Aktivna galaktička jezgra i kvazari

Izraz aktivno galaktičko jezgro, ili AGN, označava kompaktan centralni izvor koji pokreće akrecija materije na masivnu crnu rupu. Ovaj izraz obuhvata izvore veoma različite sjajnosti i izgleda. Galaksija može zadržati centralnu crnu rupu dugo nakon što se završi svijetla faza aktivnosti.

Mnoge poznate AGN-ove pokreću crne rupe čija se masa kreće od milion do milijardi Sunčevih masa, ali aktivnost crnih rupa javlja se i u sistemima manje mase. Veliki centralni zvjezdani skup galaksije nije neophodan.[16]

Tok se mijenja u zavisnosti od uslova dotoka materije. U slabo napajanim jezgrama mogu biti prisutni vrući, rijetki gasovi koji neefikasno zrače. Pri veoma velikoj brzini dotoka materije, važniji mogu postati deblji tokovi, snažni vjetrovi i zarobljeno zračenje.[1], [3]

Dakle, sjaj ne određuje samo masa crne rupe. Važno je i koliko materije dospijeva do unutrašnjeg dijela akrecijskog toka i kako taj tok oslobađa energiju.

Gas koji stiže do crne rupe obično ima moment količine kretanja, veličinu povezanu s njegovim orbitalnim kretanjem. Ne može jednostavno padati pravo prema unutra. Naprezanja u toku prenose moment količine kretanja između područja, pa se dio materije može približiti crnoj rupi.

Magnetna polja i turbulencija ključni su za ovaj proces prenosa. Kako se gas kreće prema unutra, energija orbitalnog kretanja može se pretvoriti u toplotu, zračenje ili energiju koju odnose izlazni tokovi.[2]

Efikasnost od 10 % koristan je primjer, a ne konstanta koja je ista za sve crne rupe. Osim toga, ne mora sav gas dopremljen iz okoline velikih razmjera dospjeti do unutrašnjeg dijela toka koji zrači.[1]

Ovi nazivi ne označavaju uzastopne faze razvoja galaksije. Obuhvataju različita posmatrana svojstva, a kategorije koje označavaju mogu se preklapati.[5], [7]

Tipovi 1 i 2: šta se vidi u spektru?

Osvijetljeni plin blizu jezgra često se kreće velikom brzinom i stvara široke emisione linije. Plin rasprostranjen u većem prostoru obično stvara uže linije. Prema standardnom modelu zaklanjanja, okolni prašnjavi materijal određuje da li područje širokih linija u središtu vidimo direktno.

Ljubičasti ovali predstavljaju presjeke okolnog prašnjavog materijala. Mali oblaci pored diska prikazuju plin koji emituje široke linije; oblaci dalje duž polarne šupljine prikazuju plin koji emituje uske linije. Strelice označavaju smjer posmatračevog pogleda. U obje sheme koristi se ista pojednostavljena geometrija, razmjera veličina nije očuvana; otvoreno područje nije mlaz.

Orijentacija objašnjava mnoge razlike među tipovima, ali se stvarni AGN-i razlikuju i po svojoj strukturi, stanju akrecije i stepenu zaklanjanja.[5], [8]

Uobičajeno prikazani prašnjavi „torus“ ne mora biti glatka, čvrsta struktura u obliku krofne. Posmatranja podstiču razmatranje modela s odvojenim nakupinama prašine i kombinacijama prašnjavih diskova i istjecanja. Prašina apsorbuje dio centralnog zračenja i ponovo ga emituje u infracrvenom području.[6]

Plin mora stići od galaktičkih razmjera do mnogo manjeg akrecijskog toka. Tome može doprinijeti nekoliko procesa, a u svakoj fazi dotok materijala može prestati ili promijeniti smjer.

Dakle, dovođenje do centralnog rezervoara plina samo je dio puta. Ne postoji strogo pravilo da spajanja stvaraju kvazare, a prečke Sejfertove galaksije.[10]

Istraživanja galaksija s AGN-om otkrivaju različite veze sa spajanjima, zavisno od načina odabira jezgri i poremećenih galaksija. U nekim populacijama te su veze snažne; mnoge aktivne galaksije ne pokazuju očigledne znakove nedavnog velikog spajanja. Sam sjaj ne otkriva šta je pokrenulo aktivnost.[11]

Aktivnost se mijenja na različitim vremenskim skalama

Brze promjene sjaja odražavaju promjene u kompaktnim područjima koja zrače. Duže epizode pojačane akrecije doprinose rastu crne rupe, dok plin rasprostranjen u većem prostoru i strukture vidljive u radio-opsegu mogu sačuvati tragove ranije aktivnosti. To su različiti pokazatelji historije AGN-a.[12], [13]

AGN-i promjenjivog izgleda mogu početi pokazivati izražene široke emisione linije ili ih prestati pokazivati, iako se naš pravac posmatranja u osnovi ne mijenja. Promjene stanja akrecije ili zaklanjanja pomažu da se objasni takvo ponašanje i pokazuju zašto sama orijentacija nije dovoljna.[8]

Kombinovanje podataka iz različitih spektralnih područja olakšava razlikovanje AGN-a od njegove okoline i procjenu njegove ukupne snage zračenja. Nijedna pojedinačna talasna dužina ne omogućava otkrivanje svih aktivnih jezgara.[4], [5], [6], [7], [14]

Reverberacijsko mapiranje: mjerenje svjetlosnog odjeka

Kada se centralno zračenje promijeni, obližnji gas ili prašina mogu reagovati nakon određenog vremena. Takvo kašnjenje u referentnom sistemu mirovanja izvora— korigovano uzimajući u obzir kosmološko usporavanje vremena — omogućava da se na osnovu vremena širenja svjetlosti odredi karakteristična udaljenost do materije koja reaguje.

Povezivanjem vremena odziva širokih emisionih linija s njihovom širinom, izraženom u jedinicama brzine, može se procijeniti masa crne rupe. Rezultat zavisi od geometrije gasa koji emituje zračenje, ugla posmatranja i kretanja; to nije direktno vaganje crne rupe.[13]

Spektroskopska posmatranja koja omogućavaju prostorno razdvajanje različitih područja pružaju dodatne informacije o gasu i zvijezdama udaljenijim od jezgra. Posmatranje i centralnog izvora i okolne galaksije pomaže da se brze promjene jezgra povežu s uticajem na većim razmjerama.

Nema svaki AGN snažne mlazove. Veliki istječući tok može sadržavati i gasove koje je usput zahvatio, pa se ne mora sastojati samo od materijala izbačenog u blizini akrecijskog diska.[10], [14]

Prema Blandford–Znajekovom mehanizmu, magnetna polja koja presijecaju rotirajuću crnu rupu omogućavaju korištenje energije rotacije za održavanje snage mlaza. Time se opisuje izvlačenje energije pomoću okolnog elektromagnetnog polja, a ne izlazak materije iz unutrašnjosti horizonta događaja.[3]

Mlazovi i vjetrovi mogu djelovati zajedno. Izrazi poput „radijski režim“ i „kvazarski režim“ korisne su skraćenice u nekim modelima, ali stvarni izvori ne moraju nužno odgovarati dvama međusobno isključivim stanjima.[14]

Povratni uticaj AGN-a znači da energija i količina kretanja aktivnog jezgra utiču na okolni materijal. Taj uticaj može promijeniti količinu gasa dostupnog za stvaranje zvijezda, tako što ga zagrijava, pokreće ili mijenja njegovu sposobnost da se hladi i skuplja.

Otkriveni poremećeni ili istječući gasovi ne dokazuju da je stvaranje zvijezda u cijeloj galaksiji zauvijek zaustavljeno. Gasovi mogu ostati gravitacijski vezani ili se vratiti, a lokalno pojačano stvaranje zvijezda može se odvijati uporedo s njegovim potiskivanjem na širem nivou. Dugoročni ishod zavisi od toga kako istječući tok stupa u interakciju s različitim fazama gasa.[14]

Pouzdani podaci o posmatranju: šupljine u vrućim atmosferama

U centralnim galaksijama mnogih grupa i jata galaksija, radio-mlazovi stvaraju šupljine u okolnom gasu koji emituje rendgenske zrake. Njihova mehanička energija pomaže da se uravnoteži radijativno hlađenje. Dio gasa se ipak hladi, a stvaranje zvijezda djelimično se nastavlja: posmatranja ukazuju na regulaciju kroz ponovljene epizode aktivnosti.[15]

Veza između crne rupe i centralnog zvjezdanog skupa galaksije

Masa crne rupe korelira sa svojstvima centralnih zvjezdanih skupova klasičnih galaksija i eliptičnih galaksija, uključujući disperziju brzina zvijezda, označenu sa σ. To je disperzija brzina zvijezda galaksije domaćina – druga mjerena veličina od širine emisione linije gasa u jezgru.

Ove veze podupiru povezanost rasta crnih rupa i formiranja galaksija, ali ne dokazuju nijedan pojedinačni mehanizam povratnog djelovanja. Druge komponente galaksija imaju drugačije veze, a utjecaj mogu imati i zajednička historija rasta ili ponovljena spajanja.[16]

Modeliranje galaksija koristi opise povratnog djelovanja koji povezuju fizičke procese u središtu, nerazlučive u modelu, s gasom raspoređenim na većim razmjerama. Njihovu uspješnost najbolje je procjenjivati na osnovu više vidova posmatranja istovremeno, uključujući raspodjelu gasa, njegovo hlađenje, stvaranje zvijezda i populacije crnih rupa.[10], [14]

Pregledna istraživanja kvazara omogućavaju rekonstrukciju promjena u brojnosti aktivnih crnih rupa tokom vremena. Kombinovanje infracrvenih, optičkih i rendgenskih uzoraka pomaže da se uzmu u obzir izvori koji nisu uočeni zbog zaklanjanja ili načina odabira. Utvrđena historija evolucije zavisi i od sjaja i od kosmičke epohe.[19]

Prije nego što je prošla prva milijarda godina postojanja svemira, neke crne rupe mase milijardu Sunaca već su bile aktivne. Njihov rast zavisi od nekoliko zajedničkih faktora: početnog zametka, vremena njegovog nastanka, neprekidnog dotoka materije, efikasnosti zračenja i mogućih perioda veoma brze akrecije.[18]

Više o ovom ranom periodu pročitajte u člancima „Aktivna galaktička jezgra u mladom svemiru“ i „Zameci supermasivnih crnih rupa“.

Pozadinska svjetlost za proučavanje gasova na putu

Dok se svjetlost kvazara širi kroz svemir, gasovi na njenom putu apsorbuju svjetlost određenih talasnih dužina. Nastali apsorpcijski tragovi otkrivaju materiju između nas i izvora. Pri velikom crvenom pomaku pomažu naučnicima da proučavaju promjenjivo stanje jonizacije ranog svemira.[18]

Nekoliko prikaza, različito vrijeme dolaska svjetlosti

Galaksija između nas i kvazara, a ponekad i grupa ili jato galaksija, može gravitacionim sočivom stvoriti više slika kvazara. Promjena sjaja pojavljuje se u tim slikama u različito vrijeme, jer svjetlost putuje različitim putanjama kroz gravitaciono polje.

Ova kašnjenja, zajedno s modelom sočiva i materije duž linije vida, omogućavaju ograničavanje udaljenosti na osnovu vremenskog kašnjenja: određene kombinacije kosmoloških udaljenosti osjetljive na brzinu širenja. Preciznost zavisi od modeliranja raspodjele mase; samo uvećanje ne garantuje tačnu udaljenost po sjaju.[20]

U istraživanjima gravitacionog sočiva, vremenska kašnjenja nastaju dok svjetlost putuje različitim putanjama kroz svemir. Reverberacijska kašnjenja nastaju kada gas ili prašina u blizini kvazara reaguju na promjene zračenja njegovog vlastitog centralnog izvora. Svaka metoda pretvara promjenljivost u mjerenje druge vrste.[13], [20]