Az 1970-es években a csillagászok felfedezték a Tejút-galaxis közepén lévő kompakt rádióforrást - amelyet Nyilasnak hívtak. A sok évtizedes megfigyelés és a begyűjtött bizonyítékok után elmélet alakult ki, hogy ezeknek a rádiókibocsátásoknak a forrása valójában egy szupermasszív fekete lyuk (SMBH). Azóta az csillagászok elméletbe hozzák, hogy az SMBH-k az univerzum minden nagy galaxisának szívében vannak.
Ezek a fekete lyukak legtöbbször csendesek és láthatatlanok, ezért lehetetlen közvetlenül megfigyelni. De azokban az időkben, amikor az anyag esik a hatalmas magukba, sugárzás lángol, és több fényt bocsát ki, mint a galaxis többi része együttesen. Ezek a fényes központok az úgynevezett aktív galaktikus nukleuszok, és a legerősebb bizonyítékot jelentenek az SMBH-k létezésére.
Leírás:
Meg kell jegyezni, hogy az Active Galactic Nuclei (AGN-k) által megfigyelt hatalmas fényszórások nem magukból a szupermasszív fekete lyukakból származnak. A tudósok egy ideje megértették, hogy semmi, még fény sem, nem tud menekülni a fekete lyuk eseményhorizontján.
Ehelyett a sugárzás hatalmas robbanása - amely magában foglalja a rádió, mikrohullámú, infravörös, optikai, ultraibolya (UV), röntgen- és gamma-sugárzási hullámsávok kibocsátását - a fekete körülvevő hideg anyagból (gáz és por) származik. lyukak. Ezek a szétválasztó lemezek képezik a szupermasszív fekete lyukakat, és fokozatosan betáplálják őket.
A hihetetlen gravitációs erő ebben a régióban tömöríti a korong anyagát mindaddig, amíg eléri a kelvin több millió fokot. Ez fényes sugárzást generál, olyan elektromágneses energiát generálva, amely az optikai-UV hullámsávban csúcsot mutat. A forró anyagból származó korona szintén felhalmozódik az akkumulációs korong felett, és képes a fotonokat röntgenenergiáig szétszórni.
Az AGN sugárzásának nagy részét eltakarhatja a csillagközi gáz és a por, amely az akkumulációs tárcsa közelében van, de ez valószínűleg az infravörös hullámsávban újra sugárzik. Mint ilyen, az elektromágneses spektrum nagy részét (ha nem egészét) a hideg anyagnak az SMBH-kkal való kölcsönhatása révén állítják elő.
A szupermasszív fekete lyuk forgó mágneses tere és az akkumulációs tárcsa közötti kölcsönhatás szintén erőteljes mágneses fúvókákat hoz létre, amelyek relativisztikus sebességgel (vagyis a fénysebesség jelentős részének) a fekete lyuk fölött és alatt fejtik ki az anyagot. Ezek a fúvókák százezer fényévig terjedhetnek, és a megfigyelt sugárzás második potenciális forrása.
Az AGN típusai:
A tudósok általában az AGN-t két kategóriába sorolják, amelyeket „rádió-csendes” és „rádiós hangos” magoknak neveznek. A rádiós hangos kategória azon AGN-eknek felel meg, amelyeknek rádiókibocsátása mind az akkumulációs tárcsán, mind a fúvókákon keresztül történik. A rádiósen csendes AGN-k egyszerűbbek abban a tekintetben, hogy a sugárzás vagy a sugárhajtású sugárzás elhanyagolható.
Carl Seyfert 1943-ban fedezte fel az AGN első osztályát, ezért most viseli a nevét. A „Seyfert galaxisok” egy olyan rádiós csendes AGN, amely emissziós vonalaikról ismert, és ezek alapján két kategóriába sorolhatók. Az 1. típusú Seyfert-galaxisoknak szűk és szélesebb optikai sugárzási vonalaik vannak, ami azt jelenti, hogy nagy sűrűségű gázfelhők léteznek, valamint 1000–5000 km / s közötti gázsebesség a mag közelében.
Ezzel szemben a 2. típusú Seyferts csak keskeny kibocsátási vonalakkal rendelkezik. Ezeket a keskeny vonalakat az alacsony sűrűségű, a magtól nagyobb távolságra lévő gázfelhők és körülbelül 500–1000 km / s gázsebesség okozza. A Seyferts mellett a rádió-csendes galaxisok más alosztályaiba tartozik a rádió-csendes kvazárok és a LINER-ek is.
Az alacsony ionizációjú nukleáris emissziós vonalú galaxisok (LINER-ek) nagyon hasonlóak a Seyfert 2 galaxisokhoz, kivéve alacsony ionizációs vonalaikat (amint a neve is sugallja), amelyek elég erősek. Ezek a létező legalacsonyabb fényerejű AGN-k, és gyakran felmerül a kérdés, vajon valójában egy szupermasszív fekete lyukba való beragadás táplálja-e őket.
A rádiós hangos galaxisokat fel lehet osztani olyan kategóriákba is, mint a rádió galaxisok, kvazárok és blazárok. Ahogy a neve is sugallja, a rádiógalaxisok elliptikus galaxisok, amelyek a rádióhullámok erősen bocsátanak ki. A kvazárok a leginkább világító AGN típusok, amelyek spektruma hasonló a Seyfertshez.
Ezek azonban abban különböznek, hogy csillagok abszorpciós tulajdonságai gyengék vagy hiányoznak (azaz valószínűleg kevésbé sűrűek a gáz szempontjából), és a keskeny emissziós vonal gyengébb, mint a Seyfertsben látható széles vonalak. A blazárok az AGN nagyon változó osztálya, amelyek rádióforrások, de spektrumukban nem mutatnak emissziós vonalakat.
Érzékelés:
A történelem szempontjából számos olyan jellemzőt figyeltünk meg a galaxisok központjában, amelyek lehetővé tették őket, hogy AGN-ként azonosítsák őket. Például, ha az akkumulátortárcsa közvetlenül látható, akkor a nukleáris-optikai emisszió is látható. Ha az akkumulációs tárcsát a mag közelében lévő gáz és por eltakarja, az AGN az infravörös emisszióval detektálható.
Aztán ott vannak a széles és keskeny optikai emissziós vonalak, amelyek a különféle AGN típusokhoz vannak társítva. Az előbbi esetben azokat akkor állítják elő, amikor a hideg anyag közel van a fekete lyukhoz, és azoknak a kibocsátó anyagoknak az eredménye, hogy a fekete lyuk körül nagy sebességgel forognak (a kibocsátott fotonok Doppler-eltolódását okozva). Az előbbi esetben a távoli hideg anyag a tettes, ami szűkebb kibocsátási vonalakat eredményez.
Következő lépésként a rádiókontinentum és a röntgenkontinentális emissziók vannak. Míg a rádiókibocsátás mindig a sugárhajtás eredménye, a röntgenkibocsátás akár a sugárhajtóműből, akár a forró koronából származhat, ahol az elektromágneses sugárzás szétszórt. Végül vannak olyan röntgenkibocsátások, amelyek akkor fordulnak elő, amikor a röntgenkibocsátás megvilágítja a hideg nehéz anyagot, amely annak és a mag között helyezkedik el.
Ezek a jelek önmagukban vagy együttesen arra késztetik a csillagászokat, hogy számos detektálást végezzenek a galaxisok központjában, valamint hogy felismerjék a különféle típusú aktív magokat.
A Tejút galaxis:
A Tejút esetében a folyamatos megfigyelés rámutatott, hogy a Sagitarrius A-ra felitatott anyag mennyisége megegyezik egy inaktív galaktikus atommaggal. Elmélet szerint a múltban aktív mag volt, ám azóta rádió-csendes fázisba került. Arra is elméletileg került sor, hogy néhány millió (vagy milliárd) év múlva ismét aktívvá válhat.
Amikor az Andromeda Galaxy egyesül néhány milliárd év alatt a sajátunkkal, a középpontjában található szupermasszív fekete lyuk összeolvad a sajátunkkal, egy sokkal hatalmasabb és erősebbet hozva létre. Ezen a ponton talán a keletkező galaxis magja - a Milkdromeda (Andrilky) galaxis? - biztosan lesz elegendő anyag ahhoz, hogy aktív legyen.
Az aktív galaktikus magok felfedezése lehetővé tette a csillagászoknak, hogy több különféle galaxiscsoportot csoportosítsanak. Azt is lehetővé tette a csillagászoknak, hogy megértsék, hogy a galaxis méretét hogyan lehet megkülönböztetni a magjának viselkedéséből. És végül, ez is segítette a csillagászokat abban, hogy megértsék, mely galaxisok ment keresztül a múltban egyesüléseken, és mi jöhet a saját napunkra.
Számos cikket írtunk a galaxisokról a Space Magazine számára. Itt van: Mi mozgatja a szupermasszív fekete lyuk motorját? Lehetséges, hogy a Tejút fekete lyukká válik? Mi az a szupermaszív fekete lyuk?
További információkért lásd a Hubblesite hírközleményeit a galaxisokról, és itt található a NASA tudományos oldala a galaxisokról.
A Csillagászat Szereplőknek vannak epizódjai a galaktikus magokról és a szupermasszív fekete lyukakról is. Itt található a 97. epizód: Galaxisok és 213. epizód: Supermasszív fekete lyukak.
Forrás:
- NASA - Bevezetés az AGN-hez
- Wikipedia - Aktív galaktikus atommag
- Cosmos - AGN
- Cambridge X-Ray Csillagászat - AGN
- Leicesteri Egyetem - AGN
