в чем проявляется активность галактик

Активные ядра галактик

Активные ядра галактик — ядра галактик, наблюдаемые процессы в которых нельзя объяснить свойствами находящихся в них звезд и газово-пылевых комплексов.

Галактические ядра считают имеющими признаки активности если [1] :

Активная галактика — галактика с активным ядром. Такие галактики подразделяются на: сейфертовские, радиогалактики, лацертиды и квазары. Есть мнение, что в центре находится чёрная дыра, которая и является причиной повышенной интенсивности излучения от ядра, особенно в рентгеновском диапазоне. Из ядра таких галактик обычно вырывается релятивистская струя (джет). Отличительной чертой многих активных галактик является переменное (от нескольких дней до нескольких часов) рентгеновское излучение.

Содержание

Модели АЯГ

На данный момент доподлинно неизвестно, что является причиной необычного поведения активных ядер. Основные версии:

Аккреционный диск

В стандартной модели АЯГ аккреционный диск (АД) формирует вещество, находящееся вблизи центральной чёрной дыры (ЧД). Трение частиц заставляет материю двигаться к внутренним слоям диска, а угловой момент вращения выталкивает её наружу, что приводит к нагреву диска. Теоретически спектр аккреционного диска вокруг сверхмассивной ЧД должен иметь максимумы в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. А корона из горячего материала, приподнятого над АД может вызывать возникновение рентгеновских фотонов за счёт эффекта обратного комптоновского рассеяния. Мощное излучение АД возбуждает холодные частицы межзвёздной среды, что обуславливает эмиссионные линии в спектре. Большая часть энергии, излучаемой непосредственно АЯГ, может поглощаться и переизлучаться в ИК (и других диапазонах) окружающей АЯГ пылью и газом.

Состояние проблемы АЯГ (по В. И. Пронику)

Общепринятая модель АЯГ состоит из вращающейся массивной центральной чёрной дыры и окружающего её аккреционного газового диска, являющегося источником мощного ионизирующего излучения. Эта модель качественно объясняет наблюдаемую корреляцию потоков в непрерывном спектре и широких водородных линиях, а также существование запаздывания между ними. Таким образом, проблема АЯГ сводится к двум основным вопросам: каков механизм излучения непрерывного спектра и каким именно образом это излучение перерабатывается в излучение других спектральных диапазонов. Наблюдаемое в КрАО [2] и зарубежных обсерваториях запаздывание длинноволнового излучения континуума по отношению к коротковолновому может свидетельствовать о том, что свечение большинства АЯГ обусловлено сильным трением и разогревом газа в аккреционном диске. Но надёжного доказательства этому до сих пор нет. С другой стороны, свечение особой группы АЯГ — объектов типа BL Lacertae, может быть обусловлено, как свидетельствуют наблюдения, выполненные крымскими и финскими астрономами, исключительно синхротронным излучением релятивистского газового джета, направленного вдоль оси вращения диска по направлению к наблюдателю. Многолетний спектральный мониторинг АЯГ, проводимый некоторыми зарубежными обсерваториями, а также КрАО (с конца 1980-х годов), совместно с развитием метода реверберационного анализа позволил предположить, что излучение широких эмиссионных линий водорода возникает в газовых облаках, двигающихся по кеплеровским орбитам примерно в одной плоскости и образующих внешний диск. Но общего согласия среди специалистов по этому поводу пока нет. В последнее время в мировых исследованиях особое внимание уделяется изучению взаимосвязи между излучением АЯГ в рентгеновском и оптическом диапазонах. Такая работа проводится и в КрАО. Согласно данным крымских астрономов, источник рентгеновского излучения должен находиться в центре над диском, переизлучающим эту энергию в видимой области спектра. Результаты этих и других исследований опубликованы в книге, содержащей материалы проведённой в КрАО конференции «Переменность АЯГ от рентгена до радио» (Astronomical Society of the Pacific Conference Series, ASPCS, vol.360). Несмотря на определённый прогресс, достигнутый в изучении АЯГ, многие проблемы и задачи остаются нерешёнными, например, такие как объяснение переменности профилей широких водородных линий, природа их «двугорбости» в некоторых АЯГ, кинематика и динамика газа в области диска, повышение точности определения масс центральных чёрных дыр и т. д.

Источник

Активная галактика

Активная галактика — это галактика имеющая активное ядро. Их исследованию в на­стоящее время уделяют особое внимание.

Активные ядра галактик

Во многих активных галактиках (как с радиоизлучением, так и без него) в ядрах наблюдается движение огромных масс газа (до 10 8 M_☉) со скоростями от 500 до 4000 км/с. При этом ядра этих галактик имеют очень небольшие размеры, часто не превышающие 10 пк. Некоторые объекты к тому же оказы­ваются переменными: их светимости могут изменяться в 400—1000 раз.

История открытия и исследования

Откры­тие активных галактик связано с развитием радиоастрономии. При первом же ра­диообзоре неба было обнаружено несколько сотен компактных радиоисточников (сейчас их более 10 000). Фотографирование областей неба, где они находятся, позволило отождествить зна­чительную часть из них с далёкими галактиками (остальные принадлежат Млечному Пути — это остатки сверхновых).

Гипотеза активности галактик

Для объяснения явления активности галактик была выдви­нута гипотеза о существовании в них сверхмассивных черных дыр. Эта гипотеза нашла подтверждение в 1994 г., когда на космическом телескопе Хаббла удалось сфотографировать га­зовый диск в центре галактики M81 (Дева A), и определить скорость его вращения. Это дало возможность определить массу центрального тела, кото­рое оказалось сверхмассивной чёрной дырой.

Радиогалактики

У радиогалактик мощность радиоизлучения вдвое превыша­ет мощность излучения в видимом диапазоне и в миллион раз больше мощности обычной галактики в радиодиапазоне. При этом спектр радиоизлучения нетепловой, т. е. радиоизлучение образуется при движении быстрых электронов в магнитных полях.

В радиогалактиках часто наблюдаются выбросы вещества сложной структуры, масса которых может достигать 10 M_☉. Природа этих выбросов, требующих энергии порядка 10 46 Дж, что соответствует излучению Галактики за миллиард лет, и источники такой энергии пока неясны.

Самые слабые радиоисточники — это спиральные и эллиптические галактики (мощностью излучения 10 32 и 10 35 Вт в диапазоне дециметровых волн, что на 3—5 порядков меньше, чем мощность излучения в видимом свете).

Рентгеновское излучение

Часто в радиогалактиках наблюдается и мощное рент­геновское излучение. Так, в галактике M81 (она же Дева A) мощность излучения в радио диапазоне составляет 10 33 Вт, а в рентгеновском — 10 35 Вт. Рентгеновское излучение также воз­никает при движении электронов в магнитных полях, но ско­рость их очень велика: она близка к скорости света. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Квазары

В 1963 г. были обнаружены квазизвёздные ра­диоисточники — квазары. Сначала их назвали радиозвёздами, поскольку их оптические изображения не отличались от звёзд. После измерения их красных смещений и определения рассто­яний стало ясно, что это самые мощные источники излуче­ния, которые встречаются в природе. Расстояние до квазара 3C273 оказалось равным 3 млрд св. лет, до квазара ЗC9 — 13 млрд св. лет. Вычисления светимости показали, что свети­мость квазара в видимом диапазоне больше светимости гигант­ской галактики примерно в 100 раз, а в радиодиапазоне пре­вышает 10 42 Вт, что в 100 000 раз превышает мощность ра­диоизлучения нашей Галактики.

Переменность квазара

Ещё большее удивление вызвала открытая несколько поз­же переменность квазара. Оказалось, что некоторые квазары меняют свою светимость в 20 раз всего за 6—7 дней. Но это значит, что столь огромная энергия выделяется областью, раз­меры которой меньше 1000 — 10 000 а. е.

Хотя и ясно, что механизм выделения энергии у квазара и других активных галакти­к в принципе один и тот же — падение газа на сверхмассивную чёрную дыру, тем не менее, вопрос о природе квазара ещё далёк от окончательного решения.

Источник

Активность ядер галактик. Галактики Сейферта. Радиогалактики. Квазары. Методы определения расстояний до галактик.

Активные ядра галактик — ядра галактик, наблюдаемые процессы в которых нельзя объяснить свойствами находящихся в них звезд и газово-пылевых комплексов.Галактические ядра считают имеющими признаки активности если:Спектр электромагнитного излучения объекта гораздо шире спектра обычных галактик и может простираться от радио- до жёсткого гамма-излучения.Наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения. Как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне и до 10 лет в оптическом и радио диапазонах.Активная галактика — галактика с активным ядром. Такие галактики подразделяются на: сейфертовские, радиогалактики, лацертиды и квазары. Есть мнение, что в центре находится чёрная дыра, которая и является причиной повышенной интенсивности излучения от ядра, особенно в рентгеновском диапазоне.

Галактики Сейферта— спиральная или неправильная галактика с активным ядром, спектр излучения которого содержит множество ярких широких полос, что указывает на мощные выбросы газа со скоростями до нескольких тысяч километров в секунду. К числу сейфертовских галактик относится около 1 % наблюдаемых спиральных галактик.

Радиогалактики — тип галактик, которые обладают намного большим радиоизлучением по сравнению с остальными галактиками. Их радиосветимости достигают эрг/с. Для сравнения, у «нормальных» галактик, включая нашу, светимость в радиоконтинууме составляет — эрг/с. Радиоизлучение наиболее «ярких» радиогалактик превышает их оптическую светимость. Источники излучения радиогалактик обычно состоят из нескольких компонентов (ядро, гало, радиовыбросы)

Квазары— особо мощное и далёкое активное ядро галактики. Квазары являются одними из самых ярких объектов во Вселенной — их мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша.Многие квазары меняют свою светимость в коротких промежутках времени.

Методы определения расстояний до галактик

Самый важный эмпирический метод нахождения расстояний догалактик, который применим и для очень удалённых объектов,основан на определении величины красного смещения линий вспектрах галактик.

Доплеровское красное смещение

• Красное смещение — сдвиг спектральных линий излучения атомов и ионов в красную (длинноволновую) область.

• Величина красного смещения определяется следующим образом:

где λo – наблюдаемая длина волны, λе –испущенная длина волны.

Доплеровское смещение длины волны в спектре источника, движущегося с лучевой скоростью u:

Гравитационное красное смещение

Гравитационное красное смещение (эффект Эйнштейна) является проявлением эффекта изменения частоты электромагнитного излучения по мере удаления от массивных объектов, таких как звёзды и чёрные дыры.

Гравитационное красное смещение в спектре испускания сферического тела на расстоянии r >r_g:

Космологическое красное смещение

Космологическое красное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников уменьшение частот излучения, свидетельствующее о динамическом удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, то есть о расширении Вселенной.Для нестационарной изотропной и однородной Вселенной величина космологического красного смещения определяется масштабным фактором R(t) пространства в моменты испускания (te) ирегистрации (to) излучения:

В спектрах галактик зарегистрированы значения zc ≈ 3, в спектрах квазаров zc ≈ 4,5. В последние годы обнаружены квазары zc ≈ 7 и галактики с zc > 8.Чем больше космологическое красное смещение, тем «дальше» во времени (т.е. «старше» по сравнению с нами) является источник.

Галактика Млечный Путь. Общая структура Галактики. Ядро, балдж, звёздный диск, рукава, сферическая составляющая и гало. Пузыри Ферми. Положение Солнечной системы в Галактике. Вращение и масса Галактики. Происхождение и эволюция Галактики. Темная масса и ее возможные носители.

Галактика Млечный Путь —гигантская звёздная система, в которой находитсяСолнечная система, все видимые невооружённымглазом отдельные звёзды, а также огромное количествозвёзд, сливающихся вместе и наблюдаемых в видемлечного пути.SBb по классификацииХаббла

• Галактика Млечный Путь представляет собой сплюснутуюсистему, симметричную относительно главной плоскости исостоящую из более чем 150 млрд. звёзд, разреженного газа, пыли икосмических лучей.Поперечник Галактики составляет около 30 кпк. Важнейшими элементами структуры Галактики являютсясферическая составляющая, центральное сгущение (балдж), звёздно-газово-пылевой диск, спиральные рукава. Толщина звёздного диска составляет 500–600 пк.

Звёздный диск содержит основное количество звёзд Галактики. Толщина диска составляет несколько сотен пк.

В экваториальной плоскости диска концентрируются наиболее молодые объекты Галактики – звёзды ранних спектральных классов О и В, классические цефеиды, сверхновые второго типа, пыль и газ. Все эти объекты образуют наиболее тонкий диск (плоскую составляющую Галактики) толщиной 100–200 пк. Старые звёзды и связанные с ними планетарные туманности образуют более толстый диск (звёздный диск Галактики).

Рукава ГалактикиУгалактики Млечный Путь есть спиральные рукава, расположенные в плоскости диска.

Именно в рукавах находятся наиболее молодые объекты (массивные концентрации газа и молодых звёзд) звёздного диска Галактики.

Сферическая составляющая и гало Галактики Сферическая составляющая включает старые звёзды и шаровые звёздные скопления,окружённые очень разреженным горячим слабо намагниченным газом.

Гало Галактики — невидимый компонент Галактики сферической формы, который простирается за видимую часть Галактики. В основном состоит из разреженного газа, звёзд и тёмной материи

Пузырями Ферми называют гигантские области высокоэнергетичного гамма-излучения в Млечном Пути, обнаруженные космическим телескопом «Ферми». Они выделяются в диапазоне энергий 1–100 ГэВ и располагаются симметрично относительно плоскости Галактики. Вся структура, таким образом, напоминает восьмёрку, общий размер которой оценивается в 50 000 световых лет.

Положение и движение Солнечной системы в Галактике

• Солнце расположено на 20–25 пк выше плоскости симметрии нашей Галактики и удалено от центра на расстояние 7,5–8 кпк

Вращение и массы галактик

Близкие к Солнцу звёзды движутся вместе с ним перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра. Такое вращение имеет следующие особенности:1. Вращение происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны её северного полюса. 2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Однако это убывание медленнее, чем если бы вращение звёзд вокруг центра Галактики происходило по законам Кеплера.3. Центральная часть диска в области балджа вращается почти твёрдотельно, и поэтому линейная скорость вращения растёт пропорционально расстоянию вплоть до максимального значения около 250 км/с.4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 240–250 млн. лет.5. Масса Галактики может быть оценена из условия, что движение объектов происходит по кривой, близкой к окружности. Из условия равенства центростремительного ускорения на расстоянии r = 15 кпк и гравитационного, обусловленного массой, заключённой внутри радиуса r,получаем массу Галактики:

Проблема вращения галактик – это несоответствие между наблюдаемыми скоростями вращения материи в дисковых частях спиральных галактик и предсказаниями классической динамики, учитывающими только видимую массу. В настоящее время считается, что это несоответствие обьясняется присутствием «тёмной материи», которая пронизывает Галактику и простирается до галактического гало.

Происхождение и эволюция Галактики

Галактика образовалась примерно через 400 тыс. лет после Большого Взрыва из медленно вращавшегося газового облака, по своим размерам превосходившего её современные размеры в десятки раз. Первоначально оно состояло из смеси 75% водорода и 25% гелия (по массе) и почти не содержало тяжёлых элементов. В течение примерно миллиарда лет это облако свободно сжималось под действием сил гравитации. Коллапс неизбежно привёл к фрагментации и началу процесса звёздообразования. Сначала газа было много и он находился на больших расстояниях от плоскости вращения. Возникли звёзды первого поколения, а также шаровые скопления. Наиболее массивные звёзды первого поколения быстро проэволюционировали и обогатили межзвёздную среду тяжёлыми элементами. Та часть газа, которая не превратилась в звёзды, продолжала свой процесс сжатия к центру Галактики. Из-за сохранения момента импульса, её вращение становилось быстрее, образовался диск, и в нём снова начался процесс звёздообразования. Второе поколение звёзд оказалось более богатым тяжёлыми элементами. Оставшийся газ сжался в более тонкий слой, в результате чего возникла плоская составляющая – основная областьсовременного звёздообразования.

Образования в Галактике и межзвёздная среда. Звёздные скопления. Межзвёздная пыль. Межзвёздный газ. Газовые туманности. Области H II и Н I. Источники когерентного излучения (мазерные и лазерные) в космосе.Молекулярные облака. Космические лучи.

Звёздные скопления— гравитационно связанные системы звёзд, выделяющиеся как области повышенной звёздной плотности.Звёздные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звёзд, часто имеют нерпавильную форму, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звёзд, имеет точно очерченную симметрическую форму.

Галактическая пыль сосредоточена в межзвёздномпространстве в тех же местах, что и галактический газ,

Деление туманностей на газовые и пылевые условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении излучения тёмнымитуманностями расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании. Собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации УФ излучением расположенной в туманности горячей звезды или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд.Концентрация частиц в газовых туманностях невелика (10 1 –10 4 см –3 ), что и объясняет наличие в их спектрах запрещённых линий, по интенсивности сравнимых с разрешёнными. В газовых туманностях среднее время жизни между столкновениями может достигать 2·10 6 секунд

Горячие звёзды ионизируют газ (в первую очередь – водород) на больших расстояниях от себя. Звёзды спектральных классов О и В0 способны ионизировать газ с концентрацией 1 атом на 1 см 3 до расстояний в несколько десятков пк. Ионизированный газ прозрачен к УФ излучению, а нейтральный сильно поглощает его. В результате окружающая горячую звезду область ионизации имеет очень резкую границу, дальше которой водород нейтрален.

Область H II, или область ионизированного водорода — это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен св. лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые звёзды, которые обильно излучают УФ излучение, тем самым ионизируя окружающую туманность.

Область H I — межзвёздное облако, состоящее из атомарного водорода. Эти области являются неизлучающими, за исключением радиоизлучения на длине волны 21 см. Степень ионизации в области HI очень мала (около 10 −4 ).

Мазерные и лазерные источники в космосе

В межзвёздном пространстве было обнаружено более 100 различных молекул. Наиболее интенсивны линии СН, СН+, СО, CN и гидроксила ОН. Примерно две трети обнаруженных молекулярных соединений являются органикой. Молекулярный водород Н2 составляет значительную долю межзвёздного вещества, но его обнаружение затруднено вследствие отсутствия линий в радиодиапазоне. Молекулярный водород был обнаружен по резонансной линии 1 092 Å.

Космические лучи – это элементарные частицы и атомные ядра, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Энергии частиц космических лучей достигают 10 21 эВ. Для энергий, больших 2,5 ГэВ космические лучи на 90% состоят из протонов, на 7% из α-частиц и около 1% релятивистских электронов. Остальное – ядра Li, Be, B, C, N, O и других, более тяжёлых химических элементов.

Дата добавления: 2018-04-15 ; просмотров: 784 ; Мы поможем в написании вашей работы!

Источник

Активные галактики

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.

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.

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.

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.

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.

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, 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 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.

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

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

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.

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

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. (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:

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.

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.

Источник