Серия «Космонавтика, астрономия»
№ 6, 1977 г.
Издается ежемесячно
с 1971
Э. А. Дибай,
доктор физико-математических наук
НЕСТАЦИОНАРНЫЕ
ЯВЛЕНИЯ
В ГАЛАКТИКАХ
ИЗДАТЕЛЬСТВО
Москва
1977
«ЗНАНИЕ»
г.
527
Д44
Дибай Э. А.
Д44
Нестационарные явления в галактиках. М.,
«Знание», 1977.
64 с. ( Н о в о е в ж и з н и , н а у к е , т е х н и к е . С е р и я « К о с м о н а в т и к а , а с т р о н о м и я » , 6. И з д а е т с я е ж е м е с я ч н о
с
1971 г.)
Последние десятилетия ознаменовались
выдающимся достижением в области внегалактической астрономии — открытием активности ядер галактик и квазаров. В брошюре излагаются наблюдательные и теоретические аспекты изучения нестационарных астрофизических процессов,
ответственных за
явление активности галактик, а также освещаются вопросы
эволюции этих внегалактических объектов.
Брошюра рассчитана на студентов и преподавателей вузов, учителей средних школ, а также на более широкий круг
читателей, интересующихся современными проблемами, астрофизики.
20605
(g)
И з д а т е л ь с т в о « З н а н и е » , 1977 г.
527 + 524
Астрофизика последних лет изобилует удивительными открытиями. Развитие новых экспериментальных методов исследования космического излучения, таких, как
методы радио-, инфракрасной и рентгеновской астрономии, привело к обнаружению целого ряда новых астрономических феноменов. Одной из совокупностей таких
явлений, вызывающих всеобщий интерес на протяжении последнего времени, являются нестационарные явления в ядрах галактик и квазарах.
Уточним, что же понимают ученые под этой нестационарностью.
Как известно, свыше 90% вещества во Вселенной сосредоточено в звездах, которые, в свою очередь, образуют звездные системы — галактики. Таков Млечный
Путь — система, в которой расположено Солнце, такова ближайшая к нам спиральная галактика — туманность Андромеды. Галактики состоят из большого числа
звезд, и хотя каждая звезда в те или иные моменты
своей жизни может оказаться переменной, излучение далекой галактики в среднем постоянно, поскольку отдельные изменения блеска звезд не видны на огромных расстояниях до них. Времена изменения светимости всей
галактики ограничены процессами ее эволюции в целом, и, по-видимому, должны^ быть чрезвычайно длительными. Поэтому обнаружение (с помощью радиоастрономических, а впоследствии оптических
методов)
мощных кратковременных нестационарных процессов
во внегалактических объектах было очень неожиданным и удивительным. Именно об этих процессах и связанных с ними результатах наблюдений (в основном оптических), полученных за последние годы, будет рассказано в этой брошюре.
3
Свойства галактик
Vi методы их изучения
Звездные системы — галактики, состоят из очень
большого числа звезд. Более близкие, наиболее хорошо
изученные спиральные галактики имеют массы порядка
1011—1012 Мс (здесь и далее Мс — масса Солнца).
Встречаются галактики с массами 109—1010 Л1с. Помимо звезд, в галактиках наблюдаются газовые (светлые)
и пылевые (в основном темные) межзвездные облака.
В начале XX в. американский астроном Э. Хаббл предложил разделить все галактики на три основных класса: спиральные, эллиптические и неправильные. Эта
классификация, основанная на внешних признаках, отражает и механические свойства галактик. Спиральные
галактики, например, обладают быстрым вращением,
тогда как скорости вращения эллиптических галактик
невелики К
Сопоставление физических характеристик объектов,
входящих в состав галактик, с пространственным распределением этих объектов позволило выделить два их
основных типа (или «населения» галактики). Оказалось, что имеются объекты, образующие сферическую
(шаровые скопления, переменные звезды типа RR Лиры и т. д.) и плоскую (газовые туманности, голубые
горячие звезды, пылевые облака) подсистемы галактики. Различие характеристик «населений» галактики безусловно отражает различие в условиях их образования
и эволюции. Так, концентрация газа в плоскости галактики безусловно вызвана вращением всей звездной системы. Сферические подсистемы состоят преимущественно из желто-красных, по-видимому, старых звезд, тогда как звезды плоских подсистем связаны с газовыми
туманностями и, вероятно, образовались сравнительно
недавно.
Одним из удивительных феноменов, обнаруженных
в самом начале XX в. при изучении галактик, явилось
их взаимное удаление.
Причем, как
обнаружил
Э. Хаббл, галактики разбегаются со скоростью удале1
Подробнее о классификации морфологических типов галактик можно узнать из брошюры А. В. Засова «Галактики» (М.,
«Знание», 1976. Серия «Космонавтика, астрономия», 2).
4
ния, прямо пропорциональной расстоянию до галактики.
В настоящее время принято считать, что разбегание галактик, связанное с общим расширением окружающей
нас части Вселенной, есть результат специфических событий, имевших место в очень отдаленном прошлом
Вселенной.- Отголоском этих «древних» событий (как
иногда говорят, «большого взрыва») является теперь хорошо известное .реликтовое излучение 2 .
Разбегание галактик оказалось весьма «полезным»
в том смысле, что с помощью соотношения Хаббла стало возможным с большой точностью определять их расстояния. Этот метод определения расстояний до галактик основан на хорошо известном в физике принципе
(эффекте) Доплера—Физо, впервые внедренном в астрономическую практику известным русским астрономом
А. А. Белопольским.
Допустим, имеется какой-либо источник колебаний
(оптических, радио- и т. д.). Если этот источник движется относительно наблюдателя, то частота колебаний в системе координат наблюдателя будет меняться
согласно этому принципу на величину, зависящую от
отношения скорости движения источника к скорости света. При удалении источника частота его излучения (колебаний) уменьшается, при приближении — увеличивается. Если пользоваться не частотой, а длиной волны,
то в системе координат наблюдателя движение источника будет описываться формулой AX/X = v/c, где АК—
разность между смещенной и истинной длинами волн,
v — скорость источника, с — скорость света. Поскольку
галактики разбегаются, частоты их излучения должны
уменьшаться, а длины волн расти. В этом случае говорят о так называемом «красном смещении» линий в их
спектрах z = АХ/К. Зная величину этого красного смещения для данной галактики, мы можем определить расстояние до нее, пользуясь формулой Хаббла D = cz/Hr
где Н — постоянная Хаббла (или параметр Хаббла).
Численное значение Н определяется из наблюдений, которые дают только приближенную, величину этого параметра. К настоящему времени удалось сузить область
возможных значений постоянной Хаббла до интервала
2
О нем более подробно рассказывается в брошюре В. М. Чаругина «Реликтовое излучение» (М., «Знание», 1975. Серия «Космонавтика, астрономия», 9).
5
Я = 55—80 (км/с)/Мне. В данной брошюре будет использовано значение постоянной Хаббла / / = 75 (км/с)/Мпс =
= 1,33-Ю- 1 8 с- 1 .
Рассмотрим теперь основные методы исследования
физических характеристик галактик. Довольно просто —
с помощью фотографических или более точных фотоэлектрических измерений — измеряются цвета галактик.
Они дают возможность построить распределение энергии излучения галактик (а т а к ж е входящих в них отдельных звезд). Цвет излучения небесных тел тесно
связан с таким важным физическим параметром, как
температура: более горячие звезды — голубые, более
холодные — красные. Например, более красные «короны» галактик указывают на то, что они состоят из холодных звезд, а в более голубые их плоские диски и
спирали должны входить горячие голубые звезды. Цветовые характеристики можно измерять не только в
оптическом, но и инфракрасном, рентгеновском и других диапазонах электромагнитного спектра.
Одним из очень информативных методов исследования излучения небесных тел (в том числе галактик) является спектральный метод. Если сфотографировать
спектр галактики с помощью спектрографа (ввиду слабости блеска далеких галактик для этого необходимо
использовать достаточно большие телескопы), то мы
на фоне непрерывного спектра увидим набор спектральных линий — светлых и темных. Звезды, подобные Солнцу, имеют так называемый абсорбционный спектр, для
которого характерно наличие узких темных линий, соответствующих различным химическим элементам и возникающих в верхних, наиболее холодных слоях звездной атмосферы. Таковы спектры большинства обычных
звезд. Спектр излучения всей галактики т а к ж е является
абсорбционным, так как он вызван суммарным излучением входящих в галактику звезд.
Другой составной элемент галактик — межзвездный
газ (газовые облака обычно наблюдаются вдоль спиральных рукавов) дает светлые так называемые эмиссионные линии. Их излучение определяется спецификой
свечения межзвездного газа, перерабатывающего излучения близко расположенных горячих звезд. Отождествление спектральных линий тех или иных химических
элементов (или ионов) позволяет судить о химическом
6
составе излучающего вещества (звезд и газа, входящих в галактику).
Очень ценную информацию при спектральных наблюдениях галактик можно получить, используя принцип Доплера. Например, при наблюдении вращающейся галактики, видимой под некоторым углом (в направлении оси вращения эффект Доплера ничего не дает),
одна из частей галактики будет удаляться от нас, а
другая — приближаться. В силу эффекта Доплера спектральные линии излучения удаляющейся части галактики должны сдвинуться в длинноволновую часть спектра, а линии излучения приближающейся части — в коротковолновую. Спектральная линия в результате станет наклонной, и величина этого наклона позволяет
определять скорость вращения данной галактики.
Используя эффект Доплера, можно получить еще
оДин вид информации с помощью анализа так называемых профилей (или контуров) спектральных линий
галактик. Дело в том, что излучение галактики (в том
числе и спектральные темные линии поглощения) является суммарным излучением (спектром) звезд. Однако если бы все звезды в галактике были неподвижны
друг относительно друга, то линии в их спектрах были
бы узкими (как в спектре отдельной звезды). Но звезды движутся в галактиках, и направления их скоростей
различны, а тогда в силу эффекта Доплера это должно
приводить .к расширению (или «размытию») линий в
спектре излучения всей галактики. Изучая профили
спектральных линий, можно определить величину этого
расширения и тем самым пространственные скорости
отдельных звезд, входящих в галактику.
_ Другим примером проявления действия эффекта
Доплера является такой грандиозный астрономический
феномен, как взрыв сверхновой звезды. Феномен сверхновых звезд весьма необычен и загадочен. По-видимому, в конце сваей жизни некоторые звезды внезапно
взрываются, сбрасывая оболочку, разлетающуюся с
огромными скоростями (до 10 тыс. км/с) в окружающее
пространство. Разлет элементов газа расширяющейся
оболочки в силу эффекта Доплера меняет частоту и длину волны излучения (для наземного наблюдателя). Если сфотографировать спектры сверхновых, то мы увидим широкие спектральные линии, соответствующие
скоростям разлета газа.
7
Рассмотрим теперь основные механизмы излучения
небесных тел. Излучение звезд (и галактик), как правило, является тепловым (или планковским), т. е. обычным излучением «горячей» среды, характеризуемой так
называемым равновесным (максвелловским) распределением скоростей частиц. Тепловым является и излучение газовых туманностей в галактиках. Однако существуют в природе и неравновесные, или нетепловые, механизмы излучения. Наиболее известным из них является
так называемое синхротронное излучение, названное
так в связи с тем, что оно впервые наблюдалось в ускорителях синхротронного типа. Это излучение генерируется релятивистскими электронами (т. е. движущимися
со скоростями, близкими к скорости света) в магнитных
полях. Хорошо известным источником синхротронного
излучения на небе является знаменитая Крабовидная
туманность — остаток вспышки сверхновой в созвездии
Тельца. Внегалактические источники синхротронного
излучения обнаружены, как мы увидим дальше, в так
называемых радиогалактиках (радиоизлучение обычных галактик является, естественно, тепловым).
Обратимся теперь непосредственно к теме нашей
брошюры — нестационарным явлениям в галактиках.
Открытие
галактик
Сейферта
Изучение нестационарных явлений в мире галактик
началось с работы К. Сейферта, опубликованной п
1943 г. в американском «Астрофизическом журнале».
Выделив и происследовав 12 галактик с очень яркими
ядрами, К. Сейферт пришел к выводу, что ядра этих
галактик представляют собой образования особого типа, характеристики которых не сводятся к характеристикам всех известных в то время астрономических объектов. Что же привело К. Сейферта к такому заключению?
12 галактик, описанных К. Сейфертом, обладали ядрами с необычными спектрами, имеющими широкие
эмиссионные линии, что указывало на огромные скорости движения газа в ядрах (порядка нескольких тысяч километров в секунду). Ясно, что ни обычные звезды, ни газовые туманности не могут дать подобные
спектры излучения. Казалось бы, широкие линии типич8
ны для сверхновых звезд, но сверхновые наблюдаются,
как правило, во внешних частях галактик, и причина
их концентрации к центру этих галактик была непонятна. Таким образом, все три основных в то время типа
астрономических объектов — обычные звезды, газовые
туманности и сверхновые, д а ж е в любой комбинации
друг с другом, не могли удовлетворительно объяснить
наблюдаемый феномен. Поэтому-то Сейферт и решился
сделать свое заключение об особенности природы ядер
изученных им галактик. Отметим, что хотя первые наблюдения спектров галактик с широкими эмиссионными
линиями были получены еще в 1908 г., эти галактики
справедливо связывают с именем Сейферта, впервые отметившего их необычность.
Статья Сейферта не вызывала откликов у ученых в
течение двух десятков лет — типичный пример преждевременного открытия, опередившего научный «фон»
своего времени. Интерес астрономов к галактикам с активными ядрами появился лишь в 60-е годы после выдающихся открытий радиоастрономии, в частности обнаружений радиогалактик и квазаров.
Астрономические объекты, регистрируемые по их радиоизлучению, называются космическими радиоисточниками и делятся (в зависимости от их принадлежности
или нет Млечному Пути) на два основных класса — галактических и внегалактических. Наиболее известным
представителем галактических радиоисточников является уже упоминаемая нами Крабовидная туманность.
Первым внегалактическим радиоисточником стал Лебедь А, в 1954 г. отождествленный с оптическим объектом — слабой пекулярной (необычной) галактикой.
В дальнейшем были отождествлены другие яркие радиогалактики 3 — Персей А, Центавр А (см. обложку
брошюры). Некоторые радиоисточники при более точных измерениях координат обнаружили весьма малые
свои угловые размеры ( 108 частиц в 1 см 3 . Были попытки использовать для оценки плотности далекие «крылья» широких
спектральных линий, предполагая, что форма их контуров вызвана эффектом электронного рассеяния. Д л я
нескольких сейфертовских галактик с помощью этого
метода была получена величина плотности 108—109 частиц в 1 см 3 . Некоторую информацию о плотности газа
можно получить, изучая имеющиеся в спектрах некоторых нестационарных объектов линии иона железа
Fe II. Наличие в спектре одновременно «запрещенных»
и «разрешенных» линий Fe II возможно лишь при значении плотности п е ^ 1 0 9 частиц в 1 см 3 . Проводился
теоретический расчет интенсивностей спектральных линий при разных предположениях, о физических условиях
излучающего газа, а после сравнения этих результатов'
с наблюдениями такое «моделирование» условий дало
для разных сейфертовских галактик величину плотности 108—1010 частиц в 1 см 3 . Суммируя эти оценки, можно принять, что характерная плотность газа в плотной
зоне, в которой образуется излучение широких (из-за
сильных движений газа) линий, равна ~ 1 0 9 частиц в
1 см 3 (или ~ 1 0 - 1 5 г/см 3 ), причем плотность увеличивается к более центральным районам ядра галактики.
Некоторые параметры плотной зоны ядра с быстродвижущимся газом для отдельных нестационарных объектов перечислены в табл. 1. При расчете эффективного
размера плотной зоны быстродвижущегося газа предполагалось, что газ занимает одну тысячную fee объема.
Величина характерного времени будет объяснена чуть
позже. В табл. 1 в основном приведены близкие сейфертовские галактики и один квазар — ЗС 273.
Свечение газовых облаков в ядрах галактик носит
так называемый рекомбинационный характер, соответствующий тому, что атомы и ионы облаков переизлучают в видимом свете высокочастотное излучение, идущее из глубин ядра. Следовательно, перед тем как начать исследовать это излучение ядра, необходимо сначала его «отфильтровать» от наблюдаемого общего из20
со
к °
a. ~
v к
н<
5
CO D
о
о
0 оо
> •ft
о> оО
о а>
О 0О
О
о
СМ (N
СО со
о
о
X
о
о
о
о
о
CNJ "«Г СО сч СЧ ^ . . r f
a.
к
to u
к ex.
cd л
о«a)
!Т
S
н
<
su
к
тю —
о qй о»л ою *
О ю
О ю
О О О О О
гия.
SJ
к
«=;
VO
CO
H
*
x
B
QU
О ~
cсdо ов
^ К
8ю
со О
£
vo
о
Ю
(М
сч
и
осо осо £со 2a
со
00
ю
о
ю
ю
rf
CJ О U
О a a
Z 2
NGC 1063
10
,
15
20
30
Длина волны, мм
»
Рис. 3. Инфракрасный максимум в спектре сейфертовской
галактики NGC 1068
лучения галактики, включающего излучения газовых
облаков и входящих в галактику звезд.
Учесть вклад газовой составляющей в общую светимость довольно просто, поскольку теория рекомбинационного излучения газа хорошо разработана. Сложнее
обстоит дело с «фильтрацией» излучения звезд. Во-первых, сильно мешает чрезвычайная яркость ядра. Во-вторых, излучение галактики обычно представляют некоторым набором излучений звезд, имеющих различную
температуру, т. е. излучением некоторой средней (или
стандартной) галактики. Однако, вообще говоря, неясно, можно ли уподобить сейфертавскую галактику (даж е без ядра) обычной галактике. Этот вопрос до сих
пор является дискуссионным, и, скорее всего, сейфертовские галактики по своей структуре отличаются от
обычных. Так или иначе, при некоторых предположениях можно получить «чистое» излучение центральных
частей ядра, спектр которого, как оказывается, лучше
всего описывается степенной функцией вида F(v) ~ v ~ a ,
где F(v)—спектральный
поток, a — некоторая постоянная, называемая «спектральным индексом» (см. рис. 2).
Д л я типичных сейфертовских галактик величина a
близка к 0,7, что совпадает с аналогичным значением
для радиогалактик.
Поскольку излучение звезд сосредоточено в желтокрасной области спектра, «избавиться» от звездного фо22
на окружающей ядро части галактики можно, используя другие спектральные диапазоны. Мы уже упоминали о радионаблюдениях внегалактических нестационарных объектов, которые проводят (как и оптические) с
помощью наземных инструментов. Использование ж е
других диапазонов требует вывода приемной аппаратуры за пределы земной атмосферы, что иногда является
технически довольно сложной проблемой. Однако изучение галактик именно в этих диапазонах привело к неожиданным открытиям.
У многих сейфертовских объектов, в частности, было
обнаружено мощное инфракрасное излучение (в области длин волн 25—100 мкм). Как отметил один из пионеров наблюдений инфракрасного излучения внегалактических объектов Ф. Лоу, сейфертовские галактики и
радиогалактики (составляющие менее 1% всех галактик) на длине волны 50 мкм дают столько же излучения, сколько и все остальные галактики, вместе взятые.
NGCI275
«Ч,
Рис. 4. Кривые распределения энергии в спектрах трех сейфертовских галактик
23
Правда, из-за сложности проведения инфракрасных
наблюдений пока еще не удалось с достаточной уверенностью определить точную форму спектра инфракрасного излучения сейфертовских галактик. Вследствие недостаточного количества наблюдательных данных
в настоящее время нет и достоверной теории инфракрасного излучения сейфертовских галактик. Хотя, например, для такой близкой и хорошо изученной галактики,
как NGC 1068, установлен планковский (т. е. тепловой)
характер ее инфракрасного излучения, причем максимум спектра на длине волны 20 мкм (рис. 3), соответствует температуре излучения ~ 1 0 3 К. Это излучение, по
всей видимости, вызвано свечением пылевых частиц в
центральных частях этой галактики. Но такой вид
спектра не характерен для других сейфертовских галактик 7 .
В последние годы появились сообщения об обнаружении рентгеновского излучения (рис. 4) ряда сейфертовских галактик. По-видимому, это излучение имеет
тепловое происхождение, т. е. соответствует излучению
горячей плазмы (с температурой 108—109 К).
Относительно хорошо изучено радиоизлучение нестационарных внегалактических объектов. В большинстве случаев оно вызвано нетепловым, синхротронным механизмом. Некоторые авторы с помощью синхротронного механизма предлагают объяснять и инфракрасное
излучение сейфертовских галактик. Следует также отметить, что в некоторых квазарах малые центральные
(так называемые сверхкомпактные) радиоисточники
объяснить синхротронным механизмом не удается, и
природа их излучения пока остается загадкой.
Синхротронное излучение может проявлять себя и
в оптическом диапазоне. Хотя излучение сейфертовских
галактик в оптическом диапазоне изучено довольно детально, до сих пор пока нет единого мнения о его природе. Однако в случае синхронного механизма оптического излучения у сейфертовских галактик должна наблюдаться поляризация. Такая поляризация действительно была обнаружена в 1966 г. Н. М. Шаховским и
7
Более подробно об инфракрасном излучении сейфертовских галактик рассказывается в сборнике «Современные проблемы астрофизики» (М., «Знание», 1976. Серия «Космонавтика, астрономия»,
11).
24
автором в СССР и М. Уокером в США (она оказалась
небольшой — всего несколько процентов). В связи с
этим отметим, что излучение лацертид, например, поляризовано очень сильно (степень поляризации достигает
50-60%).
Данные о распределении энергии в спектрах ядер галактик удобно представить на так называемой двухцветной диаграмме (U—В), (В—V), смысл которой заключается в следующем. Излучение небесных тел (звезд,
квазаров, галактик) имеет цветовые (или спектральные)
характеристики. Количество света объекта характеризуется с помощью звездных величин, которые обратно
пропорциональны логарифму потока. Цветовые характеристики излучения, а именно — логарифм отношения
потоков в разных участках спектра (или разности звездных величин) — носят название показателей цвета.
В астрономической практике принято пользоваться тремя участками спектра: ультрафиолетовым U (длина
волны 3600 А), синим В (4200 А) и визуальным V
(5500 А ) 8 . Разности соответствующих звездных величин
дают два цвета: (U—В) и (В—V). На рис. 5 приведены
двухцветная диаграмма оптического излучения активных ядер галактик и двухцветная диаграмма, характерная для излучения звезд (различных температур). Очевидно, что ядра сейфертовских галактик по своему цвету (и соответственно по распределению энергии в непрерывном спектре) весьма отличаются от звезд. Однако следует сказать, что наблюдаемое распределение
энергий может быть искажено поглощением света, а
учет этого эффекта не всегда возможен.
Оказалось, что измерение цветовых характеристик
позволяет четко выделить ядра сейфертовских галактик
среди прочих объектов. При разнице (В—V) — (V2) (U—
— f i ) ^ 0 , 7 5 объект с вероятностью 90% является сейфертовским. Но пока этот практически безошибочный
способ выявления сейфертовских галактик не привел к
открытию ни одной сейфертовской галактики (опытные
наблюдатели «успевают» оценить цвет сейфертовской
8
Это так называемая UBV-система,
широко распространенная
в практике фотоэлектрических наблюдений (с обычным фотоумножителем). Есть и другие многоцветовые системы, включающие, в
частности, инфракрасную часть спектра, однако они требуют более
сложной приемной аппаратуры.
25
галактики, как говорится, на глаз, еще до его точного
измерения).
В общем, следует признать, что необходимо получить еще достаточно много наблюдательного материала,
прежде чем мы поймем физику излучения нестационарных ядер галактик. По-видимому, в ядрах сейфертовских галактик наблюдается сложный конгломерат различных областей излучения с разными значениями физических параметров. С одной стороны, наблюдается
тепловое излучение горячей плазмы. Доказательством
этому (помимо рентгеновского излучения) является обнаружение в некоторых сейфертовских галактиках (например, NGC 4151) спектральных линий многократно
ионизованного железа Fe X и Fe XIV. Зарегистрировано, кроме того, тепловое излучение относительно холодных волокон или облаков газа с температурой ~ 1 0 4 К,
а в некоторых галактиках — тепловое инфракрасное излучение пыли. В то же время, наблюдается нетепловое
излучение релятивистских электронов, дающее синхротронное радиоизлучение (возможно, частично проникаи-в
ющее в инфракрасный и оптический диапазоны спектра). Наконец, вследствие нестационарности ядер сейфертовских галактик возможны весьма сложные взаимодействия между различными их составляющими, суммарно обусловливающими общий поток излучения. Определение общего потока излучения галактики во всем
спектре позволяет вычислить величину полной (или болометрической) светимости активных ядер (табл. 2).
Таблица
Объект
Логарифм
болометрической светимости,
(эрг/с)
ЗС 273
Тонанцитла 256
3G 120
ЗС 390.3
Маркарян 205
Маркарян 10
Маркарян 79
Маркарян 335
NGC 1275
NGC 7469
NGC 5548
NGC 3516
NGC 4151
NGC 3227
NGC 4051
NGC 1068
Логарифм
Характермассы
центрально- ное время
переменного тела,
сти, дни
м/Мс
8,8
8,5
8,5
9,0
8,5
8,0
8,0
8,0
7,5
7,8
8,2
8,2
8,0
7,2
6,7
8,0
30
15
5
3
20
30
—
20
20
100
10
30
2
\
20
1
В этой таблице также приводятся масса центрального
тела и характерное время переменности ядра (об определении этих величин будет сказано в следующих разделах) .
При столь высокой плотности энергии излучения, которая характерна для активных ядер, это излучение
должно оказывать заметное воздействие на динамику
газа вокруг ядра. В самом деле, оценим плотность кинетической энергии газовых облаков. Д л я кинетической
энергии на единицу объема е к получим е к = р ^ 2 / 2 ~
— 0,1 эрг/см 3 , где р — плотность газа, a v — скорость
движения его частиц. Плотность энергии излучения определяется выражением L • (4цг2с)~\ и при характерной
27
для ядер галактик светимости 1046 эрг/с дает величину,
близкую к предыдущей. По-видимому, того же порядка
и плотность магнитной энергии (для NGC 1275 это получается из независимых оценок). В конечном итоге мы
можем написать L-(4лг2с)~1~ри2/2~
В2/8л. Этот очень
важный результат потребуется нам в дальнейшем при
обсуждении теоретических моделей активного ядра.
Таким образом, спектроскопические методы позволяют изучать ядро вплоть до расстояний, до которых газ
остается прозрачным (т. е. до размеров порядка 1 п с ~
~ 1 0 1 8 см), и с помощью этих методов можно получить
представление о свойствах газовых облаков, окружающих активное ядро галактики. Однако основные события разыгрываются в более глубоких слоях ядра, под
газовой оболочкой. Важную информацию о характере
процессов в этих внутренних частях ядра несут наблюдения переменности блеска.
Характер переменности
активных ядер
излучения
Изучение переменности блеска нестационарных внегалактических объектов началось с открытия переменности первого квазара — ЗС 273. Правда, еще ранее была обнаружена переменность радиоисточника ЗС 48, но
поскольку о его внегалактической природе никто тогда
не догадывался, этот факт не привлек к себе особого
внимания ученых. Точно так же оставались без внимания «скрытые квазары», которые были известны как
«переменные звезды» (BW Тельца-ЗС 120, BL Ящерицы
и т. д.). Оптическая переменность квазара ЗС 273 была
открыта в 1964 г. советскими астрономами А. С. Шаровым и Ю. Н. Ефремовым, которые по предложению
И. С. Шкловского исследовали коллекцию пластинок
переменных звезд Государственного астрономического
института им. Штернберга (ГАИШ). Несколькими месяцами позже аналогичная работа была проведена в
США по «Гарвардскому патрулю» неба. Оказалось, что
на протяжении нескольких десятков лет квазар ЗС 273
значительно,менял свой блеск (до полутора-двух звездных величин, т. е. блеск менялся в 3—5 раз). Это открытие оказалось столь неожиданным, что вызвало
28
большую дискуссию. При этом, в частности, выдвигались сомнения относительно самого факта переменности. Дело в том, что точность фотографического метода,
вообще говоря, не очень высока, и, если не соблюдать
особых »мер предосторожности, легко можно получить
ложную переменность. Подобная критик^ сыграла положительную роль в том смысле, что способствовала
более тщательному проведению последующих наблюдений.
Отметим как курьез, что с тех пор как квазар ЗС 273
начали исследовать с более точной (фотоэлектрической)
техникой, его блеск почти перестал меняться (имея
лишь флуктуации 0,2—0,3 ). Трудно сказать, испытывает ли сейчас квазар период своего относительного
«спокойствия» или это и есть его реальная переменность.
Переменность блеска ядер сейфертовских галактик
была открыта в 1966 г. А. Н. Дейчем в СССР и польским астрономом А. Пахольчиком, проводившим свои
наблюдения в США. Измерения, сделанные с помощью
так называемых кольцевых диафрагм (которые позволяют исключать свет периферийных частей галактики),
показали, что переменным является именно ядро галактики. Таким образом, факт переменности активных ядер
можно считать установленным достаточно надежно. Теперь рассмотрим, каков же характер этой переменности.
Переменность блеска активных галактических ядер,
как и все прочие их свойства, является весьма необычной. Астрономы знают много классов физически переменных звезд, таких, как цефеиды, полу- и неправильные переменные, взрывные переменные (новые и сверхновые), пульсары и т. д. Среди них встречаются объекты как с правильными (периодическими), так и с неправильными колебаниями яркости. Но колебания блеска активных ядер галактик не имеют никакого аналога
среди известных астрономических объектов.
Кривые изменения блеска сейфертовской галактики
NGC 4151 и одной лацертиды (OJ 287) приведены на
рис. 6 и 7. Как можно видеть, эти кривые имеют общие
черты: наблюдаются долгопериодические циклы с характерными временами порядка нескольких лет, на которые накладываются более кратковременные колебания типа отдельных вспышек. Такая закономерность
впервые была обнаружена (для квазара ЗС 345) Т. Кин29
маном на Ликской обсерватории (США). В настоящее
время стало ясно, что такой двойственный характер переменности присущ и всем нестационарным внегалактическим объектам. Но это касается оптической переменности нестационарных объектов, в то время как радиопеременность их ядер известна давно. Сообщения о переменности ядер в инфракрасном диапазоне, как отмечалось, пока не являются достаточно надежными. Чрезвычайно ценным, как мы увидим в дальнейшем, было
обнаружение переменности в рентгеновском диапазоне.
Возвращаясь к оптической переменности, отметим
тот интерес, который представляет для астрономов изучение переменности блеска активных ядер галактик в
различных участках спектра. Пока относительно полно
изучена переменность излучения ядер в
В, У-участках. Изменение цвета активных ядер характеризуется
двухцветной диаграммой. Из нее видно, что максимум
блеска ядра приходится на область нетеплового излучения, минимум — на кривую, соответствующую суммарному излучению звезд галактики.
Одновременные наблюдения ряда внегалактических
11,0
I
л»
12,0
•г*
=3
ТА
; 1\
•f5fx ;
'
• М
я i
IW
У* С*,1
W l i J E r ^ i t
!
£
T
*
1
^
*
t ' l
Y
*
13,0
196T
1969
1971
Время, годы
1973
1975
Рис. 6. Кривая блеска ядра сейфертовской галактики NGC 4151
30
нестационарных объектов, проведенные астрономами
ГАИШ и Ленинградского государственного университета, .показали, что переменность их блеска коррелирует с
изменением поляризации. Этот результат можно объяснить наличием синхротронного механизма. С помощью
этого же механизма объясняется и двухцветная диаграмма: в минимуме блеска синхротроиное излучение ослабевает и доминирует излучение звезд галактики. Следует отметить, что полная «расшифровка» цветовых характеристик переменных ядер еще не сделана.
Сильные колебания поляризации излучения как по
величине, так и по направлению наблюдаются у лацертид. Это обстоятельство, по-видимому, свидетельствует
о сильной переменности магнитных полей в этих объектах. Однако удовлетворительной интерпретации наблюдений лацертид тоже не существует.
Колебания общего излучения активных ядер (непрерывный спектр) сказываются и на поведении спектральных линий. Такие изменения интенсивностей эмиссионных линий были впервые обнаружены молодым
французским астрономом Сюзаной Суффрен у галактики NGC 3516. Теоретическое объяснение эффекта пе-
с1
Ш
1969
1971
1973
1973
1975
Время, годы
Рис. 7. Кривая блеска лацертиды OJ 287
31
ременности линий в активных ядрах было дано советским астрофизиком И. С. Шкловским.
Казалось бы, что эффект переменности линий можно объяснить расширением среды, сопровождающимся
уменьшением плотности вещества, но тогда должно наблюдаться длительное (так называемое «вековое») изменение интенсивностей эмиссионных линий. Действительно, по-видимому, этот эффект имеет место, но с
большим характерным временем. Между тем как реальные, четко регистрируемые изменения интенсивностей линий происходят в весьма короткие сроки. Так,
в спектре квазара ЗС 345 наблюдалось сильное изменение интенсивности так называемой резонансной линии ионизованного магния (Хо = 2908 А) за характерное
время порядка недели.
И. С. Шкловский предположил, что облака газа в
нестационарных объектах (в частности, в активных ядрах галактик) ионизуются потоком релятивистских частиц, и в случае «отключения» источника ионизации газ
за время, определяемое его плотностью, рекомбинирует
(эффект «нестационарной ионизации»). Наблюдаемые
времена переменности интенсивности спектральной линии порядка недель и месяцев соответствуют плотностям газа порядка 107—108 частиц в 1 см 3 . Интересно,
что это значение совпадает с полученным нами ранее,
но при использовании других методов (см. табл. 1).
Таким образом, в нестационарных ядрах галактик
наблюдаются как колебания интенсивности непрерывного спектра, так и интенсивности спектральных линий.
Последний эффект, как мы уже говорили, является вторичным. Иногда во внегалактических объектах наблюдается изменение обеих этих интенсивностей. Так, в квазаре ЗС 446 в течение нескольких месяцев была зарегистрирована мощная вспышка, при которой линии
спектра были «залиты» непрерывной составляющей.
После ослабления общего блеска эмиссионные линии
появились вновь. Не исключено, что отсутствие эмиссионных линий в спектрах лацертид вызвано этим же эффектом.
Большой интерес у астрономов вызывает вопрос о
возможной периодичности переменности ядер галактик.
В настоящее время, когда накоплен обширный наблюдательный материал о переменности для многих внегалактических объектов, проблема периодичности их бле32
ска более или менее прояснилась. По всей видимости,
можно сказать, что сообщения об обнаруженных периодах изменения блеска ядер галактик были ложными,
поскольку были вызваны малым количеством времени
наблюдений (по мере увеличения времени наблюдений
предлагаемые «периоды» не подтверждались новыми
наблюдательными данными). Правда, недавний анализ;
кривой изменения блеска галактики NGC 1275, проведенный на ЭВМ, дал некоторый регулярный цикл с характерным временем порядка нескольких лет. Этот
результат можно заметить на кривой блеска (см.
рис. 6) и невооруженным взглядом (крупномасштабные
волны). Однако если не рассматривать подобные длинные циклы, т. е. ограничиться только отдельными
вспышками, то расчет на ЭВМ с полной определенностью показывает, что последовательность наблюдаемых вспышек носит случайный характер.
Итак, для кривых блеска активных ядер галактик
характерны две особенности: длинные «волны» (циклы),
переменности и отдельные вспышки. Характерные времена (в данном случае, время возрастания блеска на
среднюю амплитуду) длинных циклов — порядка нескольких лет, характерные времена вспышек — недели
и месяцы. Эти характерные времена для ряда внегалактических нестационарных объектов и приведены в
табл. 2 (см. стр. 27). Отметим большое значение более
или менее непрерывных наблюдений («патрулирования») для точного определения минимальных времен:
переменности этих объектов. Такие наблюдения, проводимые у нас в стране и за рубежом, выявили минимальные времена для квазаров порядка нескольких дней„
для сейфертовских галактик — сутки, в отдельных случаях — несколько часов.
Геометрическая структура
активного ядра
Познакомившись с результатами спектрального анализа и наблюдений переменности блеска, мы можем обратиться к изучению геометрической структуры активного ядра нестационарных объектов. При этом необходимо отметить довольно малую информативность астро33
номических фотографий, получаемых с помощью наземной аппаратуры. «Неспокойствие» земной атмосферы
ограничивает изображения ядер величиной в лучшем
случае ~ 1 " , что для типичных расстояний сейфертовских галактик соответствует области с характерным
размером в несколько сот парсек ( ~ 1 0 2 1 см). Некоторое преимущество здесь имеют наблюдения, проводимые на больших телескопах с длиннофокусными спектрографами. Например, М. Уокер с помощью такого
спектрографа, установленного на 3-метровом рефлекторе
Ликской обсерватории (США), исследовал газовые облака в ядре ряда галактик (дающие эмиссионные линии
в спектре) вплоть до расстояния рт центра в 200 пс.
Интересные результаты были получены В. И. Проником
с помощью 2,6-метрового телескопа Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.
Фотографируя
спектры сейфертовской галактики NGC 4151 при помощи спектрографа с очень узкой щелью — 0,5" (для этого пришлось выбирать исключительно хорошие ночи и
проводить экспонирование по 5—6 ч), он обнаружил,
что, во-первых, наиболее занятая облаками область ядра по своим размерам меньше, чем считалось раньше
и не превышает 100 пс, а во-вторых, вся внутренняя
часть галактики очень быстро вращается, причем угловая скорость нарастает по мере приближения к центру
галактики.
В 1968 г. известным американским
астрофизиком
М. Шварцшильдом был проведен уникальный эксперимент, позволивший получить очень интересные результаты. С помощью 30-сантиметрового телескопа, поднятого на стратосферном баллоне за пределы нижних, более плотных слоев земной атмосферы, им были получены фотографии сейфертовской галактики NGC 4151
с рекордным разрешением —
