Aktyvios galaktikos ir žvaigždėdara – draugai ar priešai?

Galaktikos centre tūnantis monstras nubunda. Dujos, milžiniškais kiekiais krentančios į juodąją skylę, praranda ir išspinduliuoja tiek energijos, kad nustelbia visų galaktikos žvaigždžių šviesą. Dalis medžiagos, stumiama šios milžiniškos spinduliuotės ir įkaitusių dujų slėgio, išsiveržia lauk kaip vėjas, pučiantis nuo juodosios skylės. Vėjo energija sudaro tik nedidelę dalį visos išlaisvintos dujų energijos, bet ir to pakanka, kad vėjas nupūstų kone visas galaktikos dujas, kurias tik sutinka. Patys tankiausi debesys ir galaktikos disko dujos išvengia šio likimo, bet retesnė medžiaga išlekia lauk. Taip juodoji skylė, tapusi aktyviu branduoliu, nužudo savo galaktiką: nelikus dujų, sustoja ir naujų žvaigždžių formavimasis, tad galaktikos toliau laukia tik lėtas senėjimas ir blausimas.

Aukščiau aprašytas scenarijus yra labai įprastas paaiškinimas, kaip aktyvūs branduoliai paveikia galaktikų evoliuciją. Apie jį esu rašęs ir šio blogo įrašuose, kalbėjęs ne vienoje populiarioje paskaitoje. Scenarijų patvirtina ir įvairių skaitmeninių modelių rezultatai. Ir visgi tai – toli gražu ne visa istorija. Aptikti tiesioginių įrodymų, kad aktyvūs branduoliai stabdo žvaigždėdarą, labai sudėtinga, o globaliais galaktiniais masteliais, regis, išvis neįmanoma. Skaitmeninių modelių teikiamas patvirtinimas, pasirodo, irgi ne toks tvirtas, kaip manyta seniau. Neretai randama įrodymų, kurie aktyvų branduolį sieja su paspartėjusia, o ne sulėtėjusia žvaigždėdara. Vis daugiau astronomų – ir nagrinėjančių stebėjimų duomenis, ir užsiimančių skaitmeniniu modeliavimu – teigia, kad tikrasis vaizdas daug sudėtingesnis. Taigi, kaip yra iš tiesų?

Kentauro A – artimiausia mums aktyvi galaktika. Jos aktyvumas labiausiai pasireiškia radijo ir rentgeno bangų ruože: kaip čiurkšlės ir karštų dujų burbulai. Ar tai reiškia, kad žvaigždės ten formuojasi lėčiau, negu jei tų čiurkšlių nebūtų? Galbūt, o gal ir ne. Šaltinis: Rentgenas: NASA/CXC/SAO; regimieji spinduliai: Rolf Olsen; infraraudonieji spinduliai: NASA/JPL-Caltech; radijo bangos: NRAO/AUI/NSF/Univ.Hertfordshire/M.Hardcastle

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių rėmėjų Patreon platformoje – ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti kasmėnėsinės paramos, prisijungti prie jų galite ir jūs.

Bendrai paėmus aktyvaus branduolio poveikis galaktikos dujoms vadinamas grįžtamuoju ryšiu. Kodėl taip? Mat poveikį kuria tos pačios dujos, krentančios į juodąją skylę, tad poveikis, kad ir koks jis būtų, turi įtakos ir dujų judėjimui bei tolesniam galaktikos aktyvumui. Taigi ryšys yra grįžtamasis sistemų kontrolės supratimu – tam tikras reiškinys valdo save, kad ir per tarpinius žingsnius. Poveikis žvaigždėdarai – ne toks tiesioginis grįžtamojo ryšio pasireiškimas, kaip poveikis dujų kritimui į juodąją skylę, bet terminas naudojamas toks pat. Grįžtamasis ryšys skirstomas į įvairius tipus. Pavyzdžiui, pagal energiją generuojantį mechanizmą gali būti „kvazarinis“ (arba „spindulinis“) ir „radijo“ (arba „mechaninis“) grįžtamasis ryšys: pirmąjį sudaro straipsnio pradžioje minėti vėjai, antrąjį – čiurkšlės, kurias įgreitina dujų magnetinis laukas. Pagal įtaką aplinkai grįžtamasis ryšys skirstomas į „neigiamą“ – slopinantį – ir „teigiamą“ – spartinantį. Neigiamas aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys žinomas seniau ir laikomas pagrindiniu, tačiau pastaruoju metu mokslo bendruomenės požiūris po truputį keičiasi, ir teigiamas grįžtamasis ryšys įgauna didesnę reikšmę. Būtent apie juos čia ir papasakosiu.

Neigiamas grįžtamasis ryšys. Šio amžiaus pradžioje kompiuteriai tapo pakankamai galingi, kad astronomai galėjo pradėti nagrinėti Visatos struktūros evoliuciją didžiausiais masteliais. Pirmieji tokie modeliai įtraukė tik tamsiąją materiją, tad galėjo šį tą pasakyti tik apie galaktikų ir spiečių halus. Pačių galaktikų evoliuciją haluose reikėjo sekti smulkesniais modeliais, kurie arba apėmė tik vieną ar kelias galaktikas, arba vertino jų evoliuciją gerokai supaprastintai. Visgi progresas buvo reikšmingas, o modeliai davė rezultatus, kuriuos buvo galima palyginti su tuo pat metu vykdytų didelių apžvalginių stebėjimų programų rezultatais. Vienas iš svarbių statistinių rezultatų vadinamas galaktikų masės funkcija: tai matematinis sąryšis, nurodantis, kiek Visatoje yra skirtingo dydžio galaktikų. Mažesnių galaktikų, žinoma, yra daugiau, didesnių – mažiau, bet modeliais norėtųsi atkurti tikslų ryšį.

O to padaryti nesisekė. Modeliai atkakliai rodė, kad masyvių galaktikų – masyvesnių už Paukščių Taką, tai yra apie šimto milijardų Saulės masių, skaičiuojant tik žvaigždes, bet ne tamsiąją materiją, – masių funkcija turėtų atkartoti jų tamsiosios materijos halų masių funkciją. Kitaip tariant, masyviuose haluose esančios galaktikos sudaro 10-20 procentų halo masės. Tuo tarpu stebėjimai rodė ką kita – galaktikų masių funkcija masyvių galaktikų dalyje labai sparčiai mažėja. Kitaip tariant, kuo masyvesnis galaktikos halas, tuo mažesnę jo dalį sudaro žvaigždės. Kaip paaiškinti šį skirtumą?

Galaktikų žvaigždžių masių funkcija (mėlyni kvadratai ir violetinės žvaigždės) bei tamsiosios materijos halų masių funkcija (ištisinė linija). Punktyrinė linija rodo halo masių funkciją, padaugintą iš įprastos ir tamsiosios materijos santykio. Jei visa įprasta materija haluose virstų žvaigždėmis, galaktikų masių funkcija atitiktų šią punktyrinę liniją. Akivaizdu, kad taip nėra, taigi egzistuoja procesai, stabdantys žvaigždėdarą. Didelės masės galaktikose pagrindinis toks procesas yra aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys. Šaltinis: Bullock & Boylan-Kolchin (2017)

Atsakymą pasufleravo kita masių funkcijos pusė – mažosios galaktikos. Kuo galaktikos halas mažesnis, tuo mažesnę jo dalį sudaro žvaigždės. Taip yra dėl žvaigždžių vėjų ir supernovų – tai irgi grįžtamasis ryšys, kuriuo žvaigždės paveikia dujas, iš kurių pačios formavosi. Šis reiškinys žinomas seniai, jo pasireiškimai stebimi įvairiais masteliais mūsų ir aplinkinėse galaktikose. Tad kuriant galaktikų evoliucijos modelius, niekam nekilo abejonės, jog reikia įtraukti ir žvaigždinį grįžtamąjį ryšį. Kelios astronomų grupės pabandė į modelius įtraukti šį tą panašaus – aktyvių branduolių grįžtamąjį ryšį. Greitai paaiškėjo, kad tai ir yra trūkstamas ingredientas – jei vos keli procentai aktyvaus branduolio spinduliuojamos energijos perduodami galaktikos dujoms, modelių rezultatai ima labai gerai atitikti stebėjimus. Masyviausiose galaktikose aktyvūs branduoliai šviečia ryškiausiai, tad ir energijos dujoms suteikia daugiausiai. Dujos išstumiamos iš galaktikos ar bent įkaitinamos tiek, kad nustoja formuoti žvaigždes, tad ir gauname situaciją, kai didėjant halo masei, galaktikos žvaigždžių masė auga ne taip sparčiai. Kartu išsprendžiamas dar vienas ankstesnių modelių neatitikimas realiems stebėjimams: galaktikų spalva. Aplinkinėje Visatoje masyviausios galaktikos yra raudonos – tai reiškia, kad jų žvaigždės vidutiniškai gana senos ir sparti žvaigždėdara baigėsi prieš milijardus metų. Neįtraukus aktyvių galaktikų grįžtamojo ryšio, skaitmeniniai modeliai davė gerokai per daug mėlynų masyvių galaktikų ir per mažai raudonų.

Du aktyvių branduolių grįžtamojo ryšio tipai – „kvazarinis“ ir „radijo“ – ir jų neigiamas poveikis žvaigždėdarai. Kvazarinis grįžtamasis ryšys išstumia dujas, radijo – įkaitina jas. Šaltinis: Fabian et al. (2012)

Aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys modelių rezultatus patobulino ir dar keliais aspektais. Pavyzdžiui, galaktikų grupėse ir spiečiuose yra daug karštų tarpgalaktinių dujų. Po truputį vėsdamos, jos krenta į galaktikas ir gali ten sukelti žvaigždėdaros žybsnius. Išmatavę dujų tankį ir temperatūrą, galime apskaičiuoti, per kiek laiko jos turėtų sukristi į galaktikas. Gaunamos laiko skalės daugeliu atvejų neviršija poros milijardų metų, dažnai ir milijardo – kitaip tariant, yra gerokai trumpesnės, nei Visatos amžius. Kodėl tos dujos ten dar egzistuoja, jei spiečius susiformavo prieš 13 milijardų metų? Atsakymas – aktyvūs branduoliai, kurių čiurkšlės reguliariai įkaitina dujas ir neleidžia joms vėsti per sparčiai. Tarpgalaktinių dujų cheminė sudėtis irgi rodo, kad jos negalėjo nesikeisti nuo spiečiaus susiformavimo: tarpgalaktinėje erdvėje žvaigždės nesiformuoja, todėl dujos nėra praturtinamos sunkesniais už helį elementais. Bet tų elementų ten yra, ir gana nemažai – maždaug pusė tiek, kiek Saulėje. Medžiagos tėkmės, išpučiamos aktyvių branduolių, paaiškina ir šią tarpgalaktinės medžiagos savybę.

Jei aktyvūs branduoliai pašalina dujas, šį procesą turėtume matyti. Apie tai, kad nuo galaktikų centrų pučia įvairaus pobūdžio vėjai, žinoma jau gerus keturis dešimtmečius, bet šie reiškiniai nebuvo vertinami kaip svarbūs visos galaktikos evoliucijai. Amžiaus pradžioje aptikti labai greiti ir energingi vėjai, matomi rentgeno spindulių ruože. Vėliau paaiškėjo, kad tokie vėjai matomi didelėje dalyje aplinkinių aktyvių galaktikų, o greičiausiai egzistuoja kone visuose. Vėjo energija siekė nuo kelių iki keliasdešimt procentų aktyvaus branduolio spinduliuojamos energijos – būtent tiek, kiek modeliai rodė reikalinga perduoti dujoms, norint paaiškinti stebimas galaktikų populiacijos savybes. Apie 2009 metus atrastos ir didelio masto masyvios dujų tėkmės aktyviose galaktikose – dujas iš galaktikų jos išneša daug sparčiau, nei formuojasi žvaigždės. Tokios tėkmės, kurių šiuo metu žinoma arti šimto, yra puikus įrodymas, jog aktyvios galaktikos tikrai gali stabdyti žvaigždėdarą.

Bet kiti detalūs stebėjimai, atrodo, duoda priešingą rezultatą. Ryškiausi aktyvūs branduoliai randami tose galaktikose, kur ir žvaigždės formuojasi sparčiausiai. Tėkmių egzistavimas, atrodo, tiesiogiai nesisieja su žvaigždėdaros sulėtėjimu. Akivaizdu, kad situacija nėra tokia paprasta ir aiški, kaip atrodė prieš dešimtmetį. Kalbant apie aktyvių branduolių poveikį galaktikoms, reikia atsižvelgti ir į teigiamą grįžtamąjį ryšį.

Teigiamas grįžtamasis ryšys. Ar gali būti, kad aktyvus branduolys ne susilpnina, o kaip tik – sustiprina žvaigždžių formavimąsi galaktikoje? Pasirodo, gali. Idėjos ištakų vėlgi verta ieškoti žvaigždžių grįžtamojo ryšio studijose. Žvaigždžių formavimasis prasideda nuo dujų debesies fragmentacijos, tačiau tam dažnai reikia kokio nors sukrėtimo. Viena galimybė – supernovos sprogimo banga. Prieš beveik pusšimtį metų iškelta hipotezė, kad toks įvykis atsakingas ir už Saulės formavimąsi. Šio amžiaus pradžioje skaitmeniniais modeliais parodyta, kad supernovų sprogimai tikrai gali palaikyti žvaigždėdarą galaktikose.

Supernovos liekana SNR 0509-67.5 Didžiajame Magelano debesyje. Liekanos kraštas yra stipri smūginė banga, suspaudžianti ir įkaitinanti dujas. Raudona spalva pažymėti regimųjų spindulių duomenys, žalsva – rentgeno spinduliuotė iš karštų dujų liekanos viduje. Šaltinis: NASA, ESA, CXC, SAO, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA), J. Hughes (Rutgers University)

Aktyvaus branduolio čiurkšlė ar vėjas irgi sukuria smūginę bangą, plintančią galaktikoje. Atrodo logiška, kad sklisdama pro dujų debesis, ji gali juos supurtyti, suspausti ir paskatinti žvaigždžių formavimąsi. Tokia idėja pirmą kartą nagrinėta 2005 metais – panašiu metu, kaip ir pirmieji bandymai įtraukti neigiamą grįžtamąjį ryšį į aktyvių galaktikų skaitmeninius modelius. Vėliau idėja išplėtota: galimas ir debesų supurtymas, ir naujų debesų formavimasis, ir žvaigždėdaros žybsnis galaktikos diske, kurį abipus jo plintanti tėkmė tiesiog suspaudžia.

Galaktikos NGC 5728 jonizuoto vandenilio spinduliuotės intensyvumo erdvėlapis. Jonizuoto vandenilio spinduliuotė sklinda iš žvaigždėdaros regionų. Ši galaktika turi žvaigždėdaros žiedą maždaug kiloparseko atstumu nuo centro (tamsiai pilka brūkšninė linija) ir dviejų kūgių formos tėkmę (balti punktyrai). Dešinėje pusėje kūgis kertasi su žiedu (stačiakampis A), ten žvaigždėdaros efektyvumas yra maždaug 3-5 kartus didesnis, nei kitose žiedo vietose – įrodymas, kad galaktinė tėkmė gali paspartinti žvaigždėdarą, suspausdama dujas. Šaltinis: Shin et al. (2019)

2017 metais pirmą kartą aptiktos jaunos žvaigždės, besiformuojančios aktyvaus branduolio sukurtoje tėkmėje, taigi ir teigiamo grįžtamojo ryšio egzistavimas patvirtintas realių galaktikų stebėjimais. Bet kaip šį reiškinį suderinti su neigiamu grįžtamuoju ryšiu, kuris būtinas norint paaiškinti galaktikų masių pasiskirstymą ir kitas aukščiau aptartas savybes? Atsakymas, kaip ir daug kur astrofizikoje, slypi skirtingose laiko skalėse.

Laiko skalės. Štai jums labai paprastas uždavinys. Tipinis galaktikos spindulys yra kelios dešimtys kiloparsekų. Aktyvių branduolių kuriamos tėkmės juda maždaug tūkstančio kilometrų per sekundę greičiu; taip išeina, kad 1 km/s greitis beveik tiksliai lygus vienam parsekui per milijoną metų. Kiek laiko užtruks tėkmei pabėgti iš galaktikos?

Atsakymas – dešimtis milijonų metų. Labai daug, lyginant su mums įprastais laiko intervalais, ir tikrai šio proceso negalime stebėti nuo pradžių iki pabaigos. Iš kitos pusės, dešimt milijonų metų yra labai nedaug, lyginant su žvaigždžių gyvenimo trukme ar, tuo labiau, visos galaktikos amžiumi. Taigi procesai, kuriuos matome tiesiogiai stebėdami galaktikas, nebūtinai atspindi procesus, vykstančius per milijonus metų trunkantį tėkmės ar čiurkšlės plitimą, o šie gali skirtis nuo procesų, valdančių galaktikos evoliuciją per milijardus metų.

Žvaigždėdaros stabdymas, matomas skaitmeniniuose modeliuose, pasireiškia ne greičiau, nei per milijonus metų, kuriuos tėkmė užtrunka išnešti dujas iš galaktikos. Jei įvertinsime tai, kad galaktikos disko dujos pernelyg tankios, kad tėkmė jas išneštų, taip pat kad galaktikoje yra tankių debesų, kuriuose žvaigždėdara kaip tik paspartinama, rimtai pastebimo efekto teks palaukti dar dešimtis milijonų metų ilgiau – kol numirs masyviausios iš jaunų žvaigždžių, susiformavusių aktyvaus branduolio sukeltame žvaigždėdaros žybsnyje. Stebėdami konkrečią galaktiką, negalime pasakyti, kiek įtakos jos žvaigždžių formavimosi istorijai turėjo aktyvus branduolys, tačiau keli statistiniai argumentai rodo, jog įtaka greičiausiai buvo, ir ji buvo neigiama. Visų pirma, aktyvūs branduoliai dažniau randami tose galaktikose, kurios „migruoja“ iš mėlynos žvaigždes formuojančios populiacijos į raudoną nebeformuojančią. Būtent tokį rezultatą prognozuoja skaitmeniniai modeliai, įtraukiantys aktyvių branduolių grįžtamąjį ryšį. Kitaip apvertę šį sąryšį, randame, kad tarp aktyvių galaktikų dauguma žvaigždes formuoja lėčiau, nei „vidutinės“ tokios pat masės galaktikos. Taigi ilgalaikis, arba integruotas, aktyvių branduolių poveikis, kiek jį įmanoma atskirti, slopina žvaigždžių formavimąsi.

Dar vienas būdas geriau suprasti šią sąveiką – erdviškai išskirti stebėjimai. Nei čiurkšlės, nei tėkmės neapima visos galaktikos vienu metu. Dažniausiai tai yra kūginiai dariniai. Naujausi stebėjimai leidžia tirti dujų savybes tėkmėje, jos pakraščiuose ir likusioje galaktikoje, o ne visos galaktikos savybes vienu metu. Ir tada dažniausiai randamas aiškus dvilypis efektas: tėkmės viduje dujos yra įkaitusios ir žvaigždžių neformuoja, o pakraščiuose – formuoja sparčiau, nei likusioje galaktikoje. Tad visai nekeista, kad apibendrinti galaktikos stebėjimų duomenys nerodo jokio aiškaus aktyvaus branduolio poveikio žvaigždėdarai: paprasčiausiai teigiamas ir neigiamas poveikis susividurkina.

Žvaigždėdara galaktikos HB8903 centre. Spalvos rodo jonizuoto vandenilio spinduliuotės intensyvumą – tai žymi žvaigždėdaros regionus. Balti kontūrai rodo jonizuoto deguonies spinduliuotę – ji žymi aktyvaus branduolio tėkmę. Tėkmė pagrinde plinta į kairę ir šiek tiek žemyn – ta kryptimi žvaigždėdara silpniausia, o priešinga, kur tėkmė greičiausiai sustabdoma atsitrenkusi į tankias dujas – stipriausia. Šaltinis: Carniani et al. (2016)

Tobulėjantys skaitmeniniai modeliai taip pat vis geriau dera su naujausiais stebėjimų rezultatais. Nagrinėdami pavienes galaktikas dideliame skaitmeniniame modelyje, tyrėjai ne per seniausiai parodė, kad jokio staigaus žvaigždėdaros stabdymo aktyviose galaktikose nematyti. Tačiau per ilgą laiką modelyje su aktyvių branduolių grįžtamuoju ryšiu žvaigždėdara sulėtėja, lyginant su modeliu, kuriame grįžtamasis ryšys neįskaičiuotas. Taip pat aktyvių branduolių tėkmės akivaizdžiai pakeičia vietas, kuriose formuojasi žvaigždės, bet pasakyti, ar bendras efektas per kelis milijonus metų yra labiau teigiamas, ar labiau neigiamas, vienareikšmiškai neįmanoma.

Ilgalaikis aktyvaus branduolio poveikis žvaigždėdarai. Viršuje – specifinės žvaigždėdaros spartos (žvaigždėdaros, tenkančios vienam žvaigždžių masės vienetui) priklausomybė nuo galaktikos žvaigždžių masės; apačioje – to paties dydžio pasiskirstymo plotis. Raudoni duomenys – modelis be aktyvių branduolių grįžtamojo ryšio, mėlyni – su juo; geltona linija rodo vien aktyvių galaktikų duomenis antrajame modelyje. Žali taškai – stebėjimų duomenys. Šaltinis: Harrison et al. (2019)

Taigi ryšys tarp aktyvių branduolių ir žvaigždėdaros yra sudėtingesnis, nei atrodė šio amžiaus pradžioje. Pačiomis ilgiausiomis laiko skalėmis žvaigždėdara tikrai sulėtinama, trumpesnėmis – kaip kada, o trumpiausiomis, kurias galime stebėti tiesiogiai, efekto iš viso gali nesimatyti. Dabar tokia išvada atrodo gana akivaizdi, bet ateiti iki jos užtruko daugiau nei dešimtmetį.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *