• Введение
• Начало исследований АЯГ
• Классификация АЯГ
• Центральный источник
• Область свечения широких спектральных линий (broad-line region, BLR)
• Область свечения узких спектральных линий (narrow-line region, NLR)
• Пылевой тор
• Эхо-картирование
• Определение масс свермассивных черных дыр
• Линии поглощения в спектрах АЯГ

Введение

Активные ядра галактик (АЯГ) это релятивистские объекты с рядом экстремальных свойств: наличие сверхмассивной черной дыры (super massive black hole, SMBH), наибольшей светимости в нашей Вселенной и переменной яркостью во всех диапазонах длин волн от гамма-лучей до радиоволн. Огромное количество энергии высвобождается посредством аккреции (падения) газа на SMBH. Гигантская светимость является следствием огромного давления света. Компенсировать это давление может только сильное гравитационное поле, создаваемое телом с массой в миллионы масс Солнца. С другой стороны, быстрая переменность АЯГ свидетельствует о том, что эти миллионы солнечных масс должны быть сосредоточены в очень малом объеме. Таким образом, было предположено, что феномен АЯГ вызван SMBH, окруженной аккреционным диском. Это предположение было впоследствии доказано наблюдениями. Самое прямое доказательство существования в SMBH в АЯГ является открытие рентгеновской линии железа, которая образуется в аккреционном диске на расстоянии лишь нескольких гравитационных радиусов от центральной массы (например Tanaka et al. 1995). Таким образом, центральные массы в АЯГ – это свермассивные черные дыры.

АЯГ видны, даже при наблюдениях с космических обсерваторий, как пространственно неразрешимые (звездообразные) объекты в центральных частях некоторых галактик. Лишь внешние области АЯГ – пылевой тор и NLR-область могут быть доступны для наблюдний из космоса, а для ближайших к нам АЯГ, NLR-область является пространственно разрешимой даже при наблюдениях с Земли.

Наблюдений с космического телескопа им. Хаббла (HST) показали, что около 30% всех галактик обладают SMBH, в то время как АЯГ составляют лишь 1–2% всех галактик. SMBH чаще встречаются у более массивных галактик. Большинство галактических ядер с SMBH не активны, потому что в таких ядрах недостаточно газа для формирования аккреционного диска. Такие SMBH проявляют себя только своим гравитационным воздействием на окружающие звезды и газ и ничем больше.

Как было найдено из наблюдений, массы сверхмассивных черных дыр (M_BH) находятся в диапазоне от миллионов до миллиардов масс Солнца. Такая масса значительно меньше, чем массы родительских галактик (M_host). Отношение M_BH / M_host для Локальной Вселенной составляет ~0.002 (например Marconi & Hunt 2003; Decarli et al. 2010) или еще меньше, если рассматривать общую гравитационную массу, которая включает массу темной материи. При таком соотношении масс, радиусы гравитационного влияния SMBH пренебрежимо малы по отношению к размерам их родительских галактик.

Начало исследований АЯГ

Еще в начале 20 века было обнаружено, что спектры некоторых галактик содержат ряд эмиссионных линий в дополнение к обычным линиям поглощения звездного населения этих галактик Fath (1909). Однако этому открытию не было придано в то время должного значения. В 1943 г. астроном США Carl Seyfert исследовал спектры шести таких галактик и выделил их в отдельный тип получивший впоследствии название Сейфертовских галактик. Они имели звездообразное ядро, а в их спектрах наблюдались относительно узкие (сотни км/сек) и очень широкие (тысячи км/сек) эмиссионные линии, в то время как звездные линии поглощения были менее глубокие чем у обычных галактик. Эта его работа (Seyfert 1943) послужила толчком для дальнейших исследований данного типа необычных объектов.

   Рис. 1: Так они выглядят. Прямые снимки трех галактик с активными ядрами, полученные в Крымской Астрофизической Обсерватории на телескопе АЗТ-8. Размер каждого кадра 5.9х5.9 угловых минут. Галактики с активным ядром располагаются точно в центре каждого кадра. Над каждым кадром приводится название объекта, красное смещение z и абсолютная звездная величина в фотометрическом фильтре B (см. фотометрическая система). Величина z харатеризует расстояние до галактики (z=0.01 сответствует примерно 1.5·10²¹ километров, см. закон Хаббла). Активное ядро - это звездообразный объект в центре каждой галактики. Для квазара 1E 0754.6+3928 (самый удаленный от нас из представленных галактик), это ядро настолько ярокое, что мы видим лишь его и не видим самой галактики. Для остальных АЯГ, звездообразное ядро явно не выделяется (при данном масштабе по яркости) на фоне галактики - оно слабее самой галактики.

Классификация АЯГ

Хачикян и Видман (Khachikian & Weedman 1971) были первыми кто понял, что существуют два различных подкласса Сейфертовских галактик, отличающихся наличием либо отсутствием широких разрешенных эмиссионных линий в их спектрах: 1-ый тип (или Sy1) имеет как широкие так и узкие линии, а 2-ой тип (или Sy2) – только узкие линии. Квазары вначале выделяли в особый класс АЯГ, пока не стало ясно, что это абсолютно один и тот же тип объектов, что и Сейфертовские галактики, в совокупности образующий непрерывную последовательность по светимости. Так называемые Sy1 галактики с узкими линиями (NLS1) выделили в особый тип АЯГ в конце 1990-х годов. Широкие линии в их спектрах лишь немного шире чем узкие линии (их ширина меньше чем 2500 км/сек на половине интенсивности). Этот тип АЯГ характерен огромной амплитудой переменности в рентгене, малой амплитудой переменности в оптике и в их спектрах наблюдаются большие избытки в мягком рентгене. Эти свойства NLS1 часто связывают с повышенным темпом аккреции газа на черную дыру в этих ядрах, который близок к эддингтоновскому пределу. Особый тип АЯГ представляют блазары и объекты типа BL Lac, где потоки намагниченной ультрарелятивистской плазмы выбрасываются со скоростью близкой к скорости света вдоль оси аккреционного диска по направлению к наблюдателю. В излучение таких АЯГ доминирующий вклад вносят именно эти струи (джеты), а не аккреционный диск.

Центральный источник.

Это область непосредственно примыкающая к черной дыре, где происходит громадное выделение энергии в непрерывном спектре в широком диапазоне длин волн. Эта область простирается на расстояние от нескольких гравитационных радиусов до нескольких сотен гравитационных радиусов. Гравитационный радиус пропорционален массе черный дыры и составляет 3 километра для масы равной массе Солнца (часто за гравитационный радиус берут в два раза меньшую величину). Механизмом преобразования гравитационной энергии в энергию излучения служит вязкое трение газа, приводящее к потере углового момента вращения газа в геометрический тонком (блин) аккреционном диске вокруг черной дыры. Таким образом, газ в диске движется по спирали, делая множество оборотов и постепенно приближаясь к черной дыре. Эффективность энерговыделения в аккреционном диске намного превосходит эффективность термоядерных реакций, достигая 30%, то есть 30% массы падающего газа преобразуется в энергию излучения.

Температура диска по мере приближения к черной дыре увеличивается, достигая десятка миллинов градусов и больше в т.н. релятивистской зоне, расположенной на расстоянии менее трех гравитационных радиусов от черной дыры. Здесь формируются релятивистские джеты и возникает жесткое рентгеновское излучение. Что касается АЯГ, то предполагается, что за рентгеновское излучение в основном ответственна гипотетическая корона – протяженная, очень малой плотности и очень сильно разогретая область газа над аккреционным диском. За пределами релятивистской зоны, распределение непрерывного излучения данного участка диска зависит от температуры этого участка и примерно соответствует излучению абсолютно черного тела или фотосферы звезды соответствующей температуры. Здесь формируется ультрафиолетовое, а затем видимое излучение. Инфракрасное излучение формируется еще дальше – на самой переферии диска и в т.н. пылевом торе. Суммарное тепловое излучение диска (за пределами релятивистской зоны) получается путем интегрирования чернотельных излучений отдельных частей диска. Доказательством теплового излучения диска служит т.н. blue bump – бугор (избыток) в ультрафиолетовой области спектра, наблюдаемый в спектрах многих АЯГ.

Темп падения газа на черную дыру (единиц массы в единицу времени) называют темпом аккреции. Существует максимально возможный темп аккреции (т.н. эддингтоновский предел), выше которого сила давления света превышает силу гравитации черной дыры и аккреционный диск становиться неустойчивым. Этому пределу соответствует максимально возможная (эддингтоновская) светимость диска L_ed, причем последняя пропорциональна массе черной дыры M. Режим аккреции для разных АЯГ варьируется в пределах от 1% до 100% от эддингтоновской светимости (т.н. эддингтоновское отношение светимостей).

Математическое описание аккреционного диска изложено в работе Shakura & Sunyaev (1973). В нерялитивистской области диска, то есть для расстояний r от черной дыры много больших, чем три гравитационных радиуса, температура T убывает с расстоянием как: T ~ (M M')^1/4 r^-3/4, где M – масса черной дыры, а M' – темп аккреции. Светимость диска L в заданном диапазоне длин волн зависит от массы черной дыры и темпа аккреции как: L ~ (M M')^2/3. Распределение энергии теплового излучения диска, которое получается путем интегрирования чернотельных излучений по диску, является степенным: I_n ~ n^1/3, где n – частота излучения, а I_n – светимость на единицу частоты. Для лучшего понимания ниже приводятся некоторые следствия из этих формул:

1.  В первом приближении, все аккреционные диски являются подобными друг другу. Т.е. диск черной дыры большей массы (или большего темпа аккреции) это увеличенная копия диска черной дыры меньшей массы (или меньшего темпа аккреции).

2.  Если расстояние r дано в единицах гравитационных радиусов, то зависимость T(r) (что теперь будет эквивалентно зависимости между температурой газа и скоростью его вращения) будет неизменна, если темп аккреции пропорционален квадрату массы: M' ~ M². В этом случае, светимость диска пропорциональна квадрату массы черной дыры, или: M ~ L^1/2, а эффективность энерговыделения не зависит от массы. Поскольку L_ed ~ M, то с ростом массы черной дыры, АЯГ должны аккрециоровать во все более жестком режиме, достигающем при некоторой предельной массе величины 100%. Аргументы в пользу существования такого предела по массе (порядка 10¹⁰ масс Солнца) приводят многие авторы (например Natarajan & Treister 2009).

3. Если светимость диска пропорциональна массе черной дыры: M ~ L, что соответствует неизменному режиму аккреции (т.е. одинаковому эддингтоновскому отношению светимостей), то M' ~ M^1/2, а эффективность энерговыделения падает с увеличением массы. Наблюдаемая зависимость масса–светимость лежит в пределах от M ~ L^0.5 до M ~ L^0.7 (Peterson et al. 2004, Kaspi et al. 2000).

Для объяснения наблюдаемой корреляции между изменениями рентгеновской, ультрафиолетовой и оптической светимостями АЯГ, широкое распространение получила т.н. модель репроцессинга (например, Sergeev et al. 2005; Cackett et al. 2007), в которой аккреционный диск излучает не только за счет вязкого трения, но, в основном, за счет разогрева диска рентгеном. Для простоты расчетов предполагается, что источник рентгена является точечным и расположен над центром диском. Распределение температуры по диску в этом случае оказывается точно таким же, как для вязкого трения (см. выше), если расстояние до центра диска много больше, чем высота источника рентгена. Модель может быть использована для расчета абсолютной светимости АЯГ и поэтому имеет важный космологический аспект.

  Рис. 2: Примерно так они изменяют свою яркость. Вверху: историческая оптическая кривая блеска ядра NGC 5548. Полученна на 2.6-м телескопе им. Шайна, а также в результате ряда международных компаний мониторига этого объекта (Peterson et al. 2002) и литературных данных. Скомпиллирована Сергеевым С.Г. (Sergeev et al. 2007). Данные, полученные с использованием современных приемников излучения – ПЗС камер показаны сплошной линией. Внизу: рентгеновская кривая блеска этого же ядра. Получена со спутника RXTE. Интервал времени рентгеновских наблюдений обозначен на оптической кривой блеска горизонтальной линией.

Область свечения широких спектральных линий (broad-line region, BLR).

Область вокруг центрального источника, простирающаяся на тысячи гравитационных радиусов или, в зависимости от светимости центрального источника, от нескольких световых дней (св.д.) до сотни и более св.д (1 св.д. равен 25.9 миллиарда километра). Размер BLR-области показывает очень хорошую корреляцию со светимостью ядра. Характерные ширины спектральных линий, излучаемых этой областью, соответствуют скоростям излучающего газа ~2000–10000 км/сек, а иногда еще больше. Чтобы объяснить наблюдаемые светимости и соотношения интенсивностей различных эмисионых линий в спектрах АЯГ, вещество в BLR-области должно иметь малый объемный фактор заполнения: т.е. распределяться по принципу "где-то густо, а где-то пусто". Примером может служить дисковая модель BLR-области, где вещество сконцентрировано в одной плоскости или облачная модель, где вещество сконцентрировано в отдельных плотных фрагментах (облаках). Вероятно плотность газа в различных облаках варьируется в широких пределах, но типичная плотность примерно соответствует 10⁹–10¹⁰ частиц/см³.

Центральный источник излучает в широком диапазоне длин волн переменный по потоку континуум, который ионизует и разогревает BLR-область заставляя газ светиться в различных спектральных линиях. Основным механизмом возбуждения газа является фотоионизация, а свечения линий – фоторекомбинация. Фотоионизационные модели и расчеты интенсивностей линий для отдельного облака были выполнены в ряде работ (например, Kwan 1984; Collin-Souffrin & Dumont 1986; Korista et al. 2004). Эти расчеты включали ионизационно-рекомбинационный баланс, уравнения заселенности атомных уровней и тепловой баланс. Важным параметром в расчетах является вероятность освобождения a для данной линии (вероятность выхода фотона из облака без переизлучения), которая необходима для учета диффузного излучения в линии, и которая зависит от внутренней дисперсии скоростей газа в облаке и от населенностей атомных уровней. Излучение данной линии зависит также от потока и от распределения энергии ионизирующего излучения. Кроме того, в ряде случаев заметное влияние может оказывать неионизирующее излучение (вынужденные переходы между атомными уровнями, ионизация с возбужденных состояний и разогрев рентгеном).

Общий поток в данной линии и профиль линии могут быть рассчитаны путем интегрирования по ансамблю облаков, для чего необходимо знать структуру, геометрию и кинематику BLR-области. При этом надо учитывать т.н. фактор покрытия, то есть эффект экранирования центрального источника облаками газа.

Основными параметрами, влияющими на эффективность образования данной спектральной линии являются спектральное распределение ионизирующего излучения и ионизационный параметр U. Этот параметр есть отношение плотности ионизирующих фотонов к плотности частиц вещества.

В оптическом диапазоне длин волн в спектрах АЯГ в основном наблюдаются следующие широкие линии: бальмеровские линии водорода, линия гелия He II 4686Å и линия гелия He I 5876Å (Рис. 3). Часто наблюдаются многочисленные линии мультиплетов Fe II, образующие целый лес накладывающихся друг на друга линий. В ультрафиолетовой части спектра наблюдаются линия водорода Lyα 1216Å, кремния Si IV 1394,1403Å, углерода C IV 1549Å, гелия He II 1640Å, магния Mg II 2800Å и некоторые другие.

  Рис. 3: Так выглядят их оптические спектры. Пример оптического спектра АЯГ. Показан спектр ядра NGC 4151, полученный в Крымской Астрофизической Обсерватории на 2.6-м телескопе им. Шайна (см. Sergeev et al. 2001).

Область свечения узких спектральных линий (narrow-line region, NLR).

Эта область является наиболее удаленной от центрального источника областью, излучающей спектральные линии, как запрещенные, так и разрешенные. Характерные ширины линий соответствуют скоростям излучающего газа ~300–1000 км/сек, а иногда еще больше. Подобно BLR-области, NLR-область должна иметь малый объемный фактор заполнения. В наиболее близких объектах NLR-область пространственно разрешима, даже при наблюдениях с Земли, и часто имеет биконическую структуру. Типичный линейный размер NLR-области составляет от нескольких десятков до нескольких тысяч световых лет. Для наиболее близких к нам объектов, угловой размер NLR-области достигает ~10 угловых секунд. Наличие множества запрещенных линий и большие размеры говорят о том, что плотность газа в этой области очень мала (10²–10⁶ частиц/см³). Из-за больших размеров, светимость эмиссионных линий должна меняться крайне медленно, поэтому эти линии используют для калибровки спектров АЯГ по потоку. Ряд фактов свидетельствует о том, что свойства NLR-области и BLR-области взаимосвязаны, т.е. эти области "знают" друг о друге.

Самая яркая узкая линия в спектрах АЯГ – это, как правило, запрещенная небулярная линия [O III] 4959,5007Å. Кроме нее, спектры АЯГ содержат ряд ярких (например линии водорода) и огромное множество слабых узких линий, как запрещенных, так и разрешенных (Рис. 3).

См. также: Bennert 2005.

  Рис. 4: Слева: Структура NLR-области в ядре галактики Mrk 915. Показаны линии одинаковой яркости свечения линии [O III] 5007Å. Размер NLR-области составляет около двух угловых секунд. Справа: Структура NLR-области излучения линии [O III] 5007Å в NGC 3393. Размер кадра 9х9 угловых секунд. Полученно по данным наблюдений космического телескопа им. Хаббла (см. Bennert 2005; Axon et al. 1996).

Пылевой тор.

Область в виде бублика, состоящая из пыли и ответственная за инфракрасное излучение АЯГ. Находится на расстоянии от нескольких десятков световых дней до нескольких световых лет от центрального источника, т.е. дальше, чем BLR-область, но значительно ближе, чем NLR-область. Внутрення граница этой области определяется абсолютной светимостью центрального источника. Чем ярче последний, тем больше расстояние, на котором пыль оказывается разогретой до такой степени, что испаряется.

См. также The obscuring torus in AGN, Картинки по запросу dusty torus agn.

  Рис. 5: Слева: структурная схема АЯГ: черная дыра, аккреционный диск, область широких линий, пылевой тор, область узких линий и джет (масштаб не выдержан). Справа: фотографии с космического телескопа им. Хаббла трех АЯГ, доказывающие наличие пылевого тора в этих АЯГ.

Эхо-картирование.

Излучение центрального источника нагревает и ионизирует окружающий газ, который расположен в BLR-области и который светится в широких спектральных линиях. Яркость этих линий зависит от потока и распределение энергии непрерывного спектра центрального источника. Отклики линий на изменения яркости этого источника могут быть использованы для определения размера, кинематики и геометрии BLR-области посредством эхо-картирования (Blandford & McKee 1982; Peterson 1993). При некоторых простых предположениях, кривая блеска линии и кривая блеска континуума связаны интегральным преобразованием, ядром которого является так называемая "передаточная функция", так, что кривая блеска линии является сглаженной и смещенной вперед по времени версией кривой блеска континуума. Размер BLR-области может быть определен путем измерения временного сдвига (запаздывания) кривой блеска линии относительно континуума посредством кросс-корреляционного анализа. Это то же самое, что и метод эхолокации, но место звука заменяет свет. Метод эхо-картирования применяют не только к BLR-области, но и для определения размеров пылевого тора, а также для определения размеров центрального источника. В последнем случае измеряют запаздывание между кривыми блеска континуума в различных диапазонах длин волн и это запаздывание характеризует размер аккреционного диска. В последнее время предпринимались попытки использовать этот метод для NLR-области, но это весьма затруднительно, поскольку из-за больших размеров этой области, яркость узких линий изменяется очень мало и очень медленно.

Определение масс свермассивных черных дыр.

Черную дыру можно обнаружить по воздействию ее гравитационного поля на окружающее вещество. Самый прямой и эффективный метод определения массы SMBH в ядрах галактик основан на изучении динамики звезд и газа. Такие исследования проводятся в основном с космического телескопа им.Хаббла (HST) для близких к нам галактик, где область гравитационного доминирования центральной черной дыры пространственно разрешима (например, Harms et al. 1994; Ferrarese & Ford 2005; Gûltekin et al. 2010). Наблюдения с HST позволяют изучать динамику вещества в галактике, на расстоянии до нескольких миллионов гравитационных радиусов от черной дыры. Однако, этот метод применяют, в основном, к нормальным (неактивным) ядрам, поскольку яркий центральный источник активного ядра обычно слишком сильно засвечивает околоядерную область галактики, делая невозможным изучение динамики вещества в этой области.

Было обнаружено (Gebhardt et al. 2000), что массы черных дыр коррелируют как со светимостью родительской галактики (ее сферической составляющей), так и с дисперсией скоростей звезд в ней. Необычайно высокая степень последней корреляции (т.н. отношение М–σ_*) позволяет определять массы по дисперсии скоростей звезд родительской галактики, что гораздо проще, чем изучать звездную динамику в очень малой области гравитационного влияния черной дыры. Получается, что звезды находящиеся вне гравитационного влияния черной дыры “знают” о ее существовании!!!

  Рис. 6: Harms et al. (1994) исследовали динамику газа в центральных частях галактики M 87 с помощью космического телескопа им.Хаббла. Они получали спектры центральной области M 87 в нескольких круговых апертурах, обозначенных на рисунке окружностями. Было найдено, что газ вращается со скоростями 500 км/сек при радиусе орбиты 0.3 угловых секунды. Отсюда “темная масса” (т.е. масса черной дыры) должна составлять 2.4·10⁹ масс Солнца.

Наиболее прямым методом определения массы черных дыр в активных ядрах галактик является метод эхо-картирования, который основан на изучении динамики газа, излучающего широкие линии в BLR-области. В предположении, что динамика этого газа определяется силами гравитации черной дыры (т.н. вириальное отношение), масса связана с характерным размером BLR-области cτ и характерными скоростями газа в BLR-области σ_line следующей формулой:

где G – гравитационная постоянная, c – скорость света, τ – время запаздывания данной спектральной линии, σ_line – ширина этой линии (т.е. характерная скорость газа, излучающего данную линию) и f – безразмерный множитель порядка единицы, зависящий от структуры и кинематики BLR-области. Запаздывание в линии τ находят с помощью кросс-кореляционной функции и это запаздывание умноженное на скорость света (cτ) характеризует размер BLR-области. В качестве характерной скорости газа в BLR-области используют дисперсию профиля данной линии σ_line.

Линии поглощения в спектрах АЯГ.

Линии поглощения, образующиеся в самом ядре, а не в звездном населении галактики, довольно часто встречаются в спектрах АЯГ, особенно в ультрафиолетовой части спектра. Они представлены различными резонансными переходами в атомах, то есть переходами с самого нижнего на более верхние атомные уровни, например, лаймановская серия водорода. Линии поглощения АЯГ подразделяют на три типа: широкие (broad absorption lines, BALs), узкие (narrow absorption lines, NALs) и промежуточной ширины (mini-BALs). Длины волн линий поглощения смещены в синюю часть спектра, то есть эти линии образуются во-первых на луче зрения, а во-вторых в веществе движущимся от ядра по направлению к нам. Таким образом эти линии свидетельствуют о выбросе вещества из ядра, но наблюдаться они будут только тогда, когда выброс направлен в сторону наблюдателя, т.е. выброшенное вещество оказывается на луче зрения. Как правило, одна и та же линия представлена целым лесом линий на разных длинах волн, каждая из которых связана с отдельно выброшенным фрагментом газа, движущимся с соответствующей скоростью.

См. также: Intrinsic AGN Absorption Lines by Hamann (1999),

См. другие интересные ссылки по АЯГ:
Active galactic nucleus - Wikipedia, the free encyclopedia
Active galactic nucleus (book)
An Introduction to Active Galactic Nuclei - NED (Peterson 1997)
Active galactic nuclei (Fabian 1999)
Images for "active galactic nuclei"