Výzkumy v AsÚ AV ČR (37): Rekonstrukce vzhledu aktivního galaktického jádra

Jako aktivní galaktické jádro se označuje objekt nacházející se v kosmologických vzdálenostech, u něhož jsou hlavním zdrojem záření procesy probíhající v těsném okolí černé veledíry, které se v centrech těchto galaxií nacházejí. Černá veledíra je obklopena diskem materiálu, který postupně po spirále na černou díru napadá, čímž se stává zdrojem především rentgenového záření. To však neuniká do okolí v celém prostorovém úhlu, neboť jeho průnik je v určitých směrech ztížen interakcí s okolní látkou, např. s prachoplynným torem, jehož existence se v okolí černé díry také předpokládá. Naopak v oblasti rotačních pólů černé veledíry mohou vznikat silné výtrysky odnášející hmotu až do mezigalaktického prostoru. Podle úhlu pohledu pak rozlišujeme různé typy od nejenergetičtějších blazarů (kdy pohlížíme přímo do polárního výtrysku) až po Seyfertovy galaxie typu II při pohledu v rovině vzdálené galaxie.

Podle klasického rozdělení se Seyfertovy galaxie typu I a II rozdělují podle toho, zda záření směřující od jádra prochází nebo neprochází prachoplynným torem. Pokud neprochází, jde o typ I, a máme celkem volný pohled dovnitř galaktického jádra. V optickém spektru jsou přítomny široké čáry, které vznikají v důsledku rychlého rotačního pohybu. Naproti tomu typ II se ve spektru vyznačuje úzkými čarami vznikajícími v řídkém ionizovaném plazmatu, které se soustředí podél rotační osy jádra a vystupuje nad prachoplynný torus. Záření je v této oblasti rozptylováno, a proto se k nám dostává záření s původně jiným směrem. Takové rozptýlené záření v sobě nese známky lineární polarizace.

Společným jmenovatelem obou typů je určitá proměnnost záření na škálách měsíců až let, ale i pouhých dnů. Galaxie Fairall 51 má všechny spektrální rysy typu I, ale jeho přicházející záření vykazuje nezvykle velkou míru polarizace. je tedy zajímavým hybridem mezi těmito dvěma typy. Nejzajímavější otázkou je určení geometrické pozice struktury, která je odpovědná za vznik polarizovaného záření u typu I, neboť potřebná struktura není součástí standardního modelu aktivního galaktického jádra. J. Svoboda a jeho kolegové navrhli pozorovací kampaň pomocí japonského rentgenového satelitu Suzaku, během níž získali čtyři expozice oddělené 1,5, 2 a 5,5 dny, přičemž celková doba každé z expozic byla kolem 8,5 hodiny.

Suzaku poskytuje rentgenová spektra v několika kanálech, čehož využili autoři představované práce a pozorované spektrum modelovali za účelem rekonstrukce jádra Fairall 51. Již při prvním pohledu bylo zřejmé, že spektrum galaxie Fairall 51 je proměnné především v oblasti 2-6 keV, zatímco spektrální proměnnost na nižších a vyšších energiích je podstatně menší. Takové chování svědčí o přítomnosti více složek které určují tvar spectra na různých energiích. Postupně přidávali další a další struktury odpovědné za určité charakteristiky pozorovaného spektra, až získali uspokojivý model, jenž obsahuje model záření pocházejícího z aktivní oblasti, prostupujícího plynnou látkou s nízkou, střední a vysokou ionizací, a také rozptýlené záření v polární oblasti. Zahrnuto bylo i záření odražené na akrečním disku v těsné blízkosti černé díry ovlivněné relativistické efekty.

Výsledný model naznačuje, že za pozorovanou spektrální proměnnost je odpovědný zejména nejméně ionizovaný plyn. Za předpokladu, že se jedná o oblak pohybující se řádově keplerovskou rotační rychlostí, lze odhadnout vzdálenost absorbujícího plynu. Tato vzdálenost vychází poměrně blízko černé díry, odpovídající oblasti vzniku širokých spektrálních čar v optickém oboru. Tento výsledek potvrzuje, že široké optické čáry nevznikají v akrečních discích, ale ve strukturách, které se mohou dostat i dostatečně vysoko nad oběžnou rovinu tak, že nám dokáží zastínit centrální zdroj rentgenového záření.

Autoři ve své práci také diskutují, kde vzniká optické polarizované záření. Nejpravděpodobnějším místem vzniku polarizace se jeví rozptyl záření v polárních oblastech. Alternativně by mohl být zdrojem polarizace i rozptyl záření na částicích větru plynoucího od disku. Obě složky se v rentgenovém spektru pozorují, ale rozhodnout mezi těmito dvěma hypotézami by pomohla až rentgenová polarimetrická pozorování. Ta nejsou v této chvíli možná, ale budou snad k dispozici v blízké budoucnosti díky nově navrhovaným rentgenovým misím. I přes tuto nejistotu se však jedná o výrazné zúžení všech možností vysvětlujících chování galaxie Fairall 51.

Reference: Svoboda, J. a kol., An X-ray variable absorber within the Broad Line Region in Fairall 51, Astronomy & Astrophysics in press (2015), ArXiv:1504.04030

Kontakt: RNDr. Jiří Svoboda, Ph. D., jiri.svoboda@asu.cas.cz

Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR