איך OP 313 הפך לבלזר הרחוק ביותר שנצפה בקרני גמא באנרגיה גבוהה מאוד

הבלזר OP 313 הוא קוואזר רדיו בעל ספקטרום שטוח (FSRQ) — גרעין גלקטי פעיל שסילון החלקיקים היחסותי שלו מכוון כמעט ישירות אל כדור הארץ. עם הסחה לאדום של z = 0.997 ומרחק של כ־8 מיליארד שנות אור, הוא הפך לעצם הפעיל והרחוק ביותר שנצפה בקרני גמא באנרגיה גבוהה מאוד (VHE), כלומר מעל 100 GeV. 124

חשוב לדייק: OP 313 הוא הבלזר והגרעין הגלקטי הפעיל הרחוקים ביותר שנצפו במשטר האנרגיה הזה — אך לא מקור ה־VHE הרחוק ביותר מכל סוג. התפרצות קרני הגמא GRB 201216C נמצאת במרחק גדול יותר. 238

ההתפרצות שהפכה את הזיהוי לאפשרי

המעקב החל לאחר שטלסקופ החלל Fermi-LAT זיהה עלייה בפעילות של OP 313. טלסקופ LST-1 החל לצפות במקור בסביבות 9–10 בדצמבר 2023, ובמקביל הופעלה סדרת תצפיות מתואמת באורכי גל שונים. 12

במהלך ההתפרצות החריגה הגיעה עוצמת הקרינה באנרגיות גבוהות מאוד לכ־0.3 יחידות Crab מעל 100 GeV. LST-1 זיהה לראשונה קרינת VHE מ־OP 313, ושני טלסקופי MAGIC אישרו את הזיהוי באופן בלתי תלוי. החוקרים שילבו את הנתונים של LST-1 ו־MAGIC עם מדידות באנרגיות נמוכות יותר ממתקנים נוספים, ובהם Fermi-LAT. 156

הפעילות נחלשה בינואר 2024. ההתפרצות הייתה מתואמת בחלק גדול מטווח אורכי הגל שנצפה, בעוד שהפליטה בתחום הרדיו נותרה יציבה יחסית. 1

מדוע קשה כל כך לראות קרני גמא ממרחק כזה?

קרני גמא באנרגיות של יותר מ־100 GeV אינן עוברות בקלות מרחקים קוסמולוגיים. במהלך מסען הן פוגשות את אור הרקע הבין־גלקטי (EBL) — האור האופטי והתת־אדום המפוזר שנפלט מכוכבים ומגלקסיות לאורך תולדות היקום. 147

פוטון גמא בעל אנרגיה מספקת יכול להתנגש בפוטון של ה־EBL וליצור זוג של אלקטרון ופוזיטרון:

[
\gamma + \gamma \rightarrow e^+ + e^-
]

התהליך הזה מסיר את פוטון הגמא המקורי מהקרן שמגיעה לכדור הארץ. לכן, עצם העובדה שפוטוני VHE מ־OP 313 שרדו מסע של כ־8 מיליארד שנות אור, למרות הבליעה הצפויה על ידי ה־EBL, היא שהופכת את הזיהוי לחריג ומבססת את שיא המרחק של הבלזר. 124

כיצד נוצרה קרינת הגמא?

המודלים של הספקטרום המלא תומכים בתרחיש לפטוני. לפי תרחיש זה, אלקטרונים הנעים במהירויות יחסותיות בתוך סילון הבלזר מפזרים פוטונים בעלי אנרגיה נמוכה יותר באמצעות פיזור קומפטון הפוך. בתהליך, הפוטונים מקבלים אנרגיה והופכים לקרני גמא. 1

שדות הקרינה שסיפקו את פוטוני ה״זרע״ מתאימים לאזור קווי הפליטה הרחבים ול־טור אבק המקיף את החור השחור העל־מסיבי המזין את הגרעין הגלקטי הפעיל. המחקר בוחן הן מודל בעל שני אזורי פליטה והן חלופה של אזור יחיד, שבו הפיזור מתרחש רחוק יותר, בשדה הקרינה של טור האבק. 1

הבליעה על ידי ה־EBL היא שלב נפרד: היא לא יצרה את קרני הגמא, אלא החלישה חלק מהן לאחר שעזבו את הסילון והחלו לנוע בחלל הבין־גלקטי.

מה הזיהוי מלמד על אור הרקע של היקום?

אילו ה־EBL היה צפוף מדי, הוא היה בולע יותר קרני גמא מכפי שנמדד בפועל. לכן, שרידות הקרינה מ־OP 313 מאפשרת להציב גבול עליון לעוצמת ה־EBL בסביבת אורך גל של 0.6 מיקרומטר:

• λIλ < 8.74 nW m⁻² sr⁻¹ לפי ניתוח נתוני LST-1;
• λIλ < 14.7 nW m⁻² sr⁻¹ לפי נתוני MAGIC, כולל אי־הוודאויות השיטתיות. 1

אלה הם גבולות עליונים, ולא מדידה ישירה ומדויקת של צפיפות ה־EBL. הם מציינים כמה אור אופטי ותת־אדום קרוב יכול להיות מפוזר לאורך מסלול הקרינה, מבלי לבלוע את עוצמת קרני הגמא שנצפתה. 14

מבחן ראשון ומשמעותו עבור LST-1 ו־CTAO

הזיהוי היה התוצאה המדעית הראשונה של LST-1, אב־הטיפוס של טלסקופי Large-Sized Telescope במצפה Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO), בזמן שהמערכת עדיין הייתה בשלב ההרצה והכיול — commissioning. סף האנרגיה הנמוך והשטח האפקטיבי הגדול של הטלסקופ היו חיוניים לזיהוי מקור רחוק שה־EBL החליש את הקרינה שלו. 46

LST-1 הוא טלסקופ בקוטר 23 מטרים, המוצב באתר הצפוני של CTAO בלה פלמה, ומתוכנן לכסות בקירוב את תחום האנרגיות שבין 20 GeV ל־3 TeV. 4 הזיהוי במהלך שלב ההרצה הדגים בפועל את יכולתו לאתר מקורות חולפים ורחוקים בקצה הנמוך של תחום ה־VHE.

המערך המתוכנן של ארבעה טלסקופי LST באתר הצפוני צפוי לשפר את הרגישות, את היכולת לנתח ספקטרום ואת המעקב המהיר אחר התפרצויות מסוג זה. עם זאת, הנתונים הזמינים אינם מכמתים שיפור מסוים שצפוי להתקבל בהתפרצויות עתידיות הדומות לזו של OP 313. 417