Астронет > Ядра галактик

Астронет: Э. А. Дибай, "Физика Космоса", 1986 Ядра галактик
http://variable-stars.ru/db/msg/1188309/text

Ядра галактик

1. Введение
2. Типы галактик с нестационарными ядрами
3. Линейчатые спектры
4. Непрерывные спектры
5. Теоретические модели активных ядер

1. Введение

Для гравитирующих систем характерна кронцентрация вещества к центру тяготения. Звездные системы - галактики, как правило, имеют в центральных частях компактные сгущения - ядра, в состав к-рых входят и звезды, и газ. Наиболее четко они выделяются в спиральных галактиках. Ядро Галактики имеет массу порядка неск. млн. ${\mathfrak M}_\odot$ , оно окружено газовыми облаками, распространяющимися на расстояние до 150 пк от центра. Размер самого ядра меньше 10 пк, а его центральной части ("ядрышка") ~ 10^-4 пк. Нек-рые галактики, напр., Магеллановы облака, вообще не имеют ядер. Такая ситуация, по-видимому, типична для т.н. иррегулярных галактик с относительно небльшой массой, в к-рых нет заметной концентрации к центру. У нек-рых галактик в ядрах обнаружены мощные области ионизованного газа и горячие звезды ("пекулярные ядра"). В этих областях, по-видимому, протекают процессы активного звездообразования. Для таких галактик характерны яркие эмиссионные линии в спектрах и мощное непрерывное УФ-излучение ("галактики Маркаряна").

В отдельных случаях процессы, протекающие в ядрах, не могут быть объяснены св-вами только сконцентрированных в них звезд и газа. Таковы галактики с активными (нестационарными) ядрами, составляющие по численности ок. 1% норм. галактик (с неактивными ядрами). Нестационарность ядер проявляется в генерации мощного рентг., УФ-, ИК- и радиоизлучения, в выбросах облаков радиоизлучающей плазмы, в ускорении газовых облаков и т.д. По морфологическим св-вам галактики с нестационарными ядрами существенно отличаются от норм. галактик. Ниже рассматриваются св-ва нестационарных ядер галактик.

2. Типы галактик с нестационарными ядрами

Принято подразделять галактики с нестационарными ядрами на четыре осн. типа: сейфертовские галактики, радиогалактики, лацертиды и квазары.

Сейфертовские галактики в большинстве своем - спиральные галактики с яркими ядрами. Они образуют, по-видимому, наиболее многочисленный (в ед. объема пространства) класс нестационарных галактик. Наиболее характерным св-вом сейфертовских галактик явл. присутствие в их оптич. спектрах широких эмиссионных линий, свидетельствующих о движениях газа с большими скоростями.

Радиогалактики обладают мощным радиоизлучением (сравнимым с их оптич. излучением, а часто превышающим его). Ближайшие радиогалактики (Дева А, Персей А, Кентавр А и др.) явл. ярчайшими членами скоплений галактик. По-видимому, большинство радиогалактик - это эллиптические галактики.

Лацертиды получили свое название от объекта BL Lac, в каталоге переменных звезд характеризуются оптич. переменностью с большой амплитудой (до 4-5_m), переменным радиоизлучением и заметной поляризацией излучения. Они имеют вид звездоподобных объектов, окруженных туманными оболочками. В их оптич. спектрах нет эмиссионных линий, по к-рым можно было бы измерить красное смещение и тем самым расстояние до объекта. В нек-рых случаях, когда удается получить и исследовать спектр слабой туманной оболочки вокруг ядра лацертиды, оказывается, что этот спектр содержит линии поглощения, типичные для звездного компонента удаленной галактики.

Квазары - точечные источники, как и лацертиды. У близких квазаров обнаружены слабые туманные оболочки, спектры к-рых позволяют считать квазары ядрами далеких галактик.

К осн. св-вам нестационарных ядер галактик относят: излучение ядра составляет значительную часть излучения галактики; в широком интервале длин волн излучение ядра явл. нетепловым и избыточным по сравнению с норм. галактиками в УФ-, ИК-, радио- и рентгеновской областях; излучение ядра, как правило, переменно; в спектре ядра присутствуют широкие эмиссионные линии.

Эти св-ва не обязательно присущи в полной совокупности каждому нестационарному ядру. Так, сейфертовские галактики не обладают заметным радиоизлучением, лацертиды не имеют широких эмиссионных линий и т.д.

Выявление галактик с нестационарными ядрами производится по одному или нескольким перечисленным св-вам. Так, лацертиды выявляют по переменности их оптич. или радиоизлучения (многие из лацертид были известны ранее как переменные звезды). Важным признаком нестационарности явл. иное, чем у норм. галактик, распределение энергии в спектре. Квазары выявляют, в частности, по ярким эмиссионным линиям $L_\alpha$ и CIV, к-рые при больших красных смещениях ( $z\ge 2,5$ ) попадают в оптич. диапазон. Число квазаров, открываемых оптич. методами, сейчас же превышает число квазаров, открываемых по их радиоизлучению. По-видимому, число оптических (радиоспокойных) квазаров составляет не менее 50%, а возможно и 90%, от всех квазаров. Весьма эффективным оказалось обнаружение галактик с нестационарными ядрами по их рентг. излучению (см. Рентгеновская астрономия).

Галактики с нестационарными ядрами можно, по-видимому, расположить в единую последовательность по степени увеличения светимости ядра в отношении к окружающим частям галактики: S, N⁺, N, N^-, Q. На одном конце последовательности - спиральные галактики (S), далее N-галактики с различной степенью концентрации вещества к центру, на другом конце квазары (Q), у к-рых из-за их удаленности внешние области галактики не видны. Отношение светимостей ядра и галактики плавно возрастает вдоль указанной последовательности.

Распределение галактик с нестационарными ядрами на небесной сфере в среднем равномерно. Для сейфертовских галактик ярче 15,5_m подсчеты дают цифру - одна галактика на квадратный градус небесной сферы. Для квазаров ярче 19,5_m это число равно пяти. Не исключено, что многочисл. звездообразные объекты слабее 23_m в большинстве своем явл. квазарами.

Пространственная концентрация галактик с нестационарными ядрами зависит от их абс. звездной величины (светимости). По порядку величины пространств. концентрация сейфертовских галактик составляет 10^-4-10^-5, радиогалактик 10^-6-10^-7, квазаров 10^-7-10^-9 галактик/Мпк³. Пространственная концентрация нормальных галактик ~ 10^-2 Мпк^-3.

3. Линейчатые спектры

Рис. 1. Профили эмиссионных линий в спектре
ядра сейфертовской галактики NGC 5548.
H $_\alpha$ и H $_\beta$ - водородные серии Бальмера
( $$\lambda_\alpha=6563$ \AA$ , $$\lambda_\beta=4861$ \AA$ );
N₁ и N₂ - линии дважды ионизованного кислорода
с длинами волн $$\lambda$ 5007 и 4959 \AA$ .

Главной чертой линейчатых спектров квазаров и сейфертовских галактик явл. наличие широких эмиссионных линий (рис. 1), а также неоднородность профилей линий: разрешенные линии (H, He) значительно шире запрещенных линий (OIII, NII, SII и др.).

Наиболее подробно линейчатые спектры изучены у сейфертовских галактик. По виду спектров эти галактики делят на два типа. У галактик 1-го типа разрешенные спектральные линии имеют ширины, соответствующие доплеровским скоростям в неск. тыс. км/с (см. Доплера эффект), тогда как запрещенные линии 'уже, их ширины соответствуют скоростям источников в неск. сотен тыс. км/с. Сейфертовские галактики 2-го типа имеют как разрешенные, так и запрещенные линии одинаковой ширины, отвечающие скоростям движения до тысячи км/с. Аналогичные спектры наблюдаются и у радиогалактик, у к-рых также есть два подкласса: с широкими и узкими линиями в спектре. Численность объектов в подклассах различна: число сейфертовских галактик 1-го типа (с широкими линиями) относится к числу галактик 2-го типа, как 3:1, у радиогалактик отношение обратной (1:3).

Эти цифры отражают, по-видимому, существенные и пока неясные стороны эволюции галактик с нестационарными ядрами.

Линейчатые спектры квазаров и сейфертовских галактик в основном подобны (за исключением узких линий поглщения, см. Квазары); спектры лацертид, как указывалось, преимущественно непрерывные, без эмиссионных линий.

Табл. 1. Характерные параметры газовых оболочек нестационарных ядер галактик.

Параметр Зона свечения

разрешенных линий запрещенных линий

Светомить в линии OIII (4959 и 5007 $\AA$ ) $5\cdot 10^{41}$ эрг/с $5\cdot 10^{41}$ эрг/с

Масса газа $\sim 10 {\mathfrak M}_\odot$ $\sim 100 {\mathfrak M}_\odot$

Кинетическая энергия газа $$3\cdot 10^{50}$ эрг$ 10⁵⁰ эрг

Эффективная скорость 2000 км/с 300 км/с

Характерный размер $3\cdot 10^{17}$ см
(0,1 пк) $3\cdot 10^{18}$ см
(1 пк)

Неоднородная структура профилей эмиссионных линий (рис. 1) может быть объяснена в рамках геометрич. модели, в к-рой центральный источник ионизующего излучения окружен двумя подсистемами газа. Внутр. подсистема имеет высокую концентрацию частиц (выше 10⁸ см^-3), она - источник разрешенных линий. По-видимому, эта подсистема состоит из облаков или волокон газа, движущихся с большими скоростями (до десяти тыс. км/с). На большем удалении от центрального источника располагается внеш. зона с меньшей плотностью (10³-10⁵ см^-3) - источник запрещенных линий. Дисперсия скоростей во внеш. зоне порядка неск. сотен тыс. км/с. Типичные параметры газовых подсистем для нек-рых хорошо исследованных галактик приведены в табл. 1.

Приведенные данные получены из спектроскопических наблюдений, а затем расчетом получен размер газовой оболочки. Прямым измерениям с Земли объектов с размерами меньше секунды дуги мешает неспокойствие атмосферы (см. Разрешающая способность). Для одной из сейфертовских галактик NGC 4151 размер ядра был измерен при помощи фотографирования с ракеты за пределами атмосферы. Верхняя граница размера газовой оболочки ядра оказалась равной 0,05", что соответствует линейному размеру ок. 10 пк.

Спектроскопические наблюдения позволяют найти помимо плотности и темп-ры газовых масс содержание хим. элементов в оболочке. В тех случаях, когда удается получить надежные данные, оказывается, что хим. состав газа в нестационарных ядрах галактик в общем соответствует составу норм. звезд в солнечных окрестностях. Этот факт безусловно отражает существенные черты эволюции нестационарного ядра галактики.

Изучение интенсивностей эмиссионных линий позволяет построить т.н. фотоионизационную модель газовой оболочки ядра галактики. Согласно этой модели, газ в оболочке ионизуется УФ-излучением, идущим из центрального источника, в свою очередь становясь источником более длинноволнового излучения Расчет интенсивности эмиссионных линий в рамках такой модели (с учетом хим. состава, распределения плотности и темп-ры) оказался в хорошем согласии с наблюдениями.

Определяемые по ширинам эмиссионных линий скорости движения газа в оболочке составляют неск. тыс. км/с. Предполагают, что столь значительные скорости газ приобретает благодаря давлению излучения центрального источника или давлению электронов высоких энергий. В последнем случае посредником в передаче энергии от электронов к ускоряемому газу должно быть магн. поле. По порядку величины энергия, излучаемая в спектр. линиях за ед. времени (табл. 1), сравнима с кинетич. энергией газа, отнесенной к характерному кинематич. времени облаков (времени их торможения). По-видимому, ускоренные облака тормозятся в окружающей среде и, теряя скорость, постепенно образуют сплошную газовую оболочку ядра с дисперсией скоростей того же порядка, что и дисперсия скоростей звезд. Возможно, этим объясняется наличие двух зон (подсистем) газа с различающимися характеристиками.

4. Непрерывные спектры

Рис. 2. Спектры сейфертовской галактики 1-го
типа NGC 4151 и квазара 3С 273. По осям
координат отложены логарифмы частоты $\nu$ и
светимости $L_\nu$ на данной частоте.

Непрерывное излучение нестационарных ядер часто имеет степенную зависимость спектр. плотности потока $F_\nu$ излучения от частоты $\nu$ : $F_\nu\sim \nu^\alpha$ со средним спектральным индексом $< \alpha > \approx 0,7$ как в оптич., так и радиодиапазоне. Однако между оптической и радиообластями спектра нет плавного перехода, т.к. в ИК-области наблюдается избыток излучения, являющийся отличит. особенностью спектров нек-рых типов ядер (сейфертовские галактики 2-го типа). Степенной частотный спектр свойствен синхротронному излучению. Однако для объяснения всех особенностей спектра нестационарных ядер простой синхротронный механизм вряд ли пригоден. Так, ИК-избыток в спектрах сейфертовских галактик 2-го типа можно объяснить тепловым излучением пылинок, но у сейфертовских галактик 1-го типа и квазаров природа избытка явно нетепловая.

Для сейфертовских галактик 1-го типа и квазаров характерно рентг. излучение, а в отдельных случаях они явл. источниками гамма-излучения (рис. 2). Цветовые особенности оптического излучения квазаров и сейфертовских галактик по сравнению с нормальными галактиками отражены на рис. 3.

Рис. 3. Двуцветная диаграмма излучения
сейфертовских галактик и квазаров (крестики),
нормальных галактик (штриховая линия) и
звезд главной последовательности (сплошная
линия). B-V и U-B - фотоэлектрические
показатели цвета, Mkn, Sc и Sa, E -
соответственно галактики Маркаряна,
спиральные и эллиптические галактики.

Важнейшим св-вом непрерывного излучения нестационарных Я.г. явл. их оптич. переменность. Переменность ядер в ИК-диапазоне еще не подстверждена с достаточной уверенностью. Обнаружена переменность рентг. излучения. На рис. 4 приведены данные фотометрич. наблюдений одной из наиболее изученных сейфертовских галактик NGC 4151, доказывающие переменность оптич. излучения с характерным временем в неск. лет. На аналогичных кривых блеска др. сейфертовских галактик и квазаров заметны два компонента: долгопериодические изменения блеска с характерными временами в неск. лет и отдельные вспышки с временами порядка недель и месяцев. Общепринятого объяснения переменности ядер галактик не существует; более того, даже частные вопросы, напр., их возможная периодичность, все еще остаются дискуссионными.

Табл. 2. Массы и светимости нестационарных ядер галактик

Объекты $\lg({\mathfrak M}_{яд}/{\mathfrak M}_\odot)$ $\lg(L_{яд}$ эрг/c)

Квазары
     3C 273
     3C 48
8,7
8,95
47,3
46,65

Радиогалактики
     3C 120
     3C 390,3
8,4
8,95
45,0
45,2

Сейфертовские галактики 1-го типа
     NGC 1275
     NGC 4151
     NGC 3227
7,0
7,7
6,9
44,7
44,75
43,0

Маркарян 205 8,2 45,0

Сейфертовские галактики 2-го типа
     Маркарян 1
     NGC 1068
7,7
9,1
43,5
44,3

Интегрирование по спектру позволяет вычислить полную (болометрическую) светимость ядра L_я. Нек-рые типичные значения L_я приведены в табл. 2.

Реальные светимости ядер близки к т.н. критической светимости. Оценку массы ${\mathfrak M}_Я$ центрального тела галактик обычно делают при определенных модельных предположениях и считают, что к движению газовых облаков, дающих широкие эмиссионные линии, в гравитационном поле центрального тела применима теорема вириала. Различные модели дают в общем согласующиеся (по порядку величины) значения ${\mathfrak M}_Я$ .

Рис. 4. Изменения блеска сейфертовской галактики
NGC 4151 за период с 1967 по 1979 гг. (в звездных
величинах). Колебания блеска составляют $\approx 1,5^m$ .

Результаты исследований позволяют построить геометрич. модель нестационарного Я.г. Центральное тело (о его возможной природе будет сказано в разделе 5) с типичной массой $10^8-10^9 {\mathfrak M}_\odot$ и характерным размером ок. 10¹⁵ см окружено плазмой, генерирующей непрерывный спектр. Область генерации непрерывного спектра простирается до расстояния 10¹⁶-10¹⁷ см. Далее (до 10¹⁸ см) наблюдаются газовые облака, ускоряемые давлением радиации (или потоком энергичных частиц) центрального тела. Этот газ постепенно переходит в газ галактики.

Генезис и физику ядра следует рассматривать в тесной связи с общими св-вами окружающей галактики.

5. Теоретические модели активных ядер

Модели нестационарных ядер галактик должны объяснить в первую очередь, как в столь малой по размерам области галактики генерируется столь мощное излучение. Наиболее развиты модели, согласно к-рым нестационарное ядро представляет собой: 1) звездное скопление, 2) массивную магнитоплазменную конфигурацию, 3) черную дыру.

Исторически первыми появились гипотезы, объясняющие феномены в ядрах галактик вспышками сверхновых звезд. При высоких плотностях числа звезд в центральных частях галактик (10⁶-10⁸ звезд на 1 пк³) вероятность звездных катастроф возрастает. Помимо обычных вспышек сверхновых можно представить ебе столкновения звезд, слипания звезд малых масс в массивный объект с последующим взрывом и т.д. Близкие вспышки сверхновых, сливаясь, могут образовывать мигрирующие зоны повышенной активности ядра. В этих случаях вспышка сверхновой может быть стартовым механизмомЮ освобождающим энергию, запасенную во всей области ядра. Регулярно протекающие в ядре вспышки сверхновых могут объяснить наблюдаемую энергетику ядер. Однако нек-рые явления, связанные с радиогалактиками (выбросы вещества в виде струй релятивистской плазмы), говорят об упорядоченной структуре магн. поля ядра, что возможно лишь для ядра как единого тела.

Одна из моделей, рассматривающая ядро в виде единой магнитоплазменной вращающейся конфигурации, основана на аналогии с пульсарами. В различных вариантах этой модели вращаюееся центральное тело, обладающее магн. полем, наз. магнитоидом, квазипульсаром, ротатором, спинаром и т.д. Образование такого тела может быть результатом оседания к центру галактики газа, потерянного звездами, или стадией эволюции плотного звездного скопления. На нек-рой стадии эволюции такого тела нетепловое - магнито-дипольное - излучение начинает превосходить тепловое излучение. Характерное время эволюции такой конфигурации при массе $\sim 10^8 {\mathfrak M}_\odot$ составляет 10⁵ лет. Рассматриваемая конфигурация может эффективно генерировать потоки частиц, что характерно для нестационарных ядер.

Наиболее популярна модель черной дыры в центре галактики. Излучает в этой модели газ, падающий на черную дыру (см. Аккреция). Газ нагревается в результатестолкновений его частиц между собой при скоростях, близких к скорости света. Модель привлекательна прежде всего высоким коэфф. трансформации $\eta$ кинетич. энергии падающего газа в излучение: $\eta=0,06$ при сферически симметричной аккреции и 0,42 при дисковой аккреции (для термоядерных реакций на Солнце коэфф. трансформации в излучение составляет весго 0,007). Светимость при аккреции $L=\eta c^2 (d{\mathfrak M}/dt)$ . Для обеспечения наблюдаемой светимости ядра, составляющей 10⁴⁵-10⁴⁷ эрг/с, необходим приток массы $d{\mathfrak M}/dt$ порядка $1 {\mathfrak M}_\odot$ в год, что легко реализуется в галактике с массой $10^{11}-10^{12} {\mathfrak M}_\odot$ .

В этой модели одной из осн. проблем явл. выяснение природы источников вещества, падающего на черную дыру. Возможны следующие источники: межгалактический газ, аккрецируемый галактикой; падение расеивающегося вещества планетарных туманностей и, наконец, приливное разрушение звезд, пролетающих на близких расстояниях от черной дыры. Разрушая звезды, черная дыра может увеличить свою массу до критич. значения $3\cdot 10^8 {\mathfrak M}_\odot$ за характерное время $5\cdot 10^8$ лет. При массе $3\cdot 10^8 {\mathfrak M}_\odot$ приливной радиус черной дыры равен ее гравитационному радиусу ( $\sim 9\cdot 10^{13} \mbox{см}\approx 6$ а.е.), и звезды поглощаются черной дырой, не разрушаясь. После этого черная дыра уже не будет окружена газом от разрушенных звезд. Не исключено, что рассматриваемую стадию можно отождествить с лацертидами, к-рые, в отличие от всех остальных типов галактик с нестационарными ядрами, не имеют в ядрах газа, дающего эмиссионные линии.

Рассмотренные модели отражают, возможно, различные стадии эволюции нестационарных Я.г. На ранних стадиях эволюции важную роль играют процессы в плотных звездных скоплениях, особенно повышенная частота вспышек сверхновых звезд. Магнитоплазменные модели в какой-то мере отражают наблюдаемые св-ва радиогалактик. Наконец, стадия черной дыры, по-видимому, явл. неизбежным финалом эволюции любой массивной гравитирующей конфигурации. Недавно было проведено детальное исследование радиогалактики М87 в созвездии Девы. Это гигантская эллиптическая галактика практически не вращается. Во внешних областях галактики дисперсия скоростей составляет 230 км/с и отношение ${\mathfrak M}/L$ =6 (в солнечных единицах). По мере приближения к центру галактики дисперсия скоростей увеличивается до значения 350 км/с, а отношение ${\mathfrak M}/L$ возрастает до 60. Возрастание дисперсии скоростей с одновременным падением яркости можно объяснить существованием в центре М87 массивного тела с ${\mathfrak M}=5\cdot 10^9 {\mathfrak M}_\odot$ . Не исключено, что таким телом явл. черная дыра.

Лит.:
Звезды и звездные системы, М., 1981; Происхождение и эволюция галактик и звезд, М., 1976; Бербидж Дж., Бербидж М., Квазары, пер. с англ., М., 1969; Тейлер Р.Дж., Галактики. Строение и эволюция, пер. с англ., М., 1981; Воронцов-Вельяминов Б.А., Внегалактическая астрономия, 2 изд., М., 1978; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979.

(Э.А. Дибай)

Э. А. Дибай, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

Параметр	Зона свечения
	разрешенных линий	запрещенных линий
Светомить в линии OIII (4959 и 5007 $\AA$ )	$5\cdot 10^{41}$ эрг/с	$5\cdot 10^{41}$ эрг/с
Масса газа	$\sim 10 {\mathfrak M}_\odot$	$\sim 100 {\mathfrak M}_\odot$
Кинетическая энергия газа	$$3\cdot 10^{50}$ эрг$	10⁵⁰ эрг
Эффективная скорость	2000 км/с	300 км/с
Характерный размер	$3\cdot 10^{17}$ см (0,1 пк)	$3\cdot 10^{18}$ см (1 пк)

Объекты	$\lg({\mathfrak M}_{яд}/{\mathfrak M}_\odot)$	$\lg(L_{яд}$ эрг/c)
Квазары 3C 273 3C 48	8,7 8,95	47,3 46,65
Радиогалактики 3C 120 3C 390,3	8,4 8,95	45,0 45,2
Сейфертовские галактики 1-го типа NGC 1275 NGC 4151 NGC 3227	7,0 7,7 6,9	44,7 44,75 43,0
Маркарян 205	8,2	45,0
Сейфертовские галактики 2-го типа Маркарян 1 NGC 1068	7,7 9,1	43,5 44,3