Aktivní jádra galaxií jsou nejenergetičtějšími objekty ve vesmíru a jsou pozorována v různých podobách od 40. let 20. století. Svítivost těchto jader je podstatně vyšší než u ostatních galaxií buď v celém spektru nebo jenom v jeho některé části. Často dochází k nepravidelným zjasněním a zábleskům. Dnes se zdá, že všechny tyto jevy mají společný mechanizmus – velmi hmotnou černou díru v centru galaxie a v okolí dostatek plynu nebo hvězd, které může černá díra "požírat". Po "vyjedení" materiálu z okolí jádra se aktivní galaxie stane normální galaxií. Různé pozorované typy galaxií s aktivními jádry jsou pravděpodobně tímtéž druhem objektu, na který se jen díváme z různého úhlu pohledu.
|
AGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seifertovy galaxie, linery, blasary a kvasary. Černá díra – zkolabovaný objekt, ze kterého nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje, jiné, obří černé díry, sídlí v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky vznikající v bezprostředním okolí černé díry velmi intenzivně vyzařují. |
| Základní mechanizmus |
<>K čemu dochází v okolí velmi hmotné černé díry? Plyn a prach padá pomalu po spirálách do černé díry a v jejím okolí vytvoří charakteristický disk. Jednotlivé vrstvy se o sebe třou a disk se zahřívá na vysokou teplotu. Pokud jsou v blízkosti hvězdy, jejich plazma je roztaženo slapovými silami a stává se součástí disku. Existence plynu, prachu a hvězd v okolí je základní podmínkou vytvoření horkého disku kolem hvězdy. Samotný disk intenzivně září i v rentgenovém oboru. Nabité částice obíhající v disku černou díru vytvoří silné magnetické pole kolmé na rovinu disku (silokřivky jsou rovnoběžné s rotační osou). Rekonekce magnetických silokřivek bude podporovat zahřívání disku. Rotace černé díry bude ovšem silokřivky kroutit a za některých situací vznikne zkroucená magnetická trubice podobná trysce nebo duté hadici, kterou proudí nabité částice od černé díry. Magnetické pole směrem od černé díry slábne a tak vzniká gradient magnetického tlaku urychlující částice ve směrech rotační osy. Vznikají dva charakteristické výtrysky, ve kterých mohou nabité částice dosáhnout velmi vysokých relativistických rychlostí. Na konci výtrysků jsou urychlené částice brzděné mezihvězdným prostředím, plynem a prachem a vznikají zde charakteristické radiové laloky. Ty jsou patrné na snímcích v radiovém oboru. Pokud dojde v blízkosti černé díry k explozivnímu procesu (mechanizmus není zatím znám), vznikne rázová vlna ženoucí nabité částice magnetickou trubicí a fokusující je do jakéhosi uzlu, který se pohybuje podél trubice směrem od černé díry. Právě v tomto uzlu mohou částice získat rychlosti blízké rychlosti světla. Experimentálně pozoroval obdobné chování tým vědců vedený Alanem Marscherem z Univerzity v Bostonu u objektu BL Lacertae, který je vzdálený 950 milionů světelných roků od Země. Data byla pořízená při záblesku v roce 2005, ke zpracování došlo v roce 2007 a k publikaci výsledků v roce 2008.
 |
| Magnetická trubice se zkroucenými silokřivkami. Dobře patrný je uzel vznikající při postupu částic urychlených rázovou vlnou. Zdroj: Nature 2008, A. Marscher. |
Případný pozorovatel nemusí ale vidět oba dva výtrysky. Pokud se dívá přesně v rovině disku, může mít zakrytý výhled na podstatnou část výtrysků. Pokud se dívá mimo rovinu disku, bude relativistickými jevy potlačena intenzita vzdalujícího se výtrysku. Ve většině případů tak pozorovatel uvidí výtrysk jediný. Pokud by se pozorovatel díval přesně podél směru výtrysku, uvidí díky směrování občasné výrony enormního množství energie. Na úhlu pohledu také závisí šířka pozorovaných spektrálních čar. Pokud se díváme do blízkosti disku, jsou čáry široké, ve větších vzdálenostech od disku vznikají čáry úzké. Závislost na poloze pozorovatele je proto u černé díry s diskem a dvěma výtrysky značná. Dnes se zdá, že většina různých aktivních jader galaxií je stejným druhem objektu, která právě pozorujeme z různých směrů. Jediným skutečným odlišením fyzikálních procesů je potom fakt, zda objekt vyzařuje intenzivně v radiovém oboru (radiově hlučné kvazary, radiogalaxie, blazary) nebo zda v radiovém oboru vyzařuje zanedbatelně (radiově tiché kvazary a Seifertovy galaxie).
 |
| Z různých úhlů pohledu vidíme různé objekty. Torus látky kolem akrečního disku stíní oblast vzniku širokých čar. Zdroj: BeppoSax. |
| Jednotlivé objekty |
Seifertovy galaxie a Linery
Tento typ aktivních galaxií objevil Karl Keenan Seyfert v roce 1943. Hostitelské galaxie jsou zpravidla spirální a nebo nepravidelné. Září v optickém i rentgenovém oboru, někdy mají nevýrazné radiové výtrysky. Dělíme je na podtypy Seyfert 1 s charakteristickými úzkými i širokými emisními čarami ve spektru a Seyfert 2, který má jen úzké emisní čáry. Oblast vzniku širokých čar může být stíněna samotným torem látky kolem akrečnícho disku, takže při pohledu z blízkosti roviny disku široké čáry zmizí. Typickou Seyfertovou galaxií typu 2 je galaxie Circinus v souhvězdí Kružítka. Příbuznými objekty, které jsou také definovány typem spektra jsou tzv. Linery (Low-Ionization Nuclear Emission-Line Regions), obsahují spektrální čáry slabě ionizovaných a neutrálních atomů kyslíku, dusíku a síry. Příkladem může být galaxie Sombréro (M 104). Seyfertovy galaxie ani Linery výrazně nezáří v radiovém oboru.
Radiogalaxie
Černou díru v radiových galaxiích téměř výhradně hostí eliptické galaxie. Je pro ně charakteristické intenzívní vyzařování v radiovém oboru. Záření je synchrotronního původu a jsou za něho zodpovědné elektrony pohybující se v magnetickém poli. Charakteristické jsou také radiové laloky na konci výtrysků. K nejznámějším radiovým galaxiím patří relativně blízký zdroj Centaurus A (14 milionů světelných roků). Příbuznými objekty jsou radiově hlučné kvazary a blazary.
Kvazary
Kvazary jsou natolik vzdálené, že se jeví v běžných optických dalekohledech jako bodové objekty. Odtud vznikl jejich název, jde o zkratku z anglického QUASi-stellAR radio source (jakoby hvězdný radiový zdroj). Byly objeveny na počátku 60. let 20. století a jejich spektrum bylo z počátku záhadou. Později se zjistilo, že spektrální čáry mají extrémní červený posuv způsobený expanzí vesmíru. Dnes jsou známé i radiově tiché kvazary.
Blazary (OVV, BL Lac)
Blazary jsou kvazary, na které se díváme ve směru výtrysku. Název dostaly podle objektu BL Lac ze souhvězdí Ještěrky. V roce 1974 se ukázalo, že BL Lac není hvězda, ale vzdálená galaxie s extrémním a proměnným výkonem. Blazary dělíme do dvou skupin. První jsou vysoce proměnné kvazary OVV (Optically Violent Variable Quasars), druhou skupinu tvoří nepravidelně proměnné galaxie typu BL Lac.
 |
| Pohled na černou díru s akrečním diskem v umělecké vizi Aurore Simonneta z Univezrity v Sonomě. Malba je součástí propagačního plakátu (5 MB) pro americkou sondu GLAST, která by měla startovat v nejbližších týdnech a v gama oboru sledovat aktivní jádra galaxií. Na následujícím obrázku je pohled na toto aktivní jádro z různých úhlů a v rámečku odpovídající skutečné objekty. |
 |
| Různé pohledy na aktivní jádro z předchozího obrázku. Nalevo: pohled ve směru výtrysku (v rámečku je blazar 3C 279). Uprostřed: pohled z obecného úhlu (v rámečku je radiogalaxie Cen A v RTG oboru z Chandry). Napravo: pohled z roviny disku (v rámečku je objekt Cyg A v radiovém oboru z VLA). |
Svítivost – prostorová hustota světelného toku zdroje, udává se v kandelách.
Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné...), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy...) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.
Chandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové délce 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″.
VLA – Very Large Array, síť 27 radioteleskopů poskládaných do tvaru písmene Y umístěná v Socorru v Novém Mexiku. Průměr jedné antény je 25 metrů, hmotnost 230 tun. Elektronicky zpracovaná data poskytují rozlišení odpovídající základně 36 kilometrů a citlivost odpovídající jednomu dalekohledu o průměru 130 metrů. Síť provozuje National Radio Astronomy Observatory (NRAO) od roku 1980.
