Aktív galaxis-magok és kvazárok

Az aktív galaxismag, vagyis az AGN kifejezés egy kompakt központi forrást jelöl, amelyet egy nagy tömegű fekete lyukba történő akkréció táplál. A kifejezés a fényességükben és megjelenésükben igen változatos forrásokra terjed ki. Egy galaxisban akkor is megmaradhat a központi fekete lyuk, amikor a fényes aktív szakasz már rég lecsengett.

A sok jól ismert AGN többségében olyan fekete lyukak vannak, amelyek tömege több milliótól több milliárd naptömegig terjed, de a fekete lyukak aktivitása kisebb tömegű rendszerekben is előfordul. Nem feltétel, hogy a galaxis központjában nagy csillaghalmaz legyen.[16]

Az áramlás az anyagellátás körülményeitől függően változik. A gyengén táplált magokban lehetnek forró, ritka gázok, amelyek nem hatékonyan sugároznak. Nagyon nagy beáramlási sebességnél fontos szerepet játszhatnak a vastagabb áramlások, az erős szelek és a csapdázott sugárzás.[1], [3]

Tehát a fekete lyuk tömege önmagában nem határozza meg a fényességét. Az is számít, mennyi anyag jut el az akkréciós áramlás belső részébe, és hogy ez az áramlás miként szabadítja fel az energiát.

A fekete lyukhoz érkező gázoknak általában van perdületük, vagyis a keringési mozgásukhoz kapcsolódó mennyiségük. Nem zuhanhatnak egyenesen befelé. Az áramlásban fellépő feszültségek perdületet adnak át az egyes tartományok között, így az anyag egy része közelebb kerülhet a fekete lyukhoz.

A mágneses mezők és a turbulencia kulcsfontosságúak ebben az átviteli folyamatban. Ahogy a gáz mélyebbre jut, a keringési mozgás energiája hővé, sugárzássá vagy a kiáramlások által elszállított energiává alakulhat.[2]

A 10%-os hatásfok hasznos példa, nem pedig minden fekete lyukra érvényes állandó. Ráadásul nem feltétlenül jut el minden, a nagy léptékű környezetből érkező gáz a sugárzó áramlás belső részébe.[1]

Ezek az elnevezések nem a galaxis fejlődésének egymást követő szakaszaira utalnak. Különféle megfigyelhető tulajdonságokat foglalnak magukba, és az általuk jelölt kategóriák átfedhetik egymást.[5], [7]

1-es és 2-es típus: mi látható a spektrumban?

A mag közelében lévő, megvilágított gáz gyakran nagy sebességgel mozog, és széles emissziós vonalakat hoz létre. A nagyobb térségben szétoszló gázok általában keskenyebb vonalakat hoznak létre. A takarás standard modellje szerint a környező poros anyag határozza meg, hogy a széles vonalakat kibocsátó központi régiót közvetlenül látjuk-e.

A lila oválisok a környező poros anyag metszeti felületei. A korong közelében lévő kis felhők a széles vonalakat kibocsátó gázt ábrázolják; a poláris nyílás mentén távolabb lévő felhők a keskeny vonalakat kibocsátó gázt ábrázolják. A nyilak a megfigyelő látóirányát jelölik. Mindkét ábra ugyanazt az egyszerűsített geometriát használja, a méretarányok nem valósághűek; a nyitott terület nem jet.

A látószög sok típusbeli különbséget megmagyaráz, de a valódi AGN-ek szerkezetükben, akkréciós állapotukban és takarásuk mértékében is különböznek.[5], [8]

A gyakran ábrázolt poros „tórusznak” nem feltétlenül kell sima, merev, fánk alakú struktúrának lennie. A megfigyelések arra ösztönöznek, hogy különálló porcsomókat, valamint poros korongok és kiáramlások kombinációit tartalmazó modelleket vegyünk fontolóra. A por elnyeli a központi sugárzás egy részét, majd újra kisugározza az infravörös tartományban.[6]

A gáznak galaktikus léptékekről egy jóval kisebb akkréciós áramlásig kell eljutnia. Ebben több folyamat is közrejátszhat, és az anyag utánpótlása minden szakaszban megszakadhat vagy irányt változtathat.

Ezért a központi gáztartály elérése csak az út egy része. Nincs olyan szigorú szabály, hogy az összeolvadások kvazárokat, a küllők pedig Seyfert-galaxisokat hoznak létre.[10]

Az AGN-eket tartalmazó galaxisok vizsgálatai eltérő kapcsolatokat mutatnak az összeolvadásokkal, attól függően, hogyan választják ki a magokat és a zavart galaxisokat. Egyes populációkban erős az összefüggés; sok aktív galaxis esetében nem láthatók egyértelmű jelei egy közelmúltbeli nagy összeolvadásnak. A fényesség önmagában nem árulja el, mi váltotta ki az aktivitást.[11]

Az aktivitás különböző időskálákon változik

A fényesség gyors ingadozásai a kompakt sugárzó tartományok változásait tükrözik. A fokozott akkréció hosszabb epizódjai hozzájárulnak a fekete lyuk növekedéséhez, míg a nagyobb térrészben szétszóródó gáz és a rádiótartományban látható struktúrák a korábbi aktivitás nyomait őrizhetik. Ezek az AGN történetének különböző mutatói.[12], [13]

A megjelenésüket változtató AGN-ek esetében feltűnő széles emissziós vonalak jelenhetnek meg, vagy tűnhetnek el, annak ellenére, hogy a megfigyelési irányunk lényegében nem változik. Az akkréciós állapot vagy a takarás változásai segítenek megmagyarázni ezt a viselkedést, és megmutatják, miért nem elegendő önmagában a tájolás.[8]

A különböző spektrális tartományok adatainak kombinálásával könnyebb elkülöníteni az AGN-t a környezetétől, és megbecsülni a teljes sugárzási teljesítményét. Egyetlen hullámhosszon sem lehet minden aktív galaxismagot észlelni.[4], [5], [6], [7], [14]

Reverberációs térképezés: a fényvisszhang mérése

Amikor megváltozik a központi sugárzás, a közeli gáz vagy por bizonyos idő elteltével reagálhat. Ez a forrás nyugalmi rendszerében mért késleltetés— amelyet a kozmológiai idődilatációval korrigáltak — a fény terjedési ideje alapján meghatározhatóvá teszi a reagáló anyag jellemző távolságát.

A széles emissziós vonal válaszidejét a sebességegységben kifejezett szélességével összekapcsolva megbecsülhető a fekete lyuk tömege. Az eredmény függ a sugárzó gáz geometriájától, a megfigyelési szögtől és a mozgástól; ez nem a fekete lyuk közvetlen megmérése.[13]

A különböző területek térbeli felbontását lehetővé tevő spektroszkópiai megfigyelések további információt nyújtanak a magtól távolabb lévő gázról és csillagokról. Mind a központi forrás, mind a környező galaxis megfigyelése segít összekapcsolni a mag gyors változásait a nagyobb léptékű hatásokkal.

Nem minden AGN-nek vannak erős jetjei. A nagyléptékű kiáramlásba menet közben magával ragadott gáz is kerülhet, tehát nem feltétlenül kizárólag az akkréciós korong közeléből kilökött anyagból áll.[10], [14]

A Blandford–Znajek-mechanizmus szerint a forgó fekete lyukat átszelő mágneses mezők lehetővé teszik, hogy a forgási energia a jet teljesítményét táplálja. Ez a környező elektromágneses mezőn keresztüli energiakinyerést írja le, nem pedig az anyag kijutását az eseményhorizont belsejéből.[3]

A jetek és a szelek együttesen is hathatnak. Az olyan kifejezések, mint a „rádiós üzemmód” és a „kvazár-üzemmód”, egyes modellekben hasznos rövidítések, de a valós források nem feltétlenül sorolhatók két egymást kizáró állapotba.[14]

Az AGN-visszacsatolás azt jelenti, hogy az aktív mag energiája és impulzusa hatással van a környező anyagra. Ez a hatás megváltoztathatja a csillagkeletkezéshez rendelkezésre álló gáz mennyiségét: felmelegítheti, felkavarhatja, vagy módosíthatja a lehűlési és összehúzódási képességét.

A felkavart vagy kiáramló gáz észlelése nem bizonyítja, hogy a csillagkeletkezés örökre elnyomódott az egész galaxisban. A gáz gravitációsan kötött maradhat vagy visszatérhet, és a csillagkeletkezés helyi fellendülése együtt járhat a nagyobb léptékű elnyomásával. A hosszú távú eredmény attól függ, hogyan lép kölcsönhatásba a kiáramlás a különböző gázfázisokkal.[14]

Tiszta megfigyelési adatok: üregek a forró légkörökben

Daugelio galaktikų grupių ir spiečių centrinėse galaktikose radijo čiurkšlės išpučia ertmes aplinkinėse rentgeno spindulius skleidžiančiose dujose. Jų mechaninė energija padeda atsverti spindulinį vėsimą. Dalis dujų vis tiek vėsta, o žvaigždėdara iš dalies tęsiasi: stebėjimai rodo reguliavimą pasikartojančiais aktyvumo epizodais.[15]

Juodosios skylės ir galaktikos centrinio telkinio ryšys

Juodosios skylės masė koreliuoja su klasikinių galaktikų centrinių telkinių ir elipsinių galaktikų savybėmis, įskaitant žvaigždžių greičių sklaidą, žymimą σ. Tai galaktikos šeimininkės žvaigždžių sebességdiszperziója – kitas matuojamas dydis nei branduolio dujų emisijos linijos plotis.

Šios sąsajos pagrindžia ryšį tarp juodųjų skylių augimo ir galaktikų formavimosi, tačiau neįrodo kurio nors vieno grįžtamojo poveikio mechanizmo. Kitiems galaktikų komponentams būdingos kitokios sąsajos, o bendros augimo istorijos ar pasikartojantys susiliejimai taip pat gali turėti įtakos.[16]

Galaktikų modeliuose naudojami grįžtamojo poveikio aprašai, siejantys modelyje neišskiriamus fizikinius procesus centre su didesniais masteliais pasiskirsčiusiomis dujomis. Jų sėkmę geriausia vertinti pagal kelis stebėjimų aspektus kartu, įskaitant dujų pasiskirstymą, vėsimą, žvaigždėdarą ir juodųjų skylių populiacijas.[10], [14]

Apžvalginiai kvazarų tyrimai leidžia atkurti, kaip laikui bėgant keitėsi aktyvių juodųjų skylių gausa. Infraraudonųjų, regimosios šviesos ir rentgeno spindulių imčių derinimas padeda atsižvelgti į šaltinius, kurie liko nepastebėti dėl užstojimo ar atrankos. Nustatyta raidos istorija priklauso ir nuo šviesio, ir nuo kosminės epochos.[19]

Dar nepraėjus pirmajam Visatos gyvavimo milijardui metų, kai kurios milijardo Saulės masių juodosios skylės jau buvo aktyvios. Jų augimas priklauso nuo kelių veiksnių: pradinės užuomazgos, jos susidarymo laiko, nenutrūkstamo medžiagos tiekimo, spinduliavimo efektyvumo ir galimų labai sparčios akrecijos laikotarpių.[18]

Apie šį ankstyvąjį laikotarpį daugiau skaitykite straipsniuose „Aktyvūs galaktikų branduoliai jaunoje Visatoje“ ir „Supermasyviųjų juodųjų skylių užuomazgos“.

Foninė šviesa pakeliui esančioms dujoms tirti

Kvazaro šviesai sklindant erdve, pakeliui esančios dujos sugeria tam tikro bangos ilgio šviesą. Susidarę sugerties požymiai atskleidžia medžiagą, esančią tarp mūsų ir šaltinio. Esant dideliam raudonajam poslinkiui, jie padeda mokslininkams tirti kintančią ankstyvosios Visatos jonizacijos būseną.[18]

Tos pačios kvazaro atvaizdai, skirtingas šviesos atvykimo laikas

Tarp mūsų ir kvazaro esanti galaktika, o kartais galaktikų grupė ar spiečius, dėl gravitacinio lęšio efekto gali sukurti kelis kvazaro atvaizdus. Šviesio svyravimas šiuose atvaizduose pasirodo skirtingu metu, nes šviesa gravitaciniame lauke sklinda skirtingais keliais.

Šios delsos kartu su lęšio ir išilgai regėjimo linijos esančios medžiagos modeliu leidžia apriboti laiko delsos atstumą: tam tikrą kosmologinių atstumų derinį, jautrų plėtimosi spartai. Tikslumas priklauso nuo masės pasiskirstymo modeliavimo; vien didinimas savaime neužtikrina tikslaus šviesio atstumo.[20]

Gravitacinio lęšiavimo tyrimuose naudojamos delsos susidaro šviesai sklindant atskirais keliais per kosminę erdvę. Reverberacijos delsos atsiranda, kai šalia kvazaro esančios dujos ar dulkės reaguoja į jo paties centrinio šaltinio spinduliuotės pokyčius. Kiekvienas metodas kintamumą paverčia skirtingo pobūdžio matavimu.[13], [20]