Galaktikų aktyvumas - jų evoliucijos variklis

Apie dešimt procentų galaktikų Visatoje yra aktyvios. Kitaip tariant, kiekviena galaktika apie dešimt procentų gyvenimo laiko praleidžia aktyvioje būsenoje. Per pastaruosius porą dešimtmečių išsiaiškinome, kad aktyvumo epizodai yra ypatingai svarbūs laikotarpiai galaktikų evoliucijai. Kaip centre esantis mažytis aktyvus branduolys nulemia visos galaktikos ir net aplink ją esančios medžiagos raidą, skaitykite žemiau. O prisiminti apie tai, kaip ir kodėl galaktikos tampa aktyvios, galite perskaitę prieš mėnesį rašytą tekstą.

Šis straipsnis atsirado tik todėl, kad jau pusę metų iš skaitytojų Patreon platformoje gaunu pinigų. Jei norite panašių tekstų ir daugiau, ar tiesiog norite išreikšti savo susižavėjimą finansiniu pavidalu, mane paremti galite ir jūs.


Aktyvaus branduolio energija atsiranda į juodąją skylę krentant medžiagai. Artėdamos prie juodosios skylės, dujos tampa vis labiau su ja gravitaciškai surištos - mažėja jų potencinė energija. Ši energija turi pavirsti kažkokia kita energijos rūšimi - šiuo atveju kinetine (dujos sukasi vis greičiau), magnetine (vis labiau susisuka dujų turimo magnetinio lauko linijos) ir šilumine (dujos įkaista). Įkaitusios dujos vėsta ir spinduliuoja, magnetinis laukas jas tempia paskui save. Priklausomai nuo konkrečių sąlygų - medžiagos kritimo į juodąją skylę spartos, juodosios skylės masės, sukimosi aplink savo ašį greičio - sistemos poveikis aplinkai gali būti įvairus.

Aktyvus galaktikos branduolys. Dailininko iliustracija. (c) M. Kornmesser, ESO

Spinduliuotė. Aktyvūs galaktikų branduoliai turi savitą spinduliuotė spektrą, besiskiriantį nuo žvaigždžių. Vienas iš svarbių elementų - jie skleidžia daug jonizuojančios ultravioletinės, rentgeno bei gama spinduliuotės. Ši spinduliuotė, sklisdama galaktikoje, paveikia ten esančias dujas. Dujos įkaista, yra jonizuojamos ir nustumiamos tolyn dėl spinduliuotės slėgio (fotonai turi tam tikrą judesio kiekį, kurį sugerti perduoda medžiagai, taip ją pastumdami tolyn - šis procesas ir sukuria slėgį, veikiantį apšviestus objektus).

Gali pasirodyti keista, bet dujų kaitinimas nėra labai reikšmingas procesas. Apytikriai apskaičiuoti dujų temperatūrą, kokią jos įgytų veikiamos aktyvaus branduolio spinduliuotės, galima panašiai, kaip skaičiuojama planetų paviršiaus temperatūra skirtingu atstumu nuo žvaigždės. Net ir skaičius iš čia galima pritaikyti: jei Žemė, esanti vieno astronominio vieneto atstumu nuo Saulės, įšyla iki beveik 300 kelvinų temperatūros, tai kokia temperatūra būtų dujų telkinio, kuris nuo trilijoną (10^{12}) kartų už Saulę šviesesnio aktyvaus branduolio nutolęs, pavyzdžiui, per šimtą parsekų, t.y. 20 milijonų astronominių vienetų? Tereikia žinoti, kad objekto šviesis yra proporcingas temperatūrai ketvirtame laipsnyje ir spinduliui antrame, t.y. L \propto T^4 R^2, ir jau galime skaičiuoti. Mus domina temperatūra, kuri yra proporcinga šviesiui laipsnyje 1/4 ir atvirkščiai proporcinga kvadratinei šakniai iš atstumo. Būtent tas laipsnio rodiklis 1/4 ir nulemia, kad aktyvus branduolys dujas įkaitina ne taip jau ir daug. 10^{12} pakėlę vienos ketvirtosios laipsniu, gauname vos 10^3, arba tūkstantį. Kvadratinė šaknis iš 20 milijonų - maždaug penki tūkstančiai. Taigi dujų temperatūra yra 300/5, arba vos 60 kelvinų. Iki panašios temperatūros dujos molekuliniuose debesyse sušyla vien dėl tarpusavio smūgių ar aplinkinių žvaigždžių spinduliuotės.

Aišku, šis skaičiavimas yra labai supaprastintas. Realybėje reikia atsižvelgti į tai, kad dujos sugeria ne visą aktyvaus branduolio spinduliuotę (todėl kaista mažiau), tačiau vėsta irgi toli gražu ne taip efektyviai, kaip planetos tankio kūnas (todėl kaista labiau). Retesnės dujos vėsta mažiau efektyviai, taigi jų temperatūra yra aukštesnė. Labai retas dujas, kurios ir taip dažniausiai yra karštos, aktyvaus branduolio spinduliuotė gali įkaitinti tiek, kad galaktikos gravitacija jų nebeišlaikytų ir jos pabėgtų į aplinkgalaktinę erdvę. Tačiau tokios dujos sudaro tik nedidelę galaktikos dujų masės dalį, tad ir bendras spinduliuotės poveikis galaktikai nėra labai reikšmingas.

Stipresnį poveikį jaučia tarpžvaigždinės dulkės. Tai yra daugiausiai anglies ir silicio pagrindu sudaryti junginiai, kurių masė sudaro kelias tūkstantąsias tarpžvaigždinės terpės masės dalis. O spinduliuotę jos sugeria apie tūkstantį kartų efektyviau, nei dujos, taigi ir spinduliuotės slėgis jas veikia stipriai - bendras poveikis susidaro gal net didesnis, negu dujoms. O spaudžiamos dulkės paskui save tempiasi ir dujas. Dulkių daugiausia yra tankiose šaltose dujose, taigi per poveikį dulkėms juodoji skylė gali nustumti tolyn ir tankius dujų debesis. Esant palankioms sąlygoms, šie debesys gali įgreitėti iki šimtų kilometrų per sekundę - pakankamai didelio greičio, kad paliktų galaktiką ir būtų aiškiai identifikuojami, kaip iš jos pabėganti tėkmė. Didžiausia šio modelio problema - greitai lekiančios dujos, sąveikaudamos su aplinka, įkaista ir išgarina visas dulkes, taigi pasidaro skaidrios branduolio spinduliuotei ir netenka stumiančios jėgos.

Dujų jonizacija - elektronų atplėšimas nuo atomų - pati savaime dujų nenustumia tolyn. Tačiau jonizuotos dujos įkaista ir ima spinduliuoti savitą spinduliuotę, nes į atomus grįžtantys elektronai išmeta labai konkretaus bangos ilgio fotonus. Taigi stebėdami aktyvią galaktiką, joje matome ir jonizuotų dujų sritis, kurių stebėjimai leidžia mums geriau suprasti ir aktyvaus branduolio savybes. Pavyzdžiui, kai kuriose galaktikose paties branduolio nematyti - nuo mūsų akių jį užstoja šaltų dulkėtų dujų toras, juosiantis branduolį vieno ar kelių parsekų atstumu. Tada apie galaktikos aktyvumą spręsti leidžia toliau esantys dujų telkiniai, jonizuoti branduolio spinduluotės - vadinamasis siaurųjų linijų regionas (angl. Narrow-line region, NLR). Jei branduolys pasisukęs labiau "veidu" į mus, matome ir arti juodosios skylės esančias jonizuotas dujas, kurios sudaro plačiųjų linijų regioną (angl. Broad-line region, BLR). Taip jis vadinamas, nes arti centro esančios dujos laksto aplink jį dideliais greičiais, tad jų spektro linijos išplinta dėl Doplerio efekto. Žinodami plačiųjų linijų regioną sudarančių debesų greitį ir regiono dydį, galime apskaičiuoti ir centrinės juodosios skylės masę.

Aktyvaus galaktikos branduolio skerspjūvis. Prie pat akrecinio disko judantys debesys sudaro plačiųjų linijų regioną, toli nuo centro esantys, bet spinduliuotės jonizuojami debesys - siaurųjų linijų regioną. (c) M. Urry, C. Padovani

Apibendrinant, aktyvaus branduolio spinduliuotė poveikį galaktikos dujoms turi, tačiau ne tokį didelį, kaip gali pasirodyti vien palyginus branduolio ir likusios galaktikos spiinduliuotės intensyvumą. Didelė dalis branduolio spinduliuotės palieka galaktiką - kitaip mes to branduolio apskritai nematytume, - o sugerta spinduliuotė dažniausiai gana greitai išspinduliuojama vėl ir taip pat palieka galaktiką. Savita aktyvių galaktikų spinduliuotė leidžia mums suprasti šių galaktikų sandarą ir ten vykstančius procesus, bet fundamentaliai galaktikų evoliucijos nenulemia.

Vėjai. Viena galaktikos dalis, kurioje spinduliuotė turi didelį poveikį, yra pačios juodosios skylės prieigos. Energija, išsiskirianti akreciniame diske, spaudžia disko medžiagą ir verčia jį pūstis statmenai jo plokštumai. Disko paviršiuje esanti medžiaga gali įgreitėti tiek, kad pabėga iš disko - taip atsiranda aktyvaus branduolio vėjas. Vėjo greitis yra didžiulis - siekia nuo 3 iki 30 procentų šviesos greičio, t.y. nuo 10 tūkstančių iki 100 tūkstančių kilometrų per sekundę. Vėją sudarančios medžiagos yra maždaug tiek pat, arba šiek tiek daugiau, nei į juodąją skylę įkrentančios medžiagos, taigi nuo aktyvaus branduolio gali sklisti net ir šimtą Saulės masių per metus išnešantis medžiagos srautas; tiesa, dažniausiai jis būna mažesnis - keleto Saulės masių per metus. Tokie vėjai aptinkami maždaug pusėje aplinkinių aktyvių galaktikų - tai reiškia, kad jie pučia beveik visomis kryptimis nuo aktyvaus branduolio, nes jei pūstų tik siauru srautu, tai pamatytume juos tik jeigu srautas būtų nukreiptas beveik tiksliai į mus.

Skaitmeninio modelio rezultatas - aktyvaus branduolio vėjo geometrija. Akrecinio disko plokštuma yra diagramos apačioje (z = 0), juodoji skylė - koordinačių pradžios taške (x = z = 0). Rodyklės rodo medžiagos judėjimo kryptį, spalvos - tankį. Zonoje A medžiaga daugiau krenta į juodąją skylę, o ne yra išpučiama, zonose B ir C pučia vėjas. (c) Higginbottom et al. (2014), Astrophysical Journal

Vėjo kinetinė energija taip pat yra didžiulė, sudaro apie penkis procentus aktyvaus branduolio išskiriamos spinduliuotės energijos. Ši energija, efektyviai perduota galaktikoje esančioms dujoms, tikrai galėtų pastarąsias išsviesti lauk. Vėjo energijos perdavimas yra gerokai efektyvesnis, nei spinduliuotės: dujos, kurios gali praleisti didelę spinduliuotės dalį, jos nesugerdamos, su vėju sąveikauja labai efektyviai. Mat vėjas - tai ne fotonų, o elektringų dalelių srautas, o medžiagos srautas pro kitą medžiagą taip lengvai, kaip spinduliuotė pro medžiagą, pralėkti niekaip negali. Kai vėjas pasiekia aplinkinę galaktikoje esančią medžiagą - ar tai būtų santykinai tankūs dujų debesys, ar pasklidusios retos dujos - jis į ją atsimuša kaip į sieną ir susidaro smūginė banga. Nepamirškime, kad vėjas juda 10 tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu arba greičiau - lyginant su šiuo greičiu, visa galaktikos medžiaga yra praktiškai stacionari. Panašiai, kaip į plūduriuojantį barjerą atsimušusi vandens banga, vėjas sulėtėja ir ima stumti barjerą - galaktikos dujas - tolyn. Taip pat vėjas stipriai įkaista, nes jo kinetinė energija pavirsta į šiluminę.

Įkaitęs vėjas suformuoja karštą burbulą galaktikos centre, kurio slėgis gerokai didesnis, nei aplinkinės medžiagos. Burbulą sudaro jonizuotos dujos - plazma - kuriose elektronai ir protonai laksto gana nepriklausomai. Elektronai vėsta daug sparčiau, negu protonai, tačiau protonuose sutelkta didžioji burbulo energijos dalis - abu dalykus nulemia protono masė, kuri yra beveik 2000 kartų didesnė nei elektrono. Taigi dėl vėsimo burbulas energiją praranda labai neefektyviai - daug efektyviau jis ją praranda plėsdamasis į visas puses ir įgreitindamas aplinkines galaktikos dujas. Šitaip susiformuoja galaktinė tėkmė.

Tėkmes galime suskirstyti į du tipus. Aukščiau aprašytoji, sukuriama besiplečiančio karšto vėjo burbulo, vadinama "energijos varoma" (angl. energy-driven outflow) tėkme, nes jos kinetinė energija yra panaši, kaip ir vėjo kinetinė energija - keli procentai aktyvaus branduolio spinduliuotės skleidžiamos energijos. Tokios tėkmės greitis nesunkiai pasiekia net ir tūkstantį kilometrų per sekundę, ir ji iš galaktikos per metus gali išstumti daugiau nei tūkstantį Saulės masių dujų. Tačiau tankius dujų debesis, kurių galaktikose būna daug, šiai tėkmei nupūsti yra ne taip lengva. Jos plitimą galime palyginti su baliono plėtimusi, kai baliono sienelės ne visur yra vienodo storio. Tada žymiai labiau plečiasi tos baliono vietos, kur sienelė yra ploniausia. Panašiai ir galaktinėse tėkmėse - pro mažo tankio tarpus pabėga didžioji dalis energijos, o tankius regionus, tokius kaip dujų debesys, stumia tik tiesiogiai į juos atsimušantis vėjas. Taigi debesims perduodamas tik vėjo medžiagos judesio kiekis, ir jų tėkmė yra vadinama "judesio kiekio varoma" (angl. momentum-driven outflow). Šios tėkmės greitis yra keletą kartų, o kinetinė energija - apie 50-100 kartų mažesnė, nei energijos varomos tėkmės.

Judesio kiekio varoma tėkmė atlieka vieną labai svarbią funkciją - ji nulemia maksimalią centrinės juodosios skylės masę. Mat kol juodosios skylės masė yra mažesnė už tam tikrą kritinę vertę, judesio kiekio varoma tėkmė nepajėgia įveikti debesis traukiančios gravitacijos, ir pastarieji lieka galaktikoje bei gali toliau maitinti juodąją skylę. O kai juodosios skylės masė viršija kritinę ribą, jos vėjo judesio kiekis yra pakankamas, kad nustumtų debesis tolyn. Tada galaktikos centrinėje dalyje beveik nebelieka tankių dujų telkinių, kurie galėtų maitinti juodąją skylę, ir jos tolesnis augimas gerokai sulėtėja. Ši kritinė masė priklauso nuo galaktikos masės, mat pastaroji nulemia debesis veikiantį gravitacinį lauką, o masę galima susieti su tipiniais žvaigždžių judėjimo greičiais, mat jie nusistovi tokie, kad žvaigždžių kinetinė energija atsveria pusę gravitacinio ryšio energijos. Teoriškai apskaičiuota kritinė masės vertė gana gerai atitinka stebimą sąryšį tarp juodosios skylės masės ir žvaigždžių greičių sklaidos.

Juodosios skylės masės (vertikali ašis) ir žvaigždžių greičių dispersijos galaktikos sferoide sąryšis. (c) McConnell & Ma (2013), Astrophysical Journal

Energijos varoma tėkmė iš galaktikos stumia retas dujas. Įprastai stebimos aktyvių branduolių kuriamos galaktikų tėkmės medžiagą išstumia bent keletą kartų sparčiau, nei dujos virsta žvaigždėmis. Taigi didelio masto tėkmės iš galaktikų pašalina didelę dalį dujų, kurios ateityje galėtų formuoti žvaigždes, ir taip gali sulėtinti, o gal ir sustabdyti, žvaigždėdarą. Čia irgi svarbų vaidmenį vaidina juodosios skylės masė. Jei ji viršija kritinę, kartu su energijos varoma tėkme stumiami tankūs debesys sparčiai garuoja, supami karštų dujų, ir tėkmė iš galaktikos išneša daug dujų. Galaktikoje, kurios juodoji skylė yra mažesnės už kritinę masės, didelio masto tėkmė debesis pralenkia labai greitai ir juos paveikia mažiau. Taigi kai juodoji skylė užauga iki kritinės masės, jos tėkmė ne tik užfiksuoja jos pačios galutinę masę, bet ir sustabdo žvaigždžių populiacijos augimą. Tai gali paaiškinti, kodėl supermasyvių juodųjų skylių masės koreliuoja su galaktikų sferoidinių komponentų - centrinių telkinių arba visų elipsinių galaktikų - bendra žvaigždžių mase.

Čiurkšlės. Magnetinis laukas juodosios skylės akreciniame diske sukasi į spiralę ir traukia dujas paskui save. Kartais tas traukimas tiesiog padeda dujoms įkristi į juodąją skylę. O kartais - priešingai: magnetinio lauko linijos susisuka į kanalą, statmeną diskui, kuris išmeta dujas tolyn. Kiek paradoksalu, bet šis procesas efektyvus yra tada, kai dujų į juodąją skylę krenta nedaug; tada praretėjęs akrecinis diskas įkaista ir išsipučia ir jo medžiaga lengviau pasiduoda magnetinio lauko įtakai.

Skaitmeninio modelio vizualizacija - į juodąją skylę krentančių dujų (gelsvai žalsva spalva) dalis išmetama statmenai diskui čiurkšlėmis, suspaustomis magnetinio lauko linijomis (mėlyna spalva). (c) A. Tchekhovskoy, LBL

Čiurkšlė, kurią išstumia magnetinis laukas, yra siaura ir labai greita. Medžiagos greitis joje yra labai artimas šviesos greičiui - dažnai sudaro daugiau nei 99% pastarojo. Tad nors medžiagos išmetama yra palyginus nedaug - šimtus tūkstančių kartų mažiau, nei aktyvaus branduolio vėjo atveju, - čiurkšlė gali smarkiai paveikti pakeliui sutiktas dujas. Įvertinus tai, kad čiurkšlėms formuotis leidžianti lėtos akrecijos būsena yra daug dažnesnė ir ilgiau trunkanti, nei vėją sukeliantys sparčios akrecijos epizodai, jų poveikis turėtų būti labai reikšmingas.

Ir visgi čiurkšlės galaktikas paveikia mažiau, negu vėjai. Skirtumo priežastis - čiurkšlių geometrija. Kaip minėjau, jos yra labai siauros, tarsi virbalai, duriantys kiaurai galaktiką nuo centro į išorę. Ir panašiai, kaip virbalai pro siūlų kamuolį, taip ir čiurkšlės pro galaktikos tarpžvaigždinę medžiagą pralekia be didesnio pasipriešinimo. Čiurkšlės kelyje pasitaikanti medžiaga yra nustumiama, įkaitinama ir išblaškoma, tačiau pati čiurkšlė dažniausiai nesustoja iki išlėkdama iš galaktikos.

Galaktikos M87 čiurkšlė. Ji yra palyginus neilga, tik pusantro kiloparseko ilgio, tačiau labai aiškiai matoma šioje Hablo teleskopo nuotraukoje. (c) HST, NASA

Už galaktikos ribų čiurkšlė jau išplinta ir susiduria su tiek medžiagos, kad sulėtėtų ir praktiškai sustotų. Aukštas jos slėgis stumia dujas į visas puses ir suformuoja didžiulius burbulus. Pastarieji skleidžia daug radijo bangų, kai juose esančios energingos dalelės sąveikauja su magnetiniais laukais, todėl yra vadinami "radijo kiautais" (angl. radio lobes). Karštos burbulų dujos taip pat skleidžia ir rentgeno spindulius, o pro smūgines bangas juose lakstančios energijos dalelės iš tos pačios čiurkšlės - gama spinduliuotę.

Aktyvios galaktikos Gulbės A čiurkšlės ir jų kuriami radijo burbulai. Atstumas nuo galaktikos centro iki burbulų - beveik 100 kiloparsekų. (c) NRAO/AU

Energija, kurią čiurkšlės perduoda tarpgalaktinėms dujoms, atlieka labai svarbią funkciją. Nors tarpgalaktinės dujos yra gerokai retesnės ir karštesnės, nei galaktikose esančios, jos po truputį vėsta ir krenta į galaktikas. Galaktikų spiečiuose tarpgalaktinių dujų masė yra netgi didesnė, nei visų galaktikų įprastos (ne tamsiosios) medžiagos masė. Jei niekas tų dujų nešildytų, per milijardą-kitą metų jos sukristų į galaktikas ir ten užžiebtų didžiulius žvaigždėdaros žybsnius. Tačiau aktyvių branduolių čiurkšlės, nuolatos kaitindamos tarpgalaktines dujas, palaiko jas karštas ir neleidžia kristi į galaktiką. Tokiu būdu aktyvūs branduoliai irgi kontroliuoja žvaigždžių formavimosi spartą savo galaktikose.

Uodega vizgina šunį. Supermasyvios juodosios skylės, nepaisant jų pavadinimo, yra tik mažyčiai galaktikų komponentai. Jų gravitacija reikšmingą įtaką daro tik pačiame centre esančioms dujoms ir žvaigždėms. Vos už poros dešimčių parsekų - mažyčiu atstumu, lyginant kad ir su 8000 parsekų atstumu nuo Galaktikos centro iki Saulės - esanti medžiaga judėtų taip pat, nepriklausomai nuo to, ar juodoji skylė galaktikos centre egzistuoja.

Bet energetinis juodosios skylės, ryjančios medžiagą, poveikis gali radikaliai pakeisti galaktikos evoliuciją. Dujų įkaitinimas, jas stumiantys vėjai, iš galaktikos išsiveržiančios čiurkšlės - visa tai stabdo žvaigždžių formavimąsi, permaišo skirtingą cheminę sudėtį turinčias dujas ir keičia galaktikos išvaizdą. O kur dar priešingas efektas - žvaigždžių formavimosi paspartinimas, kurį aktyvus branduolys irgi gali sukelti. Apie jį papasakosiu kurį kitą mėnesį.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *