Na tropie tajemnicy Seyfertów

Mowa o galaktykach aktywnych, do których zalicza się kilka rodzajów galaktycznych struktur, a więc: kwazary, blazary, lacertydy, radiogalaktyki i galaktyki Seyferta. Wspólną cechą wszystkich tych obiektów są niezwykle silnie emitujące energię i świecące jądra, które zwykle przyćmiewają pozostały obszar galaktyki, a więc blask ich gwiazd i mgławic. Dlatego często zamiast terminu „galaktyki aktywne” stosuje się określenie „aktywne jądra galaktyk”, ale obie nazwy oznaczają to samo. Wśród galaktyk aktywnych szczególne miejsce zajmują tajemnicze galaktyki Seyferta. Po pierwsze, zidentyfikowano je najwcześniej, na samym początku XX w., gdy jeszcze nie mieliśmy świadomości istnienia innych galaktyk poza naszą Drogą Mleczną. Były wówczas traktowane jako lokalne gromady gwiazd lub lokalne mgławice. Po drugie, galaktyki Seyferta leżą stosunkowo blisko nas, w odległości kilkudziesięciu lub kilkuset milionów lat świetlnych. To pozwala na lepsze i dokładniejsze ich zbadanie niż np. kwazarów lub blazarów, znajdujących się najczęściej miliardy lat świetlnych od nas, czyli strasznie daleko. Seyferty są więc najbliższymi nam przedstawicielami całej grupy galaktyk aktywnych.

Lick Observatory, 1908

Żeby rozpocząć przygodę z odkrywaniem natury tajemniczych galaktyk Seyferta, trzeba wpierw powiedzieć słów kilka o tym, jak w ogóle galaktyki świecą. Najlepiej zrobić to na przykładzie galaktyk spiralnych, ponieważ seyferty zwykle miewają właśnie taką strukturę. Normalna galaktyka spiralna może zawierać w swoich ramionach mgławice emisyjne i oczywiście w obserwowanych widmach tych obszarów rejestruje się linie emisyjne. Zwykle jednak typowa galaktyka spiralna świeci sumą blasku jej gwiazd, a te dają w widmach przede wszystkim ciemne linie absorpcyjne. Dotyczy to także jąder, których blask bierze się z nagromadzenia i niejako zsumowania blasku starych gwiazd tzw. II populacji gwiazdowej. Ale nie zawsze tak jest.

Pierwszą obserwacją wskazującą, że nie wszystkie galaktyki świecą podobnie, były badania poczynione w Lick Observatory przez astronoma Edwarda Fatha w 1908 r. Fath analizował widma jąder tzw. mgławic spiralnych – jak wówczas nazywano galaktyki, nie wiedząc, że poza Drogą Mleczną istnieją twory podobne, tyle że bardzo oddalone – i zauważył, że zdecydowana większość z nich zawiera ciemne linie absorpcyjne. Jednak widmo jednej z nich, M77 – oznaczonej też symbolem NGC 1068 – ma głównie bardzo jasne linie emisyjne. Potem, w 1917 r., galaktykę M77 dokładniej zbadał inny astronom, Vesto Slipher, aż w końcu w 1926 r. sam Edwin Hubble; notabene stało się to dwa lata po tym, jak udowodnił, że mgławice spiralne nie leżą wcale w naszej galaktyce, lecz są innymi podobnymi, ale całkowicie niezależnymi galaktycznymi tworami (czyli gdy ukazał nam prawdziwą strukturę wszechświata). Hubble dodał też do galaktyki M77 jeszcze dwie podobne, a mianowicie NGC 4051 oraz NGC 4151. Wszystkie były równie dziwne.

Wreszcie na początku lat 40. ub.w. znany badacz nieba Carl Seyfert opublikował ważną pracę na temat dziwnych galaktyk aktywnych, w której dowiódł, że jasne linie emisyjne obrazów widmowych ich jąder – które nakładają się na typowe galaktyczne spektra absorpcyjne – biorą się z bardzo mocno zjonizowanych atomów. Wszystkie jądra takich galaktyk charakteryzowały się ogromnym blaskiem. Seyfert stworzył już listę 12 takich obiektów, które później zaczęto nazywać galaktykami Seyferta. Były one dokładnie badane w kolejnych dziesięcioleciach i dokonano też ich klasyfikacji na galaktyki Seyferta typu 1 i typu 2. Jedynki mają w widmach jąder galaktycznych wąskie i szerokie linie emisyjne, dwójki z kolei tylko wąskie, a to może zależeć od wielu czynników, np. kąta, pod jakim obserwujemy galaktykę. Po wielu latach badań uczeni dowiedli też, że źródłem wielkiej emisji energii i promieniowania w zakresie od fal rentgenowskich po radiowe są w przypadku wszystkich seyfertów, ale też innych galaktyk aktywnych, centralne supermasywne obiekty, akumulujące ze swojego otoczenia gigantyczne ilości gazu i pyłu. Obiektami tymi mogą być tylko tzw. supermasywne czarne dziury, które znajdują się w centrach niemal wszystkich galaktyk obserwowanych w kosmosie.

Japonia, 1999

Tajemnica wielkiej energii i jasności jąder galaktyk Seyferta nie została jednak rozwiązana. Pytanie brzmiało następująco: co powoduje, że supermasywne czarne dziury w jednych galaktykach dają ogromną moc i jasność jądrom, a w innych nie. Wielkość tych dziur czy ich mas nie tłumaczyła niczego, ponieważ supermasywne czarne dziury o masach, dajmy na to, wielu milionów Słońc często nie tworzą aktywnych jąder, tymczasem mniej masywne mogą je tworzyć. Jedno wciąż pozostawało pewne: źródłem szczególnie wielkiej aktywności jąder galaktyk Seyferta bez wątpienia jest ogromny dysk akrecyjny materii zasysanej przez centralną supermasywną dziurę. Materia ta nie wpada do czeluści od razu, jak kamień w wodę, lecz zachowując swój moment pędu, tworzy rotujący wokół potężny dysk. Dodatkowo siły odśrodkowe tego dysku częściowo przeciwstawiają się siłom grawitacji dziury i materia krąży wokół długo, nie podlegając w całości nagłemu wciągnięciu, a to właśnie ono jest źródłem największej energii (podobnie zachowuje się woda spływająca po kąpieli z wanny – zwykle krąży wokół odpływu przez pewien czas, a nie wpada do niego od razu, gdyż utrzymują ją w tym siły odśrodkowe). W zwykłych galaktykach spiralnych centralne dziury też istnieją i też ściągają ku sobie materię. Materia ta również krąży długo w dysku, ale niezbyt często do dziury wpada. Galaktyki nie stają się aktywne, jak choćby nasza Droga Mleczna czy Galaktyka Andromedy. Za to M77, która również jest galaktyką spiralną, należy do obiektów aktywnych. Co o tym decyduje?

W 1999 r. japoński astronom prof. Yoshiaki Taniguchi (obecnie pracujący w Open University of Japan) opublikował pracę, w której skupił się właśnie na najlepiej znanej nam galaktyce Seyferta, czyli M77. To przepiękna duża galaktyka spiralna, jedna z najbliższych nam z całej grupy, leżąca zaledwie 47 mln lat świetlnych od Ziemi w konstelacji Wieloryba, w pogodne noce, przy dobrej przejrzystości powietrza dostrzegalna przy użyciu nawet amatorskiego teleskopu jako mała biała, rozmyta plamka. M77 ma w centrum supermasywną czarną dziurę o masie ok. 10 mln Słońc. Jej jądro, niezwykle aktywne, jest źródłem niemal całego blasku galaktyki.

Prof. Taniguchi wysunął w swojej pracy hipotezę, że M77 jest galaktyką aktywną, ponieważ kilka miliardów lat temu doszło do jej kolizji z mniejszą galaktyką satelitarną, w wyniku czego ta mniejsza została rozerwana i wchłonięta przez M77. Takie wchłonięcie oznaczałoby, że część materii mniejszego uczestnika kolizji zaczyna opadać na centralną czarną dziurę, by w końcu zasilić otaczający ją dysk akrecyjny. Ale to za mało, by uaktywnić jądro galaktyki. „Sytuacja może być zgoła inna – komentuje prof. Taniguchi – jeśli mniejszy uczestnik kolizji też miał w centrum supermasywną czarną dziurę. Ta, rzecz jasna, nie mogła ulec rozerwaniu, ale po wchłonięciu przez M77 zaczęła być przyciągana przez jej centralną dziurę, po czym w którymś momencie zaburzyła w miarę stabilny, krążący wokół dysk akrecyjny”.

To zaburzenie spowodowało, że materia z dysku zaczęła z wielką siłą opadać w czeluść centrum jądra, które następnie stało się aktywne.

Teleskop Subaru, 2017

W 1999 r. teza prof. Taniguchiego była tylko hipotezą, ponieważ ówczesne obserwacje M77 nie pozwalały odkryć śladów sugerowanej przez niego kolizji. Od tamtego czasu jednak zdolności obserwacyjne wielu teleskopów istotnie się poprawiły. Profesor postanowił więc dzisiaj użyć nowoczesnego teleskopu Subaru, a zwłaszcza jego bardzo czułego aparatu (Hyper Suprime-Cam), do zweryfikowania swojej dawnej tezy. Jakież było jego zdziwienie – i zadowolenie na pewno – gdy zespołowi astronomów udało się odkryć wokół M77, wcześniej niedostrzeżone, wyraźne ślady pozostałości po bardzo dawnej kolizji M77 z galaktyką satelitarną. Są to zdecydowanie obce, ale przyciągane przez M77 i krążące wokół niej w formie nieregularnego pierścienia resztki galaktyki, z którą M77 zderzyła się miliardy lat temu i którą w ostateczności pochłonęła (patrz ilustracja). To oczywiście całkowicie nie dowodzi hipotezy prof. Taniguchiego dotyczącej źródeł aktywności galaktyk Seyferta, bo w obserwowanych pozostałościach nie ma śladu po centralnej dziurze pochłoniętej galaktyki satelitarnej. Ale dzisiaj możemy już powiedzieć, że do takiego zderzenia z pewnością doszło. Profesor może więc mieć rację i w zasadniczej kwestii, skoro pierwsza część jego tezy znalazła obserwacyjne potwierdzenie. Gdyby tak było, tajemnica galaktyk Seyferta zostałaby wyjaśniona.

Przemek Berg
dziennikarz naukowy, związany na stałe z redakcją tygodnika „Polityka”

***

Galaktyki aktywne

KWAZARY
Obiekty astronomiczne o punktowym obrazie emitujące ciągłe promieniowanie elektromagnetyczne o wielkiej mocy oraz silnych i szerokich liniach emisyjnych. Aktywne radiowo. Źródłem aktywności kwazarów jest akrecja materii na centralną czarną dziurę. Początkowo brano je za gwiazdy (stąd nazwa quasar = quasi-stellar radio source). O tym, że są to jądra aktywnych i bardzo odległych galaktyk, dowiedziano się dopiero w latach 50. XX w. W 1963 r. uzyskano pierwsze widmo kwazara. Kwazary to bardzo aktywne galaktyki – najjaśniejsze obiekty kosmosu – których jądra przypominają jądra galaktyk Seyferta. W lokalnym wszechświecie, czyli w odległościach do miliarda lat świetlnych, są bardzo rzadkie. Najwięcej jest ich bardzo daleko – w odległościach ok. 10 mld l.ś.

BLAZARY
Bardzo głośne radiowo kwazary i lacertydy. Te drugie były początkowo uznawane za gwiazdy zmienne, więc nadano im nazwę BL Lacertae. Dopiero potem okazało się, że lacertydy to odległe galaktyki aktywne. Nazwa „blazar” bierze się z połączenia skrótu nazwy „lacertydy” i „kwazar”, czyli: BL Lac i kwazar. Blazary charakteryzują się silną zmiennością we wszystkich zakresach promieniowania. Najczęściej odnajdywane są w ogromnych odległościach kosmologicznych. Widmo ich promieniowania w dużej części pochodzi od relatywistycznego dżetu materii wyrzucanego na ogromne odległości z centralnej części jądra.

LACERTYDY
Bardzo podobne do blazarów, jednak różnią się od nich gwałtownymi nieperiodycznymi zmiennościami jasności oraz mniejszym natężeniem linii widmowych. To bardzo aktywne jądra często występujące w galaktykach eliptycznych. Podobnie jak u blazarów niezwykła jasność ich promieniowania jest spowodowana skierowaniem strumienia wyrzucanej materii w stronę obserwatora.

RADIOGALAKTYKI
Aktywne galaktyki o bardzo rozległych strukturach radiowych, których głównymi elementami są tzw. radioobłoki. Powstają w wyniku akrecji materii na centralną czarną dziurę galaktyki oraz towarzyszącym tej aktywności dżetom materii. Czoła tych dżetów zaburzają przestrzeń międzygwiazdową galaktyki i tworzą radioobłoki połączone z centrum. Mogą one przewyższać rozmiarami objętość całej widzialnej galaktyki. Radiogalaktykami są zwykle aktywne galaktyki eliptyczne.