Tähtitiede:aktiivinen galaksi

From Tieteen termipankki
Jump to: navigation, search

aktiivinen galaksi

aktiivinen galaksi
Explanation Muutamalla prosentilla galakseista on havaittavissa epänormaalia aktiivisuutta. Aktiivisuus on keskittynyt galaksin ytimeen, ja siksi puhutaan \i{aktiivisista galaksiytimistä}, lyhennettynä \ii{AGN} (englanninkielisestä nimityksestä {\sl active galactic nucleus}).

Aktiivisten galaksien luminositeetti on epätavallisen suuri. Luultavasti galaksi ei voi säteillä näin voimakkaasti kovin kauan. Siksi arvellaan, että aktiiviset ytimet eivät pysy aktiivisina koko galaksin elinaikaa. On mahdollista, että lähes kaikissa suurissa galakseissa on ollut aktiivinen ydin jossakin kehitysvaiheessa.

Aktiivisuus ilmenee monissa eri muodoissa. Joillakin galakseilla ydin on erinomaisen kirkas ja muistuttaa suurta ionisoituneen vedyn aluetta. Nämä voivat olla galakseja, joiden keskustassa suuria määriä tähtiä on syntymässä ja kehityttyään räjähtävät \ii{supernovina}. Toisissa keskuksestaan kirkkaissa galakseissa säteily ei voi olla tähdistä peräisin. Eräiden galaksien spektriviivat ovat harvinaisen leveitä, mikä merkitsee suuria nopeuksia galaksin sisällä. Syynä saattavat olla ytimessä tapahtuneet räjähdyksenomaiset ilmiöt. Suuret ja nopeat säteilyn vaihtelut ovat aktiivisille ytimille tyypillisiä. Joissakin galakseissa näkyy suihkumuodostumia. Monilla aktiivisilla galakseilla säteilyn spektri on \ii{ei-terminen}. Kyseessä on ilmeisesti magneettikentässä kiertävien nopeiden elektronien \ii{synktrotronisäteily}.

Aktiivisten galaksien luokittelu on melko satunnaisesti syntynyt, sillä monet aktiiviset galaksit on löydetty ennen kuin niiden luonteesta on ollut selvää käsitystä. Esimerkiksi \i{Markarjanin galaksit} ovat neuvostoliittolaisen \i{Beniamin Jeri\v sevit\v s Markarjanin} 1970-luvun alussa löytämiä galakseja. Niille on yhteistä voimakas säteily ultraviolettialueella. Monet Markarjanin galakseista ovat Seyfertin galakseja, toiset taas ovat ilmeisesti nuoria syntymässä olevia galakseja.

Luontevimmat aktiivisten galaksien pääluokat ovat \i{Seyfertin galaksit} ja \i{radiogalaksit}. Edelliset ovat spiraaligalakseja, jälkimmäiset elliptisiä. Eräät tutkijat arvelevatkin, että Seyfertit edustavat kierteisgalaksin aktiivista vaihetta ja radiogalaksit ellipsigalaksin aktiivista vaihetta.

Seyfertin galaksit. Seyfertin galaksit ovat saaneet nimensä \i{Carl Seyfertistä}, joka löysi ne spiraaligalakseja tutkiessaan 1943. Seyfertin galaksien tärkeimmät tuntomerkit ovat kirkas, pistemäinen keskusydin ja spektri, jossa on leveitä emissioviivoja. Jatkuvassa spektrissä on voimakas \ii{ei-terminen} osa, joka näkyy selvimmin ultraviolettialueella. Emissioviivojen arvellaan syntyvän lähellä galaksin ydintä eri nopeuksilla liikkuvista kaasupilvistä

Spektrin perusteella Seyfertin galaksit jaetaan tyyppeihin 1 ja 2. Tyypin 1 spektrin sallitut viivat ovat leveitä (vastaavat nopeutta $10^4$ km/s), paljon leveämpiä kuin kielletyt. Tyypissä 2 kaikki viivat ovat samanlaisia ja kapeampia ($\le 10^3$ km/s). Eron uskotaan johtuvan siitä, että sallitut viivat syntyvät tiheämmässä kaasussa kuin kielletyt ja että tällaisia alueita ei ole tyypissä 2. Siirtymiä tyyppien välillä on joskus havaittu, samoin välimuotoja.

Seyfertin galaksit ovat melkein kaikki spiraaligalakseja (sikäli kuin morfologinen luokka on voitu määrittää); mahdolliset poikkeukset ovat tyyppiä 2. Ne ovat voimakkaita infrapunalähteitä. Tyypissä 1 on monissa tapauksissa havaittu voimakas röntgenemissio.

Varsinaiset Seyfertin galaksit ovat suhteellisen heikkoja radiolähteitä. On kuitenkin kompakteja radiogalakseja, joissa voimakas radiosäteily tulee keskusytimestä, mutta jotka optiselta spektriltään eivät oleellisesti poikkea Seyfertin galakseista. Siksi ne olisi luultavasti laskettava Seyfertin galakseiksi. Yleensä voimakkaampi radioemissio näyttää liittyvän tyypin 2 spektriin.

Arvellaan, että noin 1 \% kirkkaista spiraaligalakseista on Seyfertin galakseja. Niiden ytimien luminositeetit ovat suunnilleen $10^{36}$--$10^{39}$ W, siis samaa luokkaa kuin koko muun galaksin kirkkaus. Kirkkauden vaihtelut ovat yleisiä.

\fig{17.5cm}{\frame{0 0 11 8.5}\frame{0 9 11 17

Equivalents

active galaxyenglanti



References

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.09.2019: Tähtitiede:aktiivinen galaksi. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:aktiivinen galaksi.)


Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →

{ Yläkuva: \ii{Aktiivinen galaksi} \ii{M87}. Normaalin E0-galaksin ytimestä lähtee sininen \ii{suihku}. (NOAO/Kitt Peak National Observatory). Alakuva: Radioalueella suihku havaitaan kaksipuolisena. \ii{VLA}:n avulla saatu radiokartta. Kuvassa näkyy huomattavasti pienempi alue kuin ylemmässä kuvassa. (Owen, Hardee, Bignell (1980), Astrophys. J. (Lett.) {\bf 239}, L11)}

Radiogalaksit. Radiogalaksit ovat nimensä mukaisesti galakseja, joista tulee radiosäteilyä. Radiogalaksin radiosäteily on \ii{ei-termistä säteilyä}, jonka spektri vastaa elektronien \ii{synkrotronisäteily}ä. Radiogalaksin luminositeetti radioalueella on tyypillisesti $10^{33}$--$10^{38}$ W ja voi siis olla yhtä suuri kuin tavallisen galaksin kokonaisluminositeetti. Radiogalaksien ominaisuuksien selittämisessä onkin vaikeutena keksiä, mistä elektronit ja magneettikentät syntyvät ja ennen kaikkea se, mistä valtavat elektronimäärät saavat energiansa.

Radiogalaksien radiosäteilyn alueiden muotoa ja kokoa on tutkittu 1950-luvulta alkaen, jolloin \ii{interferometrimenetelmän} avulla radioteleskoopeilla saavutettiin optisen alueen teleskooppien erotuskyky. Tyypillinen voimakkaan radiogalaksin piirre on kaksoisrakenne: havaitun galaksin kahden puolen on laaja säteilevä alue. Eräiden radiogalaksien radiosäteilyalueet ovat jopa 6 Mpc:n päässä toisistaan, mikä on lähes kymmenen kertaa Linnunradan ja Andromedan galaksin välimatka. Kooltaan pienimpiin kaksoisradiolähteisiin kuuluu galaksi \ii{M87}, jonka kaksoiskomponentit ovat vain parin kiloparsekin päässä toisistaan.

Radiogalaksien kaksoisrakenne on ilmeisesti lähtöisin galaksin ylimessä tapahtuneista purkauksista. Radiosiivissä liikkuvat elektronit eivät kuitenkaan voi olla lähtöisin galaksin keskustasta, koska elektronit kuluttaisivat näin pitkällä matkalla loppuun kaiken energiansa. Niinpä elektroneja täytyy jatkuvasti kiihdyttää radiosäteilyn syntyalueella. Radiosäteilyssä näkyykin usein lähes pistemäisiä keskittymiä, kuumia kohtia, laajempien radioalueiden keskellä. Kuumat kohdat sijaitsevat yleensä keskusgalaksin suhteen symmetrisesti, ja ne ovat ilmeisesti sinkoutuneet galaksin ytimestä.

On olemassa myös "hännällisiä" radiogalakseja. Niissä radiosäteily tulee pääasiassa galaksin toiselta puolelta, jossa on kaareva, galaksin läpimittaa usein kymmeniä kertoja pitempi radiohäntä. Parhaat esimerkit hännällisistä radiogalakseista ovat \ii{NGC 1265} \ii{Perseuksen galaksijoukossa} sekä \ii{3C129}, joka näyttää kiertävän ellipsirataa läheisen naapurigalaksin ympäri. Häntä tulkitaankin radiogalaksin jäljeksi galaksienvälisessä avaruudessa.

Toinen erikoinen radiokarttojen paljastama piirre ovat \i{suihkut}, kapeat radiosäteilyn nauhat, jotka yleensä alkavat radiogalaksin ytimestä ja voivat ulottua kauas galaksin ulkopuolelle. Parhaiten tunnettu lienee \ii{M87}:n suihku, joka näkyy radioalueen lisäksi myös optisena ja röntgensuihkuna. Optisessa alueessa havaittua suihkua ympäröi radiolähde. Samanlainen radiolähde on löytynyt myös galaksin ytimen vastakkaiselta puolelta, jossa optisella alueella ei näy suihkua. Meitä lähimmällä \ii{radiogalaksilla} \ii{Centaurus A}:lla on myös suihku, joka ulottuu galaksin ytimestä sen reuna-alueille. Tämäkin suihku on havaittu sekä radio-, röntgen- että optisella alueella. Centaurus A:n suihkun optisissa tiivistymissä on emissioviivoja, joilla on likipitäen sama punasiirtymä kuin galaksin tähdillä. Siten suihku kuuluu oleellisesti itse galaksiin, eivätkä ainakaan sen optiset tiivistymät ole poikkeuksellisen voimakkaassa liikkeessä galaksin suhteen.

Kvasaarit. Ensimmäinen \ii{kvasaari} löydettiin 1963, kun \i{Maarten Schmidt} tulkitsi radiolähteenä tunnetun kohteen \ii{3C273} optisen spektrin viivat vedyn \ii{Balmer-viivoiksi}, jotka olivat punasiirtyneet ennennäkemättömät 16 \% lepoaallonpituuksistaan. Kvasaarien huomattavin tunnusmerkki on spektriviivojen suuri \ii{punasiirtymä}. Oikeastaan termi kvasaari merkitsee tähdenkaltaista radiolähdettä (quasar $<$ quasistellar radio source), ja siksi jotkut tähtitieteilijät käyttävät näistä kohteista yleistä nimitystä \ii{QSO} (quasistellar objects).

\leftfig{11cm}{7.5cm}{5cm}{\frame{-2 0 4.5 11}\frame{5 0 11 7}}{ Vasemmalla: \ii{QSO 0351+026} on kvasaarin ja galaksin muodostama vuorovaikuttava pari. Yllä: \ii{PKS 2000--330} on yksi kaukaisimpia tunnettuja \ii{kvasaareita}; sen punasiirtymä on $z=3.78$. (NOAO/Kitt Peak National Observatory; Jet Propulsion Laboratory)}

Optisella alueella kvasaarit ovatkin lähes pistemäisiä, vaikka uudemmat havainnot ovat paljastaneet enemmän tai vähemmän normaalin galaksin monen kvasaarin ympäriltä. Vaikka ensimmäiset kvasaarit tunnettiin jo radiolähteinä, vain pieni osa optisen spektrin perusteella löydetyistä kvasaareista on kirkkaita radioalueella. Myös radioalueella kvasaarit ovat yleensä pistemäisiä, mutta joissakin on radiogalaksien tapaan kaksoisrakenne. Satelliittien röntgenteleskoopeilla saaduissa kuvissa kvasaarit näkyvät niinikään pistemäisinä.

Kvasaarin spektrin näkyvällä alueella hallitsevat tavallisesti viivat, joiden lepoaallonpituudet ovat UV-alueella. Ensimmäisten tutkittujen kvasaarien punasiirtymät olivat $z = 0.16$ ja 0.37, ja 1993 tunnettiin yli tusina kvasaaria, joilla punasiirtymä on suurempi kuin 4, ennätyksen ollessa 4.9. Valon on täytynyt lähteä kvasaarista, kun vain noin kymmenesosa maailmankaikkeuden nykyisestä iästä oli kulunut. Kvasaarien suurten etäisyyksien takia niiden absoluuttisen luminositeetin täytyy olla valtavan suuri. Tyypilliset luminositeetin arvot ovat suuruusluokkaa 10$^{39}$--10$^{41}$ W.

Kvasaarien kirkkaus vaihtelee nopeasti, jopa muutamassa vuorokaudessa. Säteilevä alue voi siksi olla läpimitaltaan vain joitakin valovuorokausia, siis 100 AU:n kertaluokkaa.

Kvasaarien \ii{emissioviivat} ovat hyvin leveitä ja ovat syntyneet itse kvasaarissa. Lisäksi spektrissä on tiheässä kapeita absorptioviivoja, joiden arvellaan olevan kvasaarin ja meidän välisissä kaasupilvissä syntyneitä vedyn \ii{Lyman $\alpha$ -viivoja}. Tämän \i{Lyman-metsän} aiheuttavat pilvet ovat nuoria galakseja tai niiden esivaiheita, ja antavat siksi tärkeää tietoa galaksien synnystä.

Muutamat tähtitieteilijät ovat asettaneet punasiirtymän kosmologisen tulkinnan kyseenalaiseksi. Esimerkiksi \i{Halton Arp} on löytänyt kvasaaripareja tai vierekkäisiä kvasaareja ja galakseja, joilla on aivan eri punasiirtymä. Joskus näitä näyttää yhdistävän heikko ainesilta. Siksi Arp arvelee, että kvasaarit eivät noudata \ii{Hubblen lakia}. Asia on kuitenkin hyvin kiistanalainen.

Yhtenäismallit. Vaikka galaksien aktiivisuuden muodot voivat ensi silmäyksellä vaikuttaa hämmentävän monenlaisilta, on olemassa jonkinlainen yleiskäsitys siitä, miten ne voidaan kaikki yhdistää saman mallin puitteissa siten, että yksittäisen kohteen luonne riippuu vain muutamasta parametristä.

Yleisesti hyväksytyn käsityksen mukaan \ii{aktiivisessa galaksi\-ytimessä} on suuri \ii{musta aukko} (massaltaan ehkä 10$^7$--10$^9 \msun$), jota kiertää paksu kaasukiekko tai -rengas. Aktiivisen ytimen energianlähde on gravitaatioenergia, joka vapautuu kaasun kertyessä mustaan aukkoon. Kiekon vaikutuksesta voi syntyä myös suihku, jossa osa vapautuvaa energiaa muuttuu kaasun liikkeeksi kiekosta kohtisuoraan. Näin ollen aktiiviset galaksiytimet ovat samankaltaisia systeemejä kuin Linnunradankin ydin, vaikka sekä mustan aukon että kaasun massat saattavat olla moninkertaisia Linnunrataan verrattuna.

Ensimmäinen tällaiselle mallille ominainen parametri on selvästi luminositeetti. Esimerkiksi \ii{Seyfert 1 -galaksien} ja (radiohiljaisten) \ii{kvasaari}en ainoa oleellinen ero on kvasaarien suurempi kirkkaus. Toinen perustava parametri on radioemission voimakkuus, joka liittyy suihkun olemassaoloon. Radioemission perusteella voidaan yhdistää toisaalta Seyfertin galaksit ja radiohiljaiset kvasaarit, toisaalta radiogalaksit ja radiokvasaarit.

Yhtenäismalleissa kolmantena tärkeänä parametrina on suunta, mistä satumme katsomaan ydinkiekkoa. Esimerkiksi, jos katsomme kiekkoa reunalta, keskusydin on kiekon peittämä. Tämä voi selittää galaksityyppien Seyfert 1 ja 2 eron: Seyfert 2 -galakseissa emme näe lähellä mustaa aukkoa syntyviä leveitä emissioviivoja, vaan ainoastaan kiekossa syntyviä kapeampia viivoja. Samoin galaksi, joka sivusta katsottuna näkyy kaksoisradiolähteenä, näyttäisi päältä päin radiokvasaarilta. Tässä tapauksessa on vielä olemassa mahdollisuus, että katsomme kohdetta suoraan suihkun suunnassa. Se näkyy silloin \i{blasaarina}, kohteena, jossa on nopeita ja voimakkaita kirkkauden ja \ii{polarisaatio}n vaihteluja sekä näkymättömiä tai hyvin heikkoja emissioviivoja. Eräs yhtenäismallien ennuste on, että pitäisi olla olemassa suuri määrä kvasaareja, joissa ydin on kaasukiekon peitossa kuten Seyfert 2 -galakseissa. Joitakin mahdollisia esimerkkejä on jo löytynyt.

\leftfig{5.5cm}{0cm}{7cm}{\frame{0 0 6.5 5.5}}{ Einsteinin ristin neljä komponenttia ovat saman kvasaarin kuvia. (ESA/NASA) \iii{Einsteinin risti}\iii{gravitaatiolinssi}}

Gravitaatiolinssit. Mielenkiintoinen ilmiö, joka ensimmäiseksi havaittiin kvasaarien yhteydessä, ovat gravitaatiolinssit. Koska valonsäteet taittuvat gravitaatiokentässä, kaukaisen kvasaarin ja havaitsijan välillä oleva massa (esimerkiksi galaksi) voi vääristää sen kuvaa ja samalla vahvistaa sitä. Ensimmäinen tapaus löytyi 1979, jolloin ilmeni että kahden $5.7$ päässä toisistaan olevan kvasaarin spektrit olivat lähes identtiset. Tämä voitiin selittää siten, että "pari" oli todellisuudessa saman kvasaarin kaksoiskuva. Myöhemmin on löytynyt useita muitakin gravitaatiolinssin vääristämiä kvasaareja.

Gravitaatiolinssejä on myös löytynyt galaksijoukoista. Niissä joukon gravitaatiokenttä vääristää etäisemmän galaksin kuvaa joukon keskustaa kiertäväksi kaareksi. Linnunradasta löydettiin 1993 \ii{mikrolinssit}, joissa tähden kirkkaus kasvaa hetkeksi voimakkaasti sen edestä kulkevan massan linssivaikutuksesta. Gravitaatiolinssit tarjoavat näin aivan uuden keinon tutkia muuten näkymättömän massan jakautumista maailmankaikkeudessa.


<map name="map"> </area> </area> </map>

|kuvat= |tieteellinen nimi= |lähteet=Zubenelgenubi |tarkistettu=Y |lisätiedot_fi= |luokka= |ilmiön kuvaus=N |logotiedosto= |logolinkki= |lähdeaineisto= }}