Aktyvūs galaktikų branduoliai ir kvazarai

Aktiivsed galaktikate tuumad ja kvasaari

Supermassiivsed mustad augud, mis neelavad ainet, voolud ja mõju tähtede tekkimisele

Üks Universumi eredamaid ja dünaamilisemaid nähtusi ilmneb siis, kui supermassiivsed mustad augud (SMJS) galaktikate keskustes gaase neelavad. Nendes nn aktiivsetes galaktikatuumades (AGB) muundub suur hulk gravitatsioonienergiat elektromagnetkiirguseks, mis sageli varjutab kogu galaktika. Kõige eredamal skaalal on kvasaare, mis on säravad AGN-id, nähtavad kosmilistel kaugustel. Sellised intensiivsed musta augu "toitmise" perioodid võivad tekitada võimsaid voolusid – kiirgusjõu, tuulte või relatiivsete purskete tõttu, mis ümber korraldavad gaase galaktika sees ja võivad isegi tähtede tekkimist pärssida. Selles artiklis käsitleme, kuidas SMJS juhib AGN-i aktiivsust, millised on kvasari vaatluse tunnused ja klassifikatsioon ning kui oluline on "tagasiside" (ingl. feedback), mis seob musta augu kasvu galaktika tulevikuga.

1. Mis on aktiivsed galaktikatuumad

1.1 Tsentraalsed mootorid: supermassiivsed mustad augud

Aktivse galaktikatuuma keskmes asub supermassiivne must auk, mille mass võib ulatuda mõnest miljonist kuni mitme miljardi Päikese massini. Need augud asuvad galaktikate klastrites või keskustes. Tavapärastes madala akretsiooniga tingimustes on nad suhteliselt rahulikud. AGN faas algab, kui piisavalt gaasi või tolmu hakkab sisse voolama – akretsioonides musta auku – ja moodustab pöörleva akretsiooniketta, mis vabastab tohutu elektromagnetilise spektri kiirguse [1, 2].

1.2 AGB klassid ja vaatlused

AGB-d näitavad erinevaid väliseid ilminguid:

  • Seyferti galaktikad: Keskmise eredusega tuumaaktiivsus spiraalsetes galaktikates, eredate emissioonijoontega ioniseeritud gaasipilvedest.
  • Kvasaari (QSO): Kõige eredamad AGB-d, sageli domineerivad kogu galaktika kiirguse üle, kergesti märgatavad kosmilistel kaugustel.
  • Raadio galaktikad / blazaarid: AGB, mida iseloomustavad võimsad raadiopihustid või tugevalt meie suunas suunatud kiirgus.

Vaatamata ilmsetele erinevustele peegeldavad need klassid pigem kiirguse, vaatenurga ja keskkonna omadusi, mitte põhimõtteliselt erinevaid mootoreid [3].

1.3 Ühismudel

Lai „ühismudel“ eeldab tsentraalset SMJS ja akretsiooniketti, mida ümbritseb laiade joonte piirkond (PLS) kiirete pilvedega ja tolmune torus. Täheldatud kiirgus (tüüp 1 või tüüp 2) sõltub orientatsioonist ja toruse geomeetriast. Kiirguse või musta augu massi erinevused võivad AGN viia madala kiirgusega Seyferti tüübist eredate kvasariteni [4].

2. Akretsiooniprotsess

2.1 Akretsiooniketad ja kiirgus

Kui gaas langeb SMJS sügavale gravitatsioonikaevu, moodustub õhuke akretsiooniketas, kus gravitatsiooniline potentsiaalne energia muundub soojuseks ja valguseks. Klassikalises Shakura-Sunyaev ketta mudelis võib kiirgus olla suur, mõnikord ulatudes Eddingtoni piirini:

LEdd ≈ 1.3×1038 (MBH / M⊙) erg s-1

kui must auk neelab Eddingtoni lävel, võib selle mass kahekordistuda umbes ~108 aastatel. Kvazarid saavutavad tavaliselt või ületavad osa Eddingtoni heledusest, selgitades nende erakordset eredust [5, 6].

2.2 SMBH „toitmine“

Galaktika protsessid peavad viima gaasid kiloparseki mõõtkavast musta augu ümbruse subparsekilisse piirkonda:

  • Ribade juhitud vood – sisemised ribad või spiraalstruktuurid võivad aeglaselt (sekulaarse protsessina) üle võtta gaasi nurkimpulsi ja tuua selle sissepoole.
  • Koostoimed ja ühinemised – suurema jõuga suured või väikesed ühinemised toovad kiiresti tuumasse rohkesti gaasi, süüdates kvazari faasid.
  • Jahutusvood – rikkaid parvede keskusi jahutavad parve gaasid võivad voolata galaktika keskmesse, toites musta auku.

Priartudes musta augu lähedale, põhjustavad kohalikud ebastabiilsused, löögid ja viskoossus jätkuvalt aine sattumist lõplikku akretsioonikettasse [7].

3. Kvazarid: eredaimad AGB

3.1 Ajalooline avastus

Kvazarid (ingl. “quasi-stellar objects”) tuvastati 1960. aastatel punktallikatena, kuid väga suure punanihega, mis tähendas tohutut heledust. Varsti selgus, et need on galaktikate tuumad, kus must auk neelab gaase nii intensiivselt, et on nähtavad isegi miljardite valgusaastate kauguselt, muutes need varajase universumi uurimise oluliseks märgiks.

3.2 Mitme lainepikkusega kiirgus

Kvazarite tohutu heledus hõlmab raadiot (kui on jooneid), infrapuna (tolm torudes), optilist/UV (akretsiooniketta spekter) ja X-kiirgust (ketasvöö, relatiivistlikud voolud). Spektrites on tavaliselt eredalt nähtavad laiad emissioonijooned suure kiirusega pilvedest musta augu lähedal ning võib-olla ka kitsad jooned kaugematest gaasidest [8].

3.3 Kosmoloogiline tähendus

Kvazarite rohkus ulatub sageli maksimumini z ∼ 2–3 juures, ajal, mil galaktikad aktiivselt moodustusid. Need tähistavad varajast suurimate mustade aukude kasvu kosmilises ajaloos. Kvazari neeldumisjoonte uuringud paljastavad ka vahegaase ja galaktikavälise keskkonna struktuuri.

4. Vood ja tagasiside

4.1 AGB põhjustatud tuuled ja vood

Akretsioonikettad tekitavad tugeva kiirgus- või magnetvälja rõhu, millest tekivad dipoolsed vood, mis võivad ulatuda tuhandete km/s-ni. Raadioeredates AGB-des esinevad relativistlikud vood, mis on valguse kiirusele lähedal ja ulatuvad kaugele galaktika piiridest. Need vood võivad:

  • Gaasi välja tõrjumine või kuumutamine, pärssides tähtede moodustumist kogumis.
  • Metallide ja energia transport halo või galaktikavälisesse keskkonda.
  • Tähestiku pärssimine või soodustamine lokaalselt, sõltuvalt lööklainete kokkusurumisest või gaasi eemaldamisest [9].

4.2 Mõju tähtede moodustumisele

AGN tagasiside, st mõte, et aktiivsed mustad augud võivad tugevalt mõjutada kogu galaktika seisundit, on saanud kaasaegsete galaktikate moodustumismudelite oluliseks osaks:

  1. Kvasaari režiim: Kõrge eredusega episoodid tugeva vooluga, mis võivad välja viia tohutuid külma gaasi koguseid ja seeläbi summutada tähtede moodustumist.
  2. Raadio režiim: Madalama eredusega AGN koos voogudega, mis soojendavad ümbritsevat gaasi (nt klastrite keskustes) ja takistavad selle jahtumist ning kogunemist.

See mõju aitab selgitada massiivsete elliptiliste "punasust" ja täheldatud (nt musta augu massi ja kogumi massi) seoseid, mis ühendavad SMJS kasvu ja galaktika evolutsiooni [10].

5. Galaktika peremehed ja AGB ühtsus

5.1 Ühinemine vs sekulaarne aktiveerimise allikas

Vaatlusandmed näitavad, et AGB aktiveerimist võivad põhjustada erinevad stsenaariumid:

  • Suured ühinemised: Gaasirikad kokkupõrked toovad lühikese aja jooksul tuuma suures koguses gaasi, viies musta augu kvasaari olekusse. See võib kattuda tähtede moodustumise plahvatusega, mida järgneb tähtede moodustumise pärssimine.
  • Sekulaarseid põhjuseid: Ribade või väikeste voogude kontrollitud stabiilne musta augu "toitumine" võib säilitada keskmise Seyferti tuuma ereduse.

Kõige eredamad kvasaarsed näitavad sageli tõusu moonutusi või morfoloogilisi märke hiljutistest ühinemistest, samas kui vähem eredat AGN-i võib leida peaaegu häirimata ketasgalaktikates ribade või pseudokogumitega.

5.2 Seos kogumi ja musta auguga

Vaatlused näitavad tihedat seost musta augu massi (MBH) ja kogumi tähtede kiiruste dispersiooni (σ) või massi vahel – nn MBH–σ seaduspära. See viitab sellele, et musta augu "toitumine" ja kogumi moodustumine on tihedalt seotud, toetades hüpoteesi, et aktiivne tuum võib reguleerida tähtede moodustumist kogumis ja vastupidi.

5.3 AGB aktiivsuse tsüklid

Kosmilise aja jooksul võib iga galaktika kogeda mitmeid AGB etappe. Tihti akreteerib must auk vaid osa ajast Eddingtoni lähedal, moodustades eredad AGN või kvasaari pursked. Kui gaasivarud lõpevad või neid välja paisutatakse, AGB vaibub ja galaktika muutub taas „normaalseks", kus on uinuv keskmine must auk.

6. AGB vaatlus kosmilisel skaalal

6.1 Kaugete kvasaaride uuringud

Kvasaare on nähtud väga suurte punanihedate väärtusteni, isegi üle z > 7, mis tähendab, et nad kiirgasid juba universumi esimesel miljardil aastal. Endiselt on küsimus, kuidas SMJS kasvas nii kiiresti: võib-olla olid „seemned" juba suured (nt otsese kokkuvarisemise tõttu) või toimusid episoodid, mis ületasid Eddingtoni akretsioonikiirused. Nende kaugete kvasaaride vaatlemisel saame uurida reionisatsiooni ajastut ja varajast galaktikate moodustumist.

6.2 Mitme lainepikkuse kampaaniad

Sellised ülevaated nagu SDSS, 2MASS, GALEX, Chandra ja uued missioonid nagu JWST, samuti tulevased võimsad maapealsed teleskoobid hõlmavad AGB-d raadiost röntgenini, katta kogu spektrit madala heleduseni Seyferti galaktikatest kuni väga eredate kvasaarideni. Samal ajal paljastab integraalne väävli spektroskoopia (nt MUSE, MaNGA) peremeesgalaktikate kineetikat ja tähttekke jaotust tuuma ümber.

6.3 Gravitatsiooniline läätsendus

Mõnikord mõjutab massiivsete parvede taga olevaid kvasaare gravitatsiooniline läätsendus, mis loob suurendatud kujutisi, paljastades AGN peenemaid struktuure või väga täpse heledusvahemaa. Sellised nähtused võimaldavad täpsustada musta augu massi hinnanguid ja uurida kosmoloogilisi parameetreid.

7. Teoreetiline ja simulatsioonide perspektiiv

7.1 Ketta akretsiooni füüsika

Klassikalised Shakura-Sunyaev alfa ketta mudelid, mida on täiustatud magnetohüdrodünaamiliste (MHD) akretsioonisimulatsioonidega, selgitavad, kuidas kandub üle nurkimpulss ja kuidas ketta viskoossus määrab akretsioonikiiruse. Magnetväljad ja turbulents on eriti olulised voolude või voogude tekitamisel (nt Blandford–Znajek mehhanism, mis on seotud pöörlevate mustade aukudega).

7.2 Suuremahulised galaktikate evolutsioonimudelid

Kosmoloogilised simulatsioonid (nt IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) kaasavad üha enam üksikasjalikke AGB tagasiside retsepte, et sobitada vaadeldud galaktikate värvide kahepoolset jaotust, musta augu ja halo massi suhet ning tähttekke pärssimist massiivsetes halodes. Need mudelid näitavad, et isegi lühikesed kvasaari episoodid võivad oluliselt muuta peremeesgaaside saatust.

7.3 Tagasiside füüsika täpsustamise vajadus

Kuigi edusamme on tehtud, jääb ebaselgeks, kuidas energia täpselt suhtleb mitmefaasiliste tähtvaheliste gaasidega. Parseki skaala akretsioonifüüsika sidumiseks kiloparseki skaala tähetekke reguleerimisega on vaja mõista üksikasju voogude ja tähtvahelise keskkonna vastasmõju, tuule kaasamise ning tolmuste toruste geomeetria kohta.

8. Kokkuvõtted

Aktiivsed galaktilised tuumad ja kvasarid peegeldavad kõige energilisemaid galaktiliste tuumade etappe, mida juhivad supermassiivsete mustade aukude akretsioon. Kiirgades energiat ja sundides väljavoolusid, teevad nad rohkem kui lihtsalt säravad – nad muudavad peremeesgalaktikaid, määravad tähtede tekkimise ajalugu, kogumi kasvu või isegi suuremahulist keskkonda tagasiside kaudu. Olenemata sellest, kas neid ergutavad suured ühinemised või aeglane madala tihedusega gaasivool, rõhutavad AGN musta augu ja galaktika arengu tihedat seost – näidates, et isegi väike akretsiooniketas võib avaldada mõju galaktikale või isegi kosmilisele mastaabile.

Muutes vaatlusi erinevates lainepikkustes ja täiustades simulatsioone, mõistame üha paremini AGN "toitmise" viise, kvasarite elutsükleid ja tagasisidemehhanisme. Lõpuks on mustade aukude ja nende peremeesgalaktikate vastastikuse mõju lahtiharutamine võtmetähtsusega Universumi struktuuri mõistmisel – alates varajastest kvasaritest kuni rahulikumate mustadeni aukudeni, mis praegu peituvad elliptiliste või spiraalsete galaktikate kogumites.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Lynden-Bell, D. (1969). „Galaktilised tuumad kui kokkuvarisenud vanad kvasarid." Nature, 223, 690–694.
  2. Rees, M. J. (1984). „Mustade aukude mudelid aktiivsete galaktiliste tuumade jaoks." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 471–506.
  3. Antonucci, R. (1993). „Ühtsed mudelid aktiivsete galaktiliste tuumade ja kvasarite jaoks." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 473–521.
  4. Urry, C. M., & Padovani, P. (1995). „Ühtsed skeemid raadioheli aktiivsete galaktiliste tuumade jaoks." Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803–845.
  5. Shakura, N. I., & Sunyaev, R. A. (1973). „Mustad augud kaheastmelistes süsteemides. Vaadeldav ilme." Astronomy & Astrophysics, 24, 337–355.
  6. Soltan, A. (1982). „Kvasarijääkide massid." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 200, 115–122.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). „Ühtne, ühinemistel põhinev mudel tähepursete, kvasarite ja sfääride tekkeks." The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Richards, G. T., et al. (2006). „Tüüpi 1 kvasarite spektraalne energiaväljajagamine ja mitmelaineline valik." The Astrophysical Journal Supplement Series, 166, 470–497.
  9. Fabian, A. C. (2012). „Tõendusmaterjal aktiivsete galaktiliste tuumade tagasiside kohta." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
  10. Kormendy, J., & Ho, L. C. (2013). „Supermassiivsete mustade aukude ja nende galaktikate kaasarenemine (või mitte)." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 511–653.
Naaske ajaveebi