Radiogalaktyki i radiogalaktyki „dziwne”

M51
Przykład „zwykłej galaktyki” - Galaktyka Wir, M51. Na jej obraz optyczny nałożone zostały kontury radiowe wraz z rozkładem obserwowanego pola magnetycznego.
Źródło: MPIfR Bonn.

Wszystkie znane astronomom radioźródła pozagalaktyczne (czyli takie, które nie leżą w naszej Galaktyce i nie są obiektami gwiazdowymi ani planetami) można podzielić na dwie klasy. Pierwsza z nich obejmuje zwykłe galaktyki, w których promieniowanie radiowe jest emitowane na skutek obecności relatywistycznych elektronów i pola magnetycznego. W takich przypadkach obserwowana emisja radiowa pochodzi z całej objętości galaktyki i pokrywa się z jej strukturą widzianą w zakresie optycznym, jako światło. Przykładem takiego obiektu jest nasza Droga Mleczna. Do drugiej klasy radioźródeł pozagalaktycznych zalicza się natomiast obiekty, w przypadku których obserwowany rozkład promieniowania radiowego nie pokrywa się z jego obserwowanym przez teleskopy optyczne wizerunkiem. Takie obiekty to właśnie radiogalaktyki.


Dzięki wieloletnim badaniom wiemy mniej więcej, jak zbudowana jest i jak „działa” typowa radiogalaktyka. Jej częścią centralną jest jądro - słabe lub średniej mocy radioźródło zwarte, które w dziedzinie optycznej stanowi kwazar lub zwykła galaktyka eliptyczna. W tym drugim przypadku czasem też obiekt klasyfikuje się jako „właściwą radiogalaktykę” - w odróżnieniu od AGNU – u (z ang. Aktywne Jądro Galaktyki, Active Galactic Nucleus), gdzie jądrem aktywnym jest zawsze kwazar. Pod względem powstawania i budowy są to jednak obiekty bardzo podobnej klasy.

 
 Cygnus A –przykład radiogalaktyki typu FR II. Mapa radiowa na 1400 MHz Źródło: NRAO/AUI
  Cygnus A – opis morfologii radioźródła

Większa część obserwowanego promieniowania radiowego w takim obiekcie pochodzi z tak zwanych obłoków (ang. lobów) radiowych – eliptycznych obszarów emisji ułożonych symetryczne po obu stronach jądra. Czasem da się także dostrzec radiowe dżety, czyli wąskie struktury łączące jądro z obłokami radiowymi. Obłoki te, jak już wspomniano, nie pokrywają się z widoczną w świetle widzialnym strukturą galaktyki i są od niej wielokrotnie większe. Ich emisja radiowa to w rzeczywistości świecenie energetycznych elektronów poruszających się po torach zakrzywionych w obecności silnych pól magnetycznych działających w radiogalaktykach – jest to tak zwane promieniowanie synchrotronowe.


Z czego jednak bierze się taka obserwowana struktura radiowa ? Zgodnie z powszechnie przyjętą teorią obłoki radiowe są połączone z jądrem (AGN-em) właśnie poprzez dżety. Innymi słowy to one w sposób nieprzerwany zasilają rozciągłą strukturę radiową coraz to nowymi cząstkami plazmy, które następnie wyświecają się w polu magnetycznym. Dżet to dobrze skolimowana (czyli: spójna, zwarta, nie rozmywająca się w różne strony) struga plazmy o pewnej energii. Może on poruszać się z prędkością rzędu dziesiętnych części prędkości światła (0.1c – 0.3 c). Dzięki temu może też uciec daleko od samego AGN-u. Po opuszczeniu galaktyki macierzystej dżety drążą kolejno ośrodek tej galaktyki, ośrodek gromady galaktyk, w jakiej galaktyka może się znajdować, aż wreszcie trafia do ośrodka międzygalaktycznego. W każdym w tych przypadków gęstość ośrodka jest jednak większa niż gęstość samej plazmy – naładowanych elektrycznie cząstek dżetu. Zatem w pewnej odległości od macierzystego AGN-u będącego jej źródłem struga ta nie jest już dłużej w stanie przebijać się przez ośrodek międzygalaktyczny. Wówczas na jej końcu powstaje zagęszczenie relatywistycznej materii, silnie oddziaływające z otoczeniem i wywierające na nie pewne ciśnienie. Materia ta nie może już dłużej poruszać się naprzód, ale z czasem rozprzestrzenia się dalej, niejako rozlewając się na boki, i w efekcie tworzy rozległy obłok radiowy.


Dżety powstają w przypadku bardzo masywnych czarnych dziur obdarzonych spinem i własnym polem magnetycznym. Spin to nic innego jak pewien moment obrotowy czarnej dziury – jej obrót wokół własnej osi. Spin posiadają też gwiazdy i planety. W przypadku czarnych dziur taki moment obrotowy jest najprawdopodobniej efektem wcześniejszego połączenia się (zlania) dwóch mniejszych, masywnych czarnych dziur, zachodzącego pod wpływem własnej grawitacji tych ciał. Dżety występują parami – jako wiązki przeciwbieżne, wstrzykiwane w ośrodek po obu stronach czarnej dziury, a konkretniej wydobywające się z jej obszarów biegunowych. Ich duża energia wyrzutu jest  związana z energią rotacyjną (spinem) czarnej dziury, a same cząstki plazmy pochodzą z jej dysku akrecyjnego, składającego się z materii pochodzącej z pochłoniętych przez czarną dziurę gwiazd, pyłu oraz gazu macierzystej galaktyki „optycznej”. Materia opadająca na czarną dziurę tworzy dysk akrecyjny, generując jednocześnie promieniowanie na skutek tarcia, jonizacji i silnego przyspieszenia podczas zbliżania się jej do horyzontu zdarzeń. W przypadku obiektów tak masywnych jak czarne dziury zjawisku takiemu towarzyszy wydzielanie się dużych ilości promieniowania elektromagnetycznego, zachodzące gdy opadająca na obiekt centralny materia wyświeca znaczną część swej początkowej energii grawitacyjnej w postaci energii potencjalnej – jako nowo utworzone cząstki. Ta naładowana elektrycznie plazma jest w obecności toroidalnego pola magnetycznego czarnej dziury  kierowana w jej rejony biegunowe, a następnie przyśpieszana, i wyrzucana daleko w przestrzeń kosmiczną jako dżet. Dzieje się tak, ponieważ w tych rejonach linie sił pól magnetycznych są otwarte – wybiegają daleko w przestrzeń, podobnie jak analogicznie linie w przypadku magnesu sztabkowego. 


    Aby jednak poprzez taki proces mogły się utworzyć obserwowane dziś, rozciągłe struktury  radiogalaktyk, potrzeba wiele czasu. Wystarczy dodać, że typowe rozmiary tych obiektów, licząc od krańca jednego obłoku radiowego po koniec drugiego, to około 200 kilo parseków (kpc). Wynika  z tego również, że powstanie takiej rozległej struktury jest dobrą miarą wieku całego radioźródła. Wiadomo, że czas ten nie może być mniejszy niż czas potrzebny dżetom na przebycie drogi od jądra do obłoków radiowych, a zatem na ich zasilenie cząstkami. Na tej podstawie średni czas życia radiogalaktyk oceniono na 106 lat. Aktywność radiogalaktyki nie jest przy tym niezmienna w czasie. Istnieją zarówno przesłanki teoretyczne, jak i dowody obserwacyjne wskazujące na to, że po pewnym czasie produkcja dżetu i rozprzestrzenianie się struktury radiowej ustaje. Ogromne energie mogą być bowiem emitowane przez jądro radiogalaktyki jedynie do momentu, gdy cała okoliczna materia w rejonie czarnej dziury zostanie pochłonięta w wyniku akrecji. 


    Typowe dyski akrecyjne mają średnicę kilkuset parseków i masy rzędu kilkudziesięciu tysięcy mas Słońca. Sam mechanizm przemieszczania się materii galaktycznej w bezpośrednie sąsiedztwo czarnej dziury nie jest do końca wyjaśniony. Sensowna wydaje się hipoteza, że na skutek przypadkowych przejść pojedynczych gwiazd w pobliżu horyzontu zdarzeń gwiazdy te są rozrywane przez siły pływowe,a następnie ich materia trafia bezpośrednio w rejon akrecji. Większe masy zasilające dysk akrecyjny mogą być też kierowane w sąsiedztwo czarnej dziury na skutek zaburzeń równowagi grawitacyjnej galaktyki.


Historia obserwacji


Radioastronomia zaczęła się intensywnie rozwijać w czasie II Wojny Światowej wraz z pojawieniem się odpowiednich ku temu możliwości technicznych. Jeden z absolutnych pionierów tej nowo rodzącej się nauki, Grote Reber, odkrył wówczas nietypowe, bardzo silne, rozciągłe radioźródło leżące w gwiazdozbiorze Łabędzia. Był rok 1939. Reber skonstruował wówczas własnoręcznie swój pierwszy, prosty radioteleskop, który kosztował go około 2 000 dolarów i stanął na tyłach jego domu w Illinois. Zamierzał za jego pomocą wykonać kompletną mapę radiowej Drogi Mlecznej, jednak natrafił na pierwszą zaobserwowaną w historii radiogalaktykę.

 
 Mapa radiowa obu półkul nieba. Cygnus A znajduje się na mapie „A”, mniej więcej n deklinacji +40 stopni.  (Źródło: G. Reber, The Astrophysical Journal)

Nie wiedziano wówczas jeszcze czym może być w istocie ten dziwny obiekt. W rok po zakończeniu wojny trzej brytyjscy fizycy, Stanley Hey, S. J. Parsons i J. W. Phillips, wykonali przy pomocy bardziej czułych anten nowe mapy tego radioźródła. Nadali mu wówczas używaną do dziś nazwę „Cygnus A” i uznali, że taki obiekt może być efektem emisji radiowej kilku małych, zwartych radioźródeł. Obserwowana emisja radiowa Cygnusa A wydawała się być silnie zmienna w czasie, fluktuująca, co wskazywało na to, że pochodzi ona z pewnego niewielkiego obszaru. Inaczej zmienność całego obiektu byłaby niewykrywalna – bowiem jeśli cały obiekt podlega globalnej zmienności z okresem kilkudziesięciu sekund, jego całkowity rozmiar musi być mniejszy niż odległość, jaką fala uderzeniowa lub inne zaburzenie może pokonać właśnie w tym czasie. Ponieważ największa możliwa prędkość oddziaływań we Wszechświecie to prędkość światła, górne ograniczenie na rzeczywistą rozciągłość obiektu ocenione zostało na 6 milionów kilometrów – tyle mniej więcej co rozmiar masywnej gwiazdy. To spowodowało, że przez długi czas wierzono, iż Cygnus A jest pewnym obiektem gwiazdowym, niewidocznym optycznie. Jednak dalsze obserwacje dowiodły , że w rzeczywistości obiekt ten nie wykazuje żadnych znaczących fluktuacji promieniowania, a wcześniejsze ich obserwacje były to po prostu zakłócenia spowodowane przez wpływ ziemskiej jonosfery na niezmienne w czasie promieniowanie radiowe pochodzące z odległej radiogalaktyki.

Tak wczesne odkrycie tego obiektu było możliwe ze względu na jego dużą jasność na falach radiowych oraz fakt, że leży on stosunkowo blisko nas. Cygnus A ma przesunięcie ku czerwieni wynoszące zaledwie 0,056. To bardzo niewiele – znamy dziś radiogalaktyki leżące na redshiftach rzędu 1, 2 a nawet 3. Są one o wiele trudniejsze do wykrycia ze względu na dzielące je od nas wielkie odległości kosmologiczne.


Klasyfikacja radiogalaktyk


Wygląd radiogalaktyk zależy w dużej mierze od dwóch czynników: całkowitej energii emitowanej przez aktywne jądro oraz środowiska zewnętrznego, w którym obiekty te ewoluują. Jeśli dżety radiowe są silnie skolimowane, mogą poruszać się szybciej i nieść energię dalej. Kolimacja zależna jest przede wszystkim od energii AGN-u. Im większa jest ta energia, tym szybciej porusza się plazma w dżetach. Jeżeli AGN ma stosunkowo małą wydajność energetyczną, obszary emisji radiowej zasilane są słabo skolimowaną strugą, w której łatwo rozwijają się z czasem ruchy turbulentne. Powstaje wówczas słabsza, rozmywająca się w pewnej niewielkiej odległości od jądra struktura. Są to radiogalaktyki typy FR I. Z kolei w radiogalaktykach typu FR II transport cząstek przez silnie skolimowany dżet jest dużo wydajniejszy. Podczas gdy największa jasność radiowa w obiektach FR I przypada na część dżetów położoną w pobliżu jądra, w przypadku obiektów typu FRII obserwuje się silne, wyraźne obłoki radiowe z tak zwanymi gorącymi plamami - jasnymi obszarami na obrzeżach ich struktur, to jest w miejscach, gdzie dochodzi do kolizji dżetu z ośrodkiem międzygalaktycznym. Dodatkowo, podczas gdy struktury typu FR II są mniej więcej jednakowe i  łatwo rozpoznawalne, w przypadku radiogalaktyk FR I często obserwuje się znacznie zaburzone kształty, zazwyczaj wygięte w kształcie litery „C” lub „S”. Struktury ich są bowiem silnie uzależnione od właściwości otaczającego je ośrodka oraz podatne na wszelkie wpływy grawitacyjne pochodzące od innych galaktyk w gromadzie.
 3C31
 Radiogalaktyka typu FR I - 3C31. Wygięte ku części centralnej dżety przybierają kształt litery C, prawdopodobnie pod wpływem przyciągania grawitacyjnego innych obiektów w gromadzie galaktyk. Credits: Bridle & Perley

Jednymi z najciekawszych i najbardziej nietypowych zarazem radioźródeł są galaktyki charakteryzujące się pewną powtarzającą się strukturą, czyli takie, których radiowe struktury wykazują obecność kilku obustronnych, wyraźnie rozdzielonych od siebie obłoków radiowych. Sprawia to wrażenie, że procesy generujące te obłoki wielokrotnie miały miejsce w przeszłości w dość regularnych odstępach czasu. Tego typu obiekty określa się mianem radiogalaktyk rekurencyjnych lub z wielokrotną aktywnością. Wielokrotna aktywność radiowa nie jest rzadkim zjawiskiem i wydaje się, że szanse na znalezienie takiego typu obiektu wzrastają wraz z wiekiem radioźródła. Dlaczego jednak nowe obłoki radiowe nie pokrywają się ze starą strukturą co do kierunku ? Prawdopodobnie na skutek tego, że w międzyczasie oś magnetyczna i spin centralnej czarnej dziury odchyliły się o pewien kąt, być może także na skutek oddziaływań grawitacyjnych w gromadzie lub poprzez mechanizm zlewania się ze sobą dwóch czarnych dziur.
 NGC 326
 Mapa radiowa NGC 326 - przykład radiogalaktyki rekurencyjnej. Credit: NRAO / AUI

Radiogalaktyki gigantyczne



Obserwowana jest także szczególna klasa niezwykle dużych radiogalaktyk. Doczekała się ona nawet własnej nazwy – są to radiogalaktyki gigantyczne. Definiuje się je jako obiekty o  rozmiarach liniowych nie mniejszych niż 1 megaparsek [Mpc]. Są to zatem największe znane nam pojedyncze (to znaczy: nie będące zgrupowaniami innych ciał) obiekty we Wszechświecie. Radiogalaktyki te znane są od lat siedemdziesiątych XX w. Z faktem ich istnienia i wiąże się szereg pytań, w tym pytanie o pochodzenie ich osobliwych rozmiarów. Są one najprawdopodobniej obiektami bardzo starymi. Prędkości ekspansji ich dżetów oceniono na około 0.04 prędkości światła, co daje w efekcie średni wiek rzędu 80 milionów lat.

Radiogalaktyki gigantyczne z dużym prawdopodobieństwem wywodzą się z silnych obiektów typu FR II. Co jednak najciekawsze, abstrahując od swych nietypowych rozmiarów, obiekty tej klasy w zasadzie niczym nie różnią się  od zwykłych, mniejszych  radiogalaktyk. Istnieje teoria, zgodnie z którą radiogalaktyki gigantyczne są tak duże, ponieważ ich centralne AGN-y są silne i emitują znacznie większą niż przeciętne energię. Zgodnie z inna hipotezą obiekty te mogły urosnąć do swych rozmiarów na skutek lokalnych zaburzeń gęstości w ośrodku międzygalaktycznym – innymi słowy tam, gdzie obiekt taki ewoluował, średnia gęstość ośrodka była bardzo niewielka.   



Radiogalaktyki gigantyczne są do dziś intensywnie badane. Jednak największym problemem dla badaczy jest to, że trudno jest dla nich określić reprezentatywną próbkę statystyczną. Obiekty te są trudne do zaobserwowania, ponieważ przy ich dużej rozciągłości przestrzennej i niezbyt silnej emisji radiowej jasność powierzchniowa obiektu jest na ogół dość niewielka. Wiele z obecnie znanych dużych radiogalaktyk odkryto przypadkowo. Dziś znamy ich mniej niż 200. Największą ze znanych radiogalaktyk gigantycznych jest obiekt J1420-0545 o rozmiarze 4.69 Mpc. Radioźródła te są w astrofizyce szczególnie cenne jako narzędzie służące do badania właściwości ośrodka międzygalaktycznego na różnych wartościach przesunięcia ku czerwieni. Ciekawa wydaje się tu zależność, zgodnie z którą ciśnienie wywierane przez plazmę w obłokach radiowych musi być nie mniejsze niż ciśnienie ośrodka. Badania radiogalaktyk pozwalają zatem je oszacować dla różnych epok kosmologicznych odpowiadających różnym wartościom redshiftu.

Znaczenie kosmologiczne


Emisja radiogalaktyk jest tak silna, że obiekty te mogą być obserwowane nawet na dużych odległościach kosmologicznych – czyli nawet wtedy, gdy znajdują się one bardzo daleko od nas. Dzieje się tak, bo promieniowanie synchrotronowe nie podlega znaczącej ekstynkcji międzygalaktycznej. Czyni to radiogalaktyki jednymi z najdalszych dostępnych obserwacjom obiektów, które dają nam pewien pogląd na ewolucję wczesnego Wszechświata.

Większość znanych radiogalaktyk gigantycznych to obiekty stosunkowo bliskie, charakteryzujące się niewielkimi wartościami przesunięcia ku czerwieni (z < 0.5)‏. Nie jest jednak pewne, czy obiekty tego typu są zjawiskiem występującym jedynie lokalnie, czy też są zjawiskiem powszechnym we Wszechświecie. Od kilku lat obserwuje się radiogalaktyki gigantyczne także na większych wartościach redshiftu. Badania te są pomocne w ocenie gęstości ośrodka międzygalaktycznego w dawnych epokach kosmologicznych, odpowiadających wczesnemu okresowi istnienia Wszechświata (redshifty z zakresu 1 – 2), oraz istnienia jego ewentualnych fluktuacji. Jeśli prawdziwa jest hipoteza, że radiogalaktyki gigantyczne „lubią” formować się w ośrodku z lokalnie mniejszą gęstością, to ich znalezienie na tych wartościach redshiftu może wskazywać na to, jak duże niejednorodności w gęstości Wszechświata miały miejsce w czasie odpowiadającym tym wartościom przesunięcia ku czerwieni. A jest to jedno z ważniejszych pytań, jakie stawia sobie współczesna kosmologia obserwacyjna.


Elżbieta Kuligowska

Liczba odsłon: 7084


B1545-321 - radiogalaktyka gigantyczna z restartującą aktywnością. Mapa wykonana przy użyciu ATCA (Australia Telescope)
Źródło: Saripalli, Subrahmanyan



Elżbieta Kuligowska kończy pisać rozprawę doktorską w Obserwatorium Astronomicznym UJ w Krakowie. Zajmuje się poszukiwaniem radiogalaktyk gigantycznych oraz modelowaniem dynamiki radiogalaktyk typu FR II. Brała również udział w testowaniu oprogramowania i redukcji pierwszych danych na potrzeby nowo budowanego, europejskiego interferometru radiowego LOFAR.