Twoja wyszukiwarka

KRZYSZTOF CHYŻY
GALAKTYKI AKTYWNE
Wiedza i Życie nr 9/1996
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 9/1996

Astronomowie są obecnie bliscy wyjaśnienia zagadkowej natury najjaśniejszych obiektów Wszechświata - galaktyk aktywnych.

Linie absorpcyjne, linie emisyjne

Mapa jasności radiowej Cygnusa A - silnej radiogalaktyki oddalonej o 700 mln lat świetlnych od Ziemi. Widoczna jest podwójna struktura radioobłoków i wąskie strugi (dżety), którymi z aktywnego jądra transportowana jest energia do zewnętrznych obszarów. Czarną linią obrysowano przybliżone granice galaktyki obserwowanej przez teleskopy w świetle widzialnym

Kiedy obserwujemy zwykłą galaktykę, podobną do naszej Drogi Mlecznej, rejestrujemy zazwyczaj światło tworzących ją miliardów gwiazd. Promieniowanie to prawie wyłącznie należy do optycznego zakresu widma elektromagnetycznego. Istnieją jednak nieliczne galaktyki, które promieniują w daleko szerszym zakresie: od długich fal radiowych i podczerwieni aż po bardzo krótkie rentgenowskie i gamma. Co więcej, główna część tej nie związanej z gwiazdami emisji pochodzi z niewielkich i bardzo jasnych obszarów centralnych galaktyk. Domyślając się, że w tych rejonach zachodzą burzliwe i nietypowe procesy fizyczne, astronomowie nazwali je aktywnymi jądrami galaktyk (ang. Active Galactic Nuclei, w skrócie: AGN), a galaktyki zawierające takie jądra - galaktykami aktywnymi.

Pierwsze galaktyki aktywne rozpoznano ponad 50 lat temu. Od tego czasu astronomowie zrobili bardzo wiele, by wyjaśnić, w jaki sposób obiekty te świecą. Uzyskane dotąd informacje pozwoliły na podjęcie próby rekonstrukcji szczegółów budowy AGN i zachodzących w nich procesów fizycznych. Stało się to możliwe dzięki rozwojowi technik obserwacyjnych, a zwłaszcza radioastronomii oraz badań prowadzonych za pomocą instrumentów umieszczonych na pokładach sztucznych satelitów Ziemi.

Dzięki temu przekonano się, że galaktyki aktywne nie tworzą jednolitej grupy, ale mają dość zróżnicowane własności. W ostatnich latach udało się jednak wyjaśnić zauważone różnice i zaproponować model wspólny dla wszystkich obiektów aktywnych. Powstał w ten sposób schemat ich unifikacji.

AKTYWNA MENAŻERIA

Fascynująca historia odkrywania aktywnych jąder galaktyk rozpoczęła się na początku lat czterdziestych naszego wieku. Wtedy to dwaj astronomowie z Obserwatorium na Mount Palomar - Rudolph Minkowski i Milton Humason - zlecili młodemu stypendyście, Carlowi Seyfertowi, zbadanie kilku galaktyk spiralnych o niezwykle jasnych jądrach. Niespodziewanie w widmach centralnych części tych obiektów odkryto bardzo silne linie emisyjne, niespotykane w znanych dotąd galaktykach (patrz: ramka). Co więcej, niektóre z tych linii były bardzo szerokie, co wskazywało na istnienie gorącego i niezwykle szybko poruszającego się gazu. Zaobserwowano również, że jądra tych galaktyk, nazwanych galaktykami Seyferta, niebywale silnie świecą w podczerwieni i ultrafiolecie. Wszystko to razem wzięte świadczyło o tym, że we wnętrzach tych galaktyk zachodzą gwałtowne procesy fizyczne, do tej pory nie znane.

Schematyczny przekrój przez aktywne jądro galaktyki Seyferta. Dysk akrecyjny i szybkie obłoki gazowe mogą być obserwowane bezpośrednio (typ 1) lub - w przypadku przesłaniania przez pierścień pyłowy - pośrednio, w świetle rozproszonym przez elektrony (typ 2)

Kolejne zaskoczenie wywołało odkrycie, które uświadomiło astronomom, że promieniowanie tych obiektów ulega dość gwałtownym zmianom, i to na różnych długościach fal. Ich jasność nierzadko zmieniała się nawet w ciągu miesiąca. Ponieważ prędkość rozchodzenia się informacji w przyrodzie nie może przekraczać prędkości światła, tak szybkie zmiany jasności świadczyły o tym, że rozmiary jąder galaktyk Seyferta sięgają zaledwie miesiąca świetlnego. Coś bardzo, bardzo małego w centrum tych galaktyk musiało zatem świecić niesłychanie jasno.

Później zauważono, że część odkrywanych galaktyk spiralnych z jasnymi jądrami nie ma w widmie szerokich linii emisyjnych, lecz tylko wąskie. Wówczas, dla odróżnienia, galaktyki z szerokimi liniami nazwano galaktykami Seyferta typu 1, a galaktyki, których widmo składało się wyłącznie z wąskich linii - typu 2. To rozróżnienie miało wkrótce okazać się kluczem do zrozumienia szczegółów budowy AGN.

W latach pięćdziesiątych badania szybko rozwijającej się radioastronomii przyniosły odkrycie innego rodzaju aktywnych galaktyk. Jądra tych obiektów bardzo przypominały jądra galaktyk Seyferta typu 2, gdyż ich widma zawierały jedynie wąskie linie emisyjne. Jednak tkwiły w galaktykach eliptycznych, a nie spiralnych, jak w przypadku galaktyk Seyferta. Ponieważ wysyłały zdumiewająco silne promieniowanie radiowe, nazwano je radiogalaktykami. Znane dotąd galaktyki, takie jak nasza Droga Mleczna, Wielka Mgławica w Andromedzie czy nawet galaktyki Seyferta, niezbyt obficie emitowały fale radiowe. Natomiast radiogalaktyki nie tylko były silnymi źródłami fal radiowych, lecz także wysyłały je w zaskakujący sposób. Najlepiej poznanym obiektem tego typu jest najjaśniejsze źródło pozagalaktyczne nieba radiowego - Cygnus A (w gwiazdozbiorze Łabędzia). Po obu stronach jego słabego jądra widać rozciągające się na olbrzymiej odległości dwa obszerne radioobłoki, połączone z centrum wąskimi pomostami, zwanymi dżetami (choć lepiej brzmiałoby: strumieniami lub strugami). Można przypuszczać, że to właśnie z niewielkiego jądra wydobywa się materia, która poprzez dżety dociera do obszarów zewnętrznych, będących źródłem silnych fal radiowych.

W roku 1960 doszło do jednego z najbardziej spektakularnych odkryć naszego wieku - odkrycia kwazarów. Zauważono wtedy kilka dziwnych obiektów, które na kliszach fotograficznych wyglądały jak gwiazdy. W odróżnieniu jednak od nich świeciły bardzo intensywnie w radiowym zakresie widma elektromagnetycznego. Nazwano je zatem radiogwiazdami. Prawdziwą zagadkę stanowiły ich widma, w których dostrzeżono zarówno wąskie, jak i szerokie linie emisyjne. Zadziwiające było to, że linii tych nie udawało się zidentyfikować z liniami znanych pierwiastków chemicznych.

Dopiero trzy lata później Maarten Schmidt znalazł rozwiązanie tej zagadki, badając "radiogwiazdę" oznaczaną w katalogach jako 3C 273. Zauważył, że w jej widmie konfiguracja linii emisyjnych przypomina układ linii atomu wodoru, tyle że przesuniętych ku znacznie dłuższym falom. Takie przesunięcie w widmie można najprościej wyjaśnić oddalaniem się obiektu od Ziemi na skutek rozszerzania się Wszechświata. Wówczas przesunięcie linii widmowych określa prędkość oddalania się obiektu i jego odległość od Ziemi. Wyliczona w ten sposób odległość dla 3C 273 wynosi aż 2 mld lat świetlnych i oczywiście znacznie przekracza rozmiary naszej Galaktyki (100 tys. lat świetlnych).

A zatem te obiekty nie mogą być gwiazdami, lecz prawdopodobnie aktywnymi jądrami bardzo odległych galaktyk. W ten sposób otrzymały one nową nazwę: kwazary (od: Quasi-Stellar Object, czyli obiekt przypominający gwiazdę). Trafiły nawet do Księgi Guinessa jako najdalsze widoczne z Ziemi ciała niebieskie. Można je było obserwować jedynie dlatego, że świecą niezwykle jasno. Właściwie są one najjaśniejszymi obiektami Wszechświata. Pewne cechy kwazarów - na przykład silne promieniowanie radiowe oraz często obserwowane dżety - upodabniają kwazary do radiogalaktyk. Natomiast inne, jak chociażby występowanie szerokich linii emisyjnych i silne promieniowanie w ultrafiolecie - do galaktyk Seyferta typu 1. Odkryto także kwazary, które są bardzo ciche (ten termin określa obiekty nie emitujące zbyt wielu fal radiowych) i występują w galaktykach spiralnych. Swymi własnościami obiekty te jeszcze bardziej przypominają galaktyki Seyferta typu 1, ale są od nich setki razy jaśniejsze. Okazało się, że tych kwazarów jest znacznie więcej niż kwazarów głośnych radiowo.

W latach pięćdziesiątych odkryto jeszcze jedną grupę galaktyk aktywnych, które nazwano lacertydami. Emitują one silne promieniowanie radiowe, podobnie jak radiogalaktyki i kwazary głośne radiowo. Wyróżniają się głównie tym, że w ich widmach linie emisyjne są bardzo słabe.

Jak widać, aktywne jądra galaktyk mają bardzo zróżnicowane własności. Są silnym lub słabym źródłem fal radiowych, mają w widmach szerokie lub tylko wąskie linie emisyjne, znajdują się w galaktykach eliptycznych albo spiralnych, przejawiają większą lub mniejszą aktywność. Wszystkie jednak mają pewną cechę wspólną: z ich środka wydobywa się intensywne, często zmienne promieniowanie nie związane ze świeceniem gwiazd. Właśnie to charakterystyczne podobieństwo rozbudziło marzenia astronomów o wspólnym dla tych wszystkich obiektów modelu: trzeba było skonstruować taki schemat zachodzących w AGN procesów, który pozwoliłby wyjaśnić występowanie wszystkich rodzajów galaktyk aktywnych. Najpierw jednak należało rozwiązać zagadkę budowy aktywnego jądra.

MODEL AKTYWNEGO JĄDRA

Teoretycy doszli do wniosku, że źródłem aktywności jądra galaktycznego jest najprawdopodobniej bardzo masywna czarna dziura. Ściąga ona na siebie otaczającą ją materię - gaz i pył. Spadanie gazu (zwane akrecją) wyzwala jego energię potencjalną (grawitacyjną), która następnie poprzez procesy termiczne może zostać wypromieniowana. To jest właśnie powodem niezwykle silnego świecenia aktywnych jąder. Gaz opada na czarną dziurę nie wprost, ale tworzy rozgrzany wir, zwany dyskiem akrecyjnym. Wokół dysku znajduje się bardzo gorący gaz, prawdopodobnie skupiony w formie obłoków. Dalej, w odległości kilku miesięcy świetlnych, tkwi pierścień pyłu i chłodnego gazu. Poza nim również rozciągają się obłoki gazowe (patrz: ryc. na s. 24).

Okazuje się, że postulowane w tym modelu grawitacyjne opadanie gazu na czarną dziurę to jedyny proces fizyczny, który może wyzwolić tak dużą energię, jaka jest emitowana przez aktywne jądra. Dla podtrzymania aktywności w ciągu roku trzeba dostarczyć do gardzieli czarnej dziury mniej więcej masę równoważną masie trzech Słońc. Jeśli ilość spływającego na czarną dziurę gazu zmienia się w czasie, wahaniom ulega również ilość wyzwalanej energii, co w prosty sposób wyjaśnia zmienną jasność AGN. Gdy w okolicy skończą się odpowiednie zasoby materii, aktywne jądro z pewnością się uspokoi, czekając na nadarzającą się okazję do następnej konsumpcji i rozpoczęcia aktywności na nowo.

Z lewej: na tym samym obrazie galaktyki eliptycznej NGC 4261 połączono jej zdjęcie optyczne (kolor biały) oraz jej obraz na falach radiowych z dobrze widocznymi dżetami (kolor pomarańczowy). Galaktyka ta znajduje się w gromadzie galaktyk w gwiazdozbiorze Panny, w odległości 45 mln lat świetlnych. Z prawej: ujawniona przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a wewnętrzna budowa aktywnego jądra. Dzięki temu, że ciemny pierścień pyłowy o średnicy 400 lat świetlnych jest nachylony pod kątem około 60o, możemy zajrzeć do jego wnętrza. Centralne pojaśnienie to najbliższe okolice dysku akrecyjnego i czarnej dziury, zasilanej materią spływającą z pierścienia. Część tej materii wyrzucana jest wzdłuż osi rotacji dysku akrecyjnego, tworząc dżety radiowe, widoczne na zdjęciu z lewej strony

Na skutek wzajemnego tarcia poszczególnych warstw dysku akrecyjnego gaz rozgrzewa się, a w najbliższych czarnej dziurze obszarach osiąga nawet temperaturę milionów stopni. Taki gaz emituje widmo ciągłe promieniowania, głównie w zakresie ultrafioletu. Stąd prawdopodobnie pochodzą duże ilości tego promieniowania obserwowane w galaktykach Seyferta typu 1 oraz kwazarach.

Silne promieniowanie ultrafioletowe z dysku akrecyjnego pobudza do świecenia położone wokół niego obłoki gazowe i sprawia, że powstają w ich widmach silne linie emisyjne. Najprawdopodobniej szybkie ruchy obłoków gazowych w niedalekim sąsiedztwie masywnej czarnej dziury powodują duże poszerzenie tych linii.

Podobny proces zachodzi w przypadku obłoków gazowych, położonych na zewnątrz pierścienia. Ponieważ poruszają się one stosunkowo wolno (gdyż usytuowane są daleko od czarnej dziury), w ich widmie odnajdujemy jedynie wąskie linie emisyjne. Ale światło dysku akrecyjnego może wydostać się na zewnątrz pierścienia pyłowego wyłącznie w tym kierunku, który w przybliżeniu pokrywa się z jego osią, a więc prostopadłym do płaszczyzny pierścienia. Tylko te obłoki, które znajdą się akurat na drodze fotonów z dysku, będą mogły zostać pobudzone do świecenia. Takie podświetlanie odległych obłoków światłem wydostającym się z pierścienia pyłowego przypomina trochę podświetlanie światłem projektora cząsteczek kurzu w sali kinowej.

Z lewej: wykonane z Ziemi zdjęcie spiralnej galaktyki NGC 5728 (w gwiazdozbiorze Wagi), znajdującej się w odległości 125 mln lat świetlnych od Ziemi. Z prawej: zdjęcie wykonane Kosmicznym Teleskopem Hubble'a w ultrafiolecie odsłania strukturę aktywnego jądra. Światło ultrafioletowe z dysku akrecyjnego wydostaje się na zewnątrz pierścienia pyłowego i pobudza do świecenia powolne obłoki gazowe. Tworzą one zarysy dwóch stożków o wspólnym wierzchołku i osi równoległej do pierścienia pyłowego, dokładnie tak, jak przewidywali teoretycy. Obszar szybkich obłoków gazowych i dysk akrecyjny są zasłonięte przez pierścień pyłowy

Fotony z dysku akrecyjnego podgrzewają także pierścień pyłowy i powodują jego silne świecenie w podczerwieni. Taki model AGN potwierdziły najnowsze obserwacje wykonane Kosmicznym Teleskopem Hubble'a. Dostarczyły one niemal ostatecznych dowodów istnienia supermasywnych czarnych dziur i rozciągających się wokół nich pierścieni pyłowych; świadczy o tym chociażby: odkrycie szybko poruszającego się gazu w centrum galaktyki M87 i stożków jonizacyjnych w galaktyce NGC 5728.

Przedstawiony model aktywnego jądra może wyjaśnić różnice między galaktykami Seyferta typu 1 i 2. Uważa się bowiem, że obydwa typy to w istocie ten sam rodzaj obiektu, ale obserwowany z Ziemi z różnych kierunków!

UNIFIKACJA GALAKTYK SEYFERTA

Typ 1 to aktywne jądro oglądane wzdłuż osi pierścienia pyłowego, w kierunkach przez niego nie zasłoniętych. Pierścień odsłania wtedy swoje wnętrze, mieszczące oprócz czarnej dziury dysk akrecyjny i obszar szybkich obłoków gazowych. Dlatego w widmie tych galaktyk widzimy silne promieniowanie ultrafioletowe z dysku oraz szerokie linie emisyjne, pochodzące od szybkich obłoków gazowych. Natomiast typ 2 to aktywne jądra oglądane z boku. Pierścień przysłania wówczas centralną część jądra, a więc również dysk i szybkie obłoki. W widmie widoczne są jedynie wąskie linie emisyjne, których źródłem są nie zasłaniane, położone z dala od pierścienia powolne obłoki gazowe.

W 1985 roku Robert Antonucci i Joseph Miller znaleźli sposób na uzasadnienie tej idei. W przypadku galaktyki Seyferta typu 2 wnętrze pierścienia można podejrzeć, jeśli fotony pochodzące stamtąd odbiją się od jakiegoś zewnętrznego zwierciadła i skierują się w stronę obserwatora, podobnie jak w peryskopie. Za takie małe zwierciadła mogą posłużyć swobodne elektrony, których w okolicy pierścienia nie brakuje. Rozproszone na elektronach fale elektromagnetyczne mają bardzo użyteczną własność. Są liniowo spolaryzowane, a więc wektor elektryczny fali drga w określonej płaszczyźnie. Wystarczy zatem mieć polarymetr, aby z docierających fotonów wyłuskać tylko te, które zostały odbite i pochodzą z zasłoniętego przez pierścień obszaru. Okazuje się, że rzeczywiście w świetle spolaryzowanym (odbitym) widm galaktyk Seyferta typu 2 nie sposób odróżnić od widm typu 1. Te pierwsze bowiem również ujawniają szerokie linie emisyjne od szybkich obłoków gazowych i silne promieniowanie ultrafioletowe dysku akrecyjnego!

PEŁNY MODEL UNIFIKACJI

Idea unifikacji galaktyk Seyferta jest zatem bardzo prosta. Oglądanie AGN z różnych kierunków, a tym samym przesłanianie przez pierścień pyłowy jego wnętrza, tłumaczy obserwowane różnice między tymi dwoma typami obiektów.

Po udanej unifikacji galaktyk Seyferta poszukiwano możliwości rozszerzenia modelu na pozostałe grupy aktywnych galaktyk. Zgodzono się, że wszystkie AGN przejawiają tę samą naturę fizyczną, a ich aktywność wiąże się z procesami zachodzącymi wokół supermasywnych czarnych dziur. Szczegóły budowy aktywnych jąder dla różnych ich typów morfologicznych muszą być jednak nieco odmienne.

W 1989 roku holenderski astronom Peter Barthel wykonał następny krok w tym kierunku. Stwierdził, że głośne radiowo kwazary oraz najsilniejsze radiogalaktyki mają ten sam typ aktywnego jądra, które jest po prostu obserwowane z różnych kierunków. Choć przypomina to unifikację galaktyk Seyferta, w tym przypadku obiekty opisane za pomocą zaproponowanego modelu są silne w dziedzinie radiowej. Zatem kwazar to aktywne jądro oglądane od strony osi pierścienia pyłowego. Bezpośrednio widoczny, nie zasłonięty dysk akrecyjny manifestuje się w ultrafiolecie, a obszar szybkich obłoków gazowych - w szerokich liniach emisyjnych. Kiedy natomiast aktywne jądro jest obserwowane z boku, mamy do czynienia z silną radiogalaktyką, a w jej widmie dominują jedynie wąskie linie emisyjne z powolnych obłoków.

Widmo najbardziej znanej i najjaśniejszej galaktyki Seyferta typu 2 - NGC 1068 (z boku). Chociaż w pełnym niespolaryzowanym świetle nie widać szerokich linii emisyjnych, to jednak zajrzenie do wnętrza pierścienia pyłowego - umożliwiają to obserwacje w świetle spolaryzowanym - ujawnia istnienie gorącego, szybko poruszającego się gazu; szerokie linie emisyjne, na przykład wodoru Hb, Hg, przypominają linie w widmie galaktyki Seyferta typu 1 - MRK 376. Jest to najlepszy dowód poprawności modelu unifikacji dla galaktyk Seyferta

Obecnie znamy już ponad tuzin radiogalaktyk, których widmo spolaryzowane (jak w przypadku obiektu NGC 1068) ujawnia szerokie linie emisyjne, charakterystyczne dla kwazarów. Niedawno doniesiono również o podobnym odkryciu dokonanym za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, który obserwował radiogalaktykę Cygnus A (patrz: "Sygnały", "WiŻ" nr 11/1994). W modelu tym nie mieszczą się jednak słabsze radiogalaktyki, które nie tylko wysyłają mniej fal radiowych; ich widma mają także słabsze linie emisyjne. W ostatnich latach zaproponowano dla nich pewną modyfikację modelu, w których aktywne jądra są nieco okrojone w budowie i w ogóle nie zawierają ani obszaru szybkich obłoków gazowych, ani pierścienia pyłowego. Przypuszcza się, że słabe radiogalaktyki oglądane wzdłuż osi dżetu to lacertydy. Ich emisja radiowa pochodzi jedynie ze słabej otoczki wokół jądra, a ich widma mają bardzo słabe linie emisyjne.

Do pełnego modelu unifikacji brakuje jeszcze jednego, bodaj najbardziej enigmatycznego elementu. Obejmuje on grupę cichych radiowo kwazarów. Przejawy ich aktywności są większe niż w przypadku galaktyk Seyferta typu 1, przez co obiekty te mogą być interpretowane jako wysokoenergetyczne odpowiedniki galaktyk Seyferta typu 1. Nie wiadomo jednak, jakiej klasie obiektów odpowiadają jądra cichych kwazarów widoczne z boku. Przypuszcza się obecnie, że są to galaktyki emitujące bardzo dużo promieniowania w podczerwieni, odkryte w latach osiemdziesiątych z pokładu satelity IRAS. Ich silne promieniowanie podczerwone pochodziłoby zatem z pierścienia pyłowego. Dla kilku tego typu galaktyk zaobserwowano już szerokie linie emisyjne w widmie spolaryzowanym.

Współczesny schemat unifikacji galaktyk z aktywnymi jądrami

Zaproponowany model wyjaśnia istnienie różnych typów morfologicznych galaktyk aktywnych, grupując obiekty, które różnią się obserwowanymi własnościami jedynie z tego powodu, że tkwiące w nich AGN są obserwowane pod różnymi kątami.

Dwa elementy w tej unifikacji obejmują obiekty głośne radiowo, a dwa - ciche. Jak do tej pory, przyczyny aktywności radiowej AGN nie są do końca jasne. Prawdopodobnie związane jest to z występowaniem obiektów cichych radiowo w galaktykach spiralnych, głośnych radiowo zaś - w eliptycznych. Wiemy, że galaktyki eliptyczne występują w gęstych gromadach galaktyk i uformowały się wcześniej. Sprzyjało to ich częstszym wzajemnym oddziaływaniom oraz tworzeniu się masywniejszych, centralnych czarnych dziur. Znane są już teorie, w których o intensywności promieniowania radiowego galaktyki aktywnej decyduje masa lub tempo rotacji czarnej dziury w jej jądrze.

Zarówno głośne, jak i ciche radiowo obiekty grupują się w przedstawionym schemacie w dwóch klasach: aktywnych jąder o większym i mniejszym poziomie przejawianej aktywności. Przypuszcza się, że większa aktywność wynika z szybszego dostarczania materii do czarnej dziury. Owocuje to większą ilością uwalnianej energii grawitacyjnej, zamienianej przecież w promieniowanie jądra. Kwazary "pożerają" zatem otaczający gaz z największą zachłannością, a na przykład galaktyki Seyferta - z odpowiednio mniejszą.

Wyjaśnienie przyczyn występowania różnych typów obiektów aktywnych i zamknięcie ich w przedstawiony ogólny schemat zachodzących w nich procesów fizycznych jest wielkim sukcesem zarówno obserwatorów, jak i teoretyków ostatniego dziesięciolecia. Unifikujące, porządkujące spojrzenie na AGN nie jest z pewnością końcem prowadzonych badań, ale pierwszym przybliżeniem skomplikowanej rzeczywistości i podsumowaniem naszej obecnej wiedzy o tych niezwykłych obiektach.

Nie wiemy jeszcze, na ile uniwersalny jest przedstawiony model. Czy rzeczywiście każda silna radiogalaktyka to kwazar widoczny z boku? Czy wszystkie galaktyki Seyferta typu 2 mają pierścień pyłowy i ukryty obszar szybkich obłoków gazowych? Czy w różnych stadiach ewolucji Wszechświata aktywne jądra galaktyk były identyczne?

Znamy już kilka przykładów aktywnych jąder, osadzonych w potężnych galaktykach eliptycznych, które wbrew przewidywaniom modelu okazały się bardzo słabe na falach radiowych. Istnieje też grupa obiektów, tworzących klasę pośrednią pomiędzy silnymi i słabymi radiogalaktykami. Być może te i inne niezgodności doprowadzą nas wkrótce do jeszcze pełniejszego zrozumienia szczegółów zjawiska aktywności albo do nowego nań spojrzenia. Tak w historii nauki wielokrotnie bywało.

KOSMOLOGIA

Dla większości badaczy zrozumienie natury aktywnych galaktyk jest już celem samym w sobie, satysfakcjonującym końcem ich naukowych dociekań. Ale poznanie budowy obiektów aktywnych może być równocześnie początkiem rozważań nad strukturą i ewolucją Wszechświata. Własności tych obiektów związane są bowiem z jednym z najbardziej fundamentalnych zagadnień współczesnej kosmologii: problemem powstania galaktyk.

Obserwacje dowodzą, że pierwsze galaktyki (prawdopodobnie) ukształtowały się wkrótce po Wielkim Wybuchu, ponieważ ich gwiazdy są prawie tak stare, jak cały Wszechświat. Nie wiemy natomiast, w jaki sposób z obserwowanych małych niejednorodności pierwotnej materii doszło do wytworzenia potężnych protogalaktyk i jak przebiegała ich późniejsza ewolucja (patrz: Wielkoskalowa struktura Wszechświata, "WiŻ" nr 7/1995).

W rozwiązaniu tej zagadki może pomóc poznanie obiektów aktywnych, a zwłaszcza kwazarów. Dzięki potężnej mocy promieniowania widoczne są one z gigantycznych odległości, skąd światło dociera do nas przez miliardy lat. My zaś, jak w wehikule czasu, możemy cofnąć się do momentu, kiedy ich promieniowanie zostało wysłane. Najdalsze kwazary wyemitowały obserwowane obecnie światło, gdy wiek Wszechświata wynosił zaledwie 7% jego obecnego wieku (ocenianego na 10-15 mld lat). Są one pierwszymi zwartymi strukturami, które możemy obserwować i, dzięki badaniom nad nimi, poznawać warunki fizyczne panujące w młodym jeszcze Wszechświecie.

Jak przebiega ewolucja aktywnej galaktyki? Co powstaje najpierw: centralna czarna dziura, a później gwiazdy, czy raczej na odwrót - najpierw struktura gwiazdowa, a dopiero potem aktywne jądro? Zespół pod kierunkiem Johna Bahcalla badał ostatnio zdjęcia 15 bliskich nam kwazarów uzyskane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Dzięki niewielkiej odległości tych obiektów spodziewano się zobaczyć wreszcie światło pochodzące od gwiazd. Nie można go bowiem zaobserwować w dalekich galaktykach, gdyż ginie w silnym promieniowaniu aktywnego jądra. Wbrew przewidywaniom zobaczono jedynie "gołe kwazary", bez wyraźnej emisji gwiazdowej. Być może świadczy to o tym, że rzeczywiście zaobserwowano rozpoczęcie aktywności galaktyk zanim powstały w nich gwiazdy. Jednak uzyskane wyniki nie są jeszcze przekonywające.

Inne pytania związane są z częstością występowania aktywnych galaktyk. Okazuje się, że kiedyś kwazarów było znacznie więcej niż obecnie. Czy aktywne jądra mogły zatem stanowić standardowe wyposażenie wszystkch nowo powstałych galaktyk? Prawdopodobnie protogalaktyki różniły się od galaktyk z chwili obecnej, gdyż i warunki we wczesnym Wszechświecie musiały być inne. Młody Wszechświat był mniejszy niż dzisiaj i z tego powodu znacznie gęstszy. Galaktyki leżały w nim bliżej siebie, więc łatwiej mogły się zderzać czy oddziaływać grawitacyjnie, z łatwością dostarczając do centralnych czarnych dziur materię w postaci gazu i pyłu.

Jeśli wszystkie protogalaktyki miały aktywne jądra, to dziś galaktyki powinny zawierać jakieś ich pozostałości. Zgromadzono już na to pewne dowody. Na przykład obserwacje ruchu gazu w centrum naszej Galaktyki wskazują, że nawet w niej istnieje stosunkowo masywna czarna dziura. Być może w jej okolicy znajdowało się kiedyś wystarczająco dużo materii, aby jądro młodej Drogi Mlecznej przypominało jądro galaktyki Seyferta. Jednocześnie pewne badania sugerują, że również obecnie w centralnych częściach naszej Galaktyki znajduje się dostatecznie dużo gazu do podtrzymania jej silnej aktywności. Pytanie o dokładne warunki prowadzące do efektywnej produkcji energii w aktywnych jądrach galaktyk pozostaje zatem ciągle bez jednoznacznej odpowiedzi.

Wiele jest jeszcze do odkrycia. Wszechświat jest nie tylko ogromny, ale - jak widać - i nader skomplikowany. My zaś mozolnie próbujemy poznać go część po części.


LINIE ABSORPCYJNE, LINIE EMISYJNE

Widmo to mała tęcza powstała przez rozszczepienie światła obiektu na poszczególne kolory (długości fal). Gęsty, gorący gaz wnętrz gwiazdowych produkuje widmo ciągłe. Na jego tle obserwowane są ciemne linie absorpcyjne, pochodzące od chłodnego gazu przysłaniającego gaz gorętszy. Takie linie powstają w chłodnych atmosferach gwiazd. W widmach typowych galaktyk odnajdujemy właśnie linie absorpcyjne, co jest wynikiem nałożenia się widm gwiazd z całej galaktyki.

Występowanie jasnych linii emisyjnych na tle widma ciągłego świadczy o istnieniu gorącego gazu zasłaniającego chłodniejszy gaz, produkujący widmo ciągłe. Zwykle takie linie są bardzo wąskie, choć czasami mogą ulegać poszerzeniu na skutek szybkich, termicznych ruchów atomów. Poszczególne atomy produkują wtedy linie, które przesunięte są nieco w stronę fal dłuższych lub krótszych (efekt Dopplera). Leżąc blisko siebie w widmie, linie te zlewają się w jedną, szeroką linię.

Poszerzenie linii może być wynikiem nie tylko ruchu poszczególnych atomów, ale również przemieszczania się różnych części całego obiektu względem obserwatora. Podejrzewa się, że występujące w widmach niektórych obiektów aktywnych szerokie linie emisyjne pochodzą właśnie od szybko poruszających się obłoków gorącego gazu, położonych w centralnych częściach galaktyk.
Do początku artykułu...

Dr KRZYSZTOF T. CHYŻY jest pracownikiem Zakładu Radioastronomii i Fizyki Kosmicznej Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego.