Ενεργοί γαλαξίες και ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες AGN

Άρθρο, Νοέμβριος 2007

Οι ενεργοί γαλαξίες ενσωματώνουν έναν μικρό πυρήνα στο κέντρο τους (που ονομάζεται ενεργός γαλαξιακός πυρήνας ή AGN) από όπου εκπέμπουν ισχυρή ακτινοβολία σε έναν τυπικό κατά τα άλλα γαλαξία. Αυτός ο ενεργός πυρήνας μπορεί να είναι αφενός ιδιαίτερα μεταβλητός και αφετέρου πάρα πολύ φωτεινός έναντι του υπολοίπου γαλαξία.  

Για τους κανονικούς γαλαξίες μπορεί να θεωρήσουμε ότι η συνολική ενέργεια που εκπέμπουν, είναι το άθροισμα της εκπομπής που προέρχεται από κάθε άστρο που βρίσκεται στο γαλαξία. Για τους ενεργούς όμως γαλαξίες, αυτό δεν ισχύει. Υπάρχει πολύ περισσότερη εκπεμπόμενη ενέργεια από αυτή που πρέπει να υπάρχει, και αυτή η υπερβολική ενέργεια βρίσκεται στις υπέρυθρες, στις ραδιοφωνικές, στις υπεριώδεις, και στις ακτίνων X περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Η ενέργεια που εκπέμπεται από έναν ενεργό γαλαξία είναι οτιδήποτε αλλά συνηθισμένης μορφής. Ενώ οι AGN θεωρούνται σαν τις πιο λαμπρές συνεχείς πηγές Η/Μ ακτινοβολίας στο σύμπαν.

Τι λοιπόν να συμβαίνει σε αυτούς τους ενεργούς γαλαξίες ώστε να παραγάγουν μια τέτοια τεράστια ενέργεια;

Οι γαλαξίες αυτοί χαρακτηρίζονται από ορισμένες ιδιότητες: (1) υψηλή φωτεινότητα, (2) μη θερμικά φάσματα που δεν μοιάζουν με το σύνολο πολλών αστρικών φασμάτων, (3) η πιο φωτεινή περιοχή τους είναι σε μια περιοχή του φάσματος εκτός από την οπτική (π.χ., ραδιοφωνικά, υπεριώδη, υπέρυθρα μήκη κύματος), (4) ένα λαμπρό πυρήνα σαν άστρο, (5) ισχυρές γραμμές εκπομπής (οι περισσότερες), (6) γρήγορη μεταβλητότητα, και μερικές φορές (7) ράδιο πίδακες.

Υπερβαρέες μαύρες τρύπες

Στην κεντρική περιοχή ενός ενεργού γαλαξία ή AGN συγκεντρώνεται όλη η ενεργητική δραστηριότητα. Οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες θεωρούνται πως περιέχουν υπερβαρέες μαύρες τρύπες, με μια μάζα 10⁶ έως 10¹⁰  ηλιακές μάζες, που τροφοδοτούν τα μη αστρικά φαινόμενα που συνδέονται με τους ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες.

Δηλαδή, το πυκνό κεντρικό τμήμα του γαλαξία παρέχει το υλικό που συσσωρεύεται πάνω στη μαύρη τρύπα αποδεσμεύοντας έτσι ένα μεγάλο ποσό ενέργειας βαρύτητας. Μέρος της ενέργειας σε αυτό το καυτό πλάσμα εκπέμπεται ως ακτινοβολία-X και ακτινοβολία γάμμα.

Στο καθιερωμένο μοντέλο των AGN, η ψυχρή ύλη κοντά στην κεντρική γαλαξιακή μαύρη τρύπα σχηματίζει έναν δίσκο συσσώρευσης. Διαλυτικές διαδικασίες στον δίσκο συσσώρευσης μεταφέρουν ύλη προς το εσωτερικό και στροφορμή εξωτερικά, αναγκάζοντας έτσι τον δίσκο συσσώρευσης να θερμανθεί. Το αναμενόμενο φάσμα ενός δίσκου συσσώρευσης γύρω από μια υπερβαρέα μαύρη τρύπα είναι κυρίως στην οπτική και υπεριώδη περιοχή.

Επιπλέον, σχηματίζεται πάνω από το δίσκο συσσώρευσης ένα στέμμα από καυτό υλικό και μπορεί να κάνει αντίστροφη σκέδαση Compton των φωτονίων (άρα αυξάνει την ενέργεια τους), με ενέργειες έως τις ακτίνες X. Η ακτινοβολία από το δίσκο συσσώρευσης διεγείρει το ψυχρό ατομικό υλικό κοντά στη μαύρη τρύπα και αυτό ακτινοβολεί μέσω των γραμμών εκπομπής. Ένα μεγάλο μέρος της αρχικής παραγωγής ακτινοβολίας του AGN μπορεί να κρυφτεί από το διαστρικό αέριο και τη σκόνη κοντά στο δίσκο συσσώρευσης, αλλά (σε μια σταθερή κατάσταση) αναμένουμε αυτή να επανακτινοβοληθεί σε κάποια άλλη ζώνη ακτινοβολίας, πιθανότατα σε υπέρυθρες ακτίνες.

Επίσης, μερικοί δίσκοι συσσώρευσης παράγουν πίδακες, δύο πίδακες ιδιαίτερα παράλληλες και γρήγορες εκροές που προκύπτουν από περιοχές κοντά στο δίσκο (η κατεύθυνση της εκτίναξης του πίδακα πρέπει να είναι ορισμένη είτε από τον άξονα της στροφορμής του δίσκου είτε από τον άξονα περιστροφής της μαύρης τρύπας). Ο μηχανισμός παραγωγής του πίδακα και στην πραγματικότητα η σύνθεση του πίδακα στις πολύ μικρές κλίμακες δεν είναι γνωστός αυτή τη στιγμή, δεδομένου ότι οι παρατηρήσεις δεν μπορούν να διακρίνουν μεταξύ των διάφορων θεωρητικών μοντέλων που υπάρχουν. Οι πίδακες παρατηρούνται κυρίως στις ραδιοζώνες, όπου μπορεί να χρησιμοποιηθεί το Very Long Baseline Interferometry για να μελετήσει την ακτινοβολία σύγχροτρων που εκπέμπουν. Εντούτοις, ακτινοβολούν σε όλες τις ζώνες του φάσματος, από τα ραδιοκύματα έως τις ακτίνες γάμμα, μέσω του σύγχροτρου και της αντίστροφης διαδικασίας Compton, και έτσι οι AGN με τους πίδακες έχουν μια δεύτερη πιθανή πηγή οποιασδήποτε παρατηρηθείσας συνεχούς ακτινοβολίας.

Κατηγορίες

Οι ενεργοί γαλαξίες περιλαμβάνουν μεταξύ των άλλων τους Seyfert, τους κβάζαρ, και τα αντικείμενα Blazars.

Εικόνα που δείχνει πως βλέπουμε ένα ενεργό γαλαξιακό πυρήνα ανάλογα με την κατεύθυνση παρατήρησης των δύο πιδάκων

Οι περισσότεροι επιστήμονες θεωρούν ότι, ακόμα κι αν αυτοί οι τύποι φαίνονται πολύ διαφορετικοί σε μας, είναι στην πραγματικότητα τα ίδια αντικείμενα, που αντιμετωπίζονται από διαφορετικές κατευθύνσεις!

Οι κβάζαρ είναι ενεργοί γαλαξίες που είναι όλοι πολύ, πολύ, πολύ μακριά από μας. Μερικοί από τους κβάζαρ που έχουμε δει μέχρι τώρα είναι 12 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας. Οι Blazars είναι πολύ φωτεινοί στη ραδιοζώνη, που προκύπτει όταν κοιτάζουμε κατευθείαν κάτω από ένα πίδακα που εκπέμπει ακτινοβολία σύγχροτρον. Αφ' ετέρου, εάν ο πίδακας δεν σας σημαδεύει καθόλου, και ο σκονισμένος δίσκος του υλικού που βρίσκεται στον πίδακα του γαλαξία είναι στη θέση του, θα βλέπατε ακριβώς ό,τι βλέπουμε από τον Seyferts. Μετρώντας τη μετατόπιση τους προς το ερυθρό (redshift), διαπιστώνουμε ότι οι Seyferts είναι πολύ πιο κοντά σε μας από τους κβάζαρ ή τους blazars.

Διάγραμμα του πυρήνα ενός ενεργού γαλαξία. Διακρίνουμε τη μαύρη τρύπα στο κέντρο, τους 2 πίδακες ακτινοβολίας υψηλής ενέργειας, τον δίσκο συσσώρευσης του υλικού που τροφοδοτεί με καύσιμα τη μαύρη τρύπα, και έναν τόρο σκόνης και αερίου.

Οι ενεργοί γαλαξίες μελετώνται έντονα σε όλα τα μήκη κύματος. Επειδή μπορούν να αλλάξουν τη συμπεριφορά τους σε σύντομα διαστήματα, είναι χρήσιμο να μελετηθούν ταυτόχρονα σε όλες τις ενέργειες. Ταυτόχρονα με τις παρατηρήσεις σε πολλά μήκη κύματος είναι σημαντικές και οι παρατηρήσεις σε ακτίνες X και ακτίνες γάμμα, δεδομένου ότι πολλά υψηλής ενέργειας κβάζαρ εκπέμπουν ένα μεγάλο μέρος της ισχύος τους σε τέτοιες ενέργειες. Οι ακτίνες X μπορούν να διαπεράσουν το τμήμα που είναι πολύ κοντά στο κέντρο ενός γαλαξία. Δεδομένου ότι εκεί βρίσκονται οι "μηχανές" των AGN, γι αυτό και οι ακτίνες X προσφέρουν στους επιστήμονες μοναδικές ιδέες για τις φυσικές διαδικασίες που εμφανίζονται εκεί. Επιπλέον, οι παρατηρήσεις στις ακτίνες γάμμα  μπορούν να προσφέρουν πολύτιμες πληροφορίες μόνο για τη φύση της επιτάχυνσης των σωματιδίων στον πίδακα των κβάζαρ, καθώς και τις ενδείξεις ως προς τον τρόπο με τον οποίο τα σωματίδια αλληλεπιδρούν με τα περίχωρά τους.

Γαλαξίες Seyfert

Οι Seyfert είναι σπειροειδείς γαλαξίες που έχουν φωτεινούς πυρήνες σαν άστρα. Οι Seyfert έχουν ισχυρές γραμμές εκπομπής, ενώ είναι πολύ πλατιές, υπονοώντας ταχύτητες από 500 έως 4.000 χλμ/sec. Οι γαλαξίες Seyfert ταξινομούνται σε δύο τύπους βασισμένους στο πλάτος των γραμμών εκπομπής τους.

Οι Seyferts με τις πολύ πλατιές γραμμές εκπομπής υδρογόνου ονομάζονται τύπου Ι, και οι Seyfert με περισσότερες στενές γραμμές εκπομπής υδρογόνου λέγονται τύπου ΙΙ. Πολλοί Seyfert έχουν επίσης συμπαγείς ραδιοπηγές στα κέντρα τους.

Από τους δύο τύπους ενεργών γαλαξιακών πυρήνων (AGN) που εκπέμπουν ακτίνες γάμμα, οι γαλαξίες Seyfert εκπέμπουν ακτίνες γάμμα χαμηλής ενέργειας έως περίπου 100 keV, και μετά εξασθενίζουν. Οι πρώτες παρατηρήσεις ακτίνων γάμμα των γαλαξιών Seyfert έδειξαν φωτόνια μέχρι 1 MeV, αλλά οι πιο ευαίσθητες παρατηρήσεις έχουν δημιουργήσει αμφιβολία για αυτήν τη μέτρηση. Σε αυτές τις χαμηλές ενέργειες ακτίνων γάμμα, η εκπομπή είναι συνήθως μια ομαλή συνέχεια της εκπομπής ακτίνων X από τέτοια αντικείμενα.

Αυτό γενικά δείχνει ότι οι φυσικές διαδικασίες που δημιουργούν τις ακτίνες γάμμα είναι θερμικές διαδικασίες παρόμοιες με αυτές που είναι υπεύθυνες για την εκπομπή από τις πηγές των γαλαξιακών μαύρων οπών. Κατά συνέπεια, οι μελέτες των ακτίνων γάμμα στο φάσμα υψηλής ενέργειας  καθώς και της μεταβλητότητας τους μπορούν να μας δώσουν σημαντικές πληροφορίες για το φυσικό περιβάλλον στους AGN.

Οι παρατηρήσεις των γαλαξιών Seyfert στις ακτίνες γάμμα είναι επίσης σημαντικές και για τις μελέτες του κοσμικού υποβάθρου ακτίνων γάμμα. Ακόμη και στις περιοχές του ουρανού όπου δεν υπάρχει καμία σημειακή πηγή, ανιχνεύεται μια εξασθενημένη λάμψη ακτίνων γάμμα.

Κβάζαρ

Οι κβάζαρ αποτελούν μία από τις πιο αξιοπρόσεκτες πηγές ακτίνων γάμμα υψηλής ενέργειας στην αστρονομία τα τελευταία χρόνια. Και στις ενέργειες των ακτίνων γάμμα, αυτοί οι ενεργοί γαλαξίες είναι πολύ φωτεινοί, είναι όμως ιδιαίτερα μεταβλητοί σε όλες τις ενέργειες. Αντίθετα από τους Seyfert, οι περισσότερες από αυτές τις πηγές ανιχνεύονται κατά προτίμηση στις υψηλές ενέργειες, συνήθως 100 MeV ή και περισσότερο. Στην πραγματικότητα, έχουν ανιχνευθεί και πάνω από 1 GeV, και μερικοί κβάζαρ μέχρι αρκετά TeV! Λαμβάνοντας υπόψη τις μεγάλες αποστάσεις αυτών των αντικειμένων και την ισχυρή εκπομπή υψηλής ενέργειας ακτίνων γάμμα,  είναι οι ισχυρότεροι επιταχυντές σωματιδίων στον κόσμο. Πάνω από 50 υψηλής ενέργειας κβάζαρ είναι γνωστά αυτή τη στιγμή. Μερικοί κβάζαρ εμφανίζονται ως συγκεχυμένα αστέρια που μπορούν να φανούν με τα μεγάλα ερασιτεχνικά τηλεσκόπια.

Πολλοί αστρονόμοι θεωρούν ότι οι γαλαξίες Seyfert Ι και οι υψηλής ενέργειας κβάζαρ είναι βασικά ο ίδιος τύπος αντικειμένων, αλλά τους βλέπουμε απλά διαφορετικά. Οι ραδιοπαρατηρήσεις των AGN παρουσιάζουν συχνά ισχυρούς πίδακες, ρεύματα σωματιδίων που προέρχονται από την κεντρική πηγή. Τα φορτισμένα σωματίδια  επιταχύνονται σχεδόν στην ταχύτητα του φωτός σε αυτούς τους πίδακες. Όταν κοιτάζουμε τους κβάζαρ υψηλής ενέργειας τους βλέπουμε έτσι ώστε ο πίδακας να δείχνει εμάς,  κι αυτό μας επιτρέπει να δούμε καθαρά την προκύπτουσα ακτινοβολία. Τους γαλαξίες Seyfert, τους βλέπουμε πλευρικά και δεν βλέπουμε την ακτινοβολία πολύ υψηλής ενέργειας, που ταξιδεύει κάτω από τον πίδακα.

Πολλοί αστρονόμοι σήμερα πιστεύουν πως ένας κβάζαρ γεννιέται με τη σύγκρουση δύο μεγάλων γαλαξιών που έχουν παραπλήσιες μάζες. Ίσως να υπάρχει ήδη μια μαύρη τρύπα στο κέντρο κάθε γαλαξία ή μπορεί να δημιουργηθεί μία υπερβαρέα μαύρη τρύπα μετά τη σύγκρουση. Σε κάθε περίπτωση, η σύγκρουση έχει ως αποτέλεσμα να αρχίσουν να απορροφώνται υλικά από τη μαύρη τρύπα παράγοντας τεράστια ποσά ενέργειας και δίνοντας το έναυσμα για τη δημιουργία του κβάζαρ.

Οι δύο γαλαξίες θα πρέπει να είναι πλούσιοι σε αέρια που βρίσκονται σε μoριακή μορφή (η μορφή που έχει ένα αέριο στην πιο πυκνή του κατάσταση). Η σύγκρουση δύο πλούσιων σε αέρια γαλαξιών έχει ως αποτέλεσμα τη συμπίεση των αερίων, την αύξηση της πυκνότητάς τους και τη γρήγορη πτώση τους στη μαύρη τρύπα.

Κατά τη διάρκεια της σύγκρουσης μεταξύ δύο γαλαξιών υψηλής περιεκτικότητας σε αέρια, εκτός από τη μεταφορά μεγάλων ποσοτήτων αερίου στην κεντρική μαύρη τρύπα και τη δημιουργία ενός κβάζαρ, το αέριο συμπιέζεται δημιουργώντας σμήνη νέων άστρων. Τελικά, όμως, τα νέα άστρα και ο ίδιος ο κβάζαρ θα διαλύσουν το σύννεφο της σκόνης που σκεπάζει τα νέα άστρα.

Τα τελευταία χρόνια, καθώς κατασκευάζουμε όλο και πιο ευαίσθητους ανιχνευτές, έχουμε διαπιστώσει ότι όλα τα ουράνια σώματα αυτού του είδους που εκπέμπουν στο υπέρυθρο περιέχουν τεράστια ποσά μοριακού αερίου. Πολλές φορές η ποσότητα του αερίου αυτού είναι 10 έως 20 φορές μεγαλύτερη από τη συνολική ποσότητα μοριακού αερίου στον Γαλαξία μας, είναι δε όλο συγκεντρωμένο σε μια πολύ μικρή κεντρική περιοχή. Η συσσώρευση των τεράστιων αυτών ποσοτήτων μοριακού αερίου είναι ακριβώς ό,τι χρειάζεται για να τροφοδοτηθεί μια μαύρη τρύπα και να δοθεί το έναυσμα της δημιουργίας ενός κβάζαρ.

Αντικείμενα Blazars (BL Lac objects)

Είναι ένας τύπος ενεργού γαλαξία που χαρακτηρίζεται από μια πολύ γρήγορη (καθημερινή) μεταβλητότητα με μεγάλα ποσοστά στη συνολική λαμπρότητα, με καμία γραμμή εκπομπής, με ισχυρή μη θερμική ακτινοβολία, και εμφάνιση σαν άστρου. Ένα αντικείμενο Blazar είναι ένας ραδιογαλαξίας ευθυγραμμισμένος έτσι ώστε να κοιτάζουμε στην ίδια ευθεία με τον πίδακα, δηλαδή προς την ίδια την καρδιά του συστήματος ακριβώς στον πυρήνα. Επειδή κοιτάζουμε κατά μήκος ακριβώς του πίδακα βλέπουμε μια πολύ γρήγορη, ιδιαίτερα φωτεινή ακτινοβολία.

Είναι μια υποκατηγορία των AGN που παρατηρούνται στις υψηλότερες ενέργειες. Το Blazar θεωρείται ότι είναι ένας ενεργός γαλαξίας (AGN) που έχει έναν από τους σχετικιστικούς πίδακες να δείχνουν προς τη γη, έτσι ώστε να παρατηρούμε την εκπομπή από την περιοχή του πίδακα. Γι αυτό μοιάζουν με τους κβάζαρ, αλλά δεν είναι τόσο φωτεινοί. Οι εκπομπές στο ορατό φάσμα και η ακτινοβολία ακτίνων γάμμα  από τους blazar είναι χρονικά μεταβλητές με διαστήματα από μερικά λεπτά έως λίγες ημέρες. Αν και υπάρχουν θεωρίες ως προς τις αιτίες αυτής της μεταβλητότητας, τα λίγα στοιχεία που έχουμε δεν μας επιτρέπουν ακόμα να τις επιβεβαιώσουμε.

Μέχρι σήμερα περισσότερα από 60 αντικείμενα Blazars έχουν ανιχνευθεί από το πείραμα EGRET με το παρατηρητήριο ακτίνων γάμμα Compton. Όλα αυτά τα αντικείμενα εμφανίζονται να εκπέμπουν το μεγαλύτερο μέρος της βολομετρικής φωτεινότητάς τους (σε όλο το φάσμα ακτινοβολιών δηλαδή) στις ενέργειες ακτίνων γάμμα και, επιπλέον, είναι ισχυρές εξωγαλαξιακές ραδιοπηγές.