Aktyvių galaktikų tėkmės – ilgaamžiai pokyčių pėdsakai

Kone kiekvienos galaktikos centre egzistuoja supermasyvi juodoji skylė – bent šimtą tūkstančių kartų už Saulę masyvesnis kūnas. Kai centre susikaupia daug dujų, krisdamos į tamsųjį centrinį objektą jos įkaista ir ima spinduliuoti. Priklausomai nuo dujų kiekio ir juodosios skylės masės, spinduliuotė gali nustelbti visos galaktikos žvaigždžių šviesą. Tokios galaktikos išvaizda ir ypač spektras gerokai skiriasi nuo galaktikos, kurioje centrinė juodoji skylė badauja. Struktūra, susidedanti iš juodosios skylės ir į ją krentančių dujų srautų, vadinama aktyviu galaktikos branduoliu, o tokį darinį turinti galaktika – aktyvia.

Egzistuoja daugybė aktyvių galaktikų tipų, skirtumus tarp jų lemia medžiagos kritimo į juodąją skylę sparta, branduolio pasisukimo į mus kryptis, netgi tarp branduolio ir mūsų esančios tankios dujos. Šiek tiek apie aktyvumo pobūdžius ir priežastis esu rašęs prieš trejus metus. Būdami ryškūs spinduliuotės šaltiniai, branduoliai reikšmingai paveikia savo galaktikų evoliuciją – išstumia ir įkaitina dujas, taip per kelias dešimtis milijonų metų sustabdydami žvaigždėdarą. Apie šiuos reiškinius irgi rašiau prieš trejus metus. O šįkart papasakosiu apie vieną to poveikio aspektą, kuris įdomus ir pats iš savęs. Tai – dujų tėkmės, susiformuojančios dėl aktyvaus branduolio spinduliuotės. Jos ir stumia dujas tolyn nuo galaktikos centro, o jų savybės, tinkamai interpretavus, padeda išsiaiškinti, kaip keitėsi branduolio aktyvumas per milijonus metų.

Aktyvi Gulbės (Circinus) galaktika. Gelsvai ir žalsvai pažymėta jonizuoto deguonies spinduliuotė, daugiausiai kylanti aktyvaus branduolio tėkmėje. Hubble teleskopo nuotraukų montažas. Dauguma aktyvių branduolių tėkmių nėra išskiriamos erdviškai, arba išskiriamos tik keliais pikseliais, todėl gražių realių nuotraukų pamatyti nepavyks. Šaltinis: Judy Schmidt, Wikimedia Commons

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių rėmėjų Patreon platformoje – ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai vertingi ir norite jų matyti daugiau, paremkite mane ir jūs.

Aktyvių galaktikų tėkmės yra pagrindinė mano profesinių tyrimų sritis; kai kuriuos atradimus, kuriuos čia aprašysiu, pats ir padariau. Tad skaitydami tekstą susipažinsite ir su mano darbais ir jų svarba bendrame galaktikų evoliucijos supratimo kontekste.

Masyvios tėkmės aktyviose galaktikose aptiktos palyginus neseniai, prieš kiek daugiau nei dešimtmetį. Tiesa, čia svarbus yra būdvardis „masyvios“ – šios tėkmės dujas iš galaktikų išneša sparčiau, nei galaktikoje formuojasi žvaigždės. Daug seniau žinomos menkesnės, dažniausiai iš jonizuotų dujų sudarytos, tėkmės. Ir vienos, ir kitos aptinkamos dideliu atstumu nuo galaktikos centro – nutolusios kiloparseką ar daugiau. Kad suprastume, kiek yra kiloparsekas galaktikos mastu, galime atkreipti dėmesį, kad Saulė nuo Paukščių Tako centro nutolusi aštuonis kiloparsekus, o elipsiškas Paukščių Tako centrinis telkinys yra maždaug šešių kiloparsekų skersmens. Tuo tarpu aktyvus branduolys, įskaitant juodąją skylę, akrecinį diską ir jį dengiančią riestainio formos debesų sankaupą, vadinamą toru, dažnai yra ne didesnis, nei keletas parsekų. Kiloparseko atstumu nuo centro esančioms žvaigždėms centrinės juodosios skylės gravitacija nedaro pastebimos įtakos. Net ir tiesioginė aktyvaus branduolio spinduliuotė tokiu atstumu nepastumia dujų tolyn, nors gali jas jonizuoti. Taigi tėkmės egzistavimas yra vienas iš nedaugelio įrodymų, kad aktyvus branduolys turi poveikį galaktikai dideliu mastu.

Aktyvaus branduolio kuriamos tėkmės vystymosi modelis. Skaitmeninio modelio nuotraukose matomas vaizdas išilgai galaktikos disko, laikas skaičiuojamas nuo didesnio aktyvumo periodo (susidedančio iš trumpesnių aktyvumo epizodų; žr. žemiau) pradžios. Dėl netolygumų arti galaktikos centro burbulas daug labiau plinta vienoje pusėje, nei kitoje; diskas visiškai sustabdo burbulo plėtimąsi. Šaltinis: Gabor & Bournaud (2014), MNRAS
To paties modelio vizualizacija video pavidalu.

Mažesniu mastu – aplink akrecinį diską – irgi randami dujų srautai, tolstantys nuo branduolio. Jie įprastai vadinami akrecinio disko vėjais, o jų greitis matuojamas dešimtimis tūkstančių kilometrų per sekundę. Kitaip tariant, jie juda apie dešimtadaliu šviesos greičio, kartais net ir daugiau. Manoma, kad vėją sukuria ultravioletinė akrecinio disko spinduliuotė, efektyviai nustumianti dalį paviršinių disko dujų. Vėjo išnešama masė gali būti panaši į masę, kuri iš disko krenta į juodąją skylę, o kinetinė galia (kitaip tariant, kinetinės energijos pernašos sparta) – keli procentai aktyvaus branduolio šviesio. Susumavę, kiek energijos vėjas galėtų perduoti galaktikos dujoms randame, kad šis kiekis yra panašus į dujų gravitacinio ryšio energiją, laikančią jas galaktikoje. Taigi nenuostabu, kad vėjas gali sukelti stebimas tėkmes ir taip išstumti dujas iš galaktikos, reikšmingai paveikdamas jų raidą.

Dailininko vizualizacija, kaip galėtų atrodyti mažo masto vėjas, plintantis nuo akrecinio disko aplink supermasyvią juodąją skylę. Šaltinis: Europos kosmoso agentūra

Idėja, kad mažo masto vėjas gali sukurti didelio masto tėkmes, iškelta pačioje šio amžiaus pradžioje. Tuo metu visai neseniai buvo atrastas gana tvirtas sąryšis tarp supermasyvios juodosios skylės masės ir tipinių žvaigždžių greičių galaktikos centriniame telkinyje. Vėjo kuriamos tėkmės paaiškina, kodėl toks sąryšis gali egzistuoti: žvaigždžių greičiai priklauso nuo galaktikos gravitacinio potencialo. Nuo jo taip pat priklauso, kaip sunku tėkmėms pabėgti iš galaktikos. Jei juodoji skylė yra pakankamai masyvi, ji gali sukurti pakankamai stiprų vėją, kad išstumtų dujas labai toli ir sustabdytų tolesnį pačios juodosios skylės augimą. Taip užfiksuojama juodosios skylės masė, proporcinga tipiniam žvaigždžių greičiui, pakeltam ketvirtuoju laipsniu – labai panašus sąryšis į stebėjimais nustatytą priklausomybę.

Visgi vien tokio teorinio paaiškinimo neužtenka, kad būtų tvirtai įsitikinta tėkmių ir aktyvaus branduolio ryšiu. Čia į pagalbą ateina detalesnis didelio masto tėkmių tyrimas ir teorinės prognozės apie jų savybes. 2012 metais būtent tokias teorines prognozes pateikėme: apskaičiavome, kad tėkmės kinetinė galia turėtų būti maždaug lygi ją varančio vėjo kinetinei galiai, taigi proporcinga aktyvaus branduolio šviesiui. Taip pat šviesiui proporcinga turėtų būti ir tėkmės judesio kiekio pernašos sparta – tik ji maždaug dvidešimt kartų didesnė, nei vėjo, nes tėkmę sudaro žymiai didesnė dujų masė, nei vėją. Šios prognozės, įskaitant apskaičiuotą tikėtiną tėkmių greitį bei masės pernašos spartą, puikiai atitiko tuo metu žinomų masyvių tėkmių savybes. Po keleto metų, gausėjant duomenų kiekiui, astronomai pastebėjo, kad tėkmių savybės tikrai koreliuoja su aktyvaus branduolio šviesiu maždaug taip, kaip mes prognozavome. Tuo tarpu tėkmės, randamos neaktyviose, bet žvaigždes sparčiai formuojančiose galaktikose, yra pastebimai kitokios, taigi teorinis modelis leidžia netgi atskirti aktyvaus branduolio ir supernovų sprogimų kuriamas tėkmes.

Aktyvių galaktikų tėkmių savybių priklausomybė nuo aktyvaus branduolio šviesio. Taškų spalva žymi aktyvaus branduolio indėlį į visą galaktikos šviesį. Kairiajame grafike pavaizduota tėkmės kinetinė galia, dešiniajame – judesio kiekio pernašos sparta. Teorinio modelio prognozės – atitinkamai 5% AGN šviesio ir 20 kartų daugiau, nei AGN spinduliuotės lauko jėga – pažymėtos pilkomis linijomis. Šaltinis: Cicone et al. (2014), Astronomy & Astrophysics

Atrodo, klausimas išspręstas ir uždarytas? Toli gražu. Mat surinkus dar daugiau duomenų, atrasta tėkmių aktyviose galaktikose, kurios yra gerokai silpnesnės, nei prognozuojama. Keliose galaktikose rasti ir priešingi atvejai – labai silpnas, vos įžiūrimas aktyvus branduolys ir labai galinga tėkmė, kurios galia gerokai viršija aktyvaus branduolio šviesį. Kaip paaiškinti tokius objektus? Kai kurie mokslininkai iškėlė mintį, kad galbūt ne visose galaktikose aktyvus branduolys tėkmę sukuria vienodai.

Visgi atsakymas yra kitoks, galima sakyti, daug paprastesnis. Tiesiog reikia atsižvelgti į tai, kad aktyvaus branduolio šviesis nėra visą laiką vienodas. Net sekundžių ar minučių laiko skalėmis šviesis šiek tiek keičiasi, o kuo ilgesnį periodą stebime, tuo pokyčiai būna didesni. Bet į juos galime atsižvelgti ir suvidurkinti šviesio vertę, pavyzdžiui, per metų ar net ilgesnį laikotarpį, ir tai problemos tikrai neišsprendžia. Reikia įvertinti, kaip gali keistis šviesis dešimčių tūkstančių metų laikotarpiu.

Aktyvus branduolys egzistuoja tol, kol yra dujų, maitinančių juodąją skylę. Dujos susisuka į akrecinį diską, kurio masę riboja pačių dujų gravitacija – tapęs pernelyg masyvus, diskas ima fragmentuoti, formuoti žvaigždes ir juodosios skylės maitinimas sulėtėja. Maksimali stabili disko masė yra kelios tūkstantosios dalys juodosios skylės masės. Juodoji skylė tokią masę suryti gali per 10-100 tūkstančių metų. Tad jei disko nepapildo jokia išorinė medžiaga, per tokį laikotarpį jis sunyksta ir galaktikos aktyvumo epizodas baigiasi. Išorinė medžiaga nelabai gali papildyti diską, nes aktyvaus branduolio vėjai ir tėkmės tokius debesis išblaško bei nustumia tolyn. Vieno aktyvumo epizodo trukmė yra daug mažesnė, nei visas laikas, kiek juodoji skylė auga galaktikoje. Tokią išvadą patvirtina ir apžvalginiai galaktikų stebėjimai: juose randama daug aktyvių galaktikų, kuriose branduolys įsijungęs taip neseniai, jog dar nespėjo jonizuoti aplinkinių dujų, ir daug nebeaktyvių galaktikų, kuriose jonizuotų dujų dar yra. Statistinė analizė rodo, kad tokį pasiskirstymą galima paaiškinti, jei aktyvūs branduoliai įsijungia ir išsijungia kas 100 tūkstančių metų.

Aktyvių branduolių šviesio kintamumo amplitudės skirtingais laiko intervalais. Horizontalioje ašyje – nagrinėjamas laiko tarpas, vertikalioje – charakteringi pokyčių dydžiai. Dešinėje pusėje pokyčiai nurodyti santykiais logaritminėje skalėje, 2 atitinka 100 kartų pokyčius. Būtent tokie pokyčiai matomi 100 tūkstančių metų intervalais, sprendžiant pagal debesų („Voorwerpjes“) jonizaciją. Taškai žymi stebėjimų duomenys, linijos – įvairius teorinius modelius. Šaltinis: Sartori et al. (2018), MNRAS

100 tūkstančių metų atrodo labai ilgas laiko tarpas. Ir jis tikrai ilgas, lyginant su mūsų kasdienybe. Tačiau aktyvaus branduolio kuriamai tėkmei toks laikotarpis yra trumpas kaip akimirka, ir ji niekaip negali spėti sureaguoti į branduolio šviesio pokyčius. Vien vėjas, pernešantis informaciją apie pokyčius centre, iki kiloparseko atstumu esančios tėkmės keliauja apie 30 tūkstančių metų (1 kiloparsekas yra maždaug 3000 šviesmečių, o vėjai tipiškai juda dešimtadaliu šviesos greičio). Pati tėkmė į varančiosios jėgos pokyčius reaguoja tik per savo dinaminį laiką, kuris gaunamas spindulį padalinus iš greičio: 1 kiloparsekas, padalintas iš 1000 kilometrų per sekundę, yra beveik tiksliai milijonas metų (beje, tai yra patogus būdas susieti astronominius mastelius su įprastiniais greičio vienetais: 1 km/s yra beveik tiek pat, kiek 1 parsekas per milijoną metų).

Kitaip tariant, tėkmės savybės reikšmingai pasikeisti gali tik dešimt kartų lėčiau, nei aktyvaus branduolio. Laikui bėgant, jei aktyvus branduolys įsijunginėja dažniau nei kas milijoną metų (apie tokios prielaidos tikėtinumą – kiek vėliau), tėkmės kinetinė galia praktiškai nebesikeičia, nes atskirų aktyvumo epizodų poveikis išsitempia ir išsividurkina.

Stebėdami aktyvią galaktiką mes dažniausiai nežinome, ar jos branduolys yra epizodo pradžioje, ar pabaigoje. Visgi kartais tą galime bent apytikriai nustatyti: jei šviesis artimas Edingtono ribai, greičiausiai stebime aktyvumo epizodo pradžią, o jei šviesis gerokai mažesnis – pabaigą. Edingtono riba, proporcinga juodosios skylės masei, nurodo maksimalų šviesį, kiek gali spinduliuoti aktyvus branduolys. Jei jis spinduliuotų ryškiau, fotonų slėgis nustumtų aplinkines dujas ir sulėtintų akreciją, taip sumažindamas šviesį. Taigi logiška manyti, kad aktyvumo epizodo pradžioje branduolio šviesis gali būti artimas Edingtono ribai ar ją pasiekti, o vėliau, diskui nykstant, mažėja. Deja, juodosios skylės masę išmatuoti ne taip paprasta, taigi ir šviesį palyginti su Edingtono riba galime toli gražu ne visada.

Kas atsitinka su sąryšiais tarp tėkmės savybių ir aktyvaus branduolio šviesio, kintant pastarajam? Jei tėkmės savybės praktiškai nekinta, galime tikėtis, kad mažesnio šviesio (lyginant su Edingtono riba) aktyvių branduolių tėkmės atrodys pernelyg galingos, o didelio šviesio – pernelyg silpnos, lyginant su teorine prognoze. Bet toks įspūdis susidaro ne dėl fizikinių tėkmės varymo skirtumų, o paprasčiausiai dėl skirtingų evoliucinių stadijų, kuriomis stebime aktyvius branduolius. Šiuos stebimus skirtumus galime netgi išnaudoti, kad nustatytume, kaip sparčiai ar lėtai gali blėsti aktyvūs branduoliai. Jei jie blėstų labai sparčiai, turėtume matyti daug galaktikų, kuriose yra galingos, dar nenurimusios, tėkmės, nors paties branduolio jau nematyti. Ir priešingai, jei branduoliai blėsta lėtai, tėkmių savybės niekada labai nenutolsta nuo idealizuotų teorinių prognozių. Prieš pustrečių metų šias galimybės išnagrinėjau truputį detaliau ir nustačiau, kad bene geriausiai stebimą tėkmių savybių sklaidą paaiškina aktyvaus branduolio evoliucijos modelis, paremtas fizikiniu supratimu apie akrecinį diską ir jo evoliuciją. Kitaip tariant, tokiu būdu pavyko nepriklausomai patvirtinti, kad aktyvūs branduoliai vystosi taip, kaip prognozuoja akrecinio disko modelis.

Kai aktyvus branduolys vėl įsijungia, jo šviesis užkyla iki didesnio, nei ilgalaikis vidurkis, tad tėkmė kurį laiką gali atrodyti pernelyg silpna. Greičiausiai tokia situacija yra kvazare PDS 456, kurio šviesis yra artimas Edingtono ribai, o tėkmė, palyginus, ypatingai silpna. Sprendžiant iš tėkmės galios, galima netgi daryti išvadą, kad šis kvazaras per pastaruosius keletą milijonų metų buvo įsijungęs nedažnai, mažiau nei dešimtadalį laiko. Daugelio kitų galaktikų, kuriose tokį įvertinimą padaryti įmanoma, branduoliai greičiausiai pastaruoju metu aktyvūs buvo dažniau – iki keliasdešimt procentų. Tokius vertinimus su kolega padarėme šiemet; kol kas straipsnio nuoroda pasidalinti negaliu, nes jis laukia recenzentų komentarų.

Ar daug yra tie keliasdešimt procentų? Iš vienos pusės – taip: matuojant per visą Visatos amžių, kiekviena juodoji skylė yra aktyvi tik kelis procentus laiko. Iš kitos pusės, aktyvumas nėra pasiskirstęs tolygiai. Dujos į juodųjų skylių aplinką patenka ne mažais akrecinio disko masės kąsneliais, o žymiai didesniais srautais. Nors aktyvumas pristabdo tų srautų kritimą į akrecinį diską, jis jų visiškai nesunaikina, taigi naujas aktyvumo epizodas gali prasidėti palyginus greitai po ankstesniojo. Vadinasi aktyvumo epizodai greičiausiai grupuojasi į dešimčių milijonų metų trukmės didesnio aktyvumo periodus. Tėkmė formuojasi ir plinta kelis milijonus metų, tad jos savybės mums gali šį tą pasakyti apie galaktikos aktyvumą per tokį laikotarpį. Ir tai yra vienas įdomiausių atradimų, susijusių su tėkmėmis ir jų tyrimais: tėkmės leidžia pažvelgti į galaktikos praeitį, kurios jokiais kitais būdais pamatyti negalėtume.

Supermasyvių juodųjų skylių akrecijos sparta (mėlynos linijos) ir žvaigždėdaros sparta (raudonos linijos) kelių galaktikų evoliucijos skaitmeniniuose modeliuose. Ir vienas, ir kitas parametras kinta labai dideliame intervale, tačiau visada grupuojasi į didesnio aktyvumo intervalus, susidedančius iš keleto pikų. Šiuose modeliuose neišskiriami šimto tūkstančių metų laiko intervalai, tačiau jais pokyčiai turėtų būti panašūs. Šaltinis: Shin et al. (2013), Astrophysical Journal

Tiesa, sklaidai tarp tėkmės savybių ir aktyvaus branduolio šviesio galimas ir kitoks paaiškinimas. Tėkmės plitimas priklauso ir nuo galaktikos savybių – dujų tankio joje, gravitacinio potencialo formos, disko ir kitokių struktūrų egzistavimo, netgi žvaigždėdaros ir supernovų sprogimų dažnumo. Kiekviena galaktika yra skirtinga, todėl net ir du identiški aktyvūs branduoliai skirtingose galaktikose išpūstų nevienodas tėkmes. Šį aspektą nagrinėjant kol kas žengiami tik pirmieji žingsniai, bet juos padarius, bendras vaizdas apie galaktikų aktyvumo istoriją gali tapti daug aiškesnis, nei iki šiol.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.