Активные галактики

Предисловие

Цель моей заметки - максимально понятно рассказать чем по современным представлениям являются знаменитые квазары, сейферты, радиогалактики, блазары и лацертиды. Вы узнаете какую роль играют в их удивительной жизни сверхмассивные черные дыры, как их изучают, и почему это важно для человечества. Также постараюсь обозначить вклад отечественных астрономов в исследование далекого космоса.

Введение

Почти каждый любитель астрономии знает, что галактики по своему внешнему виду делятся на разные типы: спиральные, эллиптические и неправильные. Но в середине ХХ века был введен еще один метод различия галактик - по количеству и качеству выделяемой ими энергии, вследствие чего теперь все галактики можно отнести либо к активным, либо к спокойным. Почему же галактики бывают активными и что это означает?

Определение

Активные галактики – одни из самых интересных и загадочных объектов нашей Вселенной. Основное отличие от обычных, спокойных галактик заключается в настолько большом количестве энергии, вырабатываемой в ядрах таких галактик, что его невозможно объяснить стандартными источниками энергии – звездами. Ядра активных галактик это самые яркие долгоживущие объекты во Вселенной, обладающие переменностью излучения в широчайшем диапазоне длин волн: от гамма-излучения до радиоволн.
В настоящее время наиболее общепризнанной является гипотеза о наличии в центре активной галактики сверхмассивной черной дыры. В этой модели большая часть искомой энергии может выделяться при падении окружающего вещества (процесс аккреции) на такую черную дыру.

История открытия

Первую активную галактику, М77 (NGC1068) в Ките, открыл еще француз Пьер Мешен в 1780м году. Но признаки ее активности были замечены только в 1908м году сотрудником Ликкской обсерватории Эдвардом Фэтом в процессе изучения ее спектра. В это же время выяснилось, что спектры некоторых галактик содержат ряд эмиссионных линий в дополнение к обычным линиям поглощения звездного населения Fath (1909). И лишь в 1926м году знаменитый ученый Эдвин Хаббл обнаружил еще два подобных объекта NGC4051 и NGC4151. К 1943му году таких галактик было известно уже 12 и Карл Сейферт выделил их в особый класс, подробно описав отличия между обычными и активными галактиками. Также он разделил активные галактики на два типа. Его работа (Seyfert 1943) послужила мощным толчком для дальнейших исследований этих необычных объектов.

активная галактика NGC3227

Активная галактика NGC 3227. Красное смещение z=0.00345, абсолютная звездная величина B=-16.9 Снимок получен в КрАО на телескопе АЗТ-8.

В 1946м году была открыта первая галактика, активная в радиодиапазоне – «радиогалактика Лебедь А», а в 1959м году обнаружен первый квазизвездный радиоисточник 3С48 («квазар»). В течение нескольких лет после открытия квазары не удавалось отличить от звезд в оптическом диапазоне из-за сверхмалых угловых размеров. Существовало даже название "радиозвезды", которое не прижилось.

В 1963м году голландский астроном Мартин Шмидт доказал, что линии в спектрах квазаров сильно смещены в красную сторону. Дальнейшие исследования показали космологическую природу красного смещения. Таким образом, впервые выяснилось, что расстояния до квазаров огромные, соответственно энергии они излучают тоже гигантские, не сравнимые с излучением звезд.

Этот факт поставил астрономов в тупик - вполне звездообразные (в основном) объекты излучают в миллиарды раз большее количество энергии, чем обычные звезды. В чем причина? Изучение квазаров постепенно набирало обороты!

В 1965м году Сендидж выяснил, что существуют объекты, идентичные квазарам, но не проявляющие себя в радиодиапазоне, в результате квазары были разделены на «радиотихие» и «радиогромкие». Радиотихие квазары получили название "квазаги", которое не пользуется популярностью. Причем сегодня считается что обычных, "громких" квазаров лишь 10% от общего количества, а остальные 90% относятся к "тихим".

В 1968м году Мартен Шмидт идентифицировал объект BL Ящерицы (BL Lac) как переменный радиоисточник в центре элиптической галактики. Все подобные объекты получили название «блазары» или "лацертиды". Блазары отличаются от других активных галактик отсутствием эмиссионных линий в спектре и тем, что эти объекты не бывают радиотихими. Излучение лацертид сильно поляризовано, что указывает на наличие мощного магнитного поля.

В 1990е годы наблюдения при помощи космического телескопа Хаббл показали, что квазары чаще всего находятся в центрах гигантских эллиптических галактик. Таким образом была окончательна установлена родственность сейфертов, радиогалактик, квазаров и блазаров: как правило, квазар это время «юности» сейфертовской или радиогалактики.

Поскольку активность проявляют именно ядра галактик, то в последнее время все чаще употребляется собирательный термин "активные ядра галактик" (АЯГ).

В 1998м году заподозрено сущестование квазара в центре галактики Mrk231, который находится в 4 раза ближе (всего 500млн св. лет) знаменитого яркого квазара 3С273.

Интересно, что многие активные ядра галактик были открыты еще до установления их внегалактической природы и занесены в каталоги переменных звезд (например, переменная звезда BW Tau, оказавшаяся сейфертовской галактикой 3С120).

Признаки активности ядер галактик:

1. Спектр электромагнитного излучения активной галактики занимает более широкий диапазон, чем спектры обычных галактик: от радио-диапазона до жёсткого гамма-излучения.
2. Наблюдается быстрая переменность блеска — изменение «мощности» источника излучения с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне и до примерно 10 лет в оптическом и радио диапазонах.
3. Перемещение больших масс сильно разогретого газа с огромными скоростями в разных направлениях.
4. Видимые морфологические признаки (в частности, выбросы ("джеты") и "горячие пятна").
5. Общая мощность излучения значительно превышает мощность обычных галактик, причем основное количество энергии выделяется из компактного центра.

Классификация АЯГ

Астрофизики Хачикян и Видман (Khachikian & Weedman 1971) были первыми кто понял, что Сейфертовские галактики можно разбить на два подкласса, отличающихся наличием широких разрешенных эмиссионных линий в их спектрах: 1-ый тип (или Sy1) имеет как широкие так и узкие линии, а 2-ой тип (или Sy2) – только узкие линии. Квазары вначале выделяли в особый класс АЯГ, пока не стало ясно, что это абсолютно один и тот же тип объектов, что и Сейфертовские галактики, в совокупности образующий непрерывную последовательность по светимости. Так называемые Sy1 галактики с узкими линиями (NLS1) выделили в особый тип АЯГ в конце 1990-х годов. Широкие линии в их спектрах лишь немного шире, чем узкие линии (их ширина меньше чем 2500 км/сек на половине интенсивности). Этот тип АЯГ характеризуется огромной амплитудой переменности в рентгене, малой амплитудой переменности в оптике и в их спектрах наблюдается мощное излучение в мягком рентгене. Данные свойства NLS1 часто связывают с повышенным темпом аккреции газа на сверхмассивную черную дыру, который близок к эддингтоновскому пределу. Особый тип АЯГ представляют блазары и объекты типа BL Lac, где потоки намагниченной ультрарелятивистской плазмы выбрасываются со скоростью близкой к скорости света вдоль оси вращения аккреционного диска (то есть перпендикулярно его плоскости) по направлению к наблюдателю. То есть эти АЯГ наблюдаются "с полюса". В излучение таких АЯГ доминирующий вклад вносят именно эти струи (джеты), а не аккреционный диск.

Исследования активных ядер галактик

Первый в мире спектрофотометрический мониторинг ряда избранных активных ядер галактик был начат в КрАО в 1970х годах. Вскоре выяснилось, что газ излучение которого создает широкие спектральные линии, имеет высокую концентрацию n>106 см-3 и большие скорости (≥5000 км/сек). Все последующие исследования спектров АЯГ сводились к выяснению структуры и природы этого газа.

В настоящее время мониторинг активных ядер галактик ведут несколько наземных обсерваторий (в том числе и КрАО) при поддержке космических телескопов. В частности, космические наблюдения помогают подробнее изучить поведение этих галактик в рентгеновском и гамма-диапазоне, которые сильно поглощаются земной атмосферой.

активная галактика NGC 6814

Одна из наблюдающихся в КрАО галактик с активным ядром NGC 6814 в Орле. Снимок получен на телескопе АЗТ-8.

Особое внимание сейчас уделяется обнаруженной взаимосвязи между рентгеновским и оптическим излучением. Наблюдения показывают, что у большинства активных ядер галактик переменность оптического излучения является следствием переменности рентгеновкого.

Важным типом исследований являются космические наблюдения в оптическом диапазоне, позволяющие измерить скорости движения отдельных звезд и их расстояние относительно центральной черной дыры. Зная эти данные, можно вычислить массу черной дыры по уточненному третьему закону Кеплера и сравнить ее с массой, посчитанной по методу эхо-картирования (описание метода см. ниже).

Источник энергии активных галактик

Гигантская светимость активных ядер галактик говорит о наличии в центральной области очень большой силы гравитации, поскольку иначе нечем компенсировать колоссальную силу давления света на окружающий газ. Не будь этой гравитации, окружающее вещество быстро разлетелось бы в пространство очень быстро. А, поскольку сила гравитации объекта обратно пропорциональна квадрату его размера и прямо пропорциональна его массе, значит он должен быть очень маленьким и тяжелым. Это подтверждется быстрыми колебаниями яркости в рентгеновском диапазоне. Таким критериям лучше всего соответствует именно сверхмассивная черная дыра.

черная дыра

В настоящее время единственный достоверный способ отличить чёрную дыру от объекта другого типа состоит в том, чтобы измерить массу и размеры объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом. Но разрешающая способность телескопов недостаточна для того, чтобы различать области пространства размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры. Поэтому в идентификации центральных объектов ядер галактик как чёрных дыр есть некоторая степень допущения. Считается, что установленный верхний предел размеров этих объектов слишко мал, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр обычной массы. К тому же, вероятность нахождения групы таких объектов (необходимой численностью в тысячи штук) в небольшой области пространства ничтожна, а также отсутствуют гипотезы, описывающие рождение таких групп. В результате единственным достоверным претендентом на место источника энергии АЯГ на сегодняшний день являются сверхмассивные черные дыры.

Наиболее общепринятая гипотеза описывает ядро активной галактики следующим образом: в центре находится сверхмассивная черная дыра, на которую с огромными скоростями падает разогретый до высоких температур газ. При этом выделяется огромное количество энергии, главным образом в рентгеновском и гамма-диапазоне. Эта энергия разогревает окружающий газ до температур в миллионы и миллиарды градусов, заставляя его излучать разные спектральные линии Наблюдаемые в спектрах активных галактик эмисионные линии рождаются именно в этой области, а значит, изучая эти линии, можно говорить о свойствах материи, близкой к центральной черной дыре и даже пытаться изучить саму черную дыру.

структура активного ядра галактики

Структура активного ядра галактики, модель. (с) Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei
Authors: Urry, C. M. & Padovani, P.
Journal: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.107, p.803

Стандартная модель описывает разогрев газа в аккреционном диске за счет взаимного трения близких слоев газа. Дело в том, что в сверхмощном гравитационном поле даже очень близкие точки будут иметь заметно отличающийся гравитационный потенциал, а значит находящиеся в них потоки газа будут двигаться с разными скоростями. Сила трения, возникающая между такими потоками во внутренних частях диска будет приводить к нагреву этих потоков до очень высоких температур.

Для объяснения наблюдаемой корреляции между изменениями рентгеновской, ультрафиолетовой и оптической светимостями АЯГ, широкое распространение также получила т.н. модель репроцессинга (например, Sergeev et al. 2005; Cackett et al. 2007), в которой аккреционный диск излучает не только за счет вязкого трения, но, в основном, за счет разогрева диска рентгеном. Для простоты расчетов предполагается, что источник рентгена является точечным и расположен над центром диском. Распределение температуры по диску в этом случае оказывается точно таким же, как для вязкого трения (см. выше), если расстояние до центра диска много больше, чем высота источника рентгена. Модель может быть использована для расчета абсолютной светимости АЯГ и поэтому имеет важный космологический аспект.

Аккреция газа на черную дыру

В 1964м году астрофизики Яков Зельдович и Игорь Новиков и, независимо, Эдвин Залпетер, первыми предположили, что наблюдаемое синхротронное излучение активных ядер возникает благодаря падению (аккреции) вещества в виде плазмы на центральный объект - черную дыру. Аккреция бывает двух видов: дисковой (когда падающее вещество образует диск) и сферической (когда падающее вещество сравнительно равномерно заполняет окрестности черной дыры).

В первом случае вещество диска двигается по спиральным траекториям и в результате взаимодействия с магнитным полем оно испускает т.н. синхротронное излучение. Эта гипотеза полностью подтвердилась. Правда, природа магнитного поля остается неизученной и по сей день. Во втором случае вещество падает к центру не вращаясь. Считается, что в большинстве АЯГ существуют оба типа аккреции, (плотный диск и разреженная корона) но основную часть энергии выделяет именно первый тип.

Структура АЯГ

В активном ядре галактики выделяется несколько основных элементов (от центра - к краю):

1. Область свечения широких спектральных линий (broad-line region, BLR)

2. Область свечения узких спектральных линий (narrow-line region, NLR)

3. Пылевой тор

Изучение структуры АЯГ методом эхо-картирования

Излучение центрального источника нагревает и ионизирует окружающий газ, расположенный в BLR-области, что вызывает его излучение в широких спектральных линиях. Яркость этих линий зависит от потока и распределения энергии непрерывного спектра (континуума) центрального источника. Отклики линий на изменения яркости этого источника могут быть использованы для определения размера, кинематики и геометрии BLR-области посредством эхо-картирования (Blandford & McKee 1982; Peterson 1993).

Пионерские работы в этом направлении были сделаны в 1972-1973 годах Лютым и Черепащуком. Суть их заключалась в следующем. Линия Hβ (бальмеровская линия излучения водорода) светится в области широких линий, а континуум – в более компактной области вблизи черной дыры. Анализ наблюдений методом кросс-корреляции показывает, что изменения яркости линии Hβ запаздывают по отношению к континууму на несколько дней из-за эффекта светового эха, аналогичного звуковому эхо (используемому в эхолотах).
К примеру, для галактики NGC5548, размер области свечения линии Hβ составляет около 20 световых дней или 500 млрд. км. Этот размер ничтожно мал по сравнению с типичным размером галактик, поэтому структуру BLR-области нельзя рассмотреть при помощи наземных телескопов и даже из космоса.
В настоящее время в КрАО ведутся интенсивные работы в направлении математического анализа светового эха: для двух АЯГ размер BLR был определен крымскими астрономами впервые, для еще нескольких – независимо, и для еще нескольких – в рамках международной кооперации.

Определение размеров BLR имеет первостепенное значение для определения массы центральной черной дыры, особенно, при отсутствии достоверных данных о звездной динамике вблизи центрального объекта.

Метод эхо-картирования применяют не только к BLR-области, а и для определения размеров пылевого тора, а также для определения размеров центрального источника. В последнем случае измеряют запаздывание между кривыми блеска континуума в различных диапазонах длин волн и это запаздывание характеризует размер аккреционного диска. В последнее время предпринимались попытки использовать этот метод для NLR-области, но это весьма затруднительно, поскольку из-за больших размеров этой области, яркость узких линий изменяется очень медленно и с малой амплитудой.

Выбросы из АЯГ - джеты

Джет (или релятивистская струя) - поток плазмы, которая образуются в результате аккреции вещества на черную дыру. Строгой математической модели данных объектов, не существует, и многие детали их образования остаются загадкой. В частности, считается, что в формировании джетов принимает участие не только гравитация, а и магнитное поле. Каким же образом? Это еще предстоит выяснить.

галактика Мессье 87 в Деве

Галактика с джетом М87 в Деве. Снимок получен на космическом телескопе Хаббла.

Часто у объекта наблюдаются два джета, направленных в противоположные стороны. Видимо, происхождение джетов связано с центральным объектом, обладающим осевым вращением. Наблюдения свидетельствуют, что джеты не являются прерогативой только лишь сверхмассивных черных дыр - они могу образовываться и у черных дыр звездной массы, а также нейтронных звезд. Возможно, всегда образуется именно два джета, просто один иногда хуже виден. Расчеты показывают, что джет, направленный на нас, может быть в 10 миллионов раз ярче, чем джет, направленный в противоположную сторону.

Одна из гипотез образования джетов гласит: центральный объект обладает ретроградным (обратным) движением, по отношению к аккреационному диску. Гравитация вращающейся дыры "расталкивает" внутренние слои материи аккреционного диска. В результате создается "провал" между диском и дырой, который позволяет магнитному полю (создаваемому вращением заряженной дыры) собираться в мощные линии, вдоль которых и выбрасываются джеты.

В некоторых случаях создается впечатление, что плазма внутри джетов двигается со сверхсветовыми скоростями. Это чисто наблюдательный эффект, первое обоснование которого было дано еще Мартином Рисом в 1966м году. Данная иллюзия наблюдается из-за геометрии системы (угол джета относительно луча зрения наблюдателя маленький) и из-за релятивистских эффектов (движение плазмы происходит с околосветовой скоростью).

структура активного ядра галактики, квазар

Структура активного ядра галактики, квазар. (с) 1

Высочайшая протяженность джетов, достигающая в случае с АЯГ десятков и сотен тысяч световых лет, объясняется синхротронным излучением высокоэнергетичных протонов и электронов, ускоренных центральной черной дырой, двигающихся в магнитном поле.

Наиболее известные примеры объектов с джетами: эллиптическая галактика М87, ярчайший квазар 3С 273, радиогалактика 3С 120, радиогалактика Центавр-А (NGC5128).

Методы определения массы центральной черной дыры

О наличии любой черной дыры можно судить по динамике окружающего ее вещества. Самые прямые методы определения масс сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик основаны на исследовании динамики звезд в области гравитационного влияния черной дыры. Было обнаружено, что массы черных дыр коррелируют с дисперсией скоростей звезд в балдже галактики. В этом случае на первый план выходят космические наблюдения в оптическом диапазоне, позволяющие измерить скорости движения отдельных звезд и их расстояние относительно центральной черной дыры. Зная эти данные, можно легко вычислить массу черной дыры, потому что в области гравитационного доминирования черной дыры орбиты у ближайших звезд являются практически кеплеровыми.

В этом случае масса сверхгигантской черной дыры находится по формуле:

кеплеровские орбиты звезд вокруг черной дыры

где V - скорость движения звезды, r - расстояние от черной дыры до звезды, G - гравитационная постоянная.

Но для многих АЯГ данные звездной динамики, в основном, неуверенные, так как сильное излучение центрального источника подавляет слабое излучения звезд в окрестности черной дыры. В результате метод звездной динамики применяют, в основном, к спокойным ядрам. Однако, массу центральной черной дыры можно вычислить исходя из размера области широких линий в АЯГ (которая высчитывается по методу эхо-картирования) и типичной скорость движения газа в этой области (которая определяется по ширинам линий в спектре).

Этим способом крымскими астрономами были определены массы более 30 черных дыр в ядрах галактик (в том числе несколько из них независимо), которые оказались равными от нескольких миллионов до миллиарда масс Солнца. Также удалось выяснить, что АЯГ типа NLS1 имеют самые высокие (при данной массе черной дыры) темпы аккреции газа, а объекты с широкими двугорбыми профилями спектральных линий – самые низкие.

Сравнительно недавно было обнаружено (Gebhardt et al. 2000), что массы черных дыр коррелируют как со светимостью родительской галактики (ее сферической составляющей), так и с дисперсией скоростей звезд в ней. Необычайно высокая степень последней корреляции также позволяет определять массы центральных черных дыр, причем гораздо более простыми методами, нежели всевышеописанные.

Заключение

Галактики с активными ядрами являются крайне необычными объектами, проявляющими разнообразные и совершенно экстремальные свойства. Возможно, они станут одним из ключиков к пониманию самых ранних этапов развития нашей Вселенной - того времени, когда еще не было ни галактик, ни звезд, а сверхмассивные черные дыры уже могли существовать. Не исключено, что эти объекты стали своеобразными центрами конденсации, вокруг которых постепенно "наросли" галактики.

Сверхмассивные черные дыры, возможно являются одной из причин возникновения загадочных гамма-всплесков - мощнейших взрывов, происходящих на космологических расстояниях от нашей галактики. Эти явления представляют большой интерес, ведь если такая вспышка произойдет в соседней галактике, то дни человечества могут быть сочтены.

Также любопытно, что в последнее время стали появляться передовые работы, показывающие зависимость между массой темного вещества галактики и массой сверхмассивной черной дыры. Предполагается, что темное гало оказывает влияние на развитие черной дыры.

А еще по одной из гипотез с черными дырами связаны так называемые "кротовые норы" - пространственно-временные тоннели, позволяющие за короткое время переместиться на огромное расстояние, прокладывающие тем самым дорогу к путешествию в беспредельно далекие миры. Сейчас это выглядит совершенно нереально, но кто знает, чем обернется изучение черных дыр через несколько десятков лет?