Seyferti galaktikad: aktiivsed tuumad ja supermassiivsed mustad augud
Seyferti galaktikad: aktiivsed tuumad, akkretsiooniketad ja supermassiivsed mustad augud — avasta nende valgus- ja ultraviolettsignaalide saladused.
Seyferti galaktikad on nimetatud Carl Seyferti järgi, kes kirjeldas neid esimest korda 1943. aastal. Need on lähiajaloolised näited aktiivsetest galaktikatest: nende keskmes asub väga ereda kiirgusallikaga aktiivne tuum, mis on palju eredam kui tavalise galaktika stardiaur. Seyfertite tuumad võivad muuta heleduse ja spektri lühikeste ajavahemike jooksul, mis viitab kompaktsusele ja kiiretele protsessidele tuuma läheduses.
Need galaktikad on üks kahest peamisest aktiivsete galaktikate tüübist. Teine suur rühm on kvasarid. Seyferti galaktikate tuumad on kvasarilaadsed: need on väga kauged elektromagnetilise kiirguse helendavad allikad. Nende väga suure pinnakiirguse spektrites on tugevad, kõrge ionisatsiooniga kiirgusjooned. Erinevalt kvasaaridest on nende peremeesgalaktikad siiski selgelt nähtavad.
Liigitus ja spektrilised tunnused
Seyfertid liigitatakse tavaliselt kaheks peamiseks alamtüübiks:
- Seyfert 1 — omavad nii laiu kui ka kitsaid emissioonijooneid. Laiad jooned (FWHM mõned tuhanded km/s) pärinevad niinimetatud laia joone piirkonnast (BLR), mis asub väga lähedal keskmisele mustale augule.
- Seyfert 2 — näitavad ainult kitsaid emissioonijooni (FWHM mõnesaja km/s) ja otsest vaateühendust BLR-iga tihti ei ole nähtav.
Põhjus ja ühtne mudel
Seyferti-aktiivsuse põhjus on lühidalt see, et galaktika keskmes asuv supermassiivsed mustad augud, mida ümbritsevad langeva materjali akkretsioonikettad, neelavad ainet ja väljastavad selle käigus suurt hulka energiat. Akkretsiooniketas toodab peamiselt ultraviolett- ja optilist kiirgust, samas kui ümber ketta võidakse moodustada ka kuum elektronidest korona, mis upconvertib kiirgust röntgenkiirguseks. Ühtne mudel (unified model) selgitab eri Seyferti tüüpe vaatenurga ja keskkonna (nt tolmune torus) abil: kui otsesihikuline vaade BLR-i on blokeeritud, näeme Seyfert 2 tüüpi; kui BLR on nähtav, klassifitseeritakse objekt Seyfert 1-ks. Spektropolarimeetriaga on paljudel Seyfert 2-del leitud peegeldunud (polariseeritud) laiad jooned, mis kinnitab peidetud BLR-i olemasolu.
Spektrite ja piirkondade eripära
Akkretsiooniprotsessi kiirguse ja keskkonna kokkupuute tõttu tekivad selged emissioonijoone piirkonnad:
- Laia joone piirkond (BLR) — kompaktses skaalas, väga kõrged kiirused, vastutab laiemate optiliste ja UV-joonte eest.
- Kitsa joone piirkond (NLR) — ulatub sadadest kuni tuhandete parsekiteni, toodab kitsaid ionisatsioonijooni nagu [O III] jms.
Vaadeldavused ja omadused eri lainetel
Nähtavas valguses vaadatuna näeb enamik Seyferti galaktikaid välja nagu tavalised spiraalgalaktikad. Kui neid aga uurida teiste lainepikkuste juures, selgub, et nende tuumade heledus on sama suur kui tervete Linnutee-suuruste galaktikate heledus. Seyfertid on tugevad ka röntgen- ja infrapunaspektris; mitmetel on nähtavad radio-emissioonid ja mõnel on ka kitsad või laiad kiirvoolud/joad, kuigi üldiselt on neid vähem tugevalt radio-eredaid kui kvasare.
Massid, heleduse kirjeldus ja muutumine
Seyfertite keskmes olevate supermassiivsete mustade aukude massid on tüüpiliselt ~10^6–10^8 päikese massi suurusjärgus — madalamad kui mõnel kvasaril, kuid piisavalt suured, et tekitada väga kõrge valgusvõimsuse akretsiooniprotsessis. Nende heleduse tase võib varieeruda päevade kuni aastate jooksul, mis annab võtme musta augu ligiduse ja akretsiooniprotsesside uurimiseks.
Observatsioonimeetodid ja uuringud
Seyfertite uurimiseks kasutatakse mitme lainepikkuse vaatlust: optiline spektroskoopia (emissioonijoonte leidmiseks ja klassifikatsiooniks), röntgenvaatlus (absorptsiooni ja korona uuring), infrapuna (tolmust läbitungiva kiirguse vaatlus) ning radiointerferomeetria (kiirvoolude ja struktuuri jälgimiseks). Tänu suhtelisele lähedusele on Seyfertid astronoomide jaoks olulised "testlaborid" aktiivse tuuma füüsika detailseks uurimiseks.
Mõju galaktika evolutsioonile
Seyfertite aktiivsus võib mõjutada peremeesgalaktika arengut: akretsiooniga seotud tuuled ja kiirvoolud võivad eemaldada ainet või soojendada gaasi, takistades tähetekke protsesse (AGN-tagasiside). Samuti seostatakse aktiivsust tihti galaktiliste ühinemiste või sisemise dünaamika muutustega, mis suunavad ainet keskele akretsiooniks.
Tuntud näited
Kuulsamad Seyferti galaktikad on näiteks NGC 1068 (M77, tüüpiline Seyfert 2), NGC 4151 (Seyfert 1, tugev röntgenallikas) ja NGC 5548 (aktiivne Seyfert 1, mida on laialdaselt jälgitud reverberatsiooniuuringutes). Need ja sarnased objektid on aidanud kinnitada ühtse mudeli ja mõista akretsiooniprotsesse lähemalt.
Seyferti galaktikad moodustavad umbes 10% kõigist galaktikatest ja on ühed kõige intensiivsemalt uuritud objektid astronoomias. Arvatakse, et neid toidavad samad nähtused kui kvasaare, kuigi nad on kvasaridest lähemal ja vähem heledamad. Nende galaktikate keskmes on supermassiivsed mustad augud, mida ümbritsevad langeva materjali akkretsioonikettad. Arvatakse, et akkretsioonikettad on vaadeldava ultraviolettkiirguse allikaks. Ultraviolettkiirguse kiirgusjooned ja neeldumisjooned on parim viis ümbritseva materjali analüüsimiseks.
Circinuse galaktika, II tüüpi Seyferti galaktika
Aktiivse galaktilise tuuma skeem. Keskset musta auku ümbritseb akkretsioonikett, mida ümbritseb torus. Näidatud on laiade joonte piirkond ja kitsaste joonte emissioonipiirkond ning tuumast väljuvad joad.
Näited
Siin on mõned tähelepanuväärsed näited Seyferti galaktikatest:
- Circinuse galaktika on oma keskusest välja paisatud gaasirõngad
- CentaurusA, ilmselt kõige heledam Seyferti galaktika Maalt vaadatuna. Tegemist on hiiglasliku elliptilise galaktikaga: raadiogalaktika, mis on tähelepanuväärne oma relativistliku joa poolest, mis ulatub üle miljoni valgusaasta.
- Messier 51a (NGC 5194), Whirlpool Galaxy, üks tuntumaid galaktikaid taevas.
- Messier 81 (NGC 3031), mis on populaarne amatöörastronoomia sihtmärk ja teine heledaim Seyferti galaktika taevas pärast Centaurus A'd.
- Messier 87 (NGC 4486), Virgo kobariku keskne galaktika ja suurim galaktika kohalikus superhunnikus. Tegemist on raadiogalaktikaga, mis paistab silma oma 4400 valgusaasta pikkuse relativistliku joa poolest, mida juhib tohutu supermassiivne must auk massiga (3,5 ± 0,2)-6,3 miljardit Päikesemassi.
- NGC 1672 on tuum, mida ümbritsevad intensiivsed tähesädemete piirkonnad
Seyferti galaktika Messier 51
Seyferti galaktika Messier 87
Seyferti galaktika Centaurus A
Küsimused ja vastused
K: Kes kirjeldas esimesena Seyferti galaktikaid?
V: Carl Seyfert kirjeldas neid esimesena 1943. aastal.
K: Millised on kaks peamist aktiivsete galaktikate tüüpi?
V: Kaks peamist aktiivsete galaktikate tüüpi on Seyferti galaktikad ja kvasarid.
K: Mille poolest erinevad Seyferti galaktikad kvasaaridest?
V: Erinevalt kvasaaridest on Seyferti galaktikate puhul nende peremeesgalaktikad selgelt nähtavad. Samuti on nad lähemal ja vähem heledamad kui kvasarid.
K: Kui suure osa kõigist galaktikatest moodustavad Seyferdid?
V: Umbes 10% kõigist galaktikatest moodustavad Seyferdid.
K: Mis on arvatavasti nende objektide täheldatud ultraviolettkiirguse allikas?
V: Arvatakse, et nende objektide täheldatud ultraviolettkiirguse allikaks on akkretsioonikettad, mis ümbritsevad supermassiivseid musti auke nende keskustes.
K: Kuidas saab analüüsida Seyferti galaktikat ümbritsevat materjali?
V: Seyferti galaktikat ümbritseva materjali analüüsimiseks saab kasutada ultraviolettkiirguse kiirgusjooni ja neeldumisjooni.
K: Milline näeb välja tüüpiline Seyferti galaktika nähtavas valguses?
V: Nähtavas valguses vaadatuna näeb enamik Seyferti galaktikaid välja nagu tavalised spiraalgalaktikad.
Otsige