Aktive galaktiske kjerner og kvasarer

Begrepet aktiv galaksekjerne, eller AGN, betegner en kompakt sentral kilde som drives av akkresjon på et massivt sort hull. Begrepet omfatter kilder med svært ulik lysstyrke og utseende. En galakse kan beholde et sentralt sort hull lenge etter at den lyssterke aktive fasen har stilnet.

Mange kjente AGN-er har sorte hull med masser fra millioner til milliarder av solmasser, men sorte hull kan også være aktive i systemer med lavere masse. En stor sentral stjernehop i galaksen er ikke en forutsetning.[16]

Strømmen endrer seg med forholdene for tilførselen av materie. I kjerner med liten tilførsel kan det finnes varm, tynn gass som stråler ineffektivt. Ved svært høy innstrømningsrate kan tykkere strømmer, sterke vinder og innfanget stråling bli viktige.[1], [3]

Massen til det svarte hullet alene bestemmer altså ikke lysstyrken. Det har også betydning hvor mye materie som når den indre delen av akkresjonsstrømmen, og hvordan denne strømmen frigjør energi.

Gass som nærmer seg det svarte hullet, har vanligvis dreieimpuls, en størrelse knyttet til banebevegelsen. Den kan ikke bare falle rett innover. Spenninger i strømmen overfører dreieimpuls mellom områder, slik at noe av materien kan komme nærmere det svarte hullet.

Magnetfelt og turbulens er svært viktige for denne transportprosessen. Når gass beveger seg innover, kan energi fra banebevegelsen omdannes til varme, stråling eller energi som føres bort av utstrømmende strømmer.[2]

10 % effektivitet er et nyttig eksempel, ikke en konstant som er lik for alle svarte hull. Dessuten er det ikke sikkert at all gassen som tilføres fra omgivelsene i stor skala, når den indre, strålende delen av strømmen.[1]

Disse betegnelsene betyr ikke påfølgende stadier i galaksens utvikling. De omfatter ulike observerte egenskaper, og kategoriene de viser til, kan overlappe.[5], [7]

Type 1 og 2: hva er synlig i spekteret?

Belyst gass nær kjernen beveger seg ofte med høy hastighet og skaper brede emisjonslinjer. Gass som er spredt utover et større område, skaper vanligvis smalere linjer. Ifølge den standardiserte tildekkingsmodellen avgjør det omkringliggende støvete materialet om vi ser det sentrale området med brede linjer direkte.

De lilla ovalene er snittflater gjennom det omkringliggende støvete materialet. Små skyer nær skiven viser gass som sender ut brede linjer; skyer lenger langs den polare åpningen viser gass som sender ut smale linjer. Pilene viser retningen observatøren ser fra. Begge diagrammene bruker den samme forenklede geometrien, og størrelsesforholdene er ikke i målestokk; det åpne området er ikke en jet.

Orientering forklarer mange forskjeller mellom typene, men ekte AGN varierer også i struktur, akkresjonstilstand og grad av tildekking.[5], [8]

Den støvete «torusen» som ofte avbildes, trenger ikke å være en glatt, stiv smultringformet struktur. Observasjonene oppmuntrer til å vurdere modeller med separate støvklumper og kombinasjoner av støvete skiver og utstrømninger. Støvet absorberer noe av den sentrale strålingen og sender den ut igjen i det infrarøde området.[6]

Gassen må forflytte seg fra galaktiske skalaer til en langt mindre akkresjonsstrøm. Flere prosesser kan bidra, og tilførselen av materiale kan stanse eller endre retning i hvert trinn.

Å nå den sentrale gassansamlingen er derfor bare en del av reisen. Det finnes ingen fast regel om at sammenslåinger skaper kvasarer, mens staver skaper Seyfert-galakser.[10]

Studier av galakser med AGN finner ulike sammenhenger med sammenslåinger, avhengig av hvordan kjerner og forstyrrede galakser velges ut. I noen populasjoner er sammenhengen sterk; i mange aktive galakser finnes det ingen tydelige tegn på en nylig større sammenslåing. Lysstyrken alene viser ikke hva som utløste aktiviteten.[11]

Aktiviteten varierer på ulike tidsskalaer

Raske lysstyrkevariasjoner gjenspeiler endringer i kompakte strålende områder. Lengre episoder med økt akkresjon bidrar til at det sorte hullet vokser, mens gass spredt over større områder og strukturer som er synlige i radiobølgeområdet, kan bevare spor etter tidligere aktivitet. Dette er ulike indikatorer på AGN-historien.[12], [13]

AGN-er som endrer utseende kan begynne å vise tydelige brede emisjonslinjer eller slutte å vise dem, selv om retningen vi observerer fra i hovedsak er uendret. Endringer i akkresjonstilstanden eller tildekkingen bidrar til å forklare denne oppførselen og viser hvorfor orientering alene ikke er nok.[8]

Ved å kombinere data fra ulike spektralområder blir det lettere å skille AGN fra omgivelsene og anslå den samlede strålingseffekten. Ingen enkelt bølgelengde gjør det mulig å oppdage alle aktive kjerner.[4], [5], [6], [7], [14]

Reverberasjonskartlegging: måling av lysekko

Når den sentrale strålingen endres, kan nærliggende gass eller støv reagere etter en viss tid. Denne forsinkelsen i kildens hvilesystem— justert for kosmologisk tidsdilatasjon — gjør det mulig å bestemme en karakteristisk avstand til materialet som reagerer, ut fra lysets reisetid.

Ved å knytte responstiden til den brede emisjonslinjen til bredden uttrykt i hastighetsenheter, kan man anslå massen til det svarte hullet. Resultatet avhenger av geometrien til den emitterende gassen, observasjonsvinkelen og bevegelsen; det er ikke en direkte veiing av det svarte hullet.[13]

Spektroskopiske observasjoner som skiller mellom ulike områder romlig, gir ytterligere informasjon om gass og stjerner lenger fra kjernen. Observasjoner av både den sentrale kilden og den omkringliggende galaksen bidrar til å knytte raske endringer i kjernen til virkninger på større skalaer.

Ikke alle AGN har kraftige jetstråler. En storskala utstrømning kan også inneholde gass som er dratt med underveis, og består derfor ikke nødvendigvis bare av materiale som er slynget ut nær akkresjonsskiven.[10], [14]

I Blandford–Znajek-mekanismen gjør magnetfelt som går gjennom et roterende svart hull det mulig å utnytte rotasjonsenergien til å opprettholde jetstrålens effekt. Dette beskriver energiutvinning gjennom det omkringliggende elektromagnetiske feltet, ikke at materiale unnslipper fra innsiden av hendelseshorisonten.[3]

Jetstråler og vinder kan virke sammen. Begreper som «radiomodus» og «kvasarmodus» er nyttige kortformer i noen modeller, men virkelige kilder trenger ikke å tilsvare to gjensidig utelukkende tilstander.[14]

AGN-tilbakekobling betyr at energien og bevegelsesmengden fra en aktiv kjerne påvirker materialet rundt. Denne påvirkningen kan endre mengden gass som er tilgjengelig for stjernedannelse, ved å varme den opp, sette den i bevegelse eller endre evnen dens til å avkjøles og trekke seg sammen.

Påvist omrørt gass eller gass som strømmer ut, beviser ikke at stjernedannelsen i hele galaksen er permanent undertrykt. Gassen kan forbli gravitasjonelt bundet eller komme tilbake, og en lokal økning i stjernedannelsen kan forekomme samtidig med at den undertrykkes i større skala. Det langsiktige resultatet avhenger av hvordan utstrømningen samvirker med ulike gassfaser.[14]

Rene observasjonsdata: hulrom i varme atmosfærer

I de sentrale galaksene i mange galaksegrupper og -hoper blåser radiostråler ut hulrom i den omkringliggende røntgenstrålende gassen. Den mekaniske energien deres bidrar til å motvirke strålingsavkjøling. Noe av gassen avkjøles likevel, og stjernedannelsen fortsetter delvis: Observasjonene viser at aktiviteten reguleres gjennom gjentatte episoder.[15]

Forbindelsen mellom det svarte hullet og galaksens sentrale bule

Massen til et svart hull korrelerer med egenskapene til de sentrale bulene i klassiske galakser og elliptiske galakser, blant annet spredningen i stjernehastigheter, betegnet σ. Dette er hastighetsdispersjonen til stjernene i vertsgalaksen – en annen målbar størrelse enn bredden på emisjonslinjene fra gassen i kjernen.

Disse sammenhengene underbygger forbindelsen mellom veksten av svarte hull og dannelsen av galakser, men beviser ikke én bestemt mekanisme for tilbakekobling. Andre komponenter i galakser følger andre sammenhenger, og felles veksthistorie eller gjentatte sammenslåinger kan også spille en rolle.[16]

Modellering av galakser bruker beskrivelser av tilbakekobling som knytter fysiske prosesser i sentrum, som ikke kan skilles ut i modellen, til gass fordelt over større skalaer. Hvor godt de fungerer, vurderes best ved å se på flere observasjonsaspekter samlet, blant annet gassfordeling, avkjøling, stjernedannelse og populasjoner av svarte hull.[10], [14]

Oversiktsundersøkelser av kvasarer gjør det mulig å rekonstruere hvordan mengden aktive svarte hull har endret seg over tid. Ved å kombinere infrarøde, optiske og røntgenbaserte utvalg kan man ta høyde for kilder som ikke ble oppdaget på grunn av tilsløring eller utvalgskriterier. Den observerte utviklingshistorien avhenger både av lysstyrken og den kosmiske epoken.[19]

Før universet hadde eksistert i én milliard år, var allerede noen svarte hull med en masse på én milliard solmasser aktive. Veksten deres avhenger av flere faktorer i samspill: størrelsen på det opprinnelige frøet, når det ble dannet, hvor jevn tilførselen av stoff er, strålingseffektiviteten og mulige perioder med svært rask akkresjon.[18]

Les mer om denne tidlige perioden i artiklene «Aktive galaksekjerner i det unge universet» og «Frøene til supermassive svarte hull».

Bakgrunnslys til å undersøke gass underveis

Mens lys fra en kvasar beveger seg gjennom rommet, absorberer gass underveis lys med bestemte bølgelengder. Absorpsjonstrekkene som dannes, avslører stoffet mellom oss og kilden. Ved høy rødforskyvning hjelper de forskere med å undersøke hvordan ioniseringstilstanden i det tidlige universet endret seg.[18]

Flere bilder, ulik ankomsttid for lyset

En galakse mellom oss og kvasaren, eller noen ganger en galaksegruppe eller -hop, kan gjennom gravitasjonslinseeffekten skape flere bilder av kvasaren. Lysstyrkevariasjoner i disse bildene viser seg på ulike tidspunkter fordi lyset følger forskjellige baner i gravitasjonsfeltet.

Sammen med en modell av linsen og materien langs siktelinjen gjør disse forsinkelsene det mulig å begrense tidsforsinkelsesavstanden: en bestemt kombinasjon av kosmologiske avstander som er følsom for ekspansjonshastigheten. Nøyaktigheten avhenger av modelleringen av massefordelingen; forstørrelse alene sikrer ikke en nøyaktig lysstyrkeavstand.[20]

Forsinkelsene som brukes i gravitasjonslinsestudier, oppstår når lyset følger forskjellige baner gjennom verdensrommet. Reverberasjonsforsinkelser oppstår når gass eller støv nær en kvasar reagerer på endringer i strålingen fra dens egen sentrale kilde. Hver metode gjør variasjonene om til en måling av en ulik type.[13], [20]