Komerční prezentace
Registrace uživatele

Přihlašte se k odběru informací, novinek, získejte přístup do diskuzního fóra.

Vesmír č. 10
Vesmír č. 10
Toto číslo vychází
2. 10. 2017
Novinky
Zdarma jedno celé číslo Vesmíru v pdf.
• Říjnové číslo Vesmíru
reklama

Co víme o struktuře aktivních jader galaxií?

Publikováno: Vesmír 95, 350, 2016/6

Aktivní galaxie jsou vůbec nejsvítivějšími objekty, které ve vesmíru známe. Od „obyčejných“ galaxií se liší právě tím, kolik záření produkují ze svého nitra. Napříč spektrálními obory je jádro aktivní galaxie jasnější než celý její zbytek. Hlavním mechanismem pro uvolnění takového množství energie je postupné pohlcování hmoty superobří černou dírou, která má hmotnost odpovídající několika milionům až miliardám sluncí.

Pohlcovaná hmota se k černé díře přibližuje pravděpodobně ve formě akrečního1) disku, který je zahřátý na velmi vysoké teploty. Celkovou energii pak záření získává i rozptylem na velmi urychlených částicích v blízkosti černé díry. Energetické záření ovlivňuje celkovou podobu galaktického jádra a snad také i tvorbu hvězd v galaxii. To, jak fungují aktivní galaktická jádra, tak představuje klíč k pochopení, jaký vliv mají superobří černé díry na vzhled a vývoj galaxií.

Sjednocující model aktivních galaxií

Vysoká svítivost je společnou charakteristikou aktivních galaktických jader. Projevy této aktivity však mohou mít různou podobu. Některá jádra se projevují zvýšeným ultrafialovým či rentgenovým zářením, jiná se vyznačují dlouhými polárními výtrysky sahajícími až daleko za hranice vlastní galaxie. Ve viditelném světle se aktivní galaktická jádra projevují zejména jasnými spektrálními čarami mnoha iontů. Z jasnosti čar je patrné, že vznikají v plynu, který byl ionizován energetickým zářením z akrečního disku, nikoliv zářením hvězd. Zároveň jsou tyto čáry širší než v běžných galaxiích, což znamená, že rychlosti plynu jsou zde vyšší. Šířka čáry je totiž výsledkem pohybu částic a Dopplerova jevu. Vyzařující atomy mají různé rychlosti vzhledem k pozorovateli a každý z nich podle toho vyzáří foton na trochu jiné frekvenci (vlnové délce). Složením všech příspěvků pak vznikne profil rozšířený přes celý interval frekvencí.

Podle šířky spektrálních čar ve viditelném spektru se aktivní galaktická jádra klasifikují na dva základní typy. Široká čára znamená rychlejší pohyby v plynu, což svědčí o silnějším gravitačním poli a výraznějších dynamických jevech, nasvědčujících tomu, že širší čáry vznikají blíže k černé díře. Oblast vzniku širokých čar se proto může nacházet v okolí akrečního disku. Tato vnitřní oblast jádra je pak v určité vzdálenosti zahalena prachoplynným torem (viz obr. 2). Při pohledu na jádro shora vidíme přímo na disk a také na oblast, kde vznikají široké čáry. V takovém případě jde o galaxie typu 1. Na druhou stranu, při pohledu z boku jsou nám vnitřní části zakryty, a proto pozorujeme pouze úzké spektrální čáry. Takové galaxie se klasifikují jako typ 2 (viz obr. 3). Sjednocující model vysvětluje rozdíl v šířce čar různým úhlem, pod kterým se na tato jádra díváme.

Nejasný původ a geometrie oblasti širokých čar

S rostoucím počtem dat a vyšší citlivostí přístrojů se ukázalo, že prachoplynný torus není homogenní, ale je tvořený mnoha menšími oblaky. Pravděpodobnost, že takový oblak vstoupí mezi nás a pozorovaný zdroj, roste se sklonem rotační osy jádra vůči směru k pozorovateli, protože více oblaků se tvoří podél ekvatoriální roviny. Nehomogenita toru však nestačí k vysvětlení všech objektů odchylujících se od sjednocujícího modelu. Pozorujeme i takové galaxie, kde je velmi malá míra absorpce, a přesto ve spektrech chybějí široké čáry. Takovým objektům se také někdy říká „galaxie opravdového typu 2“, kdy široké čáry chybějí nikoliv kvůli jejich zakrytí, ale v důsledku samotné nepřítomnosti hmoty, kde by tyto čáry mohly vznikat.

Astronomové se proto snaží najít odpověď, jak vlastně vznikají oblasti, kde se široké čáry tvoří. Vzhledem k naměřeným šířkám těchto spektrální čar je patrné, že oblasti jejich vzniku se musejí pohybovat vysokými rychlostmi, v řádu několika tisíců kilometrů za sekundu. Rozšíření spektrálních čar je způsobené Dopplerovým jevem, kdy čára z té oblasti, která se pohybuje směrem od pozorovatele, se posouvá k červenému konci spektra, protože má větší vlnovou délku. Naopak čára z přibližující se oblasti je posunuta ke kratším vlnovým délkám a hovoří se o modrém posuvu.

Vzhledem k tomu, že jsou tyto čáry zhruba symetrické na obě strany spektra, nabízí se jako přirozené vysvětlení, že vysoké rychlosti jsou důsledkem rotačního pohybu kolem centra. Je možné, že tyto čáry vznikají přímo v akrečním disku. Rotační rychlost akrečního disku klesá s rostoucí vzdáleností od centra. Z předpokládaného vztahu pro rychlost lze odvodit, kde tato rychlost odpovídá pozorovanému rozšíření spektrálních čar. Pro typickou hmotnost černé díry v aktivním galaktickém jádru 108 hmot Sluncí je tato vzdálenost řádově 1015 m neboli několik desítek světelných dnů.

Jako nezávislý test této změřené vzdálenosti může posloužit podrobná časová analýza u galaxií s velmi proměnlivým vyzařováním. Vzdálenost oblasti širokých čar lze zjistit z časové odezvy intenzity čáry na změny celkového toku záření přicházejícího z centra. Protože naměřené vzdálenosti rostou úměrně s hmotností centrální černé díry, užívá se tato metoda zejména k určování hmotnosti černé díry. Celkem dobrá shoda s jinými metodami určení hmotnosti černé díry potvrzuje oprávněnost předpokladu, že šířka čar je způsobena Dopplerovým jevem v důsledku rotačního pohybu.

Hypotéza vnějších oblastí akrečního disku má však vážné trhliny. Vypočtený model čáry disku s konečným vnějším okrajem má totiž dva píky, a nikoliv jeden centrální pík, jaký se u širokých čar běžně pozoruje. Namísto disku se proto uvažuje o oblacích, ve kterých hraje významnou roli turbulence. I když rotační rychlost zůstává hlavní složkou rychlosti, turbulence pomáhá čáru rozmazat tak, aby dva píky nakonec splynuly v jeden. Zároveň musí tato oblast sahat i do větších vzdáleností, kde keplerovská rychlost klesá a spolu s ní i posun energie čáry. Vznik těchto oblaků se často připisuje větru z akrečního disku, kdy část odfouknuté hmoty ve větší vzdálenosti zkondenzuje a shlukuje se do jednotlivých oblaků. Uvažuje se také, že tato oblaka mohou plynule přecházet v torus.

Z pozorování také vyplývá vztah mezi vzdáleností oblasti širokých čar a celkovou svítivostí jádra. Svítivější aktivní galaktická jádra mají oblast širokých čar ve větší vzdálenosti. Tohoto vztahu využili polští astronomové B. Czerny a K. Hryniewicz k vysvětlení možného vzniku těchto oblaků. Uvědomili si, že celková svítivost je určená zejména množstvím tepelného záření, které závisí na hmotnosti a také na akreční rychlosti. Na stejných veličinách přitom závisí teplota, která není v akrečním disku všude stejná, ale klesá s rostoucí vzdáleností od středu, podobně jako klesá rotační rychlost disku. Spojením obou závislostí dospěli k závěru, že široké čáry vznikají v takové vzdálenosti od centra, kde je teplota akrečního disku rovna zhruba 1000 K. Při této teplotě dochází ke kondenzaci prachu, který se jinak ve vnitřních oblastech vypařil v důsledku příliš vysoké teploty.

Uvolněné prachové částice jsou schopné efektivně pohlcovat tepelné záření z akrečního disku. Pohlcená energie se přemění v kinetickou (pohybovou) energii a vzniká vítr směrem od disku. To vše je možné, dokud do hry nevstoupí silně ionizující záření přímo z centrální oblasti. To je v této vzdálenosti ještě natolik silné, že nepříliš hustá oblaka opět rozfouká a prachové částice zničí. Prach vystavený tomuto silnému ozáření přežívá až zhruba ve vzdálenosti, kde začíná torus. Polští astronomové však přišli s vysvětlením, že do určité výšky může být tento vítr chráněný samozakrývajícím diskem, jehož tloušťka roste s rostoucí vzdáleností. Tyto větry pak mohou být zdrojem krátko přežívajících, ale stále se tvořících oblaků, kde se právě tvoří široké čáry. Turbulence pak vyplývá přirozeně z povahy tohoto modelu.

Klasifikace galaxií pomocí rentgenové spektroskopie

Přestože otázka klasifikace galaxií na typ 1 nebo 2 je zejména doménou optické astronomie,2) nezávislou informaci o míře zakrytí jádra lze získat i z infračervených nebo rentgenových pozorování. Zatímco infračervená astronomie dokáže dobře rozlišit mezi absorpcí (pohlcením záření) plynem či prachem a umožňuje tak do detailů mapovat strukturu a orientaci toru, rentgenová astronomie je užitečná zejména tím, že určí celkovou míru absorpce (množství pohlceného záření) centrálního zdroje. Umožňuje tak studovat absorbující materiál od vnitřních oblastí až po vzdálený torus. Oproti infračervené astronomii má také tu výhodu, že dohlédne dál do vesmíru, a umožňuje tak studium velkého množství galaxií.

Systematickou analýzu počtu různých spektrálních typů galaxií v optickém i rentgenovém oboru zpracoval Andrea Merloni z Institutu Maxe-Plancka pro extraterestrickou fyziku v německém Garchingu u Mnichova ve spolupráci s dalšími vědci. Závěrem této analýzy je zjištění, že asi 70 % galaxií je shodného typu v optickém i rentgenovém oboru. Zbývající část je odlišného typu. Zda jde o typ 1 v optickém a typ 2 v rentgenovém oboru, nebo naopak, rozhoduje celková rentgenová svítivost jádra. Většina rentgenově svítivých jader je typu 1 v optické klasifikaci, ale až třetina z nich vykazuje značnou míru absorpce v rentgenovém oboru, a jsou tedy rentgenově typu 2. Naopak třetina málo svítivých aktivních galaktických jader v rentgenovém oboru je v optickém oboru klasifikována jako typ 2, přestože vykazují jen minimum absorpce v rentgenovém oboru (viz obr. 4). To je velmi zajímavý výsledek svědčící o komplexnosti struktury absorbující hmoty, která závisí na celkové svítivosti samotného jádra. Sjednocující model, jenž závisí pouze na úhlu pozorování, nemůže tedy vysvětlit všechna pozorování.

Galaxie typu 1 s polárním rozptylem

Pro studium sjednocujícího modelu jsou specificky zajímavou skupinou tzv. galaxie typu 1 s polárním rozptylem. To jsou galaxie v optickém oboru klasifikované jako typ 1, které se však projevují zvýšenou mírou optické polarizace. Částečná polarizace u AGN vzniká při rozptylu záření na atomech a molekulách okolní hmoty. U galaxií typu 1 dochází k rozptylu jak na disku, tak i v oblasti vzniku úzkých čar poblíž rotační osy v poměrně velké vzdálenosti od centra, v tzv. polárních oblastech. Vzájemně se tyto různě polarizované složky vyruší a výsledné záření se pak pozoruje jako nepolarizované. Naopak u galaxií typu 2, kdy vidíme pouze složku pocházející z polárního rozptylu, je i výsledné pozorované záření částečně polarizované. Galaxie typu 1 s polárním rozptylem tak představují určité pojítko mezi galaxiemi typu 1 a 2.

Reprezentativním zástupcem galaxií typu 1 s polárním rozptylem s vysokou mírou optické polarizace je objekt s označením Fairall 51. Celkový stupeň polarizace této galaxie se mění od 5 % v červeném konci spektra až po 13 % v ultrafialové oblasti. Již oněch 5% je mimořádně velké číslo pro aktivní galaktická jádra s pozorovanou širokou čárou vodíku, jejíž šířka odpovídá rotační rychlosti 3000 km/s, a je tedy tato galaxie právem klasifikována jako typ 1. V rentgenovém oboru byla galaxie Fairall 51 pozorována během krátkých časových expozic pomocí evropské družice XMM-Newton a americké družice Swift. Ve všech případech mělo pozorované spektrum různou intenzitu a různé vlastnosti.

Blíže objasnit rentgenovou spektrální proměnnost si kladla za cíl nová pozorovací kampaň pomocí japonské družice Suzaku. Pozorování byla navržena tak, aby byla odstupňována po 1 až 5 dnech, aby bylo možné určit charakteristický čas poměrně rychlých spektrálních změn. Z obr. 5 je vidět, že tok záření v měkkém rentgenovém oboru (0,5–10 keV) poklesl během jednoho týdne na polovinu, zatímco na vysokých energiích zůstává celkový tok záření přibližně stejný. To naznačuje, že za poklesem toku záření stojí proměnná míra absorpce, což potvrdila i následná spektrální analýza.

Ve spektru byly identifikovány absorbující látky s celkem třemi různými stupni ionizace,3) přičemž prokazatelně proměnná byla ta nejméně ionizovaná hmota. Za předpokladu, že jde o oblak plynu obíhající keplerovskou rychlostí, je možné určit přibližnou vzdálenost tohoto oblaku, pokud známe hmotnost, hustotu a časovou změnu míry absorpce. Nejméně známým parametrem je v tomto případě hustota, ale ta se dá odhadnout z celkové svítivosti a stupně ionizace, určených ze spekter. Získaná hodnota pro vzdálenost absorbující hmoty odpovídá vzdálenosti odhadované pro oblast výskytu širokých čar. Zdá se tedy pravděpodobné, že za rentgenovou rychle se měnící absorpcí stojí oblak plynu, kde vznikají opticky široké čáry. Představa struktury jádra v galaxii Fairall 51, která může v obecnosti popisovat i ostatní aktivní galaktická jádra, je znázorněna na obr. 6.

Za předpokladu, že sklon jádra galaxie Fairall 51 je přibližně 45 úhlových stupňů, získané výsledky prakticky vylučují vznik širokých čar přímo v akrečním disku a naopak upřednostňují model polských astrofyziků pro vysvětlení původu oblasti širokých čar pomocí prachových větrů poháněných zářením z akrečního disku. Tento model totiž lépe vysvětluje, proč tato oblaka mohou vystoupat poměrně vysoko nad oběžnou rovinu akrečního disku. Alternativním vysvětlením by však také mohl být výrazně zkroucený disk anebo také stále ještě nestabilní akreční tok, ovládaný spíše turbulencemi než gravitačně vázanou diskovou geometrií. Fairall 51 tak představuje velmi zajímavý zdroj pro další zkoumání jak při testování různých teoretických modelů, tak i pro nová měření s budoucími, ještě citlivějšími detektory. Jedním z takových detektorů je rentgenový kalorimetr, který byl na palubě japonské družice Hitomi, jež se ale krátce po zahájení plánovaných operací dostala do neřešitelných problémů. Družice se dostala do nekontrolované rotace, která zřejmě zpečetila její další osud. Ještě citlivější rentgenový kalorimetr je však plánovaný na velké evropské družici Athena, jejíž vypuštění se chystá v roce 2028.

Jiří Svoboda děkuje Grantové agentuře ČR za přidělení grantu 14-20970P, kterým byl financován předložený výzkum.

Poznámky

1) Akrecí se označuje postupné nabalování hmoty. V případě akrece na černou díru se tento pojem zavedl pro zdůraznění toho, že oběžná rychlost hmoty v tzv. akrečním disku výrazně převyšuje radiální složku rychlosti, tedy přímý dopad do černé díry.

2) Rozlišují se i jednotlivé mezitypy, například 1.2, 1.5, 1.9.

3) Stupeň ionizace vyjadřuje míru rozbití vazeb mezi elektrony a atomovými jádry. Čím větší je stupeň ionizace, tím více elektronů je odtrženo od jader. Ionizací vzniká z látky plazma, které je navenek neutrální, ale uvnitř se nacházejí nabité částice, které reagují na vnější elektromagnetické pole. Různý stupeň ionizace odpovídá různé schopnosti pohlcování procházejícího záření.

Soubory

článek ve formátu pdf: V201606_350-353.pdf (898 kB)

Diskuse

Žádné příspěvky