Aktywne jądra galaktyk

Aktywne jądra galaktyk

Marcin Gawroński

Za początek badań nad aktywnymi jądrami galaktyk1 można uznać identyfikację w 1954 r. galaktyki macierzystej radioźródła Cygnus A. Okazało się, że odpowiednikiem optycznym jest galaktyka eliptyczna o jasności 16m, będąca w fazie interakcji z jej małym satelitą. Po uzyskaniu widma optycznego zidentyfikowano obserwowane linie emisyjne (głównie neonu i tlenu) i wyznaczono prędkość radialną na vr = 16 830 km/s.

Wraz z rozpoczęciem badań tych obiektów za pomocą technik interferometrycznych wiedza na ich temat gwałtownie rosła. W tym czasie zaczęły powstawać pierwsze katalogi dyskretnych źródeł promieniowania radiowego. Te prace prowadzono w Cambridge w Wielkiej Brytanii, gdzie stworzono katalogi 2C na 81,5 MHz (1955 r.) i 3C na 159 MHz (1958 r.). Obserwacje prowadzono przy pomocy interferometru złożonego z czterech elementów antenowych. Szczególnie katalog 3C i jego poprawiona wersja 3CR na 178 MHz miały duży wpływ na późniejsze badania, m.in. jako baza wyjściowa do wszelkiego rodzaju prac statystycznych. Używając zbioru 3C i dokładnie wyznaczonych tam pozycji radioźródeł na sferze niebieskiej, Thomas Matthews i jego współpracownicy w 1960 r. dokonali optycznej identyfikacji obiektu 3C 48, który jawił się jako „gwiazda” o jasności 16m, a dwa lata później razem z Sandagem utożsamiają 3C 196 i 3C 286 z „gwiazdami” o jasności odpowiednio 17,8m i 17,5m. Odkrycia te wywołały duże zainteresowanie w środowisku astronomicznym. Na początku sądzono, że jest to nowa klasa gwiazd, które mają niezwykłe właściwości optyczne. Ich widma bardzo odbiegały od znanych standardów gwiazdowych. Charakteryzowały się one liniami emisyjnymi, których nie dawało się zidentyfikować ze znanymi strukturami widmowymi. Nazwano tę grupę obiektami gwiazdopodobnymi.2 Widma trzech pierwszych poznanych kwazarów3 były diametralnie różne od siebie. W 1963 r. metodą okultacji przez Księżyc oszacowano strukturę radiową 3C 273 na częstotliwości 400 MHz. Okazało się, że źródło jest złożone z dwóch składników oddalonych od siebie o 18,5'' i dodatkowo jeden z nich miał jeszcze rozciągłą podstrukturę. 3C 273 miał także odpowiednik optyczny o jasności 13,2m.

Przełom w badaniach tej klasy obiektów nastąpił w momencie, gdy Maarten Schmidt w 1963 r. wykazał, że odległość do wspomnianego już 3C 273 jest porównywalna z odległościami do najdalszych znanych wówczas galaktyk. Wyznaczył on przesunięcie ku czerwieni linii emisyjnych w widmie tego obiektu4 na z = 0,158. Wykorzystując odkrycie Schmidta, w krótkim czasie znaleziono z dla 3C 48 (z = 0,367). W 1968 r. znano już odległości do 40 radiowo aktywnych obiektów, a najdalszym był 3C 9 (z = 2,012). Przedstawiono też pierwsze wyznaczenia funkcji rozkładu przestrzennego oraz dzielności promieniowania w zależności od z (Schmidt, 1968 r.).

Wraz z rozwojem technik kosmicznych AGN-y zaczęto badać także w dalekiej podczerwieni, w nadfiolecie oraz promieniowaniu rentgenowskim. Duża liczba danych, pochodzących z różnych teleskopów i pokrywająca szeroki zakres widma promieniowania elektromagnetycznego, wymagała nowych idei dotyczących uniwersalnych własności tych obiektów. Zaowocowało to stworzeniem tzw. modelu unifikacyjnego.

Ogólny model unifikacyjny AGN-ów

Rys. 1 Rys. 1. Schemat taksonomii AGN-ów

Fenomen AGN jest bardzo złożonym zjawiskiem. Obecnie w skład tej klasy wchodzi kilka różnych typów obiektów. Na rys. 1 pokazano obecny zarys taksonomii AGN-ów, w zależności od ich aktywności radiowej oraz właściwości widma optycznego. Główny podział zależy od tego, czy widoczne są szerokie linie emisyjne (typ 1) albo wąskie linie emisyjne (typ 2), czy też są one słabe lub niestandardowe (typ 0). W każdym z tych typów różne klasy AGN-ów zostały przedstawione w funkcji mocy promieniowania.

Szacuje się, że około 15–20% AGN-ów jest aktywna radiowo.5 Znaleziono korelacje pomiędzy aktywnością radiową a absolutną jasnością optyczną i rentgenowską galaktyki macierzystej. Wśród galaktyk z MB ? -24,5m odsetek obiektów radiowo aktywnych dochodzi do około 50%. Mimo to, widma optyczne linii emisyjnych oraz kontinua do miękkiego promieniowania rentgenowskiego AGN-ów radiowo głośnych i cichych są bardzo podobne i przez to uważa się, że zjawiska za nie odpowiadające są zbliżone w obydwu tych klasach. Początkowo sugerowano, że właściwości radiowe mogą być w pewien sposób skorelowane z jasnością optyczną galaktyki macierzystej i/lub spinem i masą centralnej czarnej dziury, która wraz z dyskiem akrecyjnym jest odpowiedzialna za tworzenie relatywistycznych dżetów. W świetle najnowszych wyników obie teorie znalazły potwierdzenie, gdyż odkryto zależność pomiędzy jasnością galaktyki a masą centralnej czarnej dziury. Pojawiły się także sugestie, że aktywność radiowa może być związana z tempem akrecji na centralny obiekt oraz typem dysku akrecyjnego. Bazując na charakterystykach optycznych, AGN-y można podzielić na trzy klasy:

(1) Typ 1 to obiekty posiadające jasne kontinua optyczne i szerokie linie emisyjne, produkowane przez gorący gaz, poruszający się z dużymi prędkościami w pobliżu centralnej czarnej dziury. Przedstawicielami nieaktywnych radiowo obiektów w tej klasie są galaktyki Seyferta 1 i Radio-quiet Quasars (RQQ — kwazary radiowo ciche). Galaktyki Seyferta 1 mają relatywnie małą dzielność promieniowania i są obserwowane jedynie w naszym najbliższym sąsiedztwie. Można zatem dokładnie je badać, natomiast o wiele trudniej jest analizować galaktyki macierzyste RQQ. RQQ występują na większych odległościach niż galaktyki Seyferta 1 i ze względu na dużą jasność jąder trudno wyodrębnić światło galaktyki macierzystej. Obiektami aktywnymi radiowo w tej klasie są słabsze Broad-Line Radio Galaxies (BLRG — radioglaktyki z widocznymi szerokimi liniami emisyjnymi) oraz jasne kwazary, które dzielą się na Steep Spectrum Radio Quasars (SSRQ — kwazary o stromym widmie radiowym) i Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQ — kwazary o płaskim widmie radiowym) w zależności od kształtu kontinuum radiowego mierzonego przy ~1 GHz. Umowna granica przebiega dla indeksu widmowego ?b ? 0,5 (indeks zdefiniowano tutaj jako S ? ?-?). Jedynym parametrem, który rozróżnia galaktyki Seyferta 1 od RQQ oraz BLRG od kwazarów aktywnych radiowo, jest ich absolutna dzielność promieniowania. Są jednak przesłanki mówiące o istnieniu klasy pośredniej pomiędzy RQQ a SSRQ i FSRQ. Pierwotny podział może być więc tylko efektem selekcji obserwacyjnej.

Rys. 2 Rys. 2. Przykładowe radiogalaktyki. Po lewej radiogalaktyka FR I 7C1126+2117. Po prawej radiogalaktyka FR II 3C274.1. Mapy wzięto z katalogu FIRST

(2) Typ 2 charakteryzuje się obecnością słabego kontinuum optycznego i wąskich linii emisyjnych. Oznaczać to może, że w tych obiektach nie ma obłoków gazu posiadających duży ruch własny lub te obłoki są zasłonięte przez materiał, z jakiego zbudowany jest torus dysku akrecyjnego. W skład tej grupy, od strony małych jasności, wchodzą galaktyki Seyferta 2 i Narrow-emission-line X-ray Galaxies (NELG — galaktyki o wąskich liniach emisyjnych, widoczne także w promieniowaniu X). Do tej pory brak jednoznacznej identyfikacji jaśniejszych odpowiedników dla galaktyk Seyferta 2 i NELG, ale sądzi się, że w tym przypadku są to tzw. IRAS6 AGN, czyli AGN-y bardzo jasne w podczerwieni. Aktywne radiowo AGN-y typu 2 to Narrow-Line Radio Galaxies (NLRG — radiogalaktyki o wąskich liniach emisyjnych). W ich skład wchodzą słabsze obiekty klasy FR I, które charakteryzują się dżetami o jasności zmniejszającej się wraz z odległością od jądra i bardziej energetyczne radiogalaktyki FR II, w których dżety są słabe lub niewidoczne, a najbardziej prominentną strukturą są gorące plamy, znajdujące się w miejscu interakcji dżetu z ośrodkiem międzygalaktycznym. Przykładowe radiogalaktyki pokazane są na rys. 2.

(3) Typ 0 to nieliczna grupa o nietypowym widmie optycznym. Prawdopodobnie kąt pomiędzy kierunkiem patrzenia a osią dżetu obiektu ma małą wartość, bliską 0°. W ich skład wchodzą aktywne radiowo lacertydy,7 charakteryzujące się brakiem silnych linii emisyjnych lub absorpcyjnych. Także około 10% znanych radiowo aktywnych AGN-ów posiada w widmie szerokie linie absorpcyjne typu P Cygni. Nazwano je Broad Absorption Line Quasars (BAL). Jeśli widma źródeł BAL powstają wskutek bipolarnych wypływów ukierunkowanych blisko linii widzenia, to obiekty te także powinny należeć do typu 0. Istnieje jednak model tłumaczący obserwowane właściwości w oparciu o dysk akrecyjny z gęstym wiatrem w płaszczyźnie położonej wzdłuż kierunku patrzenia. Wart podkreślenia jest fakt, iż do tej pory nie odkryto żadnej lacertydy, która nie byłaby aktywna radiowo. Znane są obiekty typu 1, których kontinuum optyczne bardzo przypomina to obserwowane w lacertydach. Są to Highly Polarized Quasars (HPQ — kwazary o silnie spolaryzowanym promieniowaniu radiowym), Core-Dominated Quasars (CDQ — kwazary, w których dominującą radiowo strukturą jest ich jądro), wspomniane już poprzednio FSRQ i Optical Violently Variable Quasars (OVV — kwazary szybko zmienne optycznie). Tutaj też prawdopodobnie oś obiektu położona jest bardzo blisko linii widzenia. Tak samo, jak w przypadku lacertyd, obiekty te są zmiennymi radioźródłami, a ich promieniowanie radiowe jest silnie spolaryzowane (nawet do 10%), ze zmiennym kątem pozycyjnym. Ich temperatury jasnościowe mają wartości Tb ? 1012 K, nierzadko przekraczając limit komptonowski. Często obserwuje się w nich tzw. pozorny ruch nadświetlny składników, będący tylko czysto geometrycznym złudzeniem. Mnogość wymienionych grup jest efektem używania różnych definicji empirycznych i czasami ten sam obiekt należy do paru klas. Przyjęło się więc kolektywnie oznaczać te źródła jako FSRQ. Zwyczajowo lacertydy i FSRQ określa się łącznie mianem blazarów.

Jak wynika pośrednio z przedstawionego podziału, centralny region aktywnej galaktyki wydaje się być zasłonięty przez optycznie gruby ośrodek, tworzący najprawdopodobniej gruby torus wokół jądra AGN-u. Z tego powodu nie jesteśmy w stanie obserwować szerokich linii emisyjnych, pochodzących z obłoków położonych wewnątrz wspomnianego torusa. Stąd wniosek, że klasyfikacja wybranego AGN-u może zależeć głównie od orientacji osi obiektu względem obserwatora.

Bezpośrednim dowodem potwierdzającym istnienie ośrodka absorbującego promieniowanie optyczne są obserwacje spektropolarymetryczne obiektów typu 2. Chodzi tu o pobliskie spiralne galaktyki Seyferta 2, w których wykryto spolaryzowaną składową kontinuum. Jej widmo zawiera silne, szerokie linie emisyjne, charakterystyczne dla typu 1. Są one jednak zbyt słabe na to, aby zaobserwować je w całości kontinuum optycznego. Polaryzacja światła jest najprawdopodobniej wynikiem rozpraszania fotonów na swobodnych elektronach, znajdujących się w gorącej koronie wewnętrznego dysku akrecyjnego. Rozpraszanie na obłokach pyłowych też zostało odnotowane. Obserwowana płaszczyzna polaryzacji jest bardzo często prostopadła do kierunku dżetów. Należy się tego spodziewać, gdy osie torusa pyłowego i dżetów pokrywają się, a widmo bardzo przypomina to widoczne w kwazarach.

Rys. 3 Rys. 3. Mapa konturowa stożka jonizacyjnego [O III] w NGC 5643, pobliskiej galaktyce Seyferta 2. W prawym górnym rogu jest pokazane oryginalne zdjęcie z HST

Obserwując w podczerwieni, można ominąć problemy związane z ośrodkiem absorbującym w obiektach typu 1, jako że jest on optycznie cienki dla tego typu promieniowania. Odkryto jasne jądra i rozpraszanie niezależne od długości fali zarówno w AGN-ach o małej, jak i dużej dzielności promieniowania. Podobnie słabsze kontinuum rentgenowskie w typie 2 jest zgodne z ideą zasłoniętego jądra. Istnienie anizotropowej emisji w kontinuum zostało potwierdzone również za pomocą optycznych obserwacji w wybranych długościach fali. Zdjęcia wykonane z pomocą HST8 przedstawiają w całej okazałości tzw. stożki jonizacyjne w emisji [O III] (rys. 3). Stożek jest efektem jonizowania ośrodka międzygwiazdowego przez silne kontinuum optyczne, które samo nie jest bezpośrednio obserwowane. Obliczono także, że moc jonizującego kontinuum w obiektach typu 2 jest zbliżona do tej w typie 1.

Znanym fenomenem występującym w części AGN-ów jest pozorny ruch nadświetlny. Chodzi w tym przypadku o wyznaczony ruch własny wybranego komponentu dżetu w układzie współrzędnych, w którego centrum znajduje się jądro badanego obiektu. Zjawisko to jest obserwowane, gdy emitujący promieniowanie region porusza się z bardzo dużą prędkością, porównywalną do prędkości światła, a jego trajektoria ruchu tworzy z kierunkiem obserwacji bardzo mały kąt ?10°. W wyniku otrzymuje się wrażenie bardzo szybkiej zmiany pozycji danego składnika względem jądra. Pierwszymi obiektami, w których wykryto ten efekt, były 3C 273 i 3C 279. Typowe ruchy własne obserwowane przez VLBI9 mieszczą się w przedziale 0,1–1 mas.10/rok Wyznaczone prędkości sięgają nawet 30 c/(H0/50). Większość źródeł z obserwowanym ruchem ponadświetlnym to FSRQ i lacertydy. Może być to w części efekt selekcji, gdyż obiekty te mają bardzo jasne jądra i z tego powodu idealnie nadają się do obserwacji interferometrycznych o dużej rozdzielczości (?1 mas). Statystycznie największe prędkości występują w blazarach, co zgadza się z tezą, że występuje tam większe ukierunkowanie ruchu względem obserwatora niż w przypadku innych klas AGN-ów oraz że energie przepływu w dżetach są większe.

Innym ważnym wynikiem obserwacyjnym jest stwierdzenie, że dżety są bardzo często jednostronne, tzn. widać je tylko po jednej stronie jądra, także w skalach parsekowych. Jest to szczególnie widoczne u AGN-ów o dużej dzielności promieniowania. Narzuca się więc pytanie, czy efekt jednostronności dżetów w radioźródłach jest rzeczywisty i czy występuje jakaś forma selekcji obserwacyjnej. Jeżeli prędkość własna dżetów jest bliska prędkości światła, to będziemy mieli do czynienia z dużym wzmocnieniem relatywistycznym promieniowania z części dżetu poruszającej się w kierunku do obserwatora. Tłumaczy to uzyskane wyniki oraz pozorną jednostronność dżetów. Badania jasnych radiogalaktyk M87 i Cygnus A jednoznacznie wskazują na taką interpretację. Pokazano też, że wielkoskalowe struktury radiowe źródeł o jednostronnych dżetach są mniej spolaryzowane po stronie przeciwnej do dżetu. Jeśli dżet jest widoczny na skutek relatywistycznego wzmocnienia, to oczywiste, że strona radioźródła z widocznym dżetem jest położona bliżej obserwatora. Odnotowaną różnicę w stopniu polaryzacji dwóch przeciwnych części obiektu można prosto wyjaśnić za pomocą istnienia gorącego gazowego halo otaczającego radioźródło.

Model unifikacyjny AGN-ów aktywnych radiowo

Jak pokazano powyżej, można się spodziewać, że właściwości radiowe AGN-ów mogą zależeć od kierunku, z jakiego taki obiekt się bada. Jeżeli patrzy się blisko osi dżetu, to oczywiste jest, że musi nastąpić duże wzmocnienie relatywistyczne poruszających się składników źródła. Tak samo właściwości optyczne centralnego dysku akrecyjnego będą różne w zależności od tego, czy dysk jest przesłonięty torusem pyłowym czy nie. Pojawia się więc potrzeba zbudowania ogólnego modelu dla AGN-ów aktywnych radiowo i dopasowania do siebie tzw. populacji „macierzystych” do populacji „wzmocnionych”.

Rys. 4 Rys. 4. Model unifikacyjny AGN-ów. Zaznaczone regiony: BLR — Broad-Line Region, obszar szerokich linii emisyjnych, NLR — Narrow-Line Region, obszar wąskich linii emisyjnych

Pierwszą próbą ujednolicenia AGN-ów była sugestia, że radiowo głośne kwazary są ukierunkowanymi kwazarami radiowo cichymi. Pomysł ten był sprzeczny z obserwowanym nadmiarem radiowo cichych obiektów i brakiem u nich wielkoskalowych struktur radiowych. Następnym krokiem w teorii unifikacji było połączenie obiektów SSRQ z FSRQ, przy czym FSRQ były brane jako populacja wzmocniona relatywistycznie. Jednak najbardziej zgodną z wynikami obserwacyjnymi była idea połączenia SSRQ i FSRQ z radiogalaktykami FR II. W przypadku obiektów klasy BL Lac wysunięto tezę, iż ich populacją macierzystą są mniej energetyczne radiogalaktyki FR I. Przemawiały za tym oszacowania gęstości przestrzennej tych źródeł oraz mniejsza niż w przypadku FSRQ dzielność promieniowania. Schemat modelu unifikacyjnego jest przedstawiony na rys. 4.

Radiogalaktyki klasy FR I i FR II

W 1974 r. Fanaroff i Riley pokazali, że istnieją dwie klasy radiogalaktyk, nazwane później FR I i FR II. Różnice występowały zarówno w mocy promieniowania obiektów, jak i w morfologii radiowej. Jak już wspominano w poprzednim paragrafie, maksimum jasności radiowej, w przypadku słabszych radiogalaktyk FR I, przypada na wewnętrzną część dżetów położoną blisko jądra, zaś jaśniejsze radiogalaktyki FR II posiadają wyraźne płaty radiowe z jasnymi, gorącymi plamami w miejscu, gdzie dochodzi do kolizji dżetu z ośrodkiem międzygalaktycznym. Dżety w obiektach FR II są bardziej skolimowane niż w FR I.

Granica dzielności promieniowania na niskich częstotliwościach jest dość ostra i na 178 MHz wynosi L178 MHz ? 2 × 1025 W Hz-1 (H0 = 50 km s–1 Mpc–1, q0 = 0). Obiekty FR I znajdują się poniżej a FR II powyżej tej wartości. Na wyższych częstotliwościach radiowych przedziały absolutnej jasności tych klas pokrywają się nawet w dwóch rzędach wielkości. Na 2,7 GHz można znaleźć w katalogu 3CR obiekty FR I mające moc promieniowania L2,7 ? 6 × 1027 W Hz–1 oraz FR II L2,7 ? 2 × 1025 W Hz–1.

Początkowo sądzono, że różnice są jeszcze większe i pojawiają się również we właściwościach galaktyk macierzystych. Pierwsze badania wskazywały, że statystycznie jasność absolutna galaktyk FR I jest o ?0,5m większa niż FR II. Twierdzono także, że obiekty FR I występują częściej w większych i gęstszych gromadach galaktyk. Problem wyjaśniono niedawno, a różnice były jedynie efektem selekcji obserwacyjnej. Okazało się, że nie ma fundamentalnego podziału pomiędzy galaktykami macierzystymi FR I i FR II.

Sama klasyfikacja morfologiczna jest o wiele trudniejsza, niż wynika to z przedstawionego opisu. Standardowy wygląd radiowy obiektu FR II jest dobrze zdefiniowany przez wyraźne struktury z gorącymi plamami po stronie zewnętrznej. W przypadku FR I często mamy do czynienia z bardzo zaburzonymi i nietypowymi kształtami. Tak samo widma optyczne FR II są bardziej jednorodne niż FR I i można dodatkowo wprowadzić podział wśród samych obiektów FR II ze względu na właściwości ich widma. Istnieje grupa tzw. słabo wzbudzonych11 FR II. Są to radiogalaktyki o cechach spektralnych bardzo podobnych do tych obserwowanych w widmach FR I. Obiekty FR II są także największymi znanymi obecnie pojedynczymi obiektami w obserwowanym Wszechświecie. Rekordzistkami są 3C 236, mająca liniowy rozmiar 5,65 Mpc, WNB 2147+816 (3,56 Mpc) i J1343+3758 (3,14 Mpc).

Rys. 5 Rys. 5. Mapy VLA odkrytego radioźródła J1154+513, należącego do klasy HYMORS. Po lewej 1,4 GHz — VLA w konfiguracji A, po prawej 4,8 GHz — VLA w konfiguracji B. Krzyżyk na mapie 4,8 GHz oznacza położenie odpowiednika optycznego, składnik C zidentyfikowano jako jądro, W1 jest gorącą plamą w płacie typu FR II, zaś E1 to maksimum jasności w płacie typu FR I

Fizyczne przyczyny podziału wśród radiogalaktyk są wciąż niewyjaśnione. Pierwsza grupa teorii bazuje na różnicy w działaniu centralnych silników. Miałyby to być różne typy akrecji na masywną czarną dziurę, odmienny skład fizyczny dżetów czy też inne energie samych dżetów. Drugi schemat preferuje zmianę warunków fizycznych panujących w ośrodku międzygalaktycznym, takich jak temperatura, widmo energii cząstek czy ich gęstość, co oznacza zwiększoną różnorodność oddziaływań dżetu z ośrodkiem. Szczególnie w świetle ostatnich badań związanych z bardzo nieliczną grupą obiektów zwanych HYMORS,12 ta druga alternatywa wydaje się być istotna. Na rys. 5 jest ukazany jeden z nowo odkrytych obiektów tej kategorii.

Właściwości kwazarów i radiogalaktyk FR II

Na niskich częstotliwościach (< 1 GHz) w radiogalaktykach FR II dominują wielkoskalowe, rozmyte płaty,13 jako że wkład od gorących plam, posiadających płaskie widmo, jest mały. Naturalne było więc porównanie na niskich częstotliwościach mocy promieniowania rozległych struktur radiowych FR II i kwazarów, aby sprawdzić poprawność modelu unifikacyjnego. Przeprowadzone badania na 1,5 GHz pokazały, że energie emitowane przez obie populacje są porównywalne. Sytuacja wygląda podobnie w przypadku wąskich linii emisyjnych, których emisja, według założeń ogólnego modelu unifikacji AGN-ów, powinna być izotropowa. Jedynie w linii [O III] 5007 A* kwazary mają większą moc promieniowania, ale są w tym przypadku dowody na to, że emisja ta jest anizotropowa. Także dzielność promieniowania w podczerwieni, pochodzącego od torusa pyłowego, jest porównywalna. Nie ma jednoznacznego rozróżnienia właściwości galaktyk macierzystych FR II i kwazarów. Są prace pokazujące różnice w jasności absolutnej rzędu ?1m pomiędzy galaktykami kwazarów (jaśniejsze) i FR II, jak i stwierdzające brak dowodów na występowanie statystycznych podziałów. Typy morfologiczne samych galaktyk wydają się być bardzo podobne, tak samo jak środowiska obu grup w gromadach galaktyk. Zarówno radiogalaktyki, jak i kwazary są dominującymi, masywnymi galaktykami eliptycznymi, ulokowanymi w centrum swoich gromad galaktyk. Ewolucja kosmologiczna obiektów FR II i kwazarów jest zbliżona do siebie. Opierając się na obecnym opisie ewolucji, można dobrze odtworzyć rozkład przestrzenny i jasnościowy obu klas radioźródeł na naszym niebie.

Właściwości lacertyd i radiogalaktyk FR I

Na początku lat 80. zauważono, że morfologia wielkoskalowych struktur należących do obiektów typu BL Lac i ich moc promieniowania radiowego jest porównywalna z mocą i strukturami radiogalaktyk FR I. Istnieje jednak pewna grupa lacertyd, szczególnie te, położone na większych odległościach, których rozległe struktury jawią się jak widziane pod małym kątem względem osi dżetów radiogalaktyki FR II. Nie jest to jednak duży problem dla modelu unifikacyjnego. Wspomniano tu już o podklasie słabo wzbudzonych radiogalaktyk FR II. Wąskie linie emisyjne np. [O III] są w tych obiektach bardzo słabe w porównaniu do linii wodoru i mają moc podobną do tych obserwowanych w FR I. Sugerowałoby to, że centralne regiony w tych radiogalaktykach bardziej przypominają silniki FR I niż FR II, zatem mogą się one w pewnych przypadkach jawić się jako lacertydy. W rezultacie czasami obserwuje się lacertydy posiadające struktury FR II. Przemawiałoby to także na korzyść teorii mówiącej, że różnica w wyglądzie struktur radiogalaktyk jest efektem ich oddziaływania z ośrodkiem międzygalaktycznym.

Nie wiadomo, czy jasność wąskich linii emisyjnych lacertyd i radiogalaktyk FR I jest porównywalna. W literaturze podaje się wartości LOIII = 1041,30 ± 0,11 erg s–1 oraz LOIII = 1041,10 ± 0,07 erg s–1 dla lacertyd i LOIII = 1040,49 ± 0,24 erg s–1 dla radiogalaktyk FR I. Sugeruje się jednak, że różnice te mogą być efektem błędów związanych z istnieniem silnego tła gwiazdowego w FR I. Problem znika, gdy zakłada się anizotropowość emisji w linii [O III], podobnie jak w przypadku kwazarów. Zaobserwowano także słabe szerokie linie emisyjne w niektórych lacertydach. Aby unifikacja BL Lac — FR I było słuszna, identyczne wyniki powinno się uzyskać dla radiogalaktyk FR I. W 1994 r. doniesiono o odkryciu szerokich linii emisyjnych w jądrze radiogalaktyki Virgo A, pobliskiego obiektu FR I. Galaktyki macierzyste obu omawianych klas radioźródeł wydają się być identyczne, a ich jasności absolutne wynoszą odpowiednio MV = -22,9m ± 0,3m dla lacertyd i MV = 23,1m ± 0,1m dla FR I. Są to gigantyczne galaktyki eliptyczne ulokowane w centrach gromad galaktyk. Tak samo bardzo podobne są środowiska, w których występują galaktyki macierzyste obu populacji.

Radioźródła typu GPS i CSS

Już od samego początku badań nad radioźródłami zdawano sobie sprawę, że oprócz wielkoskalowych radiogalaktyk FR I i FR II o rozmiarach ?100 kpc we Wszechświecie istnieją obiekty zwarte o rozmiarach subgalaktycznych. Wczesne podziały były skutkiem ograniczenia instrumentalnego, wynikającego z możliwości technicznych pierwszych interferometrów. Radioźródła, w których udało się zaobserwować strukturę, uznano za rozciągłe, a pozostałe obiekty nazwano zwartymi. Obecnie zwyczajowo za granicę pomiędzy źródłami zwartymi i rozciągłymi przyjmuje się rozmiar kątowy ?1''. Wśród obiektów zwartych, ze względu na właściwości widma radiowego, można wyodrębnić dwie grupy, a mianowicie klasę CSS i GPS (ang. Gigahertz Peaked-Spectrum sources — źródła posiadające widma z maksimum położonym na częstotliwości ?1 GHz). Należy wspomnieć, że CSS-y też mają zdefiniowane maksima w widmach, jednak są one umiejscowione na niższych częstotliwościach niż GPS-y (?100 MHz).

Pierwsze źródła CSS, znalezione w katalogu 3C, zostały zidentyfikowane w 1963 r. Bolton doniósł o odkryciu obiektu 1934-638, archetypu klasy GPS. Były to badania oparte jedynie na wyznaczeniu maksymalnego rozmiaru kątowego źródła oraz jego widma, nie mówiły one nic na temat struktur obiektów. Kellerman starał się wyjaśnić właściwości widma radiowego 1934-638 w oparciu o synchrotronową samoabsorpcję, absorpcję swobodno-swobodną czy wręcz sugerował nienaturalny charakter emisji. Dopiero od początku lat 80. XX w., wraz z wybudowaniem odpowiednich sieci interferometrycznych, stało się możliwe badanie struktur radiowych obiektów CSS i GPS. Okazało się też, że CSS-y są całkiem liczną grupą i stanowią nawet do 30% ogółu radioźródeł na 5 GHz.

Właściwości radiowe CSS-ów i GPS-ów

Rys. 6 Rys. 6. Mapa radiowa 3C 380, kwazara typu CSS. Widoczny jest jednostronny dżet i jądro obiektu, oznaczone jako D. Pokazano również tutaj skalę liniową obiektu

Badania struktur radiowych źródeł CSS za pomocą VLBI były ważnym obszarem badań przez ostanie dwa dziesięciolecia, co zaowocowało zebraniem pokaźnej ilości danych. Galaktyki14 CSS na falach radiowych jawią się jako podwójne lub potrójne obiekty, czasami asymetryczne. Symetryczność w tym przypadku oznacza istnienie emisji po obu stronach rzeczywistego lub domniemanego położenia radiowego jądra. Natomiast kwazary CSS są głównie potrójnymi obiektami z dobrze widocznym dżetem. Niektóre źródła CSS mają zaburzone struktury radiowe, np. 3C 287 czy 3C 216. Zniekształcone struktury mogą świadczyć o interakcji dżetu z niejednorodnym, gęstym ośrodkiem międzygwiazdowym w macierzystej galaktyce. Bezpośrednie dowody na to zostały znalezione w kilku przypadkach, np. 3C 305 i 3C 303.1. Struktury radiowe w GPS-ach są bardzo podobne do tych w CSS-ach. Galaktyki GPS mają proste, generalnie symetryczne, podwójne lub potrójne struktury, czasami z widocznym jądrem i dżetami. Obiekty symetryczne, zarówno GPS-y, jak i CSS-y, nazywa się radioźródłami CSO.15 Kwazary GPS posiadają bardziej zróżnicowane struktury: od typu CSO do obiektów jądro-dżet i wydają się mieć słabsze dżety od tych obserwowanych w CSS.

Fakt, iż zaobserwowano wśród GPS-ów i CSS-ów obiekty typu CSO, niesie z sobą dwie ważne implikacje: a) istnieje ciągłość w morfologii i skali pomiędzy źródłami GPS i CSS a wielkoskalowymi radiogalaktykami FR II; b) struktury te zdecydowanie się różnią od typu „jądro-dżet”, obserwowanego w bardzo jasnych, zwartych obiektach, których emitowana moc wydaje się być efektem wzmocnienia relatywistycznego.

Kątowe rozmiary GPS i CSS mogą sugerować, że mamy do czynienia z fizycznie małymi radioźródłami w porównaniu z radiogalaktykami FR I czy FR II. Jest też możliwe, że obserwujemy jasne wewnętrzne struktury bardziej rozległych obiektów. Kilkanaście źródeł CSS z katalogu 3C rzeczywiście posiada bardzo słabe rozległe struktury, np. 3C 236 oraz 3C 216, 3C 346, 3C 380. Stwierdzono także, że 3C 216, 3C 380 i 3C 346 mogą być zrzutowanymi obiektami FR II. Mimo to, zdecydowana większość CSS-ów nie posiada słabych, rozmytych rozległych struktur. Tak samo w przypadku GPS-ów znanych jest kilka obiektów, które mają dodatkowe, słabe wielkoskalowe struktury, np. 0108+388 i 1245+676. Ocenia się, że około 10–15% źródeł GPS posiada strukturę rozciągłą. Jest ona jednak bardzo rozmyta i trudno ją zaobserwować. W literaturze pojawiają się dwa scenariusze, wyjaśniające istnienie dodatkowych struktur w GPS-ach:

(1) Gdy z powodu np. interakcji z gęstym ośrodkiem międzygwiazdowym zostanie przerwany dopływ energii w postaci dżetów do rozległych struktur, to zaczynają one wyświecać swoje zasoby energetyczne i słabną. W miejscu nieciągłości dżetu tworzą się jasne radiowo fale uderzeniowe i są widoczne jako wewnętrzne „gorące plamy”. Obiekt posiada wtedy jednocześnie wielkoskalowe i zwarte składniki radiowe.

(2) Druga hipoteza zakłada tzw. odradzanie radioźródeł, polegające na powtórnym rozpoczęciu aktywności radiowej w czasie, kiedy stare struktury są jeszcze widoczne. Zjawisko to może być wywołane przez nową fazę interakcji z sąsiednimi galaktykami, znajdującymi się w gromadzie galaktyk. Obserwowano by więc dwie różne fazy aktywności radiowej w życiu tego samego obiektu, czasami wręcz z niepokrywającymi się osiami struktur związanych z kolejnymi cyklami aktywności.

Kształt widma radiowego jest charakterystyczną cechą dla obu omawianych klas radioźródeł. Ich widma mają pojedyncze maksimum oraz stromy, nietermiczny charakter na wyższych częstotliwościach. Dyspersja wskaźnika widmowego wydaje się być szeroka (0,5–1,2) i jest identyczna w obu klasach. Widma GPS-ów wydają się być bardziej płaskie na krótszych falach, ale może to być jedynie efekt czysto obserwacyjny, wynikający z faktu, iż właśnie w tym przedziale widma źródła te mają maksima. De Vries w 1997 r. wyznaczył uśrednione widmo źródła GPS i stwierdził, że średnie wartości indeksu widmowego wynoszą -0,56 i 0,77, odpowiednio przed i po maksimum. Wartość ?m = -0,56 jest daleka od kanonicznej ?k = -2,5, będącej wynikiem samoabsorpcji synchrotronowej i wskazuje na dużą niejednorodność w źródłach. Natomiast ? = 0,77 jest typowe dla obiektów wielkoskalowych i sugeruje, że mechanizmy przyspieszania i wytracania energii przez relatywistyczne elektrony tworzą takie same średnie indeksy widmowe praktycznie przez cały okres aktywności danego radioźródła. Samo istnienie maksimum na tak wysokiej częstotliwości jest najprawdopodobniej efektem samoabsorpcji synchrotronowej. Można dzięki temu oszacować liniowe rozmiary obszarów, z których jest emitowane promieniowanie radiowe. Swój wkład może mieć też absorpcja na swobodnych elektronach, jako że obserwowane są duże gęstości w obłokach produkujących linie emisyjne i spora depolaryzacja promieniowania synchrotronowego.

Rys. 7 Rys. 7. Zależność pomiędzy częstotliwością odwrócenia widma radiowego a rozmiarami liniowymi radioźródła. Kwazary są reprezentowane przez krzyżyki, a galaktyki przez czarne kwadraty

Bardzo ważną zależnością odkrytą podczas badań nad źródłami CSS i GPS jest pokazana na rys. 7 antykorelacja pomiędzy częstotliwością odwrócenia widma a rozmiarem liniowym obiektu. Przedstawiony rysunek sugeruje, że źródła GPS i CSS są przeskalowaną wersją tego samego fenomenu fizycznego i że ta relacja jest identyczna dla kwazarów i galaktyk. Wyznaczono, że ma ona postać:

log(?m) = -0,21(±0,05) - 0,65(±0,05) log(l).

gdzie ?m jest częstością odwrócenia widma, a l rozmiarem liniowym źródła. Tak prosta zależność wskazuje na to, że właściwości fizyczne CSS-ów i GPS-ów są podobne, a mechanizm wywołujący odwrócenie widma zależy od rozmiarów liniowych.

Pomiędzy radioźródłami GPS i CSS istnieją różnice, jeśli chodzi o polaryzacje promieniowania radiowego. Obiekty GPS są praktycznie niespolaryzowane na wyższych częstotliwościach (?0,2% na 6 GHz), a na niższych mają bardzo małą polaryzację. Niski stopień polaryzacji może być efektem: a) wygładzenia wektora E? pochodzącego z wielu różnych obszarów; b) bardzo zakrzywionym polem magnetycznym; c) obecnością ośrodka depolaryzującego promieniowanie podczas propagacji. Przeprowadzone obserwacje raczej wykluczają pierwszą hipotezę, ponieważ nie znaleziono pojedynczych, spolaryzowanych składników. CSS-y wydają się mieć silniejszą polaryzację promieniowania (1–3% na 5 GHz do ?7% na 15 GHz). Część źródeł ma większy stopień polaryzacji po stronie dżetu, co jest zgodne z efektem Lainga-Garringtona dla radiogalaktyk. Polega on na tym, że część źródła znajdująca się bliżej obserwatora jest silniej spolaryzowana. Jest to wynik propagacji fal radiowych w ośrodku międzygwiazdowym i międzygalaktycznym, które mają właściwości depolaryzacyjne. Zwiększenie polaryzacji ze skróceniem obserwowanej fali, biorąc pod uwagę rozmiary liniowe źródeł, wskazuje na ośrodek międzygwiazdowy jako główny czynnik odpowiadający za depolaryzację promieniowania. Występują kwazary CSS z polaryzacją nawet do 10%, ale obserwuje się i obiekty całkowicie zdepolaryzowane. Odkryto również, że depolaryzacja jest silna w obszarze o promieniu około 2–3 kpc od jądra. Jest to prawdopodobnie rozmiar obszaru NLR.

Pomiary rotacji Faradaya wskazują, że statystycznie obiekty CSS/GPS mają większe RM16 niż wielkoskalowe radiogalaktyki 3CR i są porównywalne z tymi radioźródłami, które znajdują się w centrum masywnych strumieni chłodzących17 w gromadach galaktyk. Sądzi się, że duże wartości RM w przypadku strumieni chłodzących są efektem propagacji promieniowania w gęstym ośrodku międzygalaktycznym. Znane są źródła CSS/GPS mające ekstremalne wartości RM ? 1000 rad m-2. Odkryto też, że u obiektów CSS/GPS, wraz z malejącymi rozmiarami fizycznymi, rośnie wartość RM. Taki sam trend zaobserwowano dla wielkoskalowych radiogalaktyk z katalogu 3CR.

Właściwości optyczne

Obserwując grupę 20 CSS-ów Gelderman w 1996 r. stwierdził, że wszystkie galaktyki macierzyste wykazują, według parametrów Dahariego, oznaki zaburzenia struktury na skutek interakcji ze swoimi towarzyszami z gromady galaktyk. Widoczne są słabe optyczne struktury, takie jak strumienie pływowe czy mosty. Gelderman zasugerował, że skoro tego typu elementy pojawiają się w symulacjach oddziaływań galaktyk spiralnych, to w interakcjach CSS-ów biorą udział obiekty bogate w pył i gaz. Morfologie galaktyk macierzystych GPS-ów także mają takie właściwości. Na 30 radioźródeł 17 miało zaburzone izofoty, a pięć posiadało drugie jądro, co świadczy o niedawnym zlaniu się dwóch lub więcej galaktyk. Duży odsetek galaktyk macierzystych CSS/GPS (50–60%), będących w fazie interakcji z otoczeniem, potwierdza teorię mówiącą, że rozpoczęcie aktywności radiowej musi mieć związek z oddziaływaniami grawitacyjnymi z inną galaktyką. Źródła CSS/GPS bardziej przypominają też galaktyki FR II niż FR I, ponieważ statystycznie galaktyki macierzyste FR II wykazują częściej oznaki interakcji (40–50%).

Istotnym argumentem, wskazującym na silne oddziaływanie CSS-ów z otoczeniem, jest odkrycie tzw. efektu zgodności.18 Efekt ten polega na identycznej orientacji przestrzennej struktur radiowych ze strukturami widocznymi w niebieskiej części światła widzialnego. Najbardziej prawdopodobną teorią wyjaśniającą efekt zgodności są gwałtowne procesy gwiazdotwórcze, wywołane przez poruszający się dżet w ośrodku międzygwiazdowym. Znaleziony efekt zgodności u CSS-ów jest spójny z wynikami obserwacji spektroskopowych, mówiącymi o posiadaniu przez CSS-y jasnych linii emisyjnych. Można się spodziewać, że na skutek propagacji dżetu powstaną fale uderzeniowe, które mogą pobudzać do świecenia znajdujące się w ośrodku chmury gazu. W przypadku obiektów GPS brak jest wystarczającej ilości danych. Spowodowane to jest zbyt małą rozdzielczością kątową teleskopów optycznych.

Rozkłady przesunięć ku czerwieni obiektów CSS i GPS są bardzo podobne, tak samo jak procentowy udział kwazarów i galaktyk w obu populacjach. Statystycznie kwazary zdają się być położone w większych odległościach niż galaktyki, a wszystkie znane obiekty CSS/GPS o z ? 2 to kwazary. Wyniki te są zgodne z założeniem dopplerowskiego wzmocnienia w kwazarach. Wraz z rosnącym z zmienia się także stosunek kwazarów GPS do CSS i dla z ? 2 większość to GPS-y. Uważa się, że około 30% aktywnych radiowo kwazarów, mających duże z, to przedstawiciele klasy GPS.

Źródła GPS i CSS w modelu unifikacji AGN-ów

Wspomniana wcześniej różnica w rozkładzie przesunięć ku czerwieni pomiędzy galaktykami i kwazarami CSS/GPS jest jednym z najmocniejszych argumentów przemawiających za tezą, że promieniowanie radiowe galaktyk nie jest silnie wzmocnione dopplerowsko. Udało się w kilku przypadkach wyznaczyć prędkość ekspansji źródeł GPS. Jej wartość wynosi ?0,2c i jest znacznie mniejsza niż prędkości obserwowane w kwazarach. Kinematyczny wiek źródeł wyznaczony z ruchu własnego jest na poziomie ?103–104 lat. Badania widm radiowych galaktyk CSS wskazują na wiek ? 105 lat.

Źródła CSS/GPS są obiektami o najmniejszej znanej zmienności radiowej. Jedynymi wyjątkami są niektóre kwazary, np. 0552+390 czy 2134+004. Podobnie tylko nieliczne kwazary GPS/CSS wykazują obecność pozornych ruchów nadświetlnych. Opierając się na wskaźnikach orientacji źródła, takich jak stosunek jasności jądra do całości emisji czy stosunek odległości gorących plam do jądra stwierdzono, że statystycznie wyniki są zgodne z tezą wskazującą na orientację obiektów względem obserwatora jako przyczynę różnic we właściwościach galaktyk i kwazarów.

Ważne w tym momencie jest postawienie pytania o miejsce źródeł GPS/CSS w schemacie unifikacyjnym AGN-ów. Najbardziej popularny jest obecnie model tworzący ciąg ewolucyjny z obiektów zwartych i radiogalaktyk FR I i FR II. Według tej hipotezy nowo narodzone źródła radiowe jawią się jako GPS-y, potem zwiększają swój rozmiar liniowy, stając się galaktykami CSS. Wkońcowej fazie CSS-y rozrastają się do wielkoskalowych radiogalaktyk. Symulacje tego typu ewolucji są zgodne z wynikami obserwacyjnymi. Faktami przemawiającymi na korzyść scenariusza ewolucyjnego rozwoju radioźródeł od GPS do radiogalaktyk FR I/FR II są: a) podobieństwo morfologii galaktyk GPS/CSS do obiektów wielkoskalowych; b) brak przekonywającej detekcji wystarczającej ilości chłodnego gazu w ośrodku międzygwiazdowym, zdolnego do powstrzymania wzrostu radioźródła; c) odpowiednie ciśnienie panujące w radioźródłach, pozwalające na ekspansję w równowadze ciśnieniowej z ośrodkiem.

Badania liczebności poszczególnych grup radioźródeł pokazują nadwyżkę obiektów CSS i GPS w stosunku do przewidywań teorii ewolucji. Jest więc prawdopodobne, że do klasy zwartych obiektów radiowych wchodzi dodatkowa, niezwiązana ewolucyjnie z radiogalaktykami FR I i FR II, populacja radioźródeł. Teoriami wyjaśniającymi obserwowaną niezgodność co do ilości radioźródeł CSS/CSS są: a) model zakładający, że część z obserwowanych zwartych obiektów ma czas życia ? 104 lat i z tego powodu nie jest w stanie rozrosnąć się do wielkoskalowych rozmiarów; b) hipoteza twierdząca, że obiekty GPS/CSS mogą być starymi źródłami. W tym ostatnim przypadku gęsty ośrodek międzygwiazdowy uniemożliwia im ekspansję do rozmiarów radiogalaktyk FR I/FR II.

Marcin Gawroński w czasie pisania tego artykułu był doktorantem astronomii na Wydz. Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej UMK. Obecnie obronił doktorat na podstawie badań AGN-ów i jest pracownikiem Katedry Radioastronomii CA UMK w Toruniu

(Źródło: „Urania — PA” nr 6/2008)