Aktiva galaxkärnor och kvasarer

Termen aktiv galaxkärna, eller AGN, betecknar en kompakt central källa som drivs av ackretion på ett massivt svart hål. Termen omfattar källor med mycket varierande ljusstyrka och utseende. En galax kan behålla sitt centrala svarta hål långt efter att den ljusa aktiva fasen har slocknat.

Många välkända AGN innehåller svarta hål med massor från miljoner till miljarder solmassor, men aktivitet hos svarta hål förekommer också i system med mindre massa. En stor central stjärnhop i galaxen är inte en nödvändig förutsättning.[16]

Flödet förändras beroende på förutsättningarna för materietillförseln. I svagt matade kärnor kan det finnas het, tunn gas som strålar ineffektivt. Vid mycket höga infallshastigheter kan tjockare flöden, kraftiga vindar och infångad strålning bli viktiga.[1], [3]

Det svarta hålets massa avgör alltså inte dess ljusstyrka ensam. Det spelar också roll hur mycket materia som når den inre delen av ackretionsflödet och hur flödet frigör energi.

Gas som närmar sig det svarta hålet har vanligtvis rörelsemängdsmoment, en storhet som hänger samman med dess orbitalrörelse. Den kan inte bara falla rakt in. Spänningar i flödet överför rörelsemängdsmoment mellan områden, så att en del av materien kan komma närmare det svarta hålet.

Magnetfält och turbulens är avgörande för denna transportprocess. När gas rör sig inåt kan energin i orbitalrörelsen omvandlas till värme, strålning eller energi som förs bort av utflöden.[2]

En verkningsgrad på 10 % är ett användbart exempel, inte en konstant som är densamma för alla svarta hål. Dessutom når inte nödvändigtvis all gas som tillförs från omgivningen i stor skala den strålande inre delen av flödet.[1]

Dessa beteckningar syftar inte på successiva stadier i en galax utveckling. De omfattar olika observerade egenskaper, och kategorierna de betecknar kan överlappa.[5], [7]

Typ 1 och 2: vad syns i spektrumet?

Belyst gas nära kärnan rör sig ofta med hög hastighet och skapar breda emissionslinjer. Gas som är utspridd över ett större område skapar vanligtvis smalare linjer. Enligt standardmodellen för skymning avgör den omgivande dammiga materien om vi ser området med breda linjer kring centrum direkt.

De lila ovalerna är snittytorna av den omgivande dammiga materien. De små molnen nära skivan föreställer gas som avger breda linjer; molnen längre ut längs den polära öppningen föreställer gas som avger smala linjer. Pilarna visar observatörens siktlinje. Båda diagrammen använder samma förenklade geometri, och storleksförhållandena är inte skalenliga; det öppna området är ingen jetstråle.

Orienteringen förklarar många av skillnaderna mellan typer, men verkliga AGN skiljer sig också åt i struktur, ackretionstillstånd och grad av skymning.[5], [8]

Den dammiga ”torus” som ofta avbildas behöver inte vara en jämn, stel struktur formad som en munk. Observationerna uppmuntrar till att överväga modeller med enskilda stoftmoln och kombinationer av stoftskivor och utflöden. Stoftet absorberar en del av den centrala strålningen och strålar ut den på nytt i det infraröda området.[6]

Gas måste färdas från galaktiska skalor till ett mycket mindre ackretionsflöde. Flera processer kan bidra, och i varje steg kan tillförseln av material avbrytas eller ändra riktning.

Att nå den centrala gasreservoaren är alltså bara en del av resan. Det finns ingen fast regel som säger att sammanslagningar skapar kvasarer och stavar Seyfertgalaxer.[10]

Studier av galaxer med AGN visar olika samband med sammanslagningar, beroende på hur kärnor och störda galaxer väljs ut. I vissa populationer är sambanden starka; många aktiva galaxer uppvisar inga tydliga tecken på en nyligen inträffad större sammanslagning. Ljusstyrkan ensam visar inte vad som orsakade aktiviteten.[11]

Aktiviteten varierar på olika tidsskalor

Snabba variationer i ljusstyrka speglar förändringar i kompakta strålande områden. Längre perioder av ökad ackretion bidrar till det svarta hålets tillväxt, medan gas som spridits över ett större område och strukturer som syns i radiovåglängder kan bevara spår av tidigare aktivitet. Det här är olika indikatorer på AGN:s historia.[12], [13]

AGN med skiftande utseende kan börja visa tydliga breda emissionslinjer eller sluta visa dem, trots att vår observationsriktning i stort sett är oförändrad. Förändringar i ackretionstillstånd eller skymning hjälper till att förklara detta beteende och visar varför orientering inte räcker som förklaring.[8]

Genom att kombinera data från olika delar av spektrumet blir det lättare att skilja en AGN från dess omgivning och uppskatta dess totala strålningseffekt. Det går inte att upptäcka alla aktiva kärnor vid en enda våglängd.[4], [5], [6], [7], [14]

Reverberationskartläggning: mätning av ljusekon

När den centrala strålningen förändras kan närliggande gas eller stoft reagera efter en viss tid. Denna fördröjning i källans vilosystem— korrigerad för kosmologisk tidsdilatation — gör det möjligt att fastställa ett karakteristiskt avstånd till det reagerande materialet utifrån ljusets färdtid.

Genom att koppla svarstiden hos breda emissionslinjer till deras bredd, uttryckt i hastighetsenheter, kan man uppskatta det svarta hålets massa. Resultatet beror på den utsändande gasens geometri, observationsvinkeln och rörelsen; det är inte en direkt vägning av det svarta hålet.[13]

Spektroskopiska observationer som kan skilja olika områden åt rumsligt ger ytterligare information om gas och stjärnor längre från kärnan. Observationer av både den centrala källan och den omgivande galaxen hjälper till att koppla snabba förändringar i kärnan till effekter i större skala.

Inte alla AGN har kraftfulla jetstrålar. Ett storskaligt utflöde kan också innehålla gas som dragits med på vägen, så det består inte nödvändigtvis enbart av materia som kastats ut nära ackretionsskivan.[10], [14]

Enligt Blandford–Znajek-mekanismen gör magnetfält som passerar genom ett roterande svart hål det möjligt att använda rotationsenergi för att upprätthålla jetstrålens effekt. Detta beskriver energiutvinning genom det omgivande elektromagnetiska fältet, inte att materia flyr inifrån händelsehorisonten.[3]

Jetstrålar och vindar kan verka tillsammans. Termer som ”radioläge” och ”kvasarläge” är användbara kortformer i vissa modeller, men verkliga källor motsvarar inte nödvändigtvis två ömsesidigt uteslutande tillstånd.[14]

AGN-återkoppling innebär att energin och rörelsemängden från en aktiv kärna påverkar den omgivande materien. Denna påverkan kan förändra mängden gas som är tillgänglig för stjärnbildning genom att värma upp eller sätta gasen i rörelse, eller genom att förändra dess förmåga att kylas av och dras samman.

Upptäckta störda eller utströmmande gaser bevisar inte att stjärnbildningen i hela galaxen har hämmats för gott. Gasen kan förbli gravitationellt bunden eller återvända, och en lokal ökning av stjärnbildningen kan ske samtidigt som den hämmas i större skala. Det långsiktiga resultatet beror på hur utflödet växelverkar med olika gasfaser.[14]

Rena observationsdata: hålrum i varma atmosfärer

I många galaxgruppers och galaxhopars centralgalaxer blåser radiostrålar upp hålrum i den omgivande röntgenstrålande gasen. Deras mekaniska energi bidrar till att motverka strålningskylning. En del gas kyls ändå av, och stjärnbildningen fortsätter delvis: observationer visar att den regleras genom återkommande aktivitetsperioder.[15]

Sambandet mellan svarta hål och galaxens centrala bulge

Det svarta hålets massa korrelerar med egenskaper hos klassiska galaxers centrala bulger och elliptiska galaxer, däribland stjärnornas hastighetsdispersion, betecknad σ. Detta är hastighetsdispersionen hos värdgalaxens stjärnor – en annan mätstorhet än bredden på kärnans gasemissionslinjer.

Dessa samband stöder kopplingen mellan svarta håls tillväxt och galaxbildning, men bevisar inte att någon enskild återkopplingsmekanism ligger bakom. Andra galaxkomponenter uppvisar andra samband, och även en gemensam tillväxthistoria eller återkommande sammanslagningar kan spela in.[16]

Modellering av galaxer använder beskrivningar av återkoppling som kopplar samman fysikaliska processer i centrum, som inte kan urskiljas i modellen, med gas som är fördelad över större skalor. Hur väl de fungerar bedöms bäst genom att väga samman flera observationsaspekter, däribland gasfördelning, avkylning, stjärnbildning och populationer av svarta hål.[10], [14]

Översiktsstudier av kvasarer gör det möjligt att återskapa hur mängden aktiva svarta hål förändrades över tid. Genom att kombinera infraröda, optiska och röntgenbaserade urval kan man ta hänsyn till källor som inte upptäckts på grund av skymning eller urvalsbias. Den fastställda utvecklingshistorien beror både på ljusstyrka och kosmisk epok.[19]

Innan universums första miljard år ens hade gått var vissa svarta hål med en massa på en miljard solmassor redan aktiva. Deras tillväxt beror på flera faktorer tillsammans: fröets ursprungliga massa, när det bildades, hur jämn tillförseln av materia är, strålningseffektiviteten och eventuella perioder av mycket snabb ackretion.[18]

Läs mer om denna tidiga period i artiklarna ”Aktiva galaxkärnor i det unga universum” och ”Supermassiva svarta håls frön”.

Bakgrundsljus för att undersöka gas längs vägen

När ljuset från en kvasar färdas genom rymden absorberar gas på vägen ljus med vissa våglängder. De absorptionsdrag som bildas avslöjar materia mellan oss och källan. Vid hög rödförskjutning hjälper de forskare att undersöka hur jonisationstillståndet i det tidiga universum förändrades.[18]

Flera bilder, olika ankomsttider för ljuset

En galax mellan oss och kvasaren, eller ibland en galaxgrupp eller galaxhop, kan genom gravitationslinseffekten skapa flera bilder av kvasaren. Ljusstyrkevariationer syns i dessa bilder vid olika tidpunkter eftersom ljuset färdas längs olika vägar i gravitationsfältet.

Tillsammans med en modell av linsen och materien längs siktlinjen gör dessa fördröjningar det möjligt att begränsa tidsfördröjningsavståndet: en viss kombination av kosmologiska avstånd som är känslig för expansionstakten. Precisionen beror på hur massfördelningen modelleras; förstoring i sig garanterar inte ett exakt luminositetsavstånd.[20]

Fördröjningar som används i studier av gravitationslinser uppstår när ljus färdas längs olika vägar genom rymden. Reverberationsfördröjningar uppstår när gas eller stoft nära en kvasar reagerar på förändringar i strålningen från dess egen centrala källa. Varje metod omvandlar variationer till en mätning av olika slag.[13], [20]