Aktyvūs galaktikų branduoliai ankstyvojoje Visatoje

Aktiivsed galaktikatuumad varases universumis

Kvasaarsed ja eredamad AGN kui kiire akretsiooni majakad kesksetesse mustadesse aukudesse

Varajases galaktikate kujunemise ajastus ületasid mõned objektid heleduse poolest terves galaktikasid, nende sära oli kosmilistes avarustes nähtav isegi tuhandeid kordi eredamalt. Need erakordselt eredad objektid – aktiivsed galaktikatuumad (AGN) ja suurima heleduse korral kvasaarsed – keskendasid suures koguses energiat ja kiirgust, mis pärines kiirest akretsioonist supermassiivsetesse mustadesse aukudesse (SMBH). Kuigi AGN eksisteerivad kogu kosmilise ajaloo vältel, annavad nende avastused varajases universumis (esimesel miljardil aastal pärast Suurt Pauku) olulisi vihjeid mustade aukude varajase kasvu, galaktikate interaktsioonide ja suuremahulise struktuuri kujunemise kohta. Selles artiklis käsitleme, kuidas AGN toituvad, kuidas neid leiti suurte punanihega ja millist teavet nad annavad varajase universumi valitsevate füüsikaliste protsesside kohta.

1. Aktiivsete galaktikatuumade olemus

1.1 Määratlus ja komponendid

Aktiivne galaktika tuum (AGN) on kompaktne piirkond galaktika keskmes, kus supermassiivne must auk (mõõdetuna mitme miljoni kuni mitme miljardi Päikese massini) tõmbab ligi gaase ja tolmu. See protsess võib vabastada tohutuid energiakoguseid, mis hõlmavad kogu elektromagnetilist spektrit: raadio-, IR-, optilist, UV-, röntgen- ja isegi gammakiirgust. Peamised AGN tunnused on:

  1. Akretsiooniketas: Musta augu ümber pöörlev gaaside ketas, mis kiirgab efektiivselt (tihti Eddingtoni piiril).
  2. Laiade ja kitsaspektrilised jooned: Gaaside pilved, mis asuvad musta augu suhtes erineval kaugusel, kiirgavad spektrijooni erineva kiiruse laiendusega, moodustades iseloomulikke „laiade joonte“ ja „kitsaste joonte“ piirkondi.
  3. Voolud (outflows) ja pursked: Mõned AGN-id tekitavad võimsaid purskeid – relatiivistlikke osakeste vooge, mis ulatuvad galaktika piiridest välja.

1.2 Kvazarid kui eredaimad AGN-id

Kvazarid (kvasi-tähelised objektid, QSO) on kõige eredamad AGN-id. Nad võivad olla kümneid või sadu kordi eredamad kui nende enda galaktikad. Suure punanihkega kvazarid toimivad sageli kosmiliste „tulemajakatena“, võimaldades astronoomidel uurida universumi varajasi tingimusi, kuna nad on erakordselt eredad. Tänu sellele kõrgele eredusele saab neid avastada ka väga kaugetes kaugustes, kasutades suuri teleskoope.

2. AGN ja kvazarid varajases universumis

2.1 Suure punanihkega avastatud

Vaadeldud on kvazareid punanihkega z ∼ 6–7 või isegi rohkem, mis tähendab, et mitmesaja miljoni või isegi miljardi Päikese massiga mustad augud eksisteerisid vähem kui 800 miljonit aastat pärast Suurt Pauku. Tuntud näited:

  • ULAS J1120+0641 punanihkega z ≈ 7,1.
  • ULAS J1342+0928 punanihkega z ≈ 7,54, kus musta augu mass ulatub mitme saja miljoni M⊙ni.

Selliste erakordselt heledate objektide avastamine nii varajastel ajastutel tõstatab põhilisi küsimusi mustade aukude seemnete (algmasside) tekkimise ja nende kiire kasvu kohta.

2.2 Kasvamise väljakutsed

Umbes 109 M⊙ supermassiivse musta augu kasvatamine vähem kui miljardi aastaga seab tõsise väljakutse lihtsatele akretsiooniteooriatele, mis on piiratud Eddingtoni piiriga. Nii-öelda „seemned“ pidid algusest peale olema piisavalt suured või üle elama üle-Eddingtonilise akretsiooni episoode. Need andmed viitavad, et varajastes galaktikates võisid eksisteerida ebatavalised või vähemalt optimeeritud tingimused (nt suured gaasivoolud, otsese kokkuvarisemise mustad augud või „jooksvate“ massiivsete tähtede ühinemine).

3. Akretsioonimehhanismid: leegis sündiva laterna kütus

3.1 Akretsiooniketas ja Eddingtoni piir

Kvazaride sädelemise alus on akretsiooniketas: gaasid, mis spiraalselt liiguvad musta augu sündmushorisondi suunas, muundavad gravitatsioonienergia soojuseks ja valguseks. Eddingtoni piir määratleb maksimaalse heleduse (ja umbkaudse massikasvu kiiruse), mille juures kiirgusjõud tasakaalustab gravitatsioonilise tõmbe. Musta augu massile MBH kehtib:

LEdd ≈ 1,3 × 1038 (MBH / M⊙) erg s-1.

Stabiilse, Eddingtonile lähedase akretsiooni korral võib must auk kiiresti kasvada, eriti kui algne seeme on 104–106 M⊙. Lühikesed Eddingtoni normi ületavad episoodid (nt gaasirikkas keskkonnas) võiksid kompenseerida ülejäänud massipuudujäägi.

3.2 Gaaside varustus ja nurgamoment

Et AGN suudaks säilitada heledust, on vajalik rikkalik külmade gaaside varustus galaktika keskmesse. Varases universumis:

  • Sagedased ühinemised: Varajases ajastus suunas suur ühinemiste sagedus palju gaasi galaktika tuuma.
  • Esialgsed kettad: Mõned protogalaktikad omasid pöörlevaid gaasikettaid, mis suunasid ainet keskmesse.
  • Tagasiside: AGN tuuled või kiirgus võivad gaase paisutada või soojendada, võimaldades eneseregulatsiooni edasisele akretsioonile.

4. Vaatluslikud tunnused ja meetodid

4.1 Mitme lainepikkusega „otsingud“

Erinevate lainepikkuste emissiooni tõttu avastatakse ja uuritakse kaugeid AGN-e erinevates piirkondades:

  • Optilised/IR uuringud: Sellised projektid nagu SDSS, Pan-STARRS, DES, missioonid WISE või JWST tuvastavad kvasaare värvivaliku või spektraalsete tunnuste alusel.
  • Röntgeni vaatlusted: Akretsioonikettad ja kuumad koroonad tekitavad rohkelt röntgenifotosid. Chandra ja XMM-Newton suudavad tuvastada nõrku, kuid kaugeid AGN-e.
  • Raadio-uuringud: Raadiomürarikkad kvasaari iseloomustavad võimsad pursked, mis on nähtavad VLA, LOFAR või tulevikus SKA andmetes.

4.2 Emissioonijooned ja punane nihe

Kvasaari spektrites on tavaliselt täheldatavad tugevad laiad emissioonijooned (nt Lyα, CIV, MgII) UV/optikas. Joonte mõõtmine võimaldab:

  1. Punase nihke (z) määramine: Näitab kaugust ja kosmilist ajastut.
  2. Musta augu massi hindamine: Joone laiuse ja kontinummärgi põhjal saab umbkaudselt määrata laia joone piirkonna dünaamikat (nn viariandid meetodid).

4.3 Summutusservad (damping wings) ja vahegalaktiline keskkond

Kui z > 6, võib neutraalne vesinik vahegalaktilises keskkonnas jätta märgi kvasaari spektrites. Gunn-Petersoni lõigud ja damping wing efektid Lyα joones näitavad keskkonna gaaside ionisatsiooni olekut. Seega pakuvad varased AGN-d võimalust mõõta reionisatsiooni ajastu — võimalus uurida, kuidas kosmiline reionisatsioon levis heledate allikate ümber.

5. Tagasiside varajastest AGN-idest

5.1 Kiirguspress ja voolud

Aktiivsed mustad augud tekitavad tugevat kiirguspressi, mis võib põhjustada võimsaid voolusid (winds):

  • Gaasi eemaldamine: Väikestes haloides võivad sellised tuuled gaasid välja puhuda ja peatada tähetekke.
  • Keemiline rikastamine: AGN voolud võivad transportida metalle galaktika keskkonda või intergalaktilisse ruumi.
  • Positiivne tagasiside?: Vooludest pärinevad lööklained võivad suruda kokku kaugemal asuvaid gaasipilvi, mõnikord süüdates uut tähetekke.

5.2 Tähetekke ja musta augu kasvu tasakaal

Uued simulatsioonid näitavad, et AGN tagasiside võib reguleerida nii musta augu enda kui ka selle peremeesgalaktika arengut. Kui SMBH mass kasvab liiga kiiresti, võib intensiivne tagasiside peatada edasise gaasi sissevoolu, põhjustades kvasarite aktiivsuse tsükli, mis piirab iseennast. Teisalt võib mõõdukas AGN aktiivsus aidata säilitada tähetekke, takistades gaaside liigset kogunemist keskmesse.

6. Mõju kosmilisele reionisatsioonile ja suurele struktuurile

6.1 Panus reionisatsiooni

Kuigi arvatakse, et vesiniku reionisatsioonis mängisid peamist rolli varajased galaktikad, genereerisid kvasarid ja AGN suures punases nihkes ka ioniseerivaid footoneid, eriti kõrge energiaga (röntgen) vahemikus. Kuigi haruldasemad, kiirgavad sellised eredad kvasarid igaüks tohutut UV voogu, suutes paisutada suuri ioniseeritud "pulle" neutraalses intergalaktilises keskkonnas.

6.2 Suuremate ületihedate piirkondade indikaatorid

Suure punase nihkega leitud kvasarid asuvad tavaliselt kõige tihedamates piirkondades — võimalikud tulevased klastrite keskused. Nende vaatlus võimaldab esile tuua kujunevaid suuri struktuure. Kvasarite keskkonna tiheduse mõõtmised aitavad avastada protoklastrid ja kosmilise võrgustiku kujunemist varajases ajastus.

7. Evolutsiooniline vaade: AGN kosmilise aja jooksul

7.1 Kvasarite aktiivsuse tipp

ΛCDM stsenaariumis registreeritakse kvasarite aktiivsuse maksimum umbes z ∼ 2–3, kui universumi vanus oli mitu miljardit aastat — seda nimetatakse sageli "kosmiliseks päevaks" tähetekke ja AGN-i rohkusest tingituna. Siiski näitavad väga eredad kvasarid isegi z ≈ 7 juures, et mustade aukude kiire kasv toimus kaugel enne seda aktiivsuse tippu. z ≈ 0 ajastul eksisteerib endiselt palju SMBH-sid, kuid piiratud kütuse tõttu töötavad nad nõrgemas režiimis või muutuvad rahulikeks AGN-ideks.

7.2 Koosevolutsioon koos peremeesgalaktikatega

Vaatlused näitavad korrelatsioone, näiteks MBH–σ seost: mustade aukude mass korreleerub galaktika tuuma massi või kiiruse dispersiooniga, pakkudes koosevolutsiooni stsenaariumi. Suure punase nihkega kvasarid tähistavad tõenäoliselt aktiivsuse "spurti", kui rikkalikud gaasivoolud toitsid nii tähetekke kui ka AGN-i.

8. Praegused väljakutsed ja tuleviku suunad

8.1 Esimesed mustade aukude „seemned“

Kõige olulisem ebaselgus on endiselt: Kuidas tekkisid esimesed mustade aukude „seemned“ ja miks nad kasvasid nii kiiresti? Arutletavad ideed hõlmavad massiivsete III populatsiooni tähtede jäänuseid (~100 M⊙) ja otsese kollapsi musti auke (~104–106 M⊙). Selleks, et kindlaks teha, milline kanal domineerib, on vaja põhjalikumaid vaatlusi ja täpsemaid teoreetilisi mudeleid.

8.2 Z > 7 piiri ületamine

Uurimiste laienedes viivad kvasaari avastused z ≈ 8 või isegi kõrgema punanihkeni meid umbes 600 miljoni aasta kaugusele Suurest Paugust. James Webbi kosmoseteleskoop (JWST), tulevased 30–40 m klassi teleskoobid ja tulevased missioonid (Roman jt) peaksid avastama veelgi kaugemaid AGN-e, detailselt kirjeldades varajasi SMBH kasvu ja reionisatsiooni etappe.

8.3 Gravitatsioonilainete signaalid mustade aukude ühinemistest

Tulevased kosmilised gravitatsioonilainete detektorid, nt LISA, võivad ühel päeval tabada massiivsete mustade aukude ühinemisi suurel punanihkel. See annab ainulaadse ülevaate, kuidas seemned ja varajased SMBH ühinesid universumi esimesel miljardil aastal.

9. Kokkuvõtted

Aktiivsed galaktikatuumad, eriti eredaimad kvasaari, on olulised tunnistajad universumi varajases ajastus: nad kiirgavad ajastust, mil Suurest Paugust oli möödunud vaid mõnisada miljonit aastat. Nende olemasolu võimaldab järeldada hämmastavalt kiiret massiivsete mustade aukude tekkimist, kahtlustades põhilisi „seemnete“ päritolu, akretsiooni füüsika ja tagasiside mudeleid. Samal ajal kujundab intensiivne AGN kiirgus peremeesgalaktikate arengut, reguleerib kohalikku tähetekke protsessi ja võib isegi aidata kaasa suuremahulisele reionisatsioonile.

Kaasaegsed vaatlusalgatused ja arenenud simulatsioonid täidavad neid küsimusi järk-järgult, tuginedes uutele JWST andmetele, täiustatud maapealsete spektrograafide analüüsile ning (tulevikus) gravitatsioonilainete astronoomiale. Iga uus kauge kvasaari nihutab teadmiste piiri kaugemale kosmilisse minevikku, meenutades, et isegi universumi nooruses eksisteerisid hiiglaslikud mustad augud, valgustades pimedust ja näidates, kui aktiivne ja kiiresti arenev oli varajane universum.

Viited ja täiendav lugemine

  1. Fan, X., et al. (2006). „Kosmilise reionisatsiooni vaatluslikud piirangud." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Mortlock, D. J., jt. (2011). „Valgusjõuline kvasaari punanihkega z = 7,085.“ Nature, 474, 616–619.
  3. Wu, X.-B., jt. (2015). „Ülitulekas kvasaari, millel on kaheteist miljardit päikese-massi must auk punanihkega 6,30.“ Nature, 518, 512–515.
  4. Volonteri, M. (2012). „Massiivsete mustade aukude teke ja areng.“ Science, 337, 544–547.
  5. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). „Esimeste massiivsete mustade aukude kokkupanek." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Naaske ajaveebi