Ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες και κβάζαρ

Ο όρος ενεργός γαλαξιακός πυρήνας, ή AGN, περιγράφει μια συμπαγή κεντρική πηγή που τροφοδοτείται από την προσαύξηση ύλης σε μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα. Ο όρος καλύπτει πηγές με πολύ διαφορετική φωτεινότητα και εμφάνιση. Ένας γαλαξίας μπορεί να διατηρεί την κεντρική μαύρη τρύπα του πολύ αφότου σβήσει η φωτεινή φάση της δραστηριότητάς της.

Πολλά γνωστά AGN φιλοξενούν μαύρες τρύπες με μάζα από εκατομμύρια έως δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, όμως η δραστηριότητα μαύρων τρυπών παρατηρείται και σε συστήματα μικρότερης μάζας. Ένα μεγάλο κεντρικό αστρικό σμήνος στον γαλαξία δεν είναι απαραίτητη προϋπόθεση.[16]

Η ροή μεταβάλλεται ανάλογα με τις συνθήκες παροχής ύλης. Σε πυρήνες με χαμηλή τροφοδοσία μπορεί να υπάρχουν θερμά, αραιά αέρια που ακτινοβολούν ανεπαρκώς. Σε πολύ υψηλούς ρυθμούς εισροής, μπορεί να παίζουν σημαντικό ρόλο οι παχύτερες ροές, οι ισχυροί άνεμοι και η παγιδευμένη ακτινοβολία.[1], [3]

Επομένως, η μάζα της μαύρης τρύπας από μόνη της δεν καθορίζει τη φωτεινότητά της. Σημασία έχει επίσης πόση ύλη φτάνει στο εσωτερικό τμήμα της ροής προσαύξησης και πώς αυτή η ροή απελευθερώνει ενέργεια.

Το αέριο που φτάνει κοντά στη μαύρη τρύπα έχει συνήθως στροφορμή, μια ποσότητα που σχετίζεται με την τροχιακή του κίνηση. Δεν μπορεί απλώς να πέσει κατευθείαν προς τα μέσα. Οι τάσεις μέσα στη ροή μεταφέρουν στροφορμή μεταξύ περιοχών, επιτρέποντας σε μέρος της ύλης να πλησιάσει τη μαύρη τρύπα.

Τα μαγνητικά πεδία και οι αναταράξεις είναι ζωτικής σημασίας για αυτή τη διαδικασία μεταφοράς. Καθώς το αέριο κινείται προς τα μέσα, η ενέργεια της τροχιακής κίνησης μπορεί να μετατραπεί σε θερμότητα, ακτινοβολία ή ενέργεια που μεταφέρεται από εκροές.[2]

Απόδοση 10 % είναι ένα χρήσιμο παράδειγμα, όχι μια σταθερά που ισχύει το ίδιο για όλες τις μαύρες τρύπες. Επιπλέον, δεν φτάνει κατ’ ανάγκη όλο το αέριο που τροφοδοτείται από το περιβάλλον μεγάλης κλίμακας στο εσωτερικό, ακτινοβολούν τμήμα της ροής.[1]

Αυτές οι ονομασίες δεν δηλώνουν διαδοχικά στάδια εξέλιξης ενός γαλαξία. Καλύπτουν διάφορες παρατηρούμενες ιδιότητες και οι κατηγορίες που υποδηλώνουν μπορεί να αλληλεπικαλύπτονται.[5], [7]

Τύποι 1 και 2: τι είναι ορατό στο φάσμα;

Το φωτισμένο αέριο κοντά στον πυρήνα κινείται συχνά με μεγάλη ταχύτητα και δημιουργεί πλατιές γραμμές εκπομπής. Το αέριο που είναι διασκορπισμένο σε μεγαλύτερο χώρο συνήθως δημιουργεί στενότερες γραμμές. Σύμφωνα με το καθιερωμένο μοντέλο απόκρυψης, το περιβάλλον σκονισμένο υλικό καθορίζει αν βλέπουμε άμεσα την κεντρική περιοχή των πλατιών γραμμών.

Τα μωβ ωοειδή είναι οι επιφάνειες τομής του περιβάλλοντος σκονισμένου υλικού. Τα μικρά νέφη κοντά στον δίσκο απεικονίζουν το αέριο που εκπέμπει πλατιές γραμμές· τα νέφη πιο μακριά κατά μήκος του πολικού ανοίγματος απεικονίζουν το αέριο που εκπέμπει στενές γραμμές. Τα βέλη δείχνουν την κατεύθυνση της οπτικής γραμμής του παρατηρητή. Και στα δύο διαγράμματα χρησιμοποιείται η ίδια απλοποιημένη γεωμετρία, χωρίς να διατηρείται η κλίμακα των μεγεθών· η ανοικτή περιοχή δεν είναι πίδακας.

Orientacija paaiškina daugelį tipų skirtumų, tačiau tikrieji AGN taip pat skiriasi savo sandara, akrecijos būsena ir užstojimo laipsniu.[5], [8]

Įprastai vaizduojamas dulkėtas „toras“ nebūtinai turi būti glotni, standi riestainio formos struktūra. Stebėjimai skatina svarstyti modelius su atskirais dulkių telkiniais ir dulkėtų diskų bei ištekų deriniais. Dulkės sugeria dalį centrinės spinduliuotės ir vėl ją išspinduliuoja infraraudonojoje srityje.[6]

Dujos turi nukeliauti nuo galaktikos mastelių iki gerokai mažesnio akrecinio srauto. Prie to gali prisidėti keli procesai, o kiekviename etape medžiagos tiekimas gali nutrūkti arba pakeisti kryptį.

Todėl pasiekti centrinį dujų telkinį – tik dalis kelionės. Nėra griežtos taisyklės, kad susiliejimai sukuria kvazarus, o skersės – Seiferto galaktikas.[10]

AGN turinčių galaktikų tyrimuose nustatomos skirtingos sąsajos su susiliejimais, priklausomai nuo branduolių ir sutrikdytų galaktikų atrankos būdo. Kai kuriose populiacijose sąsajos stiprios; daugelyje aktyvių galaktikų nėra akivaizdžių neseno stambaus susiliejimo požymių. Vien šviesis neparodo, kas sukėlė aktyvumą.[11]

Aktyvumas kinta įvairiomis laiko skalėmis

Staigūs ryškio svyravimai atspindi pokyčius kompaktiškose spinduliuojančiose srityse. Ilgesni sustiprėjusios akrecijos epizodai prisideda prie juodosios skylės augimo, o didesnėje erdvėje pasklidusios dujos ir radijo diapazone matomos struktūros gali išsaugoti ankstesnio aktyvumo pėdsakus. Tai skirtingi AGN istorijos rodikliai.[12], [13]

Οι AGN μεταβαλλόμενης εμφάνισης μπορεί να αρχίσουν να εμφανίζουν έντονες ευρείες γραμμές εκπομπής ή να πάψουν να τις εμφανίζουν, παρότι η κατεύθυνση παρατήρησής μας παραμένει ουσιαστικά αμετάβλητη. Οι μεταβολές στην κατάσταση προσαύξησης ή στην απόκρυψη βοηθούν να εξηγηθεί αυτή η συμπεριφορά και δείχνουν γιατί ο προσανατολισμός από μόνος του δεν αρκεί.[8]

Ο συνδυασμός δεδομένων από διαφορετικές φασματικές περιοχές διευκολύνει τον διαχωρισμό του AGN από το περιβάλλον του και την εκτίμηση της συνολικής ισχύος της ακτινοβολίας του. Κανένα μεμονωμένο μήκος κύματος δεν μπορεί να ανιχνεύσει όλους τους ενεργούς πυρήνες.[4], [5], [6], [7], [14]

Χαρτογράφηση αντήχησης: μέτρηση της ηχούς του φωτός

Όταν μεταβάλλεται η κεντρική ακτινοβολία, τα κοντινά αέρια ή η σκόνη μπορεί να αντιδράσουν με κάποια καθυστέρηση. Αυτή η καθυστέρηση στο σύστημα αναφοράς ηρεμίας της πηγής—διορθωμένη για τη διαστολή του κοσμολογικού χρόνου—επιτρέπει τον προσδιορισμό μιας χαρακτηριστικής απόστασης έως την ύλη που αντιδρά, με βάση τον χρόνο διάδοσης του φωτός.

Συσχετίζοντας τον χρόνο απόκρισης των ευρειών γραμμών εκπομπής με το πλάτος τους, εκφρασμένο σε μονάδες ταχύτητας, μπορεί να εκτιμηθεί η μάζα της μαύρης τρύπας. Το αποτέλεσμα εξαρτάται από τη γεωμετρία του αερίου που εκπέμπει, τη γωνία παρατήρησης και την κίνησή του· δεν αποτελεί άμεση ζύγιση της μαύρης τρύπας.[13]

Οι φασματοσκοπικές παρατηρήσεις που διαχωρίζουν χωρικά διαφορετικές περιοχές παρέχουν πρόσθετες πληροφορίες για τα αέρια και τα άστρα που βρίσκονται πιο μακριά από τον πυρήνα. Η παρατήρηση τόσο της κεντρικής πηγής όσο και του περιβάλλοντος γαλαξία βοηθά να συσχετιστούν οι γρήγορες αλλαγές στον πυρήνα με τις επιπτώσεις σε μεγαλύτερες κλίμακες.

Δεν έχουν όλοι οι AGN ισχυρούς πίδακες. Μια μεγάλης κλίμακας εκροή μπορεί επίσης να περιέχει αέριο που έχει παρασυρθεί κατά τη διαδρομή, επομένως δεν αποτελείται απαραίτητα μόνο από ύλη που εκτοξεύτηκε κοντά στον δίσκο προσαύξησης.[10], [14]

Σύμφωνα με τον μηχανισμό Blandford–Znajek, τα μαγνητικά πεδία που διασχίζουν μια περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα επιτρέπουν την αξιοποίηση της ενέργειας περιστροφής για τη διατήρηση της ισχύος του πίδακα. Αυτό περιγράφει την εξαγωγή ενέργειας μέσω του περιβάλλοντος ηλεκτρομαγνητικού πεδίου και όχι τη διαφυγή ύλης από το εσωτερικό του ορίζοντα γεγονότων.[3]

Οι πίδακες και οι άνεμοι μπορεί να δρουν από κοινού. Όροι όπως «ραδιοφωνικός τρόπος» και «τρόπος κβάζαρ» είναι χρήσιμες συντομογραφίες σε ορισμένα μοντέλα, όμως οι πραγματικές πηγές δεν αντιστοιχούν απαραίτητα σε δύο αμοιβαία αποκλειόμενες καταστάσεις.[14]

Η ανάδραση AGN σημαίνει ότι η ενέργεια και η ορμή του ενεργού πυρήνα επηρεάζουν την περιβάλλουσα ύλη. Αυτή η επίδραση μπορεί να μεταβάλει την ποσότητα του αερίου που είναι διαθέσιμη για τον σχηματισμό άστρων, θερμαίνοντάς το, αναταράσσοντάς το ή αλλάζοντας την ικανότητά του να ψύχεται και να συστέλλεται.

Η ανίχνευση διαταραγμένου ή εκρέοντος αερίου δεν αποδεικνύει ότι ο σχηματισμός άστρων έχει κατασταλεί οριστικά σε ολόκληρο τον γαλαξία. Το αέριο μπορεί να παραμείνει βαρυτικά δεσμευμένο ή να επιστρέψει, ενώ η τοπική ενίσχυση του σχηματισμού άστρων μπορεί να συνυπάρχει με την καταστολή του σε ευρύτερη κλίμακα. Το μακροπρόθεσμο αποτέλεσμα εξαρτάται από τον τρόπο με τον οποίο η εκροή αλληλεπιδρά με τις διάφορες φάσεις του αερίου.[14]

Καθαρά δεδομένα παρατηρήσεων: κοιλότητες σε θερμές ατμόσφαιρες

Στους κεντρικούς γαλαξίες πολλών ομάδων και σμηνών γαλαξιών, οι πίδακες ραδιοκυμάτων δημιουργούν κοιλότητες στα γύρω αέρια που εκπέμπουν ακτίνες Χ. Η μηχανική τους ενέργεια βοηθά να αντισταθμιστεί η ακτινοβολιακή ψύξη. Κάποια αέρια εξακολουθούν να ψύχονται και ο σχηματισμός άστρων συνεχίζεται εν μέρει: οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι η ρύθμιση γίνεται μέσω επαναλαμβανόμενων επεισοδίων δραστηριότητας.[15]

Η σχέση ανάμεσα στη μαύρη τρύπα και την κεντρική περιοχή του γαλαξία

Η μάζα της μαύρης τρύπας συσχετίζεται με ιδιότητες των κεντρικών περιοχών κλασικών γαλαξιών και των ελλειπτικών γαλαξιών, όπως η διασπορά ταχυτήτων των άστρων, που συμβολίζεται με σ. Πρόκειται για τη διασπορά των ταχυτήτων των άστρων του γαλαξία-ξενιστή, ένα διαφορετικό μετρούμενο μέγεθος από το πλάτος των γραμμών εκπομπής των αερίων του πυρήνα.

Αυτές οι συσχετίσεις υποστηρίζουν τη σύνδεση ανάμεσα στην ανάπτυξη των μαύρων τρυπών και τον σχηματισμό των γαλαξιών, αλλά δεν αποδεικνύουν την ύπαρξη κάποιου συγκεκριμένου μηχανισμού ανάδρασης. Άλλες συνδέσεις χαρακτηρίζουν διαφορετικά συστατικά των γαλαξιών, ενώ μπορεί να επηρεάζουν και η κοινή ιστορία ανάπτυξης ή οι επαναλαμβανόμενες συγχωνεύσεις.[16]

Τα μοντέλα γαλαξιών χρησιμοποιούν περιγραφές ανάδρασης, οι οποίες συνδέουν τις φυσικές διεργασίες στο κέντρο που δεν μπορούν να διακριθούν στο μοντέλο με τα αέρια που κατανέμονται σε μεγαλύτερες κλίμακες. Η επιτυχία τους αξιολογείται καλύτερα συνδυάζοντας διάφορες παρατηρησιακές ενδείξεις, όπως την κατανομή και την ψύξη των αερίων, τον σχηματισμό άστρων και τους πληθυσμούς μαύρων τρυπών.[10], [14]

Οι έρευνες επισκόπησης κβάζαρ επιτρέπουν την ανασύνθεση της μεταβολής του πληθυσμού των ενεργών μαύρων τρυπών με την πάροδο του χρόνου. Ο συνδυασμός δειγμάτων υπέρυθρης, οπτικής και ακτινοβολίας Χ βοηθά να ληφθούν υπόψη πηγές που δεν εντοπίστηκαν λόγω απόκρυψης ή επιλογής. Η ιστορία της εξέλιξης που προκύπτει εξαρτάται τόσο από τη φωτεινότητα όσο και από την κοσμική εποχή.[19]

Πριν καν συμπληρωθεί το πρώτο δισεκατομμύριο χρόνια ζωής του Σύμπαντος, ορισμένες μαύρες τρύπες με μάζα ένα δισεκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου ήταν ήδη ενεργές. Η ανάπτυξή τους εξαρτάται από πολλούς παράγοντες που δρουν από κοινού: το αρχικό σπέρμα, τον χρόνο σχηματισμού του, τη συνεχή παροχή ύλης, την αποδοτικότητα της ακτινοβολίας και πιθανές περιόδους πολύ ταχείας προσαύξησης.[18]

Διαβάστε περισσότερα για αυτή την πρώιμη εποχή στα άρθρα «Ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες στο νεαρό Σύμπαν» και «Τα σπέρματα των υπερμεγέθων μαύρων τρυπών».

Μελέτη των αερίων που συναντά το φως στο πέρασμά του

Καθώς το φως του κβάζαρ διαδίδεται στο διάστημα, τα αέρια που συναντά στην πορεία του απορροφούν φως συγκεκριμένων μηκών κύματος. Τα χαρακτηριστικά απορρόφησης που σχηματίζονται αποκαλύπτουν την ύλη ανάμεσα σε εμάς και την πηγή. Σε μεγάλες ερυθρές μετατοπίσεις, βοηθούν τους επιστήμονες να μελετήσουν τη μεταβαλλόμενη κατάσταση ιονισμού του πρώιμου Σύμπαντος.[18]

Πολλές εικόνες του ίδιου αντικειμένου, διαφορετικοί χρόνοι άφιξης του φωτός

Ένας γαλαξίας ανάμεσα σε εμάς και το κβάζαρ, και μερικές φορές μια ομάδα ή ένα σμήνος γαλαξιών, μπορεί να δημιουργήσει πολλαπλά είδωλα του κβάζαρ μέσω του βαρυτικού φακού. Οι μεταβολές της φωτεινότητας εμφανίζονται στα είδωλα σε διαφορετικές χρονικές στιγμές, επειδή το φως ακολουθεί διαφορετικές διαδρομές μέσα στο βαρυτικό πεδίο.

Αυτές οι καθυστερήσεις, μαζί με ένα μοντέλο του φακού και της ύλης κατά μήκος της γραμμής θέασης, επιτρέπουν τον περιορισμό της απόστασης χρονικής καθυστέρησης: ενός συγκεκριμένου συνδυασμού κοσμολογικών αποστάσεων, ευαίσθητου στον ρυθμό διαστολής. Η ακρίβεια εξαρτάται από τη μοντελοποίηση της κατανομής μάζας· η μεγέθυνση από μόνη της δεν εγγυάται ακριβή φωτεινομετρική απόσταση.[20]

Οι καθυστερήσεις που χρησιμοποιούνται στις μελέτες βαρυτικού φακού προκύπτουν καθώς το φως διαδίδεται σε ξεχωριστές διαδρομές μέσα στον χώρο. Οι καθυστερήσεις ηχούς εμφανίζονται όταν αέρια ή σκόνη κοντά σε ένα κβάζαρ ανταποκρίνονται στις μεταβολές της ακτινοβολίας της κεντρικής πηγής του. Κάθε μέθοδος μετατρέπει τη μεταβλητότητα σε διαφορετικού είδους μέτρηση.[13], [20]