O tom, jak černá díra mění jasnost

Asi nejzahadnejsimi objekty soucasne astrofyziky jsou aktivni galakticka jadra (AGN - Active Galactic Nuclei). Touto zkratkou oznacuji lide z oboru temer vsechny extragalakticke zdroje, jejichz jasnosti se meni v ramci celeho spektra a na casovych skalach odpovidajicich minutam az rokum. Mezi nejznamejsi a take nejhezci ukazky objektu tohoto druhu patri jadra galaxii M 87, NGC 4151 nebo NGC 4261. K temto galaxiim take radime kvasary (meni se prakticky vsechny, i kdyz to muze byt videt jen ve vhodnem oboru spektra) a take nektere " promenne hvezdy" . Zamerime-li se na zname galaxie, jde vetsinou o relativne jasne objekty s vyraznym jadrem, ale bez napadne spiralni struktury (tedy bez hlavniho znaku prislusnosti ke galaxiim). Ta se ukaze teprve po delsi expozici CCD kamerou ci fotograficky, i kdyz prezarena jasnym jadrem. U nekterych z nich (NGC 4151) lze i okem zaregistrovat zmeny jasnosti mezi zjasnenimi. Pokud jde o vzhled, lze rict neco podobneho i o kvasarech, pouze s tim rozdilem, ze jejich galakticky vzhled lze primo odhalit pouze velmi velkymi (NTT), nebo velmi vhodne polozenymi (HST) dalekohledy.

Vetsinou projevuji tyto objekty svoji aktivitu vyraznymi zjasnenimi, kdy se jejich jasnost v prubehu nekolika hodin az dni zmeni vetsinou o vice nez pet magnitud. Jinak receno, pri zjasneni prekona aktivni jadro uvolnenim obrovske energie vykonem vetsinu normalnich galaxii.

Je to vubec mozne? Jaky uzasny mechanismus se za tim vsim skryva?

Peknym prikladem je kvasar OJ 287, ktery mel posledni velke zjasneni v roce 1995, kdy se dostal z obvykleho stavu kolem patnacti magnitud az na hodnoty kolem dvanacti. Zajimave na cele veci je, ze tento cin byl predpovezen z dostupnych historickych fotografickych materialu, ve kterych je napadna perioda dvojitych maxim, priblizne jednou za dvanact roku. Nikoho proto neprekvapilo, ze zjasneni bylo slozeno ze dvou stejne vysokych vrcholu, nasledujicich s priblizne rocnim spozdenim. Zarazejici vsak byl fakt, ze tyto vrcholy byly vzajemne symetricke.

(Blize se o tom pojednava v clanku od A. Sillanpaa a dalsich v Astronomy & Astrophysics 315, L13-L16 (1996), kde autori shrnuji vysledky pozorovaci kampane OJ-94 a diskutuji i mozne mechanismy vzniku techto zjasneni.)

Podobne chovani, vzhled, rysy a podlosti vykazuji vsechny AGN.

Z historie a nazvoslovi AGN

Historicky prvni objekt tohoto typu byl objeven fotograficky C. von Hoffmeisterem.(Ktery ho publikoval v clanku "354 neue Veranderliche", Astr. Nachr. 236, 233, (1929).) Objevil " nepravidelnou promennou hvezdu" , ktera se fotograficky menila mezi 13 a 14,5 magnitudami. Pozdeji dostala oznaceni BL Lac, protoze vypadala jako normalni hvezda Galaxie. Teprve v roce 1968 byla identifikovana s kompaktnim, vysoce radiove promennym zdrojem VRO 42.22.01 a stala se tak prototypem pro dalsi objekty objevene (a nebo ztotoznene) podobnym zpusobem. S objevem kvasaru to bylo podobne, ale to je tak znama historka, ze by bylo nosenim drivi do lesa ji znovu opakovat.

Urcite vsak nebude na skodu zminit se o tom, jak prisly aktivni galakticka jadra ke svemu nazvu. V roce 1943 dokoncil Carl Seyfert studii sesti galaxii (NGC 1068, NGC 1275, NGC 3516, NGC 4051, NGC 4151 a NGC 7469), ktere vybral z Mt. Wilsonskeho archivu objektu s rudym posuvem. V porovnani s normalnimi galaxiemi mely spektra techto galaxii velmi siroke emisni cary, ktere jsou vyzarovany velmi rychle se pohybujicimi atomy plynu. Krom toho, porovname-li jejich vzhled (kteremu dominuje velmi jasne jadro) s normalni galaxii, rekneme si, ze v nich dochazi k bourlivym procesum a nemuzeme jinak, nez jim zacit rikat aktivni galaxie.

Postupem casu se k Seyfertovym galaxiim pridaly dalsi typy objektu a taky se urcite tridy rozstepily na nekolik podtrid (samotne " Seyfertovky" jsou dvou typu). Nejuzivanejsimi pojmy, se kterymi se lze setkat jsou QSO (kvasary, coz je zkratka z quasi-stellar object), radiogalaxie, Seyfertovy galaxie a BL Lac objekty. Pojmenovani a nazvy jsou vsak jen pomuckou k domluve mezi astronomy, kteri se o ne zajimaji. Nevyjadruji zadne hluboke fyzikalni principy a jak je videt, vznikly historicky. Rozdeleni objektu do jednotlivych skatulek neni jednotne, hranice mezi nimi se casto prekryvaji a klasifikace ruznych autoru jsou mnohdy vzajemne rozporne. Presto se bezne pouzivaji, protoze je zhruba jasne, co je a co neni kvasar.

Opticky nejaktivnejsimi tridami mezi aktivnimi jadry jsou OVV kvasary a objekty typu BL Lac, jimz se souhrnne rika blazary. Vysoce opticky promennym kvasarum (zminene Optically Violently Variable Quasars) se rika OVV kvasary. Nazev blazar pouzil poprve behem obeda Ed Spiegel na Pittsburghske konferenci roku 1978 venovane BL Lac objektum a kvasarum. Intuitivne slozil slova BL Lac a quasar do jednoho, kazdy jiste chape jak... Sikovne tak vyjadril mnohe spolecne rysy, ktere pozorujeme u techto dvou skupin objektu. Ale aby nebyl vsemu konec, zacina se v posledni dobe pouzivat nazev blazar spise na oznaceni fenomenu (jevu), nez ze se tak rika konkretnim objektum.

BL Lac objekty se poznaji podle toho, ze maji silnou radiovou emisi, jsou opticky velmi rychle promenne, jejich svetlo je polarizovane (polarizace se taky velmi rychle meni), spojite spektrum zacina pred UV oblasti a pokracuje az k radiovym vlnam. Vyznacuji se malymi rudymi posuvy (z < 0.2). Naopak OVV kvasary jsou promenne na casovych skalach mesicu a let. Charakteristicke jsou svymi sirokymi spektralnimi carami a vetsimi hodnotami z nez BL Lacertidy. Polarizaci, radiovou emisi a nektere dalsi rysy maji obe tyto skupiny spolecne. Hlavni rozdil je v ponekud jinem tvaru spojiteho spektra, prevazne v X a gama oblasti, kde jsou kvasary aktivnejsi. Svedci to o ponekud jinych mechanismech vzniku pozorovaneho zareni u techto dvou druhu objektu.

Jak funguji...

Jak jiz bylo receno, nejnapadnejsim jevem, ktery muzeme u blazaru pozorovat, je casova promennost jejich svitivosti. Na co z ni lze usuzovat? Na velikost objemu, ktera na nas sviti. Tedy spis na jeho horni hranici. Kdyz se totiz zmeni jasnost nejakeho blazaru behem jednoho dne, znamena to, ze velikost vyzarujiciho objemu je mensi nez jeden svetelny den. Muzeme tedy udelat opatrny zaver, ze oblast, ze ktere k nam prichazi opticke a ultrafialove zareni blazaru, je srovnatelna s rozmery slunecni soustavy. Casove meritko, rovne nekolika dnum, je asi tak spodni hranici pro zmeny v optickem oboru. V rentgenovem a gama pasmu je to mene. Bezne to jsou desitky minut, spodni hranice jde vsak na uroven nekolika minut. Naopak pro opticke a radiove zareni kvasaru jsou zmeny delsi - dny, mesice az desitky let (vic mozna taky, ale na to nam bohuzel chybi pozorovaci data).

Dame-li si do souvislosti velikost svitici oblasti a vyzarovany vykon (vetsina ma absolutni hvezdne velikosti v rozmezi -24 az -26 magnitud, ktere odpovidaji zarivym vykonem kolem 10 000 000 Slunci), dojdeme k pozoruhodnemu zaveru. Popularnim primerem rekneme, ze veskery vyzarovany vykon (tedy od hvezd, plynu, pulsaru, ...) normalni galaxie, se tady vyzaruje z oblasti velikosti slunecni soustavy. Je to dost zarazejici vysledek. Je proto dobre si uvedomit, jak jsme se k nemu dostali. Je to primy dusledek jednoduchych uvah, pozorovani a toho, ze verime v platnost teorie relativity. U nekterych jader lze primym merenim zjistit i radialni rychlosti objektu kolem jadra a tim i jeho hmotu. Pozorovani provedena v posledni dobe u galaxii M 87 a NGC 4261 davaji odhad hmoty v centru techto galaxii radove 10 000 000 000 Slunci. (Metody pozorovani a zavery jsou napr. v clanku Ferrarese L., Ford H.C., Jaffe W.: Evidence for a Massive Black Hole in the Active Galaxy NGC 4261 form HST Images and Spectra, Astrophysical Journal, 470, 444, (1996).) Doplnime proto jen predchozi tvrzeni o svitivostech tim, ze take hmota cele galaxie, se vsim vsudy, je stesnana do objemu srovnatelneho se slunecni soustavou.

Chceme-li proto porozumet aktivnim jadrum, musime vysvetlit, jak je mozne, ze se tolik hmoty vejde do tak maleho objemu a najit vykonny mechanismus produkce energie, ktery by ji byl schopen dlouhodobe poskytovat. Nemuze to byt totiz neco, co je podobne vybuchu supernovy, produkci energie z jadernych reakci nebo podobnym dejum. V soucasne dobe si myslime, ze reseni zname. Myslime si, a mame na to radu pozorovacich dukazu, ze ve stredu kazdeho jadra sidli cerna dira, ktera je obklopena akrecnim diskem. Cerna dira skryva ohromnou hmotu a akrecni disk tak divoce vyzaruje. Tento disk je tvoren z plynu, jehoz castecky puvodne padaly na cernou diru, ale protoze se blizily z velke dalky a spatne si to namirily, netrefily se primo do ni. Nastesti byly zachyceny a obihaji kolem. Z velke dalky si s sebou prinesly velke mnozstvi energie, ktera se spotrebuje na zahrati disku a to dokonce na takovou teplotu, ze zacne vyzarovat viditelne svetlo. Existence cerne diry ve stredu akrecniho disku je dost dulezita. Kolem jineho telesa s tak velkym polomerem by mel disk moc malou teplotu a nemohl by tak mohutne vyzarovat (rozdil potencialnich energii castecek plynu v disku a v nekonecnu by byl moc maly).

Asi pred deseti lety se objevila zajimava myslenka. Nekdo si uvedomil velmi jednoduchy fakt, totiz to, jak by byla videt cerna dira, ktera ma kolem sebe akrecni disk, z ruznych stran. Osamocena hvezda vypada porad stejne, at se na ni divame odkudkoliv, protoze je sfericky symetricka. Ale u akrecnich disku to tak neni, jelikoz jsou symetricke kolem rotacni osy (Peknym prikladem je Saturn. Kazdy, kdo videl prochazet rovinu prstencu Zemi a jejich nejvetsi rozevreni to jiste potvrdi.) Je celkem pravdepodobne, ze tyto akrecni disky vznikaly nezavisle na nas a na sobe. Proto lze ocekavat, ze jejich sklony vuci nam budou ruzne. Nektere uvidime shora, jako prstenec kolem cerne diry a jine vic z boku, takze je prakticky vubec nespatrime, ale na jejich existenci muzeme usuzovat z ucinku na okoli. Je tedy jasne, ze kdybysme tyto jadra videli vsechny stejne, tak by to bylo prinejmensim mimoradne divne. Tato zajimava, i kdyz velmi jednoducha myslenka stoji v zakladech "unifikacnich schemat" , ci teorii aktivnich galaxii. Davaji tak do jedne prihradky vsechny extragalakticke objekty, ktere navenek nevypadaji jako normalni galaxie.

Hned po tom, co se tato myslenka objevila, se zacalo s konstrukci modelu aktivnich jader, do kterych zapada vse, co o nich vime. Postup pri jejich konstrukci byl takovy, ze se vzalo od kazdeho pripadu neco, co u predchozich nebylo a vse se pak poskladalo do "standardniho modelu AGN" . Takovyto postup je mozny proto, ze zkoumanych objektu je dost (asi 1% vsech galaxii, coz je nekolik tisic) a kazdy vidime z trochu jineho uhlu. Prirovnani lze najit v metode kresleni viditelneho povrchu Marsu v dobe kolem opozice. Postupne se kresli ruzne casti povrchu, ktere se nakonec sestavi do jednoho celku.

OVV kvasary a BL Lac objekty jsou podle unifikovaneho modelu AGN, na ktera se divame od jejich polu. Pozorujeme je ve smeru kolmem na akrecni disk, zhruba rovnobezne s jetem. Vidime je tedy primo, ne pres prachovy disk. Proto jsou tak relativne jasne a jevi rychle zmeny jasnosti. V jejich spektrech jsou predevsim emisni cary.

Pozorovani AGN

Po takto rozsahlem (ve sve podstate vsak velmi strucnem) popisu by se mohlo zdat, ze aktivnim galaxiim rozumime a ze je to uzavrena kapitola astrofyziky. Je to vsak jen klamny dojem. Presnejsi a opatrnejsi je rict, ze si myslime, ze uz alespon necemu rozumime, i kdyz rada veci kolem AGN zustava dosud nevyresena. Z dlouheho vyctu se zamerime pouze na zmeny jasnosti.

Z bezne dostupnych zpusobu pozorovani je jasne, ze nejvetsi pole pusobnosti ma amater pouzivajici CCD kameru. Vyhodna je jakakoliv kamera i na relativne malem dalekohledu. Pomoci CCD muzeme promerovat cele svetelne krivky ci prubehy zjasneni. Moznosti je vsak cela rada, takze se spis (v ramci zestrucneni) zamerime na to, jak se jednotlive objekty meni a zbytek nechame na vas. Bezna zmena jasnosti v klidovem stavu je mensi nez 0.1 mag v prubehu noci. Nekolika tydenni variace jasnosti jsou na urovni desetin magnitudy (~0,3 mag). Svetelna krivka je vyrazne neperiodicka a tedy i neharmonicka. AGN jsou vyrazne modre objekty. Jasnosti jsou s cetnymi vyjimkami v rozmezi 12 - 20 mag. Kupodivu plati, ze AGN v minimu nemusi byt videt, dulezite je hlavne detekovat zjasneni. Vsechny blazary se po nekolikaminutovych expozicich na mensich dalekohledech jevi jako bodove hvezdy, technicky je proto jedno, jestli pozorujeme AGN nebo promennou hvezdu. (Autor ma na mysli zpusob fotometricke metody. Pozn. red.)

Z uvedenych argumentu je asi jasne, co a jakym zpusobem je mozne a zajimave sledovat. Vizualni pozorovani svetelnych zmen aktivnich galaxii nema (diky amplitude a presnosti pozorovani) smysl, jelikoz zmeny klidoveho stavu jsou radu desetin magnitudy. Co by ale bylo nanejvys zajimave a co jeste nikdo (pokud je nam znamo) nedela, je objevovani zjasneni AGN. Zpusob je shodny s postupem pri hledani supernov (jak to dela australsky Evans), jen si nemusime pamatovat vzhled zadne galaxie. U tech ktere jsou videt i v klidovem stavu snadno podle srovnavacich hvezd pozname, kdyz se neco deje, a u tech, ktere nejsou normalne videt a zniceho nic se zjasni, je take situace jasna hned. Neni to asi cinnost, ktera by byla narocna na pozorovatele, ale je dobre vlastnit vetsi dalekohled. Stacilo by si jen vybrat vhodne objekty a ty kazdou jasnou noc monitorovat. Pripadne zjasneni nektereho objektu by tak bylo velmi rychle detekovano a je zrejme, ze takove vcasne objeveni je stejne dulezite treba jako u nov a supernov. Melo by to vyznam i v pripade negativnich vysledku. Zjistili bychom tak, jak casto se jednotlive AGN zjasnuji, coz lze ted jen neprimo odhadovat z fotografickych desek.

Mate-li nekdo zajem na spolecnem pozorovani spolupracovat, obratte se bez zabran na uvedenou adresu. Obratem dostanete podrobnejsi informace.

Doporucena literatura

Aktivne jadra galaxii, Kozmos 3/1993

Kvazary su coraz menej tajomne, ale ..., Kozmos (2/1992)

Cierna diera - motor galaxie, Kozmos (2/1992).