Kwazary i Mikrokwazary

Trochę historii

Mówiąc o historii poszukiwań kwazarów należy rozpocząć od roku 1931. Wtedy to, inżynier Karl Jansky, pracujący w Bell Telephone Laboratories, zajmował sie badaniami zakłóceń w przesyłaniu sygnałów telefonicznych podmorskimi kablami transatlantyckimi. Kolejno eliminował wszelkie przyczyny tych zakłóceń, aż doszedł do wniosku, iż część z nich nie jest pochodzenia ziemskiego — pochodzi z Kosmosu. To zadziwiajace stwierdzenie, że oprócz światła widzialnego, gwiazdy wysylają do nas fale radiowe było niewiarygodne — tak bardzo, że powstała nowa dziedzina astronomii — radioastronomia.

Pod koniec lat pięćdziesiątych istniały już obszerne (liczące po kilkaset pozycji) katalogi radioźródeł, czyli obiektów kosmicznych wysyłających fale radiowe. Ciągle jednak błędy obserwacji radiowych były tak duże, że w polu widzenia radioteleskopu znajdowano kilka źródeł promieniowania widzialnego i nie wiadomo było, któremu z nich przypisać emisję fal radiowych.

Mimo pierwszych niepowodzeń, udało się odnaleźć optyczny odpowiednik silnego radioźródła o symbolu 3C 48 (obiektem sklasyfikowanym na 48 pozycji w trzecim z katalogów sporządzonych przy użyciu radioteleskopu w Cambridge w Anglii) już w 1960 roku. Okazał się nim być słaby obiekt o wyglądzie gwiazdy, wysyłający jednak znacznie więcej ultrafioletu niż zwykła gwiazda ciągu głównego. Ponadto jego linii emisyjnych nie można było zidentyfikować z żadnym ze znanych pierwiastków.

Kolejnego odkrycia dokonano 3 lata później przy wykorzystaniu nowo zbudowanego radioteleskopu w Australii. Grupa radioastronomów (kierowana przez Cyrila Hazarda), odnotowała po prostu moment, w którym radioźródło 3C 273 „chowało się” za Księżyc, a następnie na dokładnych mapach nieba wykreśliła odpowiadające temu momentowi położenie skraju tarczy Księżyca. 3C 273 został zidentyfikowany jako słabe, punktowe źródło światła widzialnego leżące w tle gwiazdozbioru Panny, które na pierwszy rzut oka nie różniło się niczym od zwykłej gwiazdy.

Już wkrótce, dzięki najwiekszemu wtedy — 200-calowemu teleskopowi w Palomar, uzyskano widmo tego obiektu. Jednak jego interpretacja była równie trudna jak w przypadku 3C 48. Zamiast ciemnych linii absorpcyjnych (charakterystycznych dla zwykłych gwiazd) zauważono w widmie 3C 273 bardzo wyraźne linie emisyjne (na Słońcu wytwarza je widoczna tylko podczas zaćmień korona). W przeciwieństwie do wąskich linii gwiazdowych, linie nowego obiektu były bardzo szerokie (co oznaczało, że emitujący je gaz wykonuje skomplikowane, bardzo szybkie ruchy). Podczas, gdy związek linii gwiazdowych z konkretnymi pierwiastkami chemicznymi można ustalić szybko i w sposób nie budzący wątpliwości, linii 3C 273 przez długi czas również nie udawało się przypisać żadnemu ze znanych pierwiastków. W końcu jednak stwierdzono, że niektóre z nich układają się w grupy podobne do wytwarzanych przez wodór. Grupy te były przesunięte ku czerwieni o z = 0,16 (spowodowane to jest efektem Dopplera). Takie same, lecz odpowiadające dużo mniejszym prędkościom, efekty obserwowano już od dawna w widmach galaktyk. (Są one odbiciem rozszerzania się Wszechświata, które zostało odkryte przez Edwina Hubble’a w latach dwudziestych.) Zgodnie z prawem Hubble’a, które głosi, iż w naszym rozszerzającym się Wszechświecie prędkość oddalania się jest proporcjonalna do odległości obiektu od obserwatora, odpowiadało to odległości 2 mld lat świetlnych.

Skoro jednak obiekt ten, choć tak odległy, był widoczny, musiał emitować ogromne ilości energii i nie mógł być „zwykłą” gwiazdą. Stąd nazwa tych obiektów — kwazary (z ang. „Quasi-Stellar Radio Source” — gwiazdopodobne źródło radiowe).

„Kwazar” — co to takiego?

Obserwacje kwazarów trwały wiele lat, zanim określono ich nadal niezbyt dokładny „portret”. Po wielu latach udało się dowieść, że kwazary tkwią w centralnych częściach galaktyk. (Ich galaktyczne otoczki było bardzo trudno zaobserwować dlatego, iż typowy kwazar emituje znacznie więcej energii niż wszystkie gwiazdy znajdujące się w jego macierzystej galaktyce — najjaśniejsze kwazary w ciągu sekundy wyświecają tyle energii, co sto bilionów naszych Słońc). Odkrywszy ścisły związek kwazarów z galaktykami, stwierdzono, że stanowią one tylko niewielką podgrupę licznej klasy obiektów zwanych aktywnymi jądrami galaktyk, które w astronomii określa się skrótem AGN (od ang. „Active Galactic Nuclei”). Wśród AGN znaleziono liczne przykłady obiektów, które miały wszelkie cechy kwazarów poza jedną: były zupełnie „ciche” radiowo. Okazało się, że jest ich dziesięciokrotnie więcej niż kwazarów radiowo głośnych.

Problemem nurtującym naukowców od momentu odkrycia kwazarów, były ogromne ilości energii przez nie emitowane. Bardzo wcześnie, jeszcze w latach sześćdziesiątych, zaczęto podejrzewać, że w proces emisji muszą być zaangażowane obiekty o masach miliardy razy większych niż masa Słońca. Rozważano różne możliwości, wśród nich i taką, że w centrum galaktyki znajduje się ogromna gromada gwiazd, które jedna po drugiej wybuchają jako supernowe. Ostatecznie jednak zwyciężył pogląd, że za aktywność AGN w ogólności, a kwazarów w szczególności, odpowiedzialne są supermasywne czarne dziury.

Jak wiadomo, w centrum galaktyk znajdują się znaczne ilości materii międzygwiazdowej. Przyjęty obecnie model AGN zakłada, że pod działaniem potężnych sił grawitacyjnych materia ta formuje wokół czarnej dziury rozciągłą strukturę w kształcie dysku, tzw. dysk akrecyjny. Gaz w dysku wiruje z dużymi prędkościami wokół czarnej dziury i jednocześnie powoli ku niej spływa (porusza się więc po bardzo ciasno nawiniętej spirali). W miarę zbliżania się do czarnej dziury nagrzewa się do temperatury rzędu stu tysięcy stopni i zaczyna emitować promieniowanie widzialne oraz ultrafioletowe.

Jeszcze bardziej gorąca jest warstwa rzadkiego gazu, która znajduje się bezpośrednio nad dyskiem i którą określa się­, tak jak na Słońcu,­ mianem korony. Jej temperatura sięga miliarda stopni, dzięki czemu cały obszar korony jest źródłem promieniowania rentgenowskiego (promieniowanie to zaobserwowano w AGN za pomocą urządzeń wyniesionych poza obręb atmosfery). Fantastycznie duże tempo produkcji energii w kwazarach można odtworzyć, zakładając, że w ciągu roku przez dysk akrecyjny wpływa do czarnej dziury gaz o łącznej masie kilku mas Słońca. Dla odtworzenia innych obserwowanych cech AGN model „dziury i dysku” trzeba było jednak znacznie rozbudować.

W rozbudowanym modelu zewnętrzny skraj dysku stapia się z tzw. torusem molekularnym — grubym i chłodnym pierścieniem stosunkowo gęstego gazu, który świeci głównie w zakresie podczerwieni. W pobliżu czarnej dziury, nad wewnętrzną częścią dysku (być może w koronie, a być może tuż ponad koroną), kłębią się z ogromnymi prędkościami obłoki gazu. Powstają w nich szerokie linie emisyjne, które wzbudziły tak wiele emocji w czasach pierwszych obserwacji kwazarów. Prócz szerokich linii w widmach AGN obserwuje się również wąskie linie emisyjne. Powstają one w obłokach, które znajdują się w większych odległościach od czarnej dziury i poruszają się ze znacznie mniejszymi prędkościami.

W radiowo głośnych AGN oprócz dysku z koroną, torusa i dwóch grup obłoków znajdują się dżety (od ang. „jet” — struga)­ wąskie strugi materii przenikniętej polem magnetycznym, które wytryskują z otoczenia czarnej dziury w kierunku prostopadłym do powierzchni dysku i pędzą z prędkością bliską prędkości światła. Jednak w przypadku niektórych obiektów, wydawała się przeczyć ogólnej teorii względności, przekraczając prędkość światła. Działo się tak w przypadku nachylenia toru dżetu względem obserwatora — kolejne światło, docierające od dżetu do obserwatora, miało do pokonania coraz mniejszą drogę. A ponieważ obserwator nie jest w stanie zauważyć, że dany obiekt się przybliżył (widzi tylko jego minimalne przesunięcie w bok), to przy obliczaniu prędkości kieruje się odległością tą samą, co na początku, otrzymując błędny wynik.

Choć elektrony w dżetach promieniują głównie w zakresie radiowym, to jednak wytwarzają pewne ilości światła widzialnego. I to właśnie obserwacjom optycznym zawdzięczamy odkrycie dżetów: długą, wąską strugę wypływającą z galaktyki M87 zaobserwowano już w 1917 roku (co ciekawe, w chwili jej odkrycia w ogóle nie zdawano sobie sprawy z tego, że M87 jest odległą galaktyką)! Na ponowne odkrycie dżety musiały czekać kilka dziesięcioleci ­— czas, jaki był potrzebny na skonstruowanie radioteleskopu i udoskonalenie go do tego stopnia, aby umożliwił dostatecznie dokładne obserwacje nieba.

Wyjaśnienie prędkości nadświetlnych

Większość dżetów to strugi niemal idealnie proste. Tor, po którym porusza się gaz wypływający z aktywnego centrum, zachowuje dokładnie ten sam kierunek bez względu na to, czy obserwujemy okolice odległe od centrum o lata świetlne, czy o miliony lat świetlnych. Niektóre dżety są jednak silnie powyginane. Czasami takie wygięcia można tłumaczyć oporem ośrodka międzygalaktycznego, w którym porusza się kwazar (dżety są wtedy po prostu zwiewane — tak samo, jak dym bijący z komina parowozu).

Odkrycie mikrokwazarów

Jednak opisany model kwazara dotyczył jedynie obiektów zaobserwowanych w odległych galaktykach. Dopiero w roku 1979 zauważono pokrewne ciała niebieskie w naszej Galaktyce. Pierwsze wyniki obserwacji takiego obiektu przedstawił Ralsh Spencer z University of Manchester. Dotyczyły one radioźródła SS433. Podobnie jak pozagalaktyczne kwazary, obiekt ten wystrzeliwał radiowo aktywne strugi — dżety. Prędkość gazu w nich wynosiła około 27% prędkości światła, co nie wzbudziło żadnej sensacji.

W przeciwieństwie do tego odkrycia, nastepne — w 1994 roku — okazało się o wiele bardziej tajemnicze. Otóż spostrzeżony obiekt — GRS 1915+105 (rektascencja: 19^h15^m, deklinacja: +10°), wysyłał gaz w dżetach z prędkością (pozorną) o 25% przewyższającą prędkość światła! Ponieważ GRS 1915+105 leży w naszej Galaktyce (na tle gwiazdozbioru Orła), to zmierzona odległość od niego — 40 000. lat swietlnych — jest jak najbardziej pewna. Poza tym można było obserwować dokładne zmiany emisji oraz oddalające się dżety. Wysunięte na podstawie tych obserwacji wnioski, potwierdziły całkowicie metodę stosowaną do obliczania rzeczywistych prędkości gazu w dżetach, a przy tym uratowały ostatecznie ogólną teorię względności.

Wkrótce po odkryciu GRS 1915 +105 zaobserwowano kolejne źródło tego typu — GRO J1655−40. Podobnie do dwóch pierwszych kwazaropodobnych obiektów odkrytych w naszej Galaktyce, obiekt ten tworzył układ podwójny z gwiazdą. Tym razem udało się jednak określić masy obu składników — gwiazda ma masę ok. 2 mas Słońca, a jej towarzysz 7 mas Słońca. Potwierdziło to ostatecznie przypuszczenia o istnieniu tam Czarnej Dziury — w przeciwnym wypadku, obiekt o takiej masie musiałby zostać zauważony w świetle widzialnym.

Po tych odkryciach, spostrzeżono jeszcze kilkanaście obiektów tego typu w naszej Galaktyce. Otrzymały one wspólną nazwę — mikrokwazary — gdyż, w odróżnieniu od nich, tworzą je o wiele mniejsze (prawie milion razy) Czarne Dziury.

Do dziś odkryto jedynie 10 przykładów mikrokwazarów.

Aktualności

• Obecnie prowadzony projekt Sloan Digital Sky Survey (SDSS), udostępnił 5 czerwca publicznie wartościowe wyniki pierwszego roku swoich obserwacji. Astronomowie spojrzeli dalej niż dotychczas i zarejestrowali najdalsze obiekty jakie kiedykolwiek udało się zobaczyć. Ogłosili, że znaleźli dwa najbardziej odległe kwazary jakie dotychczas wykryto, których współczynniki przesunięcia ku czerwieni wynoszą odpowiednio 6,0 i 6,2. Dalszy z nich powstawał wtedy, gdy Wszechświat miał zaledwie 800 milionów lat. Oprócz tego zespół astronomów odkrył łącznie 27 z 30 najdalszych znanych kwazarów i ponad połowę wszystkich znanych kwazarów, których współczynniki przesunięcia ku czerwieni mają wartości większe niż 4 — razem 13 tys. kwazarów.
• Z ostatnich obserwacji przeprowadzonych przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a wynika, iż kwazary „radiowo ciche” zazwyczaj występują w galaktykach eliptycznych, a nie jak niegdyś sądzono w galaktykach spiralnych.
• Prawdopodobnie procesem inicjującym rozbłysk kwazaru mogą być wszelkie kolizje i bliskie spotkania galaktyk.
• Planuje się dołączenie do Hubble’a koronografu, który miałby „zablokować” mocne światło z rozbłysku kwazarów, umożliwiając astronomom dokładniejsze przyjrzenie się jądrom galaktyk.
• Na początku maja 2001 roku doniesiono po raz pierwszy o odkryciu w wysokiej częstości kwazi-periodycznej oscylacji w mikrokwazarze z czarną dziurą — GRO J1655−40. Są to okresowe zmienności w jasności światła wysyłanego z obiektu. Za ich powstawanie odpowiedzialna jest najprawdopodobniej spadająca materia w dysku. Kwazi-periodyczne oscylacje w mikrokwazarach są obserwowane w zakresie rentgenowskim i przyjmują wartości od kilku okresów na dzień do kilku tysięcy okresów na sekundę. Za największe wartości QPO odpowiedzialna jest materia znajdująca się blisko gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury.
• W połowie maja 2001 r. doniesiono o odkryciu kolejnych QPO w wysokich częstościach w mikrokwazarach z czarną dziurą — GRS 1915+105 i XTE J1550−564.

Najdalszy dotychczas zaobserwowany obiekt we Wszechświecie