Fəal nüvəli qalaktikalar

Qravitasiyanın təsiri altında olan sistemlər üçün maddənin cazibə mərkəzinə doğru konsentrasiyası xarakteriktdir. Ulduz sistemlərinin –qalaktikalarin mərkəzi oblastlarında bir qayda olaraq nüvə yerləşir. Nüvə ulduzlardan, qazdan və tozdan ibarətdir. Spiral quruluşa malik qalaktikalarda nüvə daha aydın seçilir. Bizim Qalaktikanın nüvəsinin kütləsi bir neçə milyon ${\displaystyle M_{\odot }}$ (Günəş) kütləsi tərtibindədir və o qaz-toz buludu ilə əhatə olunmuşdur. Bu qaz-toz buludu mərkəzdən 150 pk məsafəyə qədər yayılmışdır. Fəal nüvənin özünün ölçüsü 10 pk-dən kiçikdir. Nüvəciyin ölçüsü isə təxminən ~ 10⁻⁴ parsekdir. Fəal nüvənin mərkəzi hissəsini "nüvəcik" adlandırırlar. Bəzi qalaktikalar ümumiyyətlə nüvəyə malik deyillər. Məsələn, bizim yaxın qonşularımız, böyük və kiçik Maqellan buludlarınin nüvəsi yoxdur. Bu hal kiçik kütləli düzgün olmayan qalaktikalar üçün daha xarakterikdir və onlarda mərkəzə doğru konsentrasiya hiss olunmur. Bəzi qalaktikaların nüvəsində ("pekulyar nüvələr") isti ulduzlar və güclü ionlaşmış qaz oblastları aşkar olunmuşdur. Bu oblastlarda fəal ulduzəmələgəlmə proseslərinin getməsi ehtimal olunur. Belə qalaktikaların (UB oblastda şüalanmasının artıqlığı ilə seçilən qalaktikalar adlandırırlar) spektrləri üçün parlaq emissiya xərləri və güclü kəsilməz UB oblastda şüalanma xaraterikdir.

Bir sıra hallarda nüvədə baş verən fiziki prosesləri, ancaq orada konsentrasiya olunmuş ulduzlarda və qazda baş verə biləcək fiziki proseslərlə izah etmək olmur. Sayına görə normal qalaktikaların 1%-ni təşkil edən fəal nüvəli (qeyri stasionar) qalaktikalar bu xüsusiyyətlərə malikdirlər. Nüvənin qeyri stasionar olması bütün spektral diapozonda –rentgen, UB, İQ və radiooblastda güclü şüalanma ilə özünü büruzə verir. Fəal nüvəli qalaktikalar morfoloji xüsusiyyətlərinə görə də normal qalaktikalardan ciddi fərqlənirlər. Onlara əsasən buğumlu spiral quruluşa malik qalaktikalarda təsadüf olunur.

Erkən fotoqrafik müşahidələr yaxınlıqda yerləşən Fəal Nüvəli Qalaktikaların (FNQ) fiziki xüsusiyyətləri tam tərifini vere bilməməsinə baxmayaraq, FNQ-ların bəzi xüsusiyyətlərini ortaya çıxartdı. İlk müşahidələr Edvard Fath tərəfindən NGC 1068 və Messier 81 nüvələrində olan emissiya xətlərinin spektroskopik təhlili aparılması (1909)^[1] və Heber Kurtis tərəfindən Messier 87-in cetinin aşkarlanması (1918)^[2] olmuşdur. Vesto Slipher, Milton Humason ve Nicholas Mayall kimi astrofiziklər tərəfindən aparılan digər spektroskopik müşahidələr bəzi qalaktika nüvələrindən qeyri adi emissiya xətlərinin olduğunu aşkara çıxartdı.^[3][4][5][6] 1943-cü ildə Karl Seyfert qeyri-adi geniş emissiya xətlərinin mənbələri olan parlaq nüvələrə malik qalaktikalar haqqında bir məqalə yayımladı.^[7] Daha sonra radioastronomiyanın tətbiqi və müşahidə imkanlarının genişlənməsi bu tip qalaktikalar haqqında daha çox məlumat əldə etməyə imkan verdi.

Ən kiçik qalaktikalardan başqa yerdə qalakan ulduz sistemlərində mərkəzi parlaq hissə seçilir. Bu parlaq hissəni nüvə adlandlrlrlar. Bizim Qalaktikaya bənzər normal qalaktikalarda nüvənin böyük parlaqlığa malik olması ulduzların orada yüksək konsentrasiyaya malik olması ilə izah olunur. Ancaq nüvədə yerləşən ulduzlar, qalaktikada yerləşən ulduzların ümumilikdə sayının bir neçə faizini təşkil edirlər.

Bizə məlum olan qalaktikaların bəzilərinin mərkəzi oblastlarında xüsusi ilə böyük fəallıq müşahidə olunur. Həmin qalaktikalarda ulduzlardan başqa nüvədə, çox parlaq ulduzabənzər mənbə də yerləşir. Bu növ ulduz sistemlərinə Seyfert qalaktikaları, radioqalaktikalar, kvazarlar, latsertidlər və ultrabənövşəyi oblastda şüalanmasının artıqlığı ilə seçilən qalaktikalar aiddir. Bu cür obyektlərin əsas xüsusiyyəti ondan ibarətdir ki, parlaqlığın dəyişməsinin xarakterik vaxtına görə təyin olunan çox kiçik nüvədə (10¹⁵ — 10¹⁶ sm), çox böyük kütlə (10⁸ –10⁹ ${\displaystyle M_{\odot }}$ Günəş kütləsi) yerləşir. Həmin nüvədən şüalanan enerjinin miqdarı ~10⁴⁶ erq/san olub, minlərlə normal qalaktikanın şüalandırdığı enerjidən bir neçə tərtib çoxdur (Aydın olması üçün qeyd edək ki, normal qalaktikaların şüalandırdığı enerjinin miqdarı 10³⁹÷10⁴⁰ erq/san tərtibindədir). Bu isə bir ildə bir neçə Günəş kütləsinin tam enerjiyə çevrilməsinə uyğun gəlir.

Fəal nüvədən ayrılan şüalanmanı müasir nəzəri fizikanın və eləcə də astrofizikanın qanunları ilə izah etmək mümkün deyildir.

Qalaktika nüvələrin fəallığı aşağıdakı əlamətlərinə görə seçilir:

Nüvənin fəallığı bütün spektral diapozonda (rentgendən radiodiapozona qədər) müşahidə olunur. Bu qalaktikaların spektri qeyri istilik xarakterlidir. Bu nə deməkdir?

Məlumdur ki, dəmir parçasını nə qədər çox qızdırsaq bir oqədər çox işıq saçmağa başlayacaqdır. Bu zaman şülandırılan enerjinin miqdarı və spektrin quruluşu temperaturdan asılı olaraq dəyişir. Bunu istilik şüalanması adlandırırlar. Başqa şüalanma mexanizmləri də vardır. Bəzən spektrin quruluşu elə olur ki, onu qızdırılmış cismim şüalanması ilə izah etmək olmur. Məsələn, qazın şüalanması. Bu şüalanmanı qeyri istilik xarakterli şüalanma adlandırırlar. Astrofizika və eləcə də fəal nüvəli qalaktikalar fizikası üçün xarakterik olan belə şüalanma –sinxrotron şüalanmadır.

1. Sinxrotron şüalanma elektronun maqnit sahəsində hərəkəti zamanı yaranır və özünəməxsus spektrə malikdir;
2. Bütün spektral diapozonda (rentgendə 10 dəq, optik və radiodiapozonda 30 dəqiqədən 10 ilə qədər) parlaqlığın dəyişməsi;
3. İsti qazın böyük sürətlə (1000 km/san) hərəkətindən xəbər verən genişzolaqlı emissiya və oksigenin qadağan olunmuş xətlərinin müşahidə olunması;
4. Morfoloji özünəməxsus xüsusiyyətlər. Qeyri-adi xarici görünüş bir çox hallarda nüvənin fəallığının xüsusiyyəıti kimi ortaya çıxır. Nüvədən böyük miqdarda maddə atılması (cetlər);
5. Spektral və polyarizasiya xüsusiyyətləri. Polyarizasiya maqnit sahəsinin mövcudluğuna dəlalət edir. Bu cür əlamətlərə məxsus qalaktikaları fəal nüvəli qalaktikalar adlandırırlar. Fəal nüvəli qalaktikaların tədqiqi kompaqt nəhəng nüvəyə maddə axını zamanı baş verən fiziki proseslərin öyrənilməsi və mərkəzi energetik mənbənin təbiətinin aydınlaşdırılması baxımından nəzəri fizikanın və astrofoziknın bir sıra problemlərinin həlli üçün mühüm əhəmiyyət kəsb edir.

İndi isə biz qeyri stasionar- yəni fəal nüvəli qalaktikalrın növləri ilə tanış olaq.

Qeyri stasionar nüvəli qalaktikalrı 4 əsas yerə bölmək qəbul olunmuşdur: Seyfert qalaktikaları, radioqalaktikalar, kvazarlar və lasertidlər.

Seyfert qalaktikaları əsasən parlaq nüvəli buğumlu spiral qalaktikalardır. Sayca (vahid həcmli fəzada) onlar digər qeyri stasionar qalaktikalara nisbətən daha çoxdur. Seyfert qalaktikalarının optik spektrində qazın böyük sürətli hərəkətindən (1000 km/san) xəbər verən geniş zolaqlı emissiya xətlərinin mövcud olması, onların ən xarakterik xüsusiyyətidir.

Radioqalaktikalar güclü radioşüalanma mənbələridir (onların optik şüalanması ilə müqayisə oluna bilən və bir sıra hallarda isə ondan artıq). Ən yaxın radiqalaktikalar (Qızın A –sı, Perseyin A –sı, Kentavranın A –sı və başqaları) qalaktika topalarının parlaq üzvləridir. Belə çıxır ki, radiqalaktikaların böyük əksəriyyəti elliptik quruluşa malikdirlər.

Kvazarlar nöqtəvi şüalanma mənbəyidirlər. Yaxın kvazarlarda zəif bulud örtüyü aşkar edilmişdir, onların spektrləri kvazarların, uzaq qalaktikaların nüvələri olmasını ehtimal etməyə imkan verir.

Lasertidlərin adları BL Lac tip dəyişən ulduzlardan götürülmüşdür. Onlarda optik dəyişkənliyin amplitudu 4^m−5^m ulduz ölçüsünə çatır və dəyişən radioşüalanmaya, şüalanmanın hiss olunacaq polyarizasiyasına malikdirlər. Onlarında kvazarlar kimi bulud örtüyü ilə əhatə olunmuş nöqtəvi ulduzabənzər görünüşləri vardır. Optik spektrlərində emissiya xətləri yoxdur, ona görə də onların qırmızı süşməsini və uyğun olaraq onlara qədər məsafəni təyin etmək olmur. Bəzi hallarda Lasertidin nüvəsini əhatə edən zəif bulud örtüyünün spektrini almaq və tədqiq etmək mümkün olur. Onda məlum olur ki, spektrdə udulma xətləri vardır . Bu udulma xətləri uzaq qalaktikaların ulduz komponenti üçün xarakterikdir.

Qeyri stasionar nüvəli qalaktikalar əsasən aşağıdakı xüsusiyyətlərə malikdir: nüvənin şüalanması  qalaktikanın şüalanmasının böyük bir hissəsini təşkil edir; geniş intervalda dalğa uzunluğunda nüvənin şüalanması qeyri istilik xarakterlidir; nüvənin şüalanması bir qayda olaraq dəyişkəndir; nüvənin spektrində geniş emissiya xətləri müşahidə olunur.

Bu xüsusiyyətlərin hər birinin qeyri stasionar nüvəli qalaktikada müşahidə olunması mütləq deyildir. Məsələn, Seyfert qalaktikaları ciddi radioşüalanmaya malik deyildir, lasertidlərdə geniş emissiya xətləri müşahidə olunmur və s.

Fəal nüvəli qalaktikaları, nüvənin qalaktikanın digər hissələrinə nəzərən işıqlığının artıq olması dərəcəsinə görə vahid ardıcıllıqda yerləşdirmək olar: S, N⁺, N, N^-, Q. Ardıcıllıq -(S) spiral qalaktikalarla başlayır, sonra N-qalaktkalarla davam edir, ± isə maddənin qalaktika mərkəzinə doğru konsentrasiya olunma dərəcəsini göstərir, sonda (Q) kvazarlar yerləşir və onların uzaq olmasına görə qalaktikanın kənar hissələri görünmür. Nüvənin və qalaktikanın işıqlıqları nisbəti göstərilən ardıcıllıq boyunca tədricən artır.

Fəal nüvəli qalaktikalar səma sferində orta hesabla bərabər paylanmışlar. Parlaqlıqları 15^m,5 dən çox olan Seyfert qalaktikaları səma sferinin hər kvadrat dərəcəsində təxminən bir ədəd yerləşir. Parlaqlıqları 19^m,5 dən böyük olan kvazarların sayı isə 5-dir. Görünən ulduz ölçüləri 23^m –dən kiçik olan zəif ulduzabənzər obyektlərin böyük əksəriyyəti, yəqinki kvazarlardır.

Fəal nüvəli qalaktikaların fəza paylanmasının konsentrasiyası onların mütləq ulduz ölçüsündən (işıqlığından) asılıdır. Seyfert qalaktikalarının fəza paylanmasının konsentrasiyası 10⁻⁴−10⁻⁵, kvazarların 10⁻⁷−10⁻⁹ qalaktika/Мpк³ tərtibindədir. Normal qalaktikaların fəza paylanmasının konsentrasiyası isə ~ 10⁻² Mpк⁻³ tərtibdədir.

1960-cı illərdə ilk kvazarların kəşfindən sonra astronomlar, fəal nüvəli qalaktikalar (FNQ) adlanan, obyektlərin "toplusunda" müəyyən qayda yaratmağa cəhd edirdilər. Qalaktikaların mərkəzindəki bu ifratnəhəng qara çuxurlar, hazırda da maddəni akkresiya (Bizim Qalaktikanın mərkəzində yerləşən Oxatan A "sakit" qara çuxurundan fərqli olaraq) edirlər. Bizim Qalaktikanın və müxtəlif tip FNQ nüvələri haqqında məlum faktların qısa icmalı, belə, bu problemin necə çətin məsələ olması barədə təsəvvür yaradır. 1980-ci illərdə qeyd olundu ki, FNQ bir sıra fərqli xüsusiyyətlərini onların bizə nəzərən görünmə oriyentasiyası ilə izah etmək mümkündür, onda bu sahədə irəliləyişə nail olundu.^[8] Bunu FNQ unifikasiya modeli adlandırdılar.^[9]

Unifikasiya modelindəiki əsas tip FNQ, geniş zolaqlı (I tip) və dar zolaqlı (II tip) emisiya xətləri olan eyni obyektlərdən, xarici görünüşləri isə müşahidəçiyə nəzərən oriyentasiyasından asılıdır. I tip FNQ geniş zolaqlı emisiya xətlərinə malikdir və kontinuumun şüalanma səviyyəsi daha yüksəkdir, II tip FNQ isə geniş zolaqlı emisiya xətlərindən məhrumdur, ancaq dar zolaqlı emisiya xətlərinə malikdir və kontinuumu isə nisbətən zəifdir. Unifikasiya modelinin sxeminə görə, mərkəzi qara çuxur qazdan və tozdan ibarət "tutqun örtüklə" əhatə olunmuşdur. Beləliklə, əgər geniş zolaqlı emisiya xətləri mərkəzi qara çuxura yaxın oblastlarda, dar zolaqlı emisiya xətləri isə örtükdən kənarda və daha uzaq məsafələrdə yaranırlar, belə olan halda FNQ görünmə bucağından asılı olaraq geniş zolaqli xətlər görünməyə (gizlənilə) bilər. Bu senarinin ən yaxşı sübutu kimi, bir sıra II tip FNQ spektropolyarimetrik müşahidəsi zamanı, polyarizasiya olunmuş işıqda geniş zolaqlı emisiya xətlərinin görünməsidir, belə hal o zaman baş verə bilər ki, geniş xətlər oblastı həqiqətən gizlənsin (qapalı olsun) və işıq isə müşahidəçiyə örtükdən əks olunaraq gəlsin.^[9]

Unifikasiya sxeminin bir sıra nailiyyətlərinə baxmayaraq, bir sıra problemlər var ki, onları ancaq müşahidəçiyə nəzərən oriyetasiyanın müxtəlif olması və tutulma ilə izah etmək mümkün deyildir. Bir çox II tip FNQ hətta ən yüksək ayırd etməli müşahidələr də belə polyarizasiya olunmuş işıqda gizlənmiş geniş zolaqlı xətlər müşahidə olunmur. Bundan başqa, bir çox II tip FNQ rentgen spektrləri udan qazın böyük sıxlıqlı sütunlarının olmasını göstərmir, belə hal isə FNQ udan örtüklə əhatə olunsa müşahidə oluna bilərdi. Bu və digər problemlərə görə,^[10] FNQ müxtəlif tiplərində müşahidə olunan fərqli xüsusiyyətləri izah etmək üçün müxtəlif fiziki modellər təklif olundu. FNQ tiplərinin onlarda akresiya sürətinin müxtəlif olması ilə bağlı təklif irəli sürüldü. Trump və başqaları FNQ müxtəlif tiplərində akresiya tempinin müxtəlif olmasına dair qymətlər tapdılar, I tipdə (L/ L Edd > 0,01) və II tip FNQ (L/L Edd <0.01, burada- L –nüvənin daxili bolometrik işıqlığı, LEdd-Eddinqton işıqlığı), bu da FNQ spektrində müşahidə olunan emisiya xətlərinin xüsusiyyətində təkcə həndəsi oriyentasiyanı deyil, həm də akkresiyanın tempini nəzərdə tutur. Onlarla FNQ müşahidə olunan qısa zaman ərzində tipin dəyişməsi də, unifikasiya modeli üçün problemlər yaradır, belə ki, o elə modifikasiya edilməlidir ki, FNQ baş verən tipin tez-tez dəyişmələrini də izah edə bilsin və yaxud da FNQ tiplərinin müxtəlifliyini interperetasiya etmək üçün yeni model yaradılmalıdır. Bunun üçün hər şeydən öncə FNQ tipinin dıyişməsinin fizikasını başa düşmək lazımdır. Son dövrlərdə çox intensiv tədqiq olunan öz tipini dəyişən FNQ ingilis dilində — Changing Look AGN (CL AGN) adlandırırlar. Azərbaycan dilində hələlik ümumi qəbul olunmuş termin olmadığından, biz də ingiliscə olan qısa işarələnmədən istifadə edəcəyik. CL AGN – bu obyektlərdə klassifikasiya olunan emisiya xətlərinin profillərinin dramatik dəyişməsi baş vermişdir, çox qısa zaman intervalında (1 gündən bir neçə ilə qədər) bir spektral tipdən digərinə keçid müşahidə olunmuşdur.^[9] Hazırda onlarla CL AGN məlumdur, baxmayaraq ki, bu az say spectral dəyişkənliyi intensiv tədqiq olunan FNQ müqayisə oluna bilər. Uyğun olaraq ehtimal etmək olar ki, güclü dəyişkən FNQ əgər kifayət qədər uzun müddət ərzində müşahidə olunarsa, onda onu CL АGN aid etmək olar^[11]. Bu ehtimalı^[12] Runco və başqalarının yaxın zamanlarda apardığı tədqiqatlara görə 102 Seyfert qalaktikasından 35%-nin tipi dəyişmiş və bu obyektlərin 3 %-də Hβ xəttinin geniş qanadları 3–9 il zaman intervalında yoxa çıxmışdır. MacLeod və başqalarının^[13] qiymətləndirmələri də güclü dəyişən kvazarların 15%-dən çoxunda 10 il civarında spektral tipin döyişməsi halı baş verməsini göstərir.