Aktive galaksekerner og kvasarer

Betegnelsen aktiv galaksekerne, eller AGN, betegner en kompakt central kilde, der drives af akkretionsstrømmen ind i et massivt sort hul. Betegnelsen omfatter kilder med meget forskellig lysstyrke og udseende. En galakse kan beholde sit centrale sorte hul længe efter, at den lysende aktive fase er ebbet ud.

Mange velkendte AGN’er indeholder sorte huller med masser fra millioner til milliarder af solmasser, men sorte hullers aktivitet forekommer også i systemer med mindre masse. En stor central stjernehob i galaksen er ikke en nødvendighed.[16]

Strømmen ændrer sig afhængigt af tilførselsforholdene. I svagt tilførte kerner kan der være varm, tynd gas, som udstråler ineffektivt. Ved meget høj indstrømningshastighed kan tykkere strømme, kraftige vinde og indfanget stråling få betydning.[1], [3]

Et sort huls masse alene bestemmer altså ikke dets lysstyrke. Det er også vigtigt, hvor meget stof der når den indre del af akkretionsstrømmen, og hvordan strømmen frigiver energi.

Gas, der nærmer sig et sort hul, har typisk impulsmoment, en størrelse knyttet til dens orbitalbevægelse. Den kan ikke bare falde lige ind. Spændinger i strømmen overfører impulsmoment mellem områder, så noget af stoffet kan komme tættere på det sorte hul.

Magnetfelter og turbulens er afgørende for denne transportproces. Når gassen bevæger sig indad, kan energien fra orbitalbevægelsen omdannes til varme, stråling eller energi, der føres væk af udstrømmende strømme.[2]

En effektivitet på 10 % er et nyttigt eksempel, ikke en konstant, der er ens for alle sorte huller. Desuden når ikke al den gas, der tilføres fra omgivelserne i stor skala, nødvendigvis frem til den indre del af den strålende strøm.[1]

Disse betegnelser betyder ikke successive stadier i en galakses udvikling. De dækker over forskellige observerbare egenskaber, og kategorierne, de betegner, kan overlappe.[5], [7]

Type 1 og 2: Hvad ses i spektret?

Belyst gas tæt på kernen bevæger sig ofte med høj hastighed og skaber brede emissionslinjer. Gas, der er spredt ud over et større område, skaber typisk smallere linjer. Ifølge standardmodellen for afskærmning afgør det omgivende støvede materiale, om vi ser det centrale område med brede linjer direkte.

De violette ovaler er overfladerne af et snit gennem det omgivende støvede materiale. De små skyer nær skiven viser gas, der udsender brede linjer; skyerne længere ude langs den polære åbning viser gas, der udsender smalle linjer. Pilene angiver observatørens synsretning. Begge diagrammer bruger den samme forenklede geometri; størrelsesforholdet er ikke bevaret. Det åbne område er ikke en jet.

Orientering forklarer mange af forskellene mellem typerne, men de virkelige AGN’er varierer også i struktur, akkretionsstatus og grad af afskærmning.[5], [8]

Den støvede »torus«, der ofte afbildes, behøver ikke at være en glat, stiv struktur formet som en donut. Observationerne giver anledning til at overveje modeller med separate støvklumper og kombinationer af støvede skiver og udstrømninger. Støvet absorberer en del af den centrale stråling og udsender den igen i det infrarøde område.[6]

Gassen skal bevæge sig fra galaktiske skalaer til en meget mindre akkretionsstrøm. Flere processer kan bidrage, og på hvert trin kan tilførslen af materiale gå i stå eller skifte retning.

Derfor er det kun en del af rejsen at nå den centrale gasansamling. Der er ingen fast regel om, at fusioner skaber kvasarer, mens bjælker skaber Seyfert-galakser.[10]

Undersøgelser af galakser med AGN finder forskellige sammenhænge med fusioner, afhængigt af hvordan kerner og forstyrrede galakser udvælges. I nogle populationer er sammenhængene stærke; mange aktive galakser viser ingen tydelige tegn på en nylig større fusion. Lysstyrken alene afslører ikke, hvad der udløste aktiviteten.[11]

Aktiviteten varierer på forskellige tidsskalaer

Hurtige variationer i lysstyrken afspejler ændringer i kompakte strålende områder. Længere perioder med øget akkretion bidrager til det sorte huls vækst, mens gas fordelt over et større område og strukturer, der ses i radioområdet, kan bevare spor af tidligere aktivitet. Det er forskellige indikatorer på AGN’ets historie.[12], [13]

AGN med skiftende udseende kan begynde at vise tydelige brede emissionslinjer eller holde op med at vise dem, selvom vores observationsretning stort set ikke ændrer sig. Ændringer i akkretionsforholdene eller afskærmningen kan hjælpe med at forklare denne adfærd og vise, hvorfor orientering alene ikke er nok.[8]

Ved at kombinere data fra forskellige spektralområder bliver det lettere at skelne AGN fra dets omgivelser og anslå dets samlede strålingseffekt. Det er umuligt at opdage alle aktive kerner ved én enkelt bølgelængde.[4], [5], [6], [7], [14]

Reverberationskortlægning: måling af lys-ekkoet

Når den centrale stråling ændrer sig, kan nærliggende gas eller støv reagere efter et vist tidsrum. Denne forsinkelse i kildens hvilesystem— korrigeret for kosmologisk tidsforlængelse — gør det muligt at bestemme den karakteristiske afstand til det reagerende stof ud fra lysets rejsetid.

Ved at sammenholde svartiden for brede emissionslinjer med deres bredde udtrykt i hastighedsenheder kan man anslå det sorte huls masse. Resultatet afhænger af den udsendende gass geometri, betragtningsvinklen og bevægelsen; det er ikke en direkte vejning af det sorte hul.[13]

Spektroskopiske observationer, der gør det muligt at skelne mellem forskellige områder i rummet, giver yderligere oplysninger om gas og stjerner længere væk fra kernen. Observationer af både den centrale kilde og den omgivende galakse hjælper med at forbinde hurtige ændringer i kernen med deres virkning på større skalaer.

Ikke alle AGN'er har kraftige jets. En storstilet udstrømning kan også indeholde gas, der er blevet revet med på vejen, så den består ikke nødvendigvis kun af materiale, der er slynget ud nær akkretionsskiven.[10], [14]

Ifølge Blandford-Znajek-mekanismen gør magnetfelter, der krydser et roterende sort hul, det muligt at udnytte rotationsenergien til at opretholde jetens effekt. Det beskriver energiudvinding via det omgivende elektromagnetiske felt, ikke materiale, der slipper ud fra indersiden af begivenhedshorisonten.[3]

Jets og vinde kan virke sammen. Betegnelser som »radiotilstand« og »kvasartilstand« er nyttige kortformer i nogle modeller, men de faktiske kilder passer ikke nødvendigvis ind i to gensidigt udelukkende tilstande.[14]

AGN-tilbagekobling betyder, at energien og bevægelsesmængden fra den aktive kerne påvirker det omgivende materiale. Denne påvirkning kan ændre mængden af gas, der er tilgængelig for stjernedannelse, ved at opvarme eller forstyrre den eller ændre dens evne til at afkøles og trække sig sammen.

Forstyrret eller udstrømmende gas beviser ikke, at stjernedannelsen er blevet undertrykt permanent i hele galaksen. Gassen kan forblive gravitationelt bundet eller vende tilbage, og en lokal forøgelse af stjernedannelsen kan finde sted samtidig med, at den undertrykkes i større skala. Det langsigtede resultat afhænger af, hvordan udstrømningen vekselvirker med forskellige gasfaser.[14]

Rene observationsdata: huller i varme atmosfærer

I mange galaksegruppers og galaksehobes centrale galakser puster radiojetstråler hulrum op i den omgivende røntgenstrålende gas. Deres mekaniske energi hjælper med at modvirke strålingsafkølingen. Noget af gassen afkøles stadig, og stjernedannelsen fortsætter delvist: Observationer viser, at aktiviteten reguleres gennem gentagne episoder.[15]

Forbindelsen mellem det sorte hul og galaksens centrale bule

Massen af et sort hul korrelerer med egenskaberne ved klassiske galaksers centrale buler og elliptiske galakser, herunder spredningen i stjernernes hastigheder, betegnet σ. Det er hastighedsdispersionen for stjernerne i værtsgalaksen - en anden målbar størrelse end bredden af emissionslinjerne fra gassen i kernen.

Disse sammenhænge underbygger forbindelsen mellem sorte hullers vækst og galaksedannelse, men beviser ikke nogen bestemt feedbackmekanisme. Andre galaksekomponenter udviser andre sammenhænge, og en fælles væksthistorie eller gentagne sammenstød kan også spille en rolle.[16]

Modellering af galakser anvender beskrivelser af feedback, der forbinder fysiske processer i centrum, som ikke kan opløses i modellen, med gas fordelt på større skalaer. Deres succes vurderes bedst ved samlet at se på flere observationsaspekter, herunder gasfordeling, afkøling, stjernedannelse og populationer af sorte huller.[10], [14]

Oversigtsundersøgelser af kvasarer gør det muligt at rekonstruere, hvordan antallet af aktive sorte huller har ændret sig over tid. Ved at kombinere infrarøde, optiske og røntgenbaserede prøver kan man tage højde for kilder, der ikke blev opdaget på grund af tilsløring eller udvælgelse. Den fastlagte udviklingshistorie afhænger både af lysstyrken og den kosmiske epoke.[19]

Inden universet havde eksisteret i en milliard år, var nogle sorte huller med en masse på en milliard solmasser allerede aktive. Deres vækst afhænger af flere faktorer tilsammen: det oprindelige frø, hvornår det blev dannet, en stabil forsyning af materiale, strålingseffektiviteten og mulige perioder med meget hurtig akkretion.[18]

Læs mere om denne tidlige periode i artiklerne „Aktive galaksekerner i det unge univers“ og „Frøene til supermassive sorte huller“.

Baggrundslys til undersøgelse af gas undervejs

Når lyset fra en kvasar bevæger sig gennem rummet, absorberer gas undervejs lys med bestemte bølgelængder. De absorptionssignaturer, der dannes, afslører det materiale, der ligger mellem os og kilden. Ved stor rødforskydning hjælper de forskere med at undersøge den skiftende ioniseringstilstand i det tidlige univers.[18]

Flere billeder, forskellige ankomsttider for lyset

En galakse mellem os og kvasaren, og undertiden en gruppe eller hob af galakser, kan på grund af gravitationslinseeffekten skabe flere billeder af kvasaren. Lysstyrkevariationer viser sig i disse billeder på forskellige tidspunkter, fordi lyset bevæger sig ad forskellige veje gennem gravitationsfeltet.

Disse forsinkelser gør det sammen med en model af linsen og stoffet langs sigtelinjen muligt at begrænse tidsforsinkelsesafstanden: en bestemt kombination af kosmologiske afstande, der er følsom over for udvidelseshastigheden. Nøjagtigheden afhænger af modelleringen af massefordelingen; forstørrelse alene sikrer ikke en præcis lysstyrkeafstand.[20]

I undersøgelser af gravitationslinser opstår tidsforsinkelser, når lyset bevæger sig ad forskellige veje gennem rummet. Reverberationsforsinkelser opstår, når gas eller støv tæt på en kvasar reagerer på ændringer i strålingen fra dens egen centrale kilde. Hver metode omsætter variationer til en måling af forskellig art.[13], [20]