ЯДРА ГАЛАКТИК

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. , 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 4-5m), 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 и CIV, к-рые при больших красных смещениях () 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 15,5m подсчеты дают цифру - одна галактика на квадратный градус небесной сферы. Для квазаров ярче 19,5m это число равно пяти. Не исключено, что многочисл. звездообразные объекты слабее 23m 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 и H - водородные серии Бальмера (, ); N1 и N2 - линии дважды ионизованного кислорода с длинами волн . 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 линийзапрещенных линий Светомить в линии OIII (4959 и 5007) эрг/с эрг/с Масса газа Кинетическая энергия газа1050 эрг Эффективная скорость2000 км/с300 км/с Характерный размер см(0,1 пк) 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 и светимости на данной частоте. Непрерывное излучение нестационарных ядер часто имеет степенную зависимость спектр. плотности потока излучения от частоты : со средним спектральным индексом \approx 0,7$" align="absmiddle" width="85" height="16" > 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 эрг/c) Квазары     3C 273     3C 48 8,78,95 47,346,65 Радиогалактики     3C 120     3C 390,3 8,48,95 45,045,2 Сейфертовские галактики 1-го типа     NGC 1275     NGC 4151     NGC 3227 7,07,76,9 44,744,7543,0 Маркарян 2058,245,0 Сейфертовские галактики 2-го типа     Маркарян 1     NGC 1068 7,79,1 43,544,3 Интегрирование по спектру позволяет вычислить полную (болометрическую) светимость ядра Lя. Нек-рые типичные значения Lя приведены в табл. 2. Реальные светимости ядер близки к т.н. критической светимости. Оценку массы 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 . Рис. 4. Изменения блеска сейфертовской галактики NGC 4151 за период с 1967 по 1979 гг. (в звездных величинах). Колебания блеска составляют . Результаты исследований позволяют построить геометрич. модель нестационарного Я.г. Центральное тело (о его возможной природе будет сказано в разделе 5) с типичной массой 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 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 кинетич. энергии падающего газа в излучение: 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 . Для обеспечения наблюдаемой светимости ядра, составляющей 1045-1047 эрг/с, необходим приток массы порядка в год, что легко реализуется в галактике с массой . 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 за характерное время лет. При массе приливной радиус черной дыры равен ее гравитационному радиусу ( 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 =6 (в солнечных единицах). По мере приближения к центру галактики дисперсия скоростей увеличивается до значения 350 км/с, а отношение возрастает до 60. Возрастание дисперсии скоростей с одновременным падением яркости можно объяснить существованием в центре М87 массивного тела с . 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)