaation tutkiminen on melko vaikeata, koska dataa on kaikesta huolimatta liian vähän, etenkin optisella alueella tulee pakostakin aukkoja havaintoihin ja osa purkauksista jää siksi havaitsematta. Ilmiöillä on hyvin eri aikaskaalat, lisäksi näytteiden määrät ja näytteidenottovälit vaihtelevat, joten korrelaatioanalyysi optisesta ja radioaikasarjasta on vaikeata. Ongelmallisinta kuitenkin on se, että osa optisista purkauksista ilmeisestikään ei millään tavoin, tai ainakaan suoraan, liity radiopurkauksiin vaan on joko kokonaan eri mekanismin aiheuttama tai ainakin syntyy eri kohdassa kuin radiopurkaus.
Nykykäsityksen mukaan, osittain Metsähovin ja SESTin havaintojen tukemana, kvasaareissa on siis olemassa ainakin kahdentyyppisiä optisia purkauksia, niitä jotka korreloivat radiopurkausten kanssa, ja niitä jotka eivät. Yleinen shokkimalli pystyy selittämään radioshokista aiheutuvan optisen purkauksen ja sen ominaisuudet: samanaikaisuus syntyvaiheessa millimetrialueen datan kanssa, nopea aikaskaala, ja kasvavat viiveet alemmille radiotaajuuksille. Ilmeisestikin jokaista millimetrialueen purkausta kohti on olemassa optinen purkaus, mutta ei siis päinvastoin, sillä millimetrialueen purkausten syntymekanismeja ei tunneta muita kuin shokkimallin tarjoama. Kuitenkaan vielä nykyisinkään ei optisella alueella pystytä kvasaareita monitoroimaan niin tiuhaan, että jokaisen millimetripurkauksen nopea optinen vastakappale todellakin havaittaisiin, eli tätä teoriaa ei ole voitu täysin vahvistaa.
Kohteessa BL Lacertae v. 1993 havaittu
täysin samanaikainen purkaus optisella alueella
sekä 37 GHz ja 22 GHz radiotaajuuksilla.
Erityisesti gamma- ja röntgenalueilla tapahtuvien ilmiöiden yhteys alempiin taajuusalueisiin on vielä suuri kysymysmerkki. Näyttää kuitenkin siltä, että ainakin osa näiden alueiden ilmiöistä liittyisi läheisesti radioalueella havaittaviin ilmiöihin, ja etenkin röntgensäteilyn synty voidaankin selittää synkrotronisäteilyn käänteisen Compton-sironnan avulla. Ongelmia tutkimukselle aiheuttavat datan vähäisyys (vain satunnaista satelliittidataa, ei pitkäaikaismonitorointia), detektorien epäherkkyys, sekä esim. gammasäteilyn mahdollinen syntyminen kvasaarissa usealla eri mekanismilla, joiden erottaminen toisistaan ei ole triviaalia.
Kiinnnostavaa on myös se, että vaikkakin gamma-alueella havaittujen kvasaarien säteilemästä energiasta suurin osa on peräisin juuri gamma-alueelta, läheskään kaikista kvasaareista ei havaita gammasäteilyä laisinkaan. Lisäksi joissakin kvasaareissa on havaittu yksittäisiä voimakkaita gammasäteiypurkauksia, vaikka niistä ei muulloin oltaisi havaittu gammasäteilyä.
Eri säteilymekanismien aiheuttamien ilmiöiden erottamiseksi toisistaan on ensiarvoisen tärkeätä saada havaintoja koko sähkömagneettisen spektrin alueelta, riittävän usein, riittävän pitkältä ajalta ja riittävän monista kohteista. Tässä tutkimuksessa juuri Metsähovissa ja SEST:llä saatava korkean taajuuden radioalueen datalla on suuri merkitys, sillä radiohavaintoja on kerätty pitkiltä ajoilta suhteellisen tiuhalla näytteenotolla, ja erityisesti millimetri/senttimetrialueen havainnot näyttävät oleellisesti liittyvän korkeaenergia-alueiden ilmiöihin. Näin voidaan tutkia mm. sitä, onko kvasaarien gammasäteily käänteisen Compton-sironnan aiheuttamaa, kuten nykyisin vahvimmin epäillään, sekä missä kohdassa kvasaaria kyseinen mekanismi vaikuttaa, ja ovatko asialla synktrotronisäteilyn fotonit (ns. synchrotron-self-Compton -malli).
Metsähovin ryhmä on tutkinut kvasaareiden gamma-aktiivisuuden ja radiovaihtelun välistä yhteyttä varsin monipuolisesti.
Metsähovissa tehdään kvasaarihavaintoja myös pitkäkantainterferometriamenetelmällä (VLBI), joka onkin ainoa tapa saada kvasaareista muodostettua kuva (radiokartta), josta voidaan erottaa joitakin yksityiskohtia niiden rakenteesta, tosin ei kuitenkaan keskuskappaleesta ja kertymäkiekosta, jotka sijaitsevat myös VLBI-tekniikalle liian pienessä tilassa. Radiovuon monitorointihavaintoja voidaan käyttää mm. sopivien VLBI-kohteiden valitsemiseksi, VLBI-karttojen selittämiseksi kohteiden purkausevoluution perusteella, purkauskomponenttien tunnistamiseksi ja kaikenkaikkiaan kvasaarien VLBI-rakenteen ymmärtämiseksi. Viime aikoina avaruus-VLBI -havainnot ovat entisestään lisänneet kiinnostusta VLBI-tekniikkaan.
Yksi kvasaaritutkijoita askarruttava suuri ongelma liittyy kvasaarien luokitteluun: kvasaarit ja muut aktiiviset galaksinytimet jaetaan useisiin eri alaluokkiin erilaisten ominaisuuksien perusteella, joista osa perustuu vain tietyn aallonpituusalueen hetkellisiin havaintoihin. Näin kohteet jakautuvat mm. korkean ja matalan polarisaation kvasaareihin, kompakteihin ja ei-kompakteihin, jyrkkä- ja loivaspektrisiin jne. Kiinnostava kysymys on, voisiko näille lukuisille erityyppisille kvasaareille olla kehitettävissä jonkinlainen yhtenäismalli, joka selittäisi eri kvasaariluokkien väliset havaitut erot. Yksi varteenotettavimmista malleista selittää tiettyjen kvasaariluokkien väliset näennäiset erot havaintogeometrian avulla: suoraan säteilysuihkun suunnasta nähty kohde näyttää havaitsijan mielestä hyvin erilaiselta kuin sellainen, jonka säteilysuihku on havaitsijasta poispäin suunnattu. Tällaisella mallilla on pyritty selittämään erityisesti Fanaroff-Riley II -tyyppisten radiogalaksien ilmenemistä havaintogeometriasta riippuen tavallisena radiogalaksina, matalan polarisaation "tavallisena" kvasaarina, tai korkean polarisaation kvasaarina.
Havaintogeometriaan perustuvaa yhtenäismallia on kritisoitu mm. siitä, voiko pelkästään optiseen polarisaatioon perustuvalla luokittelulla (korkean polarisaation kvasaarit vs. "tavalliset" kvasaarit) olla merkitystä kohteissa, joita tarkkaillaan koko sähkömagneettisen spektrin alueella. Kun korkean ja matalan polarisaation kvasaarien ominaisuuksia on tutkittu myös radioalueella (Metsähovi ja SEST), lopputulos näyttää olevan, että myös niiden radiokäyttäytyminen (spektri, muuttuvuuden voimakkuus, muuttuvuuden aikaskaalat sekä näiden ominaisuuksien keskinäiset riippuvuudet) eroaa toisistaan merkittävästi. Tämä osaltaan tukee käsitystä, jonka mukaan optisen polarisaation perusteella tehtävällä määrityksellä on syvällisempää merkitystä, ja omalta osaltaan vahvistaa havaintogeometriaan perustuvaa yhtenäismallia.
Kvasaarien yhtenäismallien yhteydessä on syytä pohtia myös sitä, voisiko evoluutio olla yksi tekijä kvasaarien luokittelussa, eli voisiko aktiivisuusvaihe olla luonnollinen osa ainakin tietyntyyppisen galaksin kehitystä. Nykykäsityksen mukaan aktiivisuusvaihe liittyy ennenkaikkea varhaiseen maailmankaikkeuteen, jolloin mm. galaksien väliset törmäykset ja siten myös supermassiivisten mustien aukkojen syntyminen jatkuvasti laajenevassa maailmankaikkeudessa oli todennäköisempää kuin myöhemmin. Tällöin pitää pohtia, mitä "kuolleille kvasaareille" tapahtuu, eli voiko käydä niin, että aktiivisuusvaiheen mentyä ohi galaksi näyttää näennäisesti tavalliselta ja meidänkin lähistöllämme voisi olla useita galakseja, joiden keskustassa lymyää kuollut kvasaari. Ja toisaalta: voiko kvasaareita kuitenkin vieläkin syntyä, esim. jos Magellanin pilvet ennustuksen mukaan joskus törmävät Linnunrataan, voiko törmäyksen seurauksena Linnunradan keskustaan syntyä supermassiivinen musta aukko ja voimakasta aktiivisuutta, joka tekisi Linnunradasta kaukaisen havaitsijan mielestä kvasaarin. Tällä hetkellä evoluutiokysymykseen ei ole minkäänlaista varmaa vastausta.
Ryhmämme tekee radiohavaintoja myös sellaisista kohteista, joiden on aiemmin oletettu olevan varsin heikkoja säteilijöitä korkeilla radiotaajuuksilla, mutta jotka voivatkin osoittautua yllättäviksi, eli varsin voimakkaiksi cm-mm-alueen kohteiksi. Tällaisia ovat esimerkiksi ns. Gigahertz Peaked Spectrum (eli GPS, jolla ei ole mitään tekemistä paikannussatelliittien kanssa!) -tyyppiset radiolähteet. GPS-lähteillä radiosäteilyn kontinuumispektri nousee jyrkästi GHz-alueille asti, josta se sitten taas laskee jyrkästi. Spektrin huippu siis sijaitsee nimensä mukaisesti GHz-alueella, mikä on kvasaareille varsin poikkeuksellista.
GPS-tyyppisiä lähteitä tunnetaan vain joitakin kymmeniä, ja vielä vähemmän tunnetaan sellaisia, joiden spektrin huippu olisi 10 GHz taajuudella tai sitä korkeammalla. Mikäli tällaisia "extreme GPS"-lähteitä on olemassa enemmänkin, tarkoittaa se sitä, että millimetrialueella voimakkaasti säteilevien kohteiden määrä on arvioitu aiemmin aivan liian pieneksi. Tämä on sikäli mahdollista, että kattavia koko taivaan ns. survey-tyyppisiä kartoituksia on tehty vain alemmilla taajuuksilla, joten havaintokohteet millimetrialueen havaintoja varten on yleensä valittu alemman taajuuden datan perusteella, ja mukaan on otettu vain alemmilla taajuuksilla voimakkaita lähteitä.
Nyt näyttääkin mahdolliselta, että on olemassa kvasaaripopulaatioita, jotka ovat melko heikkoja kohteita alemmilla radiotaajuuksilla, mutta jotka säteilevät hyvinkin voimakkaasti millimetrialueella. Osa tällaisista lähteistä on ns. aitoja GPS-lähteitä ja (ilmeisesti paljon suurempi) osa voimakkaasti muuttuvia kvasaareita, joiden millimetrialueen säteily on erittäin vaihtelevaa, eli ne voivat olla ajoittain hyvinkin voimakkaita ja ajoittain lähes detektiorajoilla tai jopa sen alapuolella. Pyrimmekin parhaillaan selvittämään, kuinka moni GPS-lähteiksi luokitelluista on "aitoja" sellaisia ja kuinka moni voimakkaasti vaihtelevia, ja samalla siis pyrimme selvittämään, kuinka moni AGN voi edes ajoittain olla millimetrialueen havainnoissa kirkas.
Vastaavasti kuin edellä mainitut GPS-lähteet, voi olla olemassa myös muita kvasaaripopulaatioita, jotka ovat odottamattoman voimakkaita millimetrialueen radiolähteitä. Tällaisia saattavat olla esim. tietyntyyppiset lähinnä röntgenalueella löydetyt kohteet, joiden heikon matalataajuuksisen radiosäteilyn on kuviteltu tarkoittavan sitä, että ne millimetrialueella ovat lähestulkoon radiohiljaisia. Ryhmämme tutkii tällä hetkellä kattavasti myös näitä kohteita.
Ryhmämme on vahvasti mukana ESA:n Planck-satelliitin LFI-instrumentin konsortiossa. Planck on erityisesti kosmologiaan keskittyvä satelliitti, joka on määrä laukaista vuonna 2008, ja jossa on voimakas suomalaispanostus (laiterakennusta, kosmologiaa ja ns. foreground-tiedettä). Ryhmämme tehtävänä on osallistua Planckin havaitsemien kosmologisen mikroaaltotaustasäteilykarttojen "puhdistamiseen" siten, että etualan kohteista aiheutuvaa säteilyä ei virheellisesti tulkittaisi mikroaaltotaustan aiheuttamaksi. Tämä vaatii ekstragalaktisten radiolähteiden hyvää tuntemista, niiden säteilykäyttäytymisen mallintamista ja ennustamista. Ryhmämme työskentelee jo kvasaariluetteloiden sekä purkausmallien ja -ennustusten parissa, sekä panostaa uusien tuntemattomien millimetrialueen säteilylähteiden (kuten edellisen kohdan GPS-lähteet) löytämiseen, jotta Planckin havaintojen aikana tiedettäisiin jokaisesta havaintokartan pikselistä, kuinka suuri osa intensiteetistä on etualan säteilylähteistä peräisin. Vastavuoroisesti ryhmämme saa käyttöönsä Planckin mittaamaa dataa niistä kvasaareista, joista olemme itse kiinnostuneita.
Metsähovin Planck-ryhmä ja ekstragalaktinen
etuala.
Aiemmat sivut ekstragalaktisesta astronomiasta
Ekstragalaktinen astronomia I: galaksit.
Ekstragalaktinen astronomia II: radiogalaksit.
Tämä sivu on päivitetty viimeksi: 2006-12-08 / mtt.
Takaisin luentosivulle.
Takaisin kurssin
pääsivulle.