История открытия Активных Ядер Галактик

Введение

В начале 20-го столетия астрономы знали, что ядра некоторых галактик имеют эмиссионные линии в спектре. Тем не менее, даже систематических исследований Сейферта в 1943 г. не было достаточно, чтобы выделить изучение активных ядер галактик (далее АЯГ) в отдельную (достаточно большую) область астрономии. Большой скачок в зарождавшейся в 50-х годах радиоастрономии открыл новые возможности в исследовании Вселенной. Развитие радиоастрономии привело к трём крупнейшим открытиям в астрофизике в 60-x годах, в том числе и открытию квазаров. Эти открытия привлекли широчайшее внимание наблюдателей и теоретиков.

Только спустя год после измерения красного смещения 3C 273 и 3C 48 в 1963 г., был предложен механизм производства энергии в этих объектах посредством аккреции на чёрную дыру. Хотя признание этой идеи шло медленно, ему способствовали открытие рентгеновских источников (обусловленных чёрными дырами) в Галактике и более позднее открытие сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного пути. Множество вопросов остаются и по сей день без полного и окончательного ответа. Среди них вопросы касающиеся формирования и подпитки чёрной дыры, геометрии центральных областей, подробностей механизмов излучения, возникновения джетов и множества других аспектов. Изучение АЯГ останется значимой частью астрофизики в обозримом будущем.

Сегодня, АЯГ изучаются во всех диапазонах длин волн от радио до гамма. Зачастую, именно мультиволновые исследования позволяют строить все более точные модели этих объектов. Теория АЯГ базируется на наиболее экзотических концепциях современной астрофизики - экстремальной гравитации и чёрных дырах. Ультрарелятивистские частицы, магнитные поля, гидродинамика, перенос излучения - всё это включено в общую теорию этих объектов. Кроме того, АЯГ связаны с вопросом галактической эволюции. Достаточно долго с момента измерения красного смещения квазаров, эти объекты считались наиболее удалёнными во Вселенной и обладающими наибольшей светимостью. Поэтому сложно переоценить их значимость для проверки космологических теорий.

По всем этим причинам попытка описать и объяснить АЯГ во всём их разнообразии и сложности достаточно понятна. Мы далеки от полного и точного понимания феномена АЯГ. Тем не менее, общепринятая модель со сверхмассивной чёрной дырой в ядре, производящей энергию путём аккреции газа, не имеет достойной альтернативы в настоящее время. Последние десятилетия в области изучения АЯГ могут рассматриваться как время, когда исследования перешли от выяснения природы АЯГ к её уточнению и унификации.



Первые шаги в области изучения АЯГ

В начале 20-го столетия Эдвард Фаф (Edward Fath) предпринимал в Ликской обсерватории серии наблюдений, нацеленных на прояснение природы "спиральных туманностей". Основным вопросом был - являются ли спирали близкими туманностями, как например туманность Ориона, или это удалённые неразрешимые скопления звёзд. Целью Фафа было проверить утверждение, что спирали показывают непрерывный спектр, как совокупность звёзд, в отличие от эмиссионных спектров газовых туманностей. Он сделал спектрограф, сконструированный для записи спектров слабых объектов, смонтированный на 36-дюймовый рефлектор и гидировал в течении долгих экспозиций, необходимых для получения спектров слабых объектов. Для большей части объектов Фаф нашёл непрерывный спектр со звёздными абсорбционными линиями. Тем не менее, в случае NGC 1068 он наблюдал составной спектр, содержащий как эмиссионные так и абсорбционные линии. Шесть ярких линий он отождествил с линиями газовых туманностей.

Эмиссионные и абсорбционные линии NGC 1068 были подтверждены Слайфером (Slipher 1917) по спектрам, полученным в 1913 г. в Лоуэльской обсерватории. В 1917 г. он получил спектр с узкой щелью и обнаружил, что эмиссионные линии были не изображением щели, а "маленькими дисками", т.е. они были сильно уширены. Тем не менее, он отверг "обычную интерпретацию" ширины линий действием эффекта доплера. На протяжении следующих лет несколько астрономов отмечали присутствие эмиссионных линий в спектрах ядер некоторых спиральных туманностей. Например Хаббл в 1926 г. писал, что относительно редкие спирали со звёздными ядрами имеют спектры подобные планетарным туманностям, например NGC 1068, 4051 и 4151.

Систематическое изучение галактик с эмиссионными линиями в ядрах началось с работы Сейферта (Seyfert 1943). Он получил спектрограммы 6 галактик с звездоподобными ядрами, имеющими эмиссионные линии, наложенные на нормальный спектр солнечного типа: NGC 1068, 1275, 3516, 4051, 4151 и 7469. Сейферт объяснял большие ширины линий доплеровским уширением достигающим 8500 км/с для водородных линий NGC 3516 и 7469. Профили эмиссионных линий отличались от линии к линии, от объекта к объекту, но два образца были типичны для такого класса галактик. Запрещённые и разрешённые линии в NGC 1068 имели очень похожие профили с ширинами около 3000 км/с. NGC 4151 напротив имела относительно узкие эмиссионные линии и соответствующее узкое ядро разрешённых линий, но её линии водорода имели очень широкие (7500 км/с) крылья, которые отсутствовали у запрещённых. Сейферт противопоставлял эти спектры узким эмиссионным линиям диффузных туманностей (HII областей) наблюдаемых в иррегулярных галактиках и рукавах спиральных. Галактики с таким высоким возбуждением эмиссионных линий ядер теперь называются "сейфертовскими". Тем не менее, статьи Сейферта было недостаточно, чтобы привлечь астрофизиков к активному изучению АЯГ. Импульс для таких исследований пришёл с другого направления - из радиоастрономии.



Радиоастрономические исследования

Янский (Jansky 1932), работавший в Bell Telephone Laboratories, провёл изучение источников помех, мешавших трансатлантическим радиопередачам. Используя вращаемую антенну и коротковолновый приёмник, работающий на 14,6 метровых волнах он систематически измерял интенсивность помех в различных направлениях в течение дня. Из этих записей, он обнаружил 3 типа помех: ближние грозы, дальние грозы и "устойчивые шипящие помехи неизвестной природы". Первоначально он связал их с Солнцем. Продолжая свои измерения в течение года, он обнаружил в 1933 году, что источник помех перемещается по азимуту с периодом в 24 часа. Время и направление максимума постепенно изменялось в течение года, согласованно с движением Земли по орбите. Янский заключил, что излучение приходит из центра Млечного пути. После дальнейшего изучения данных, в 1935 г. Янский пришёл к выводу, что излучение приходило от всего диска Галактики и становилось сильнее в направлении центра.

После завершения Второй мировой войны несколько групп радиоинженеров перенаправили свои усилия в радиоастрономию. Изучение дискретных источников началось со случайного открытия маленького переменного источника в Лебеде Хейем, Парсонсоном и Филлипсом (Hey, Parsons and Phillips 1946) при обзоре Млечного пути на 60 МГц. Со своей 6 градусной диаграммой направленности (полуширина главного лепестка) они установили верхний предел в 2 градуса на угловой размер источника. Флуктуации интенсивности на временах порядка секунд, как было доказано несколько лет спустя, обусловлены земной ионосферой, но изначально они подходили под предположение, что излучение может формироваться только у малого числа дискретных источников. Дискретная природа источника в Лебеде была подтверждена Болтоном и Стэнли (Bolton and Stanley 1948). Они использовали интерферометр, чтобы установить верхний предел 8" на протяжённость источника. Эти авторы вывели яркостную температуру более чем 4x106 на 100 МГц и заключили, что термальная природа источника сомнительна. Болтон в 1948 г. опубликовал каталог 6-и дискретных источников и ввёл номенклатуру Cyg A, Cas A и т.д. Райл и Смит (Ryle and Smith 1948) опубликовали результаты с радиоинтерферометра в Кембридже, аналогичного оптическому интерферометру Майкельсона на Маунт Вилсон для измерения звёздных диаметров. Наблюдая на 80 МГц они установили верхний предел в 6' на угловой диаметр источника в Лебеде.

Оптическое отождествление дискретных источников (кроме Солнца) было окончательно осуществлено Болтоном, Стенли и Сли (Bolton, Stanley and Slee 1949). С помощью более точных наблюдений они отождествили Tau A с M 1, Vir A с M 87, большой эллиптической галактикой с оптическим джетом, и Cen A с NGC 5128 эллиптической галактикой с мощной пылевой полосой. Сотрудничество оптической и радиоастрономии началось.

В начале 1950-х виден прогресс в радиообзорах, определении координат и оптическом отождествлении. Целый набор источников, довольно равномерно распределённых по небу, обнаружился в обзоре Райла, Смита и Элсмора (Ryle, Smith and Elsmore 1950), основанного на наблюдениях на Кембриджском интерферометре. Смит в 1951 г. получил точные позиции четырёх дискретных источников Tau A, Vir A, Cyg A и Cas A.

Наблюдения Смита использовались Бааде и Минковским (Baade and Minkowski 1954) для оптического отождествления Cas A и Cyg A.На месте Cyg A они обнаружили объект с искривлённой морфологией, как они предположили, образованный столкновением двух галактик. Бааде и Минковский обнаружили эмиссионные линии Ne V, O II, Ne III, O III, O I, N II и Hα с ширинами около 400 км/с. Красное смещение 16830 км/с указывает на большую удалённость - 31 Мпс (для H0 = 540 км/с/Мпс). Столь большое расстояние до Cyg A приводит к гигантской светимости 8 x 1042 эрг/c в радиодиапазоне, больше чем оптическая светимость 6 x 1042 эрг/c (конечно эти значения больше для современного значения H0).

В это же время наметился прогресс в изучении структуры радиоисточников. Браун, Дженисон и Гупта (Brown, Jennison and Gupta 1952) опубликовали результаты наблюдений на новом интерферометре в Джодрелл Бэнк. Они пришли к выводу, что Cyg A это протяженный объект с размерами примерно 2' на 0,5'. Последующие интерферометрические исследования Cyg A выявили два равных компонента, разделённых расстоянием 1,5'. Приводящая к замешательству морфология оказалась характерной для радиоисточников.

Радиоисточники были разделены на ассоциирующиеся с плоскостью Галактики - класс I и изотропно распределённые - класс II. Некоторые из последних имели очень малый угловой размер, поэтому их считали радиозвёздами. Моррис, Палмер и Томпсон (Morris, Palmer and Thompson 1957) опубликовали верхний предел на размер 3 источников класса II, из которого следовала яркостная температура порядка 2 x 107 К. Они считали, что это внегалактические источники типа Cyg A.

Виппл и Гринстейн (Whipple and Greenstein 1937) теоретически пытались объяснить галактический радиофон, измеренный Янским, тепловым излучением межзвёздной пыли, но предполагаемая температура пыли была слишком низкой чтобы объяснить наблюдаемые радиояркости. Рёбер в 1940 г. предположил механизм свободно-свободных переходов в ионизованном газе межзвёздной среды. Этот процесс был расчитан более точно Хинеем и Кинаном в 1940 г. и Тоунсом в 1947 г, которые показали, что яркостная температура ~ 105 К не может быть согласована с тепловым излучением межзвёздного газа, который, как считали, имеет температуру 10000 К. Альвен и Херлофсон в 1950 г. предположили, что радиозвёзды затягивают электроны космических лучей в свои магнитные поля и излучают синхротронное излучение. Это подтолкнуло Кипенхойера в 1950 г. к объяснению галактического радиофона синхротронным излучением космических лучей в магнитном поле Галактики. Он показал, что рассчитанная интенсивность совпадает по порядку величины с наблюдаемой. Эти расчёты были уточнены Гинзбургом в 1951 г. В конце 50-х синхротронный механизм для внегалактических дискретных источников стал общепринятым. Теоретические расчёты, c учётом этого механизма, давали огромную энергию ~ 1060 эрг для радиогалактик с лобами.

Третий Кембриджский каталог (3С 1959г.) на 159 МГц последовал за обзорным 3С каталогом на 178 МГц. Основное внимание было уделено проблемным местам прошлых каталогов. Множество радиоисточников стали известны по их 3С номерам после выхода каталога. Эти и более поздние обзоры обеспечили много точных радиокоординат. Поэтому резко увеличилось число радиоисточников, отождествлённых с объектами в оптике. Кроме того, АЯГ открывались в оптических обзорах на основании их морфологической компактности и сильного УФ континуума. Позже открытию АЯГ стало способствовать появление ИК и рентгеновских обзоров.



Открытие квазаров

В начале 60-х Алан Сэндидж из Вилсоновской и Паломарской обсерваторий и Маартен Шмидт из Калифорнийского технологического института обсуждали поиск красных смещений и оптическое отождествление радиогалактик. Оба работали с Томасом Мэтьюсом, который получил точные радиоположения с новым интерферометром радиообсерватории Owens Valley, управляемым Калифорнийским технологическим институтом. В 1960 г. Сэндидж получил фотографии 3C 48, где этот объект выглядел слабой туманностью 16m. Спектр объекта имел широкие неотождествляемые эмиссионные линии. Кроме того, объект был переменным и имел избыток в ультрафиолете по сравнению с нормальными звёздами. Были получены спектры нескольких других звездоподобных объектов, совпадающих с радиоисточниками, которые тоже имели странные широкие эмиссионные линии. Такие объекты стали называть квазизвёздными радиоисточниками (quasi-stellar radio sources) или квазарами. Сэндидж сообщил о своей работе над 3C 48 в декабре 1960 г. на собрании Американского Астрономического общества. Была "отдалённая возможность, что это могла быть удалённая галактика", но "общее мнение" было, что объект это "относительно близкая звезда с очень пекулярными свойствами".

Прорыв произошёл 5 февраля 1963 г., когда Шмидт размышлял над спектром квазара 3C 273. Точное его положение было получено в августе 1962 г. Хазардом, Макеем и Шимминсом (Hazard, Mackey, and Shimmins 1963), они использовали 210 футовую антенну Паркской станции в Австралии для наблюдения лунных покрытий 3C 273. Точным измерением времени и кривой потока, они определили, что источник имел два компонента. 3C 273A имел достаточно типичный радио-спектр класса II, Fν ~ ν-0,9 и был отделён от компонента B на 20", который имел размер менее чем 0,5" и необычный спектр Fν ~ ν0,0. Радиоположения B и А компонент соответствуют звездоподобному объекту 13m, и слабому джету исходящему из него. Сначала предположили, что звездный объект это звезда фона. Шмидт получил спектр этого объекта в конце декабря 1962 г. Спектр имел неотождествляемые эмиссионные линии на длинах волн отличающихся от 3C 48. Стало очевидно, что объект это не просто звезда. Шмидт заметил, что четыре эмиссионные линии в оптической части спектра имели такую же комбинацию полуширин и относительных положений, как и Бальмеровская серия водорода. Он обнаружил, что четыре линии согласуются с длинами волн Hβ, Hγ, Hδ и Hε с красным смещением z = 0,16. Это красное смещение позволило ему идентифицировать линию в ультрафиолетовой части спектра с Mg II λ = 2798 Å. Шмидт обсудил это с коллегами Дж. Гринстейном и Дж. Оуком. Оук получил фотоэлектрические спектры 3C 273 на 100-дюймовом телескопе, где обнаружил красную эмиссионную линию λ =7600 Å. С предполагаемым красным смещением эта линия соответствовала положению Hα. Аналогичным образом удалось определить красное смещение 3C 48 по спектру полученому Гринстейном . Это значение (z = 0,37) подтвердилось отождествлением линии Mg II, присутствующей в обоих объектах. Загадка со спектрами квазаров была разрешена.

Эти результаты были опубликованы в "Nature" шестью неделями позже в смежных Хазарда и др., Шмидта, Оука, Гринстейна и Мэтьюса. Объект мог быть звездой с очень высокой плотностью, дающей большое гравитационное красное смещение. Но такое объяснение было трудно согласовать с ширинами эмиссионных линий и присутствием запрещённых линий. "Наиболее прямое и непротиворечивое" объяснение заключалось в том, что объект внегалактический, с красным смещением, объясняющимся законом Хаббла. Красное смещение было большим, но не беспрецедентным: 3C 48 был вторым после 3C 295. Светимости в радиодиапазоне этих двух квазаров были сравнимы со светимостями Cyg A и 3C 295. Однако, оптические светимости колебались между "10-30 светимостями наиболее ярких гигантских эллиптических галактик" и поверхностные радиояркости были больше, чем у радиогалактик. Красное смещение 3C 273 соответствовало скорости 47400 км/с и расстоянию около 500 Мпк (для H0=100 км/(c Мпк)). Центральная область тогда должна быть менее, чем 1 кпк в диаметре, а джет должен простираться на 50 кпк, что соответствует выделенной энергии как минимум в 1059 эрг.

Прежде чем красное смещение 3C 273 было опубликовано, Мэтьюс и Сэндидж представили статью, где 3C 48, 3C 196 и 3C 286 отождествлялись с оптическими квазизвёздными объектами. Они исследовали популярное мнение, что эти объекты были особым типом Галактических звёзд, аргументируя это их изотропным распределением на небесной сфере, а отсутствие собственных движений объясняли их удалённостью на большое расстояние. Объекты имели характерные цвета, а 3C 48 имела колебания блеска ~ 0.4m. В разделе, добавленном после открытия красных смещений для 3C 273 и 3C 48, они указывали, что верхняя граница размера ≤ 0,15 пс, следующая из оптической переменности была важна в контексте огромного расстояния и светимости, в случае если объяснять красное смещение законом Хаббла.

Детальный анализ 3C 48 и 3C 273 был опубликован Гринстейном и Шмидтом в 1964 г. Они рассматривали различные объяснения красного смещения включая:

  • быстрое движение объектов в Млечном пути или вблизи него;
  • гравитационные красные смещения;
  • космологические красные смещения.

Если 3C 273 имела трансверсальную скорость сравнимую с радиальной скоростью, рассчитываемой из красного смещения, отсутствие собственного движения предполагало удалённость по крайней мере на 10 Мпк (далеко за ближайшими галактиками). Соответствующие абсолютные величины были ближе к светимостям галактик, чем звёзд. Все четыре квазара с известными скоростями удалялись. Было сложно объяснить ускорение массивного объекта с огромной светимостью до скорости, сравнимой со скоростью света. Рассматривая гравитационные красные смещения, Гринстейн и Шмидт делали вывод, что ширины эмиссионных линий требовали, чтобы газ их излучающий был ограничен в небольшом объеме вблизи массивного объекта. Наблюдаемая симметрия профилей эмиссионных линий не находила объяснения в модели с гравитационным красным смещением. Для объекта с массой 1 M наблюдаемый поток в Hβ соответствовал электронной концентрации Ne ≈ 1019 cm-3. Такая величина не согласовывалась с присутствием запрещённых линий в спектре. Чтобы существовали широкие линии в спектре, и при этом звёздные орбиты в Галактике были устойчивыми, требовался объект с массой ~ 109 M. Стабильность такой "сверхмассивной звезды" выглядела сомнительной в свете теоретических работ Хойла и Фаулера (Hoyle and Fowler 1963), которые рассматривали подобные объекты как возможные внегалактические радиоисточники. Принимая космологическое объяснение красного смещения, Гринстейн и Шмидт получали радиус для равномерной сферической области, где формируются эмиссионные линии в 11 пк и 1,2 пк для 3C 48 и 3C 273 соответственно. Эти величины основывались на светимости в Hβ и электронных плотностях, оцененных из отношения эквивалентных ширин Hβ, O II и O III. Ссылаясь на ограничения, связанные со временем распространения излучения (базирующиеся на наблюдаемой оптической переменности) Мэтьюс и Сэндидж, а также Смит и Хоффлейт в 1963 г. предложили модель, в которой центральный источник оптического континуума был окружён зоной формирования эмиссионных линий, а еще большая область зоной формирования эмиссионных радиолиний. Они предполагали, что центральная масса порядка 109 M может обеспечить адекватную энергию на временах жизни ≥ 106 лет, согласующуюся с джетом 3C 273 и с туманностью около 3C 48. Этой массы было достаточно, чтобы удержать газ излучающий в линиях, который бы быстро рассеялся если бы расширялся с наблюдаемыми скоростями 1000 км/c или более. Кроме того, такая масса согласовалась бы с шваршильдовским радиусом ~ 10-4 пс. Наконец они отмечали, что должны быть галактики вокруг 3C 48 и 3C 273 невидимые из-за яркого ядра.

Красные смещение для квазаров 3C 47 (z = 0,425) и 3C 147 (z = 0,545) были опубликованы Шмидтом и Мэтьюсом (Schmidt and Matthews 1964). В 1965 г. Шмидт получил красные смещения для 5 других квазаров. Для 3C 254 z = 0,734, основанное на нескольких близких линиях, позволивших отождествить C III λ = 1909 Å. Это в свою очередь, позволило получить красные смещения для 3C 245 и CTA 102 по линиям λ = 1909 Å и λ = 2798 Å. (CTA это список радиоисточников, составленный в радиообсерватории Caltech.) Для 3C 287 красное смещение 1,055 было найдено по линиям λ = 1909, 2798 Å и C IV линии λ = 1550 Å. И наконец, для 3C 9 нашли очень большое красное смещение z = 2,012, по линиям 1550 Å и впервые обнаруженной Лайман альфа λ = 1216 Å. Красные смещения были настолько велики, что абсолютные светимости сильно зависили от используемой космологической модели.

Сэндидж в 1965 г. сообщил об открытии большой популяции радиотихих объектов, которые несмотря на это были похожи на квазары. Мэтьюс и Сэндидж в 1963 г. нашли, что квазары имеют УФ избыток при сравнении с нормальными звёздами на диаграмме (U-B, B-V). Это привело к созданию метода поиска подобных объектов, когда экспозиции в U и B записываются на одну и ту же фотопластинку с небольшим смещением. Этот метод позволяет быстро идентифицировать объекты с сильным УФ континуумом. Сэндидж отмечал, что существует некоторое число объектов, которые не совпадают с радиоисточниками. Он называл их "interlopers", "голубые звездные объекты" (BSO), или квазизвёздные галактики (QSG). Сэндидж нашёл, что объекты с УФ избытком и звёздными величинами больше 15m попадают в ту же область на диаграмме цвет-цвет, что и квазары, тогда как более яркие объекты имеют цвета как у звёзд главной последовательности.
Подсчет числа BSO как функции видимой величины показал изменение наклона на 15m, согласующийся с внегалактической популяцией объектов на больших красных смещениях. Спектры свидетельствовали, что многие из этих объектов действительно имели спектры с большими красными смещениями, включая z=1,241 для BSO 1. Сэндидж оценил, что число QSG превосходит число радиогромких квазаров в ~ 500 раз, но позже эта оценка была существенно уменьшена Кинманном в 1965 г.

Большие красные смещения квазизвездных объектов (далее КЗО) сразу сделали их потенциальным инструментом изучения космологических вопросов. Грубое сходство интенсивностей эмиссионных линий КЗО с наблюдаемыми или теоретически рассчитанными линиями планетарных туманностей наталкивало на мысль, что химический состав этих объектов близок к химическому составу галактичесих объектов (Шкловский 1964, Osterbrock and Parker 1966). Таким образом эти объекты достигли "нормального" химического состава, когда Вселенная была значительно моложе, чем сегодня.

Астрономы быстро признали космологическое значение красных смещений, достаточно больших, чтобы сдвинуть Lα в видимую область спектра. Водород в межгалактическом пространстве поглощал бы свет в спектре квазара на небольших красных смещениях, и протяжёно распределённый газ стирал бы широкую полосу континуума с коротковолновой стороны эмиссионной линии Lα (Gunn and Peterson 1965). Ганн и Петерсон, основываясь на спектрах квазаров, установили верхний предел на количество нейтрального водорода в межгалактической среде, он оказался значительно меньше, чем количество достаточное, чтобы значимо замедлить расширение Вселенной.

В середине 60-х начало развиваться изучение дискретных абсорбционных особенностей в спектрах квазаров. Неидентифицированная узкая линия наблюдалась в спектре 3C 48 Гринстейном и Шмидтом в 1964 г. Сэндидж в 1965 г. нашёл, что линия λ = 1550 Å в спектре BSO 1 была разделена на две узкой абсорбционной линией. Первым квазаром с большим числом абсорбционных линий в спектре был 3C 191, открытый в 1966 г. Более десятка узких линий было найдено в его спектре, включая Lα, C II, III и IV, а также Si II, III и IV. Большое количество узких абсорбционных линий было найдено и в спектре PKS 0237-23, красное смещение которого z = 2,223 было рекордным для того времени. Арп, Болтон, Кинман (Arp, Bolton, and Kinman 1967) предлагали z = 2,20 для этого объекта, Бербидж же считал, что z = 1,95. Однако, оба значения оставляли множество линий без удовлетворительного объяснения. Оказалось, что присутствовали оба красных смещения (Greenstein and Schmidt 1967).

Все эти абсорбционные системы имели zabsem. Они могли интерпретироваться как межгалактические газовые облака, лежащие ближе, чем АЯГ и создающие абсорбционный спектр на соответствующем красном смещении, как было предсказано теоретически (Bahcall and Salpeter 1965). Или напротив, они могли представлять вещество выброшенное из квазара, скорость истечения которого вычитается из космологической скорости КЗО. Тем не менее, PKS 0119-04 имел zabs > zem, что соответствовало падению вещества на КЗО из некоторой его окрестности со скоростью 103 км/с (Kinman and Burbidge 1967). Сегодня считается, что большая часть абсорбционных линий с zabs существенно меньшим, чем zem, обусловлена межгалактическим веществом, проецирующимся на КЗО. Эти линии включают так называемый "Лайман-альфа лес" тесно расположенных узких линий Lα, которые имеют меньшие длины волн, чем эмиссионная линия Lα. Этот лес особенно характерен для КЗО с большими красными смещениями. В настоящее время изучение проецирующихся на КЗО галактик и межгалактических газовых облаков посредством эмиссионных линий в спектре является одним из направлений астрофизики.

Различные типы абсорбции были открыты в спектре PHL 5200 (Lynds 1967). Этот объект имел широкие абсорбционные полосы с коротковолновой стороны около эмиссионных линий Lα, N V (λ = 1240 Å) и C IV (λ = 1550 Å) с узкой границей между эмиссией и абсорбцией. Линдс интерпретировал это как расширяющуюся газовую оболочку вокруг центрального объекта. Видимые в 10% радиотихих КЗО (Вейманн и др. 1991) эти широкие абсорбционные линии (BAL) принадлежат к наиболее неожиданным и плохо объясненным особенностям АЯГ.

Огромная светимость КЗО, быстрая переменность и следующий из нее малый размер активной области вызывали у некоторых астрономов вопрос о космологической природе красных смещений. Террелл в 1964 г. рассматривал возможность, что объекты были испущены из центра нашей галактики. Верхние пределы на собственное движение 3C 273 вместе с доплеровской интерпретацией красных смещений соответствовали расстоянию не менее 0,3 Мпс и возрасту не менее 5 млн лет. Арп в 1966 г. указывал на тесные пары пекулярных галактик и КЗО, доказывая некосмологические красные смещения, которые могли быть результатом выбрасывания КЗО из пекулярных галактик на больших скоростях или других неизвестных причин. Сетти и Волтьер (Setti and Woltjer 1966) отмечали, что выброс из Галактического центра при наблюдаемом количестве КЗО, соответствовал бы энергии более 1060 эрг, и ещё большая энергия понадобилась бы для выброса этих объектов из ближайших радиогалактик, таких как Cen A, как полагали Хойл и Барбидж. Кроме того, доплеровское смещение приводило бы к наличию большего количества синих, чем красных смещений, если объекты выбрасывались бы из ближайших галактик (Faulkner, Gunn, and Peterson 1966). Дальнейшие доказательства космологических красных смещений были предоставлены Ганном в 1971 г., который показал, что два скопления галактик, содержащих КЗО имели те же красные смещения, что и КЗО в них. Также, Кристиан в 1973 г. показал, что "вуаль" окружающая квазизвездное изображение нескольких КЗО подходила на роль родительской галактики.

Совершенствование теории

К концу 60-х годов значительная часть наблюдаемых свойств АЯГ уже была обнаружена. Большинство астрономов согласились с космологическими красными смещениями КЗО. Также все признавали существование связи между сейфертовскими галактиками и КЗО.Под вопросом оставались природа областей, где производится континуальное излучение и эмиссионные линии, а также причины, по которым одни галактики становятся активными, а другие нет.

Эмиссионные линии

Основные параметры газовой области, излучающей узкие эмиссионные линии, нашли достаточно быстро. В одной из первых работ, посвящённой физическому анализу проявлений "эмиссионных ядер" в галактиках, Волтьер в 1959 г. получил плотность электронов Ne ≈ 104 см-3 и температуру 20000 К из отношения линий S II и O III сейфертовских галактик. Область, излучающая узкие эмиссионные линии, была разрешена на снимках ближайших сейфертовских галактик в 1968 г. и имела диаметр порядка 100 пс. Оук и Сарджент получили массу 105 M для газа, формирующего узкие линии в NGC 4151. Бербидж и др. в 1958 г. нашли, что эмиссионные линии NGC 1068 были намного шире, чем должны быть только за счёт вращения галактики, и решили, что её вещество расширяется.

Ключевым стал вопрос - "почему в объектах, с широкими крыльями линий, эти крылья есть только у разрешённых линий?". (Сейфертовские галактики с широкими крыльями у линий стали называть "Seyfert 1" или "Sy 1", без таких крыльев - "Sy 2"). Излучались ли эти крылья тем же газом, что и узкие линии? Волтьер в 1959 г. объяснил возникновение широких крыльев Бальмеровских линий в сейфертовских галактиках отдельной областью быстро движущегося газа, возможно гравитационно связанного. Сауфрин в 1969 г. адаптировала такую модель к наблюдательным данным NGC 3516 и NGC 4151. С другой стороны, широкие крылья Бальмеровских линий могут возникать из-за электронного рассеяния (Burbidge et al. 1966). Оук и Сарджент в 1968 г. предложили такой механизм для NGC 4151. Их анализ давал оптическую толщину для электронного рассеяния τe ~ 0,1. Многократное рассеяние фотонов Бальмеровской линии, из-за непрозрачности в линии, может увеличить эффективность электронного рассеяния, объясняя присутствие крыльев только у разрешённых линий. Тем не менее, анализ профилей с электронным рассеянием другими авторами показал необходимость существования плотной области только в небольшом объеме, меньше чем световой год в поперечнике. В пользу движения масс свидетельствовали неправильные профили линий в некоторых объектах, которые показывали присутствие больших скоростей нужной величины. Кроме того, Шкловский в 1964 г. показал, что оптическая толщина для электронного рассеяния должна быть « 1 в 3C 273, чтобы избежать слишком сглаженной переменности в континууме. Механизм формирования широких линий в небольшой области плотных быстродвижущихся облаков ("Broad Line Region", далее BLR) и узких линий в большой области медленных и разряженных облаков ("Narrow Line Region" далее NLR) нашёл поддержку в фотоионизационных моделях (Shields 1974).

В ранних работах (напр., Seyfert 1943) отмечалось, что интенсивности узких линий АЯГ сходны с интенсивностями линий планетарных туманностей. И фотоионизация была очевидным источником энергии для узких и широких линий. Для 3C 273 Шкловский в 1964 г. показал, что кинетической энергии газа будет достаточно для излучения в линии лишь на очень короткое время. В то же время энергии ионизирующего УФ излучения было бы приблизительно достаточно, чтобы объяснить светимости в эмиссионных линиях. Остерброк и Паркер (Osterbrock and Parker 1965) приводили доводы против фотоионизации. Они считали, что наблюдаемые интенсивности флуоресцентных линий O III были слишком малы. Также исключалась столкновительная ионизация из-за широкого диапазона наблюдаемых стадий ионизации. Они предполагали, что ионизация и нагревание происходит за счёт быстрых протонов, как результат столкновения быстрых облаков. Сауфрин в 1969 г. отклонила это предположение на основании соображений теплового равновесия и заключила, что тепловая столкновительная ионизация не согласуется с наблюдаемыми температурами. Отмечая, что наблюдается оптический и УФ континуум приблизительно нужной энергии и что тепловое равновесие даёт примерно наблюдаемую температуру, Сауфрин заключила, что нетепловой УФ континуум был "единственным значимым источником ионизации". Сирл и Сарджент в 1968 г. также отмечали, что эквивалентные ширины широких эмиссионных линий Hβ были схожи среди АЯГ разных светимостей. Экстраполяция наблюдаемого "нетеплового" континуума степенной функцией на ионизирующие частоты согласовывалась с наблюдаемыми эквивалентными ширинами линий. Детальные модели газовых облаков фотоионизованных континуумом со степенным законом были вычислены с помощью компьютеров в приложении к Крабовой туманности, двойным рентгеновским источникам и АЯГ (Williams 1967; Tarter and Salpeter 1969; Davidson 1972; MacAlpine 1972). Такие модели показывали, что фотоионизация может объяснять интенсивности сильнейших оптических и УФ эмиссионных линий. В частности, проникающие высокочастотные фотоны могут объяснять одновременное присутствие атомов с очень высокой ионизацией и сильную эмиссию от слабо ионизованных атомов, в контексте "туманности", которая оптически толста для ионизующего континуума. Фотоионизационный механизм быстро приняли в качестве основного источника разогрева и ионизации в излучающего газа.

Внимание было сфокусировано на улучшении фотоионизационных моделей и понимании геометрии и динамики газа излучающего широкие линии. Было ясно, что излучающий газ имеет крошечный коэффициент заполнения объёма, и одна из возможных геометрий была традиционная - туманности или волокна рассеянные в объеме BLR. Фотоионизационные модели обычно предполагали плоскую геометрию, представляющую ионизованную поверхность облака, которое было оптически толстым для лаймановского континуума. Параметры модели включали плотность и химический состав газа, интенсивность и энергетическое распределение в ионизующем континууме. Различные отношения эквивалентных ширин линий (например C III / C IV) использовались для ограничения "параметра ионизации" т.е. отношения плотности ионизующих фотонов к плотности газа. Химические содержания предполагались приблизительно солнечные, их было сложно определить из-за большой плотности, мешающей прямым измерениям электронной температуры из отношений ширин линий.

Фотоионизационные модели показались сомнительными после открытия, что отношение Hα/Lα было на порядок меньше, чем значение ~ 50 предсказанное моделями того времени. Это были модели с уточнённым расчётом процесса переноса в оптически толстой среде для линий водорода (Kwan and Krolik 1979). Они предсказывали сильную эмиссию в бальмеровских линиях в "зонах частичной ионизации" глубоко в облаках, разогретых проникающим рентгеновским излучением, из которых лаймановское излучение не могло выйти. Такие модели до сих пор не могут хорошо объяснить наблюдаемые значения отношений пашеновских, бальмеровских и лаймановских линий.

Разогретые рентгеном области были также важны для формирования сильных Fe II мультиплетов наблюдаемых в оптике и УФ. Теоретические работы нескольких авторов вылились в сложнейшие модели, включающие тысячи линий железа с допущением флуоресцентной взаимосвязи различных линий. Такие модели пользуются некоторым успехом в объяснении относительных интенсивностей линий, но полная энергия в Fe II в них меньше наблюдаемой. Хотя некоторые из этих расхождений могут объясняться неопределённостью в содержаниях железа. Collin-Souffrin et al. (1980) предложили отдельную излучающую область Fe II с высокой плотностью (Ne ≈ 1011 см-3), разогретую процессами не связанными с фотоионизацией. Эта область может быть связана с аккреционным диском. Эмиссия в Fe II и бальмеровском континууме вместе создают "маленький горб" на 3000 Å, который до сих пор не объяснён до конца.

Болдуин в 1977 г. обнаружил, что эквивалентные ширины эмиссионных линий C IV уменьшаются с ростом светимости. Такое поведение можно объяснить уменьшением ионизационного параметра и "покрывающего множителя" (т.е. отношения Ω / 4 π) с ростом светимости для ионизирующего континуума излучённого BLR газом. Ионизационный параметр подходил для объяснения различий в степени ионизации между классическими сейфертовскими галактиками и "ядрами с низко ионизованными эмиссионными линиями" (low ionization nuclear emission-line regions или LINERs) (Heckman 1980; Ferland and Netzer 1983; Halpern and Steiner 1983).

Геометрия и схема движения газа BLR оказалась удивительно сложной проблемой. Если BLR были бы роем облаков, они могли бы разрушаться (возможно пошли бы на обеспечение аккреции), двигаться по устойчивым орбитам или постоянно вылетать из центральных областей АЯГ. С другой стороны, этот газ мог быть частью аккреционного диска, облучаемой ионизирующим излучением. Приблизительная симметрия оптически толстых линий, таких как лаймановские или бальмеровские давала основание предполагать, что движение было круговым или случайным, но не преимущественно радиальным. Впрочем, для движущегося по орбите газа, ширины линий соответствовали значительно бóльшим массам для центрального объекта, чем получалось из большинства оценок радиуса BLR. Кроме того, газ на Кеплеровских орбитах предположительно должен был давать профили линий с двумя пиками, что никогда не наблюдалось (Shields 1978). Анализ этих наблюдаемых проявлений приводил к гипотезе, что газ принимает форму летящих от центрального объекта облаков. Отдельные облака должны были быстро рассеиваться, если бы их не сдерживала внешняя среда. Поэтому Кроликом и др. (Krolik, McKee, and Tarter 1981) была предложена возможная физическая модель двухфазной среды. Давления ионизирующего излучения, действующего на газ, было достаточно для придания наблюдаемых скоростей, и это давало естественное объяснение "логарифмической" формы наблюдаемых профилей линий (Mathews 1974; Blumenthal and Mathews 1975). Интерпретация профилей линий усложнилась, когда была обнаружена систематическая разница в скоростях между сильноионизованными и слабоионизованными линиями.

Мощный новый инструмент был привнесён с началом использования "эхо картирования" или "реверберационного картирования" областей широких линий. Эхо картирование основывается на задержках во времени между изменениями в континууме и линиях, обусловленных переносом излучения в BLR (Blandford and McKee 1982). Ранние результаты показывали, что BLR меньше и плотнее, чем давали фотоионизационные модели (Ulrich et al. 1984; Peterson et al. 1985). Массы центрального объекта, теперь могли быть получены с более высокой точностью. Меньший радиус предполагал меньшие массы, которые выглядели обоснованными в свете других соображений, и идея гравитационных движений BLR приобрела популярность.

Энергетический источник

Вопрос об источнике энергии АЯГ будоражил воображение ещё до открытия их красных смещений. Ранние концепции радиогалактик, как галактик на стадии столкновения, давали основания считать галактические ядра областями мощной и непродолжительной активности. Бербидж в 1961 г. предполагал, что может возникать цепная реакция взрывов сверхновых в скоплениях в центрах галактик. При этом ударные волны от одной взорвавшейся сверхновой действуют на соседние звёзды, вызывая их взрывы. Спитцер и Саслау в 1966 г., основываясь на предшествующих работах, развивали модель включающую плотное звёздное скопление как источник излучения АЯГ. Ядро скопления должно было расти до высоких звёздных плотностей путём гравитационного "испарения", и это должно было привести к частым столкновениям и приливному взаимодействию, высвобождающим большое количество газа. Дополнительные идеи, содержащие плотные звёздные скопления, включали рои пульсаров и взрывы звёзд.

Хойл и Фаулер (Hoyle and Fowler 1963) обсуждали идею сверхмассивной звезды (до ~ 108 M) как источника гравитационной и термоядерной энергии. В дополнении к производству большого количества энергии на единицу массы, все эти модели должны быть способны ускорять частицы до релятивистских энергий и производить газовые облака, испускаемые со скоростью ~ 5000 км/с, согласующиеся с широкими крыльями линий сейфертовских галактик. Принимая это во внимание, Хойл и Фаулер предполагали, что "магнитное поле может быть закручено тороидально между центральной звездой и окружающим диском". Это поле может хранить огромную энергию, приводя к мощным вспышкам и джетам, как у M 87. В другой статье 1963 г. они высказывали мнение, что "только сжатие 107 - 108 M до релятивистского предела может объяснить мощнейшие источники" излучения.

Солпитер и Зельдович в 1964 г. предложили идею производства энергии путем аккреции на сверхмассивную чёрную дыру. В такой модели для вещества, постепенно движущегося к последней устойчивой орбите (r = 6GM/c2 для невращающейся чёрной дыры), энергия выделяемая единицей массы должна быть ~ 0,057c2. Этого должно быть достаточно для объяснения наиболее мощных КЗО разумными аккрецирующими массами. Солпитер представлял некий турбулентный переносчик углового момента, позволяющий веществу двигаться ближе к чёрной дыре, который бы позволил значительно увеличивать массу в процессе аккреции.

На модель с чёрной дырой не обратили особого внимания, пока Линден-Белл (Lynden-Bell 1969) не доказал, что "сколлапсировавшие тела" (чёрные дыры) должны быть очень распространены. Присутствие таких тел в галактических ядрах приводило бы к выбросу энергии, достаточному для обеспечения светимости АЯГ. Линден-Белл исследовал свойства теплового излучения и излучения быстрых частиц, возникающих в диске газа, обращающегося вокруг чёрной дыры. Для достижения светимостей КЗО диск должен был иметь максимум эффективной температуры ~ 105 K, возможно ведущей к фотоионизации и эмиссии в широких линиях. Он отмечал, что с различными величинами масс чёрных дыр и скоростей аккреции эти диски способны обеспечить объяснение большого числа невероятных явлений астрофизики высоких энергий, включая активные ядра, сейфертовские галактики, квазары и космические лучи. Дальнейшие доказательства релятивистских условий в АЯГ пришли из других теоретических аргументов.

Хойл, Бербидж и Сарджент в 1966 г. отмечали, что релятивистские электроны излучающие в оптике и ИК, благодаря синхротронному механизму, будут рассеивать свои же фотоны, многократно ускоряясь при этом. Это приведет к "многократному увеличению энергии квантов", что привело к расхождению, названому "обратная Комптоновская катастрофа". Её можно избежать, допуская быстрое уменьшение энергии электронов. Они считали, что эта проблема поддерживает идею некосмологических красных смещений. В ответ, Волтьер в 1966 г. предложил модель с электронами, движущимися радиально по линиям поля, что может значительно уменьшить Комптоновские потери. В дальнейшем он отмечал, что "релятивистские электроны и протоны движутся приблизительно параллельно лучу зрения, временной масштаб изменений в выбросах может быть намного меньше, чем размер области поделенный на скорость света". Выбросы могут быть также анизотропными, уменьшая энергетические требования для отдельных объектов.

Сверхсветовые движения

Благодаря улучшению техники и методик в радиоастрономии были обнаружены релятивистские движения в активных ядрах. Радиоастрономы, используя обычные интерферометры, показали, что многие источники имеют структуру на масштабах в доли угловой секунды. Флуктуации радиосигнала некоторых АЯГ, обусловленные межпланетной средой Солнечной системы, также предполагали субсекундные масштабы (Hewish, Scott, and Wills 1964). Компактные радиоисточники в некоторых АЯГ, имели плоский спектр и переменность на шкалах порядка месяцев (Dent 1965; Sholomitsky 1965). Переменность предполагала миллисекундные размеры на основании времени распространения света. Форма спектра и её изменения нашли объяснение в модели с несколькими расширяющимися компонентами, которые были оптически толстыми для синхротронного механизма с самопоглощением, который считался причиной низкочастотного обрыва в континууме (Pauliny-Toth and Kellermann 1966). Такие модели имели интересные теоретические последствия, включая угловые размеры (для космологических красных смещений) ~ 10-3", и большое количество энергии в релятивистских электронах, значительно превышающее энергию магнитного поля.

Таким образом, возникла необходимость в угловом разрешении, превышающем разрешение с обычных интерферометров, соединённых проводами или волноводами. Записывание сигнала с антенн раздельно на магнитную плёнку, и последующая его корреляция позволили увеличить разрешение. Такой метод стал известен как "радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами" (VLBI). После первоначальных проблем с поиском "интерференционных полос" в скоррелированном сигнале, соревнующиеся группы в Канаде и США добились успеха в наблюдении нескольких АЯГ весной 1967 г. с базой приблизительно 200 км (Cohen et al. 1968). Эксперименты в США обычно использовали 4,7 м антенну в Национальной Радиоастрономической Обсерватории в Green Bank в комбинации с антеннами в других штатах, а также Швеции и Пуэрто-Рико. Через некоторое время было получено разрешение 0,0006". На следующий год проводились наблюдения с антеннами в США и Австралии с базой более 10000 км (80% диаметра Земли).

14 и 15 октября 1970 г. Найт и др. (Knight et al. 1971) наблюдали квазары на частоте 7840 МГц с антеннами, расположенными в США. 3C 279 имел интерференционные полосы, согласующиеся с симметричным двойным источником разделённым 1,55 ± 0,03 x 10-3". Наблюдения 14 и 26 февраля 1971 г. показали двойную структуру с тем же позиционным углом, что и ранее, но разделенную существенно большим расстоянием 1,69 ± 0,02 x 10-3". Учитывая расстояние, полученное из красного смещения (z = 0,538), получалось, что скорость разлёта компонент превосходит скорость света в 10 раз. Другие авторы тоже наблюдали сверхсветовые движения в 3C 273 и 3C 279. Рассматривалось множество интерпретаций таких наблюдательных фактов, включая многокомпонентную модель, в которой компоненты то гаснут, то снова увеличивают светимость ("модель рождественской ёлки") и не космологические красные смещения. Хотя большинство астрономов быстро склонились к объяснению, включающему движение излучающих облаков, испущенных из центрального объекта на скоростях близких к c. Рис (Rees 1966) вычислил, что видимые движения, превышающие скорость света, возможны при действительном движении, составляющем существенную часть скорости света. Появилась модель, в которой стационарный компонент был центральным объектом АЯГ, а переменный - облаками, испускаемыми из него на временах порядка нескольких лет вдоль постоянной оси. Если эти выбросы происходят в двух направлениях, удаляющийся компонент сильно ослабевает из-за релятивистских эффектов, тогда как приближающийся становится более ярким.

Видимые сверхсветовые движения в настоящий момент известны для множества квазаров и галактик, кроме того аналогичное явление наблюдалось и для чёрных дыр звёздных масс в Галактике.

Парадигма чёрной дыры

Интригующая статья Линден-Белла 1969 г. всё же не привела к общепринятому пониманию АЯГ как аккреционных дисков вокруг чёрных дыр. Дальнейший импульс пришёл после открытия чёрных дыр звёздных масс в Галактике. Среди объектов, открытых Uhuru и более ранними рентгеновскими инструментами, были источники включающие двойные звёздные системы с нейтронной звездой или чёрной дырой. "Рентгеновские пульсары" это нейтронные звезды, вращающиеся вокруг оси, которые излучают регулярные импульсы в рентгене каждые несколько секунд. Рентген образуется в основном как тепловое излучение в газе, переносимом с нормального компаньона и падающем на нейтронную звезду с достаточной скоростью, чтобы нагреваться до больших температур. Другой класс источников - объекты подобные Cyg X-1, не обнаруживает периодических изменений - только быстрое мерцание, говорящее об очень малом размере активной области. Анализ орбиты даёт слишком большую для нейтронной звезды или белого карлика массу, поэтому делается вывод, что система содержит чёрную дыру (Webster and Murdin 1972). Рентгеновское излучение связывают с газом компаньона класса O, разогретым до очень высоких температур при аккреции на чёрную дыру.

Существование галактических рентгеновских источников (катаклизмических переменных, протозвёзд) и АЯГ стимулировало попытки развить теорию аккреционных дисков. Во многих случаях, диск должен быть геометрически тонким и его структура в вертикальном и радиальном направлениях должна анализироваться отдельно. Основная неопределённость состояла в механизме переноса момента аккрецирующей материи. В известной работе Шакура и Сюняев (Shakura and Sunyaev 1973) проанализировали диски в терминах безразмерного параметра α характеризующего напряжения, которые приводят к переносу момента и локальному выделению энергии. Общие релятивистские поправки были добавлены Новиковым и Торном (Novikov and Thorne 1973). Эта "альфа-модель" остаётся стандартным приближением теории диска, и только недавно была улучшена теория механизмов, описывающих диссипацию энергии. Альфа-модель даёт отдельные радиальные зоны в которых преобладают давление излучения, давление газа, электронное рассеяние и непрозрачность, связанная со свободно-связанными переходами. Зоны дисков АЯГ, производящие энергию, находятся во внутренних зонах, где доминируют давление излучения и электронное рассеяние. Электронное рассеяние доминировало бы и в атмосфере, изменяя локальное поверхностное излучение (делая его менее чернотельным). Внутренние зоны диска испытывают как тепловые, так и вязкие неустойчивости.

В 1975 г. Эрдли, Лайтман и Шапиро предложили модель для Cyg X-1, в которой ионы и электроны имеют различные температуры. Это привело к появлению моделей "ионно поддерживаемого тора" для АЯГ (Rees et al. 1982).

Ключевой вопрос: объясняют ли ожидаемые физические процессы наблюдаемые прояления активности галактических ядер? Эти прояления включают особенности наблюдаемого континуума и, по крайней мере в некоторых объектах, производство релятивистских джетов, предположительно вдоль оси вращения. Шилдс в 1978 г. предположил, что плоский континуум 3C 273 в "синем свете" был тепловым излучением с поверхности аккреционного диска вблизи чёрной дыры. Для массы ~ 109 M и темпа аккреции ~ 3 M/год размер и температура внутреннего диска согласовывалась с наблюдаемым "голубым континуумом". Этот компонент доминировал с нетепловым степенным спектром, который бы мог объяснить ИК подъем и рентген. Комбинируя оптические, ИК и УФ наблюдения, Малкан (Malkan 1983) успешно подогнал континуум нескольких КЗО к моделям с аккреционным диском. Церны и Элвис (Czerny and Elvis 1987) предложили, что избыток в мягком рентгене некоторых АЯГ может быть высокочастотным хвостом теплового излучения диска или избытком в синей области спектра ("Big Blue Bump"), который доминирует в излучении некоторых других объектов.

В простой модели диска который излучает локально произведённую энергию и имеет тепловой спектр, возникали некоторые проблемы. Коррелированные изменения континуума на различных длинах волн в оптике и УФ наблюдались на временах короче, чем ожидаемые времена для вязких или тепловых процессов. Это приводило к тому, что переработка рентгена происходящая в диске, делает существенный вклад в оптический и УФ континуум. Также трудно объяснялась низкая оптическая поляризация, наблюдаемая в нормальных КЗО, обычно около процента или меньше. Наблюдаемая поляризация обычно ориентирована параллельно к оси диска (Stockman, Angel, and Miley 1979). Тогда как электронное рассеяние в атмосфере диска должно производить сильную поляризацию, ориентированную перпендикулярно к оси. Ещё одной проблемой было предсказание сильного Лаймановского обрыва, дающего эффективные температуры, близкие к звёздам класса O. Эти особенности ещё исследуются сегодня.

Вопрос о подпитке чёрной дыры в галактических ядрах достаточно сложен. Темпы аккреции всего в несколько масс Солнца в год достаточны для обеспечения светимости квазаров, хотя даже миллиард солнечных масс это лишь небольшая часть родительской галактики. Угловой момент газа, вращающегося около чёрной дыры на десятках или сотнях гравитационных радиусов, невелик по сравнению с моментом газа, двигающегося на нормальных скоростях в центре галактик. Тем не менее этот угловой момент должен быть унесён, если газ питает чёрную дыру. Более того, некоторые галактики с массивными центральными чёрными дырами не светят как АЯГ в настоящий момент. На самом деле, быстрый рост числа квазаров с красным смещением (Schmidt 1972) подразумевает, что существует множество бездействующих чёрных дыр в галактических ядрах. Что заставляет некоторые КЗО проявлять активность, тогда как другие остаются инертными? Одно из объяснений состояло в возможности приливного разрушения звёзд, вращающихся близко к чёрной дыре. Однако время эволюции звёздных орбит до разрушения должно было быть слишком велико, чтобы обеспечить нужную светимость. Вероятность активности ядра возрастала, если галактика взаимодействовала с ближайшими галактиками. Это объяснялось движением газа к центру за счёт приливного взаимодействия. В центральных областях неизвестные процессы могли уносить угловой момент этого вещества, позволяя падать ему всё ближе и ближе к чёрной дыре.

В результате, доверие к модели с чёрной дырой возрастало не потому, что кто-то привёл неоспоримые доводы в её пользу. А из-за накопления наблюдательных и теоретических аргументов в пользу такой гипотезы и отсутствия разумных альтернатив.

Унифицированные модели

После открытия существенного числа КЗО стали заметны систематические различия между их типами. Возник вопрос: какие аспекты этих отличий могут быть результатом различного расположения наблюдателя относительно АЯГ? Наиболее значимыми были отличия между радиотихими и радиогромкими источниками. Протяжённые радиоисточники излучают приблизительно изотропно, поэтому присутствие или отсутствие радиоизлучения не может быть свойством ориентации. Кроме того, радиогромкие объекты, казалось, связаны с эллиптическими галактиками, а радиотихие - со спиральными. Огромное различие в светимостях от Сейфертовских галактик до КЗО, как было ясно, вполне реально. Тем не менее, некоторые другие проявления активности могли быть функцией ориентации. Блэнфорд и Рис (Blandford and Rees 1978) предложили, что объекты типа BL Lac были радиогалактиками, видимыми вдоль джета. Испускаемые вдоль джета пучки релятивистских частиц делают нетепловой континуум очень ярким, на фоне которого не видны (или почти не видны) линии, излучаемые изотропно. Такие же объекты, видимые с ребра, будут иметь нормальные эмиссионные линии и радиоструктуру, в которой протяжённые лобы доминируют над ядром.

После улучшения спектроскопических инструментов произошёл прорыв. Роуэн-Робинсон (Rowan-Robinson 1977) рассматривал возможность, что область широких линий (BLR) у Сейферт 2 галактик не отсутствует, а скрыта пылью. Используя чувствительный спектрополяриметр на 120-дюймовом телескопе Ликской обсерватории, Антонучи и Миллер (Antonucci and Miller 1985) нашли, что в поляризации NGC 1068, прототип Сейферт 2 галактик, имеет особенности, типичные для спектров Сейферт 1 галактик. Это было интерпретировано, как наблюдение BLR и центрального источника, минуя непрозрачный пылевой тор. Вещество над ядром около оси тора рассеяло свет от внутренних областей, поляризуя его, и позволило нам наблюдать излучение скрытых тором областей. Поэтому Сейферт 2 галактики имеют не покрасневший континуум. Тем не менее, широкие линии не были зарегистрированы, т.к. их рассеянное излучение было значительно слабее излучения из области узких линий, лежащей выше затмевающего тора. Те же объекты, видимые под меньшим углом к оси, будут Сейфертовскими галактиками 1 типа. Различные формы тороидальной геометрии были предвидены Остерброком (Osterbrock 1978) и другими авторами. Эта идея получила поддержку после открытия "ионизационных конусов" у некоторых АЯГ (Pogge 1988). Были разработаны индикаторы ориентации, основывающиеся на отношении светимостей ядра и протяжённых областей АЯГ в радиодиапазоне.

Схема, объясняющая разнообразие проявлений АЯГ на основе ориентации по отношению к наблюдателю, и по сей день остаётся основной унифицирующей концепцией.

Заключение

Исследования, описанные выше, привели ко многим наблюдательным и теоретическим основам нашего текущего представления о феномене АЯГ. Большое число исследований, направленных на изучение АЯГ, привело ко множеству открытий и поставило новые задачи и вопросы.

Мощные международные кампании обнаружили изменение степени ионизации с радиусом в BLR, рост радиуса BLR со светимостью и то, что газ не находится в преимущественно радиальном движении. Модели, включающие смесь газа с различными плотностями, могут дать объяснение отношениям эквивалентных ширин линий спектров АЯГ. Химические содержания элементов в КЗО теперь анализируются в контексте химической эволюции галактик. Последние теоретические работы показывают, что наблюдаемые профили линий могут быть получены при существовании "ветра" вблизи поверхности Кеплеровского диска.

В последние годы сильно растёт число работ, связанных с широкими абсорбционными линиями (BALs) квазизвездных объектов. До сих пор исследуется геометрия излучающих областей и механизм ускорения релятивистских электронов.

Модель чёрной дыры получила мощную поддержку из непрямых доказательств присутствия сверхмассивных чёрных дыр в центре Млечного Пути и некоторых ближайших галактик (Rees 1997). Эти доказательства включают VLBI наблюдения Сейфертовской галактики NGC 4258 (Miyoshi et al. 1995), которые дали доказательства присутствия чёрной дыры массы 4 x 107 M. Рентгеновские наблюдения указывают на возможное отражение рентгеновского излучения от аккреционного диска. Экстремально широкие эмиссионные линии Fe Kα, дают возможность напрямую наблюдать вещество, вращающееся близко к чёрной дыре (Tanaka et al. 1995). Эти результаты подкрепили модель с чёрной дырой, но еще многие вопросы о физических процессах в АЯГ остаются без ответа. Несмотря на большое количество работ в данной области, возникновение и подпитка чёрной дыры, физика диска и механизм формирования джета по-прежнему не до конца понятны.

Природа континуального излучения АЯГ остаётся нерешённой. Например, доля излучения диска в оптическом и УФ континууме всё еще обсуждается. Первичный механизм излучения в рентгене и точная роль теплового и нетеплового излучения в ИК остается неясной. В последнее время активно обсуждается роль АЯГ в качестве источников формирующих межгалактический γ-фон вплоть до Тэв энергий.

Радиоинтерферометры со сверхдлинными базами позволили наблюдать субпарсековую структуру АЯГ. Новые орбитальные рентгеновские и гамма-обсерватории обещают большой скачок в области исследования коротковолновых проявлений активности ядер.

Глубокие обзоры осуществляют массовое определение красных смещений галактик. Это может позволить выяснить взаимосвязь между АЯГ и формированием и эволюцией галактик.

До упадка интереса к области исследования активных ядер галактик еще далеко!

Литература

  1. Gregory A. Shields, A Brief History of Active Galactic Nuclei. // The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1999. Vol. 111. P. 661.
  2. Julian H. Krolik, Active Galactic Nuclei, Princeton: Princeton University press, 1999.
  3. Ajit K. Kembhavi and Jayant V. Narlikar, Quasars and Active Galactic Nuclei, Cambrige University Press, 1999.
  4. Ф. Хойл, Галактики, ядра и квазары, Москва: "Мир", 1968.
Type: 
Популярная астрономия