7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Познакомившись с результатами спектрального ана­лиза и наблюдений переменности блеска, мы можем об­ратиться к изучению геометрической структуры актив­ного ядра нестационарных объектов. При этом необхо­димо отметить довольно малую информативность астрономических фотографий, получаемых с помощью назем­ной аппаратуры. «Неспокойствие» земной атмосферы ограничивает изображения ядер величиной в лучшем случае ~1″, что для типичных расстояний сейфертов­ских галактик соответствует области с характерным размером в несколько сот парсек (~1021 см). Некото­рое преимущество здесь имеют наблюдения, проводи­мые на больших телескопах с длиннофокусными спект­рографами. Например, М. Уокер с помощью такого спектрографа, установленного на 3-метровом рефлекторе Ликской обсерватории (США), исследовал газовые об­лака в ядре ряда галактик (дающие эмиссионные линии в спектре) вплоть до расстояния от центра в 200 пс. Интересные результаты были получены В. И. Проником с помощью 2,6-метрового телескопа Крымской астро­физической обсерватории АН СССР. Фотографируя спектры сейфертовской галактики NGC 4151 при помо­щи спектрографа с очень узкой щелью — 0,5″ (для это­го пришлось выбирать исключительно хорошие ночи и проводить экспонирование по 5—6 ч), он обнаружил, что, во-первых, наиболее занятая облаками область яд­ра по своим размерам меньше, чем считалось раньше и не превышает 100 пс, а во-вторых, вся внутренняя часть галактики очень быстро вращается, причем угло­вая скорость нарастает по мере приближения к центру галактики.

В 1968 г. известным американским астрофизиком М. Шварцшильдом был проведен уникальный экспери­мент, позволивший получить очень интересные резуль­таты. С помощью 30-сантиметрового телескопа, подня­того на стратосферном баллоне за пределы нижних, бо­лее плотных слоев земной атмосферы, им были полу­чены фотографии сейфертовской галактики NGC 4151 с рекордным разрешением — <0,1″. С тщательным уче­том всех «инструментальных» эффектов М. Шварц­шильд определил, что в ядре этой галактики область, занимаемая газовыми облаками, имеет угловые разме­ры 0,6″, а область, ответственная за нетепловое излуче­ние,— 0,08″ (это соответствует линейным размерам всего в несколько парсек). Полученный результат край­не важен для правильного построения модели активно­го ядра. Если до получения этого результата серьезно рассматривалась возможность того, что газ в централь­ных областях галактики светится под действием ионизующего излучения окружающих звезд, то после экс­перимента М. Шварцшильда с полной определенностью стало ясно, что источник ионизирующего излучения на­ходится в самых центральных частях ядра.

Итак, наблюдения показали, что в пределах несколь­ких десятков-сотен парсек в ядрах галактик наблюда­ются облака или волокна, излучающие узкие спектраль­ные эмиссионные линии. Более плотные элементы газа (дающие в спектре широкие линии), находящиеся внут­ри области этих облаков, образуют зону с размерами, не превышающими нескольких долей парсека. Незави­симым подтверждением результатов спектральных на­блюдений явились наблюдения переменности спектраль­ных линий, проведенные советскими астрономами В. М. Лютым и А. М. Черепащуком. Ими было обнаружено, что изменение интенсивности спектральных линий про­исходит с некоторым временным сдвигом относительно изменения интенсивности непрерывного спектра. Оказа­лось, что колебания интенсивности спектральных линии запаздывают относительно изменений интенсивности не­прерывного спектра на характерное время порядка ме­сяца. Это запаздывание по времени соответствует рас­стоянию от переменного источника ионизации до пере­излучающей газовой оболочки R = ct, где с — скорость света, а t — время запаздывания. Для хорошо изучен­ных галактик NGC 4151 и NGC 3516 наблюдаемые вре­мена запаздывания дают расстояние порядка 1018 см (или ~0,3 пс), что достаточно хорошо согласуется с оценками, полученными на основе спектроскопических, определений. Наблюдения запаздывания дают непосред­ственные размеры плотной газовой оболочки, или обла­сти, в которой расположены быстродвижущие облака.

Примерно такие же размеры этой области ядра по­лучены с помощью сложного, но широко распространен­ного в последние годы метода радиоинтерферометрии с так называемой сверхдлинной базой. В этом методе наблюдения ведутся с использованием трех-четырех пре­цизионных радиоантенн, разнесенных на расстояния («базы») в несколько тысяч километров друг от друга, что позволяет достигнуть рекордного углового разреше­ния в тысячные и даже десятитысячные доли секунды дуги. Так, в одном из последних экспериментов, прове­денном советскими учеными Института космических ис­следований и Крымской астрофизической обсерватории совместно с американскими и австралийскими радио­астрономами, была исследована тонкая структура ряда внегалактических радиоисточников, в том числе кваза­ра ЗС 273 и сейфертовской галактики NGC 1275. В цент­ральных районах этих источников были обнаружены компактные облака релятивистских частиц (ответствен­ных за синхротронное излучение), движущихся со ско­ростями, близкими к скорости света. Наблюдения, про­веденные в различные периоды, показали, что с тече­нием времени увеличивается как расстояние между ком­понентами, так и сами размеры компонентов этих вне­галактических источников. Таким образом, радионаблю­дения дают непосредственное доказательство разлета компактных облаков релятивистской плазмы из актив­ных ядер. В то же время, пределы интерферометрических исследований составляют тысячные доли угловой секунды, что для близких объектов (NGC 1275, ЗС 120) соответствует линейным размерам порядка нескольких долей парсека (1017—1018 см), т. е., в общем, те же раз­меры, что и получаемые спектроскопическими мето­дами.

Дальнейшие сведения о более глубоких слоях актив­ных ядер можно получить, изучая их оптическую пере­менность. Кривые блеска ядер сейфертовских галактик (см. рис. 6) имеют, как уже говорилось ранее, две ком­поненты: длинные циклы и отдельные вспышки. Харак­терные времена длинных циклов порядка нескольких лет, что, в общем-то, соответствует (по формуле R = ct) тем же размерам 1017—1018 см. Более короткие вспыш­ки, порядка нескольких месяцев и недель, дают мень­шие размеры — 1016—1017 см. Если эти вспышки были бы периодическими, то можно было бы говорить или о периоде вращения (и тем самым о размерах), или о колебании (вибрациях) некоторого единого тела, нахо­дящегося в центре галактики. Поскольку же вспышеч­ная активность носит совершенно случайный характер, естественно предположить, что она вызвана хаотически расположенными малыми элементами (облаками) плаз­мы ядра, быстро меняющими свои свойства (плотность, температуру) за характерное время порядка дней или недель. В связи с этим следует еще раз подчеркнуть ценность постоянных патрульных наблюдений активных галактик, так как установленные из них минимальные времена переменности позволят в будущем определить облачную структуру, узнать характерные размеры са­мых малых излучающих элементов плазмы ядра галак­тики. Что же мы имеем на сегодняшний момент?

К настоящему времени из патрульных наблюдений квазаров определены минимальные времена переменно­сти порядка нескольких дней, для сейфертовских галак­тик—в отдельных случаях, доли дня. Это соответствует пределу линейных размеров 1015—1016 см. Однако этот предел, видимо, обусловлен границей прозрачности всей плазмы, окружающей ядро галактики и вот почему.

При большой плотности энергии излучения и прак­тически полной ионизации частиц в ядре галактики сте­пень непрозрачности в нем определяется взаимодейст­вием излучения со свободными электронами плазмы, окружающей ядро. Астрономы часто пользуются специ­альной безразмерной величиной — «оптической толщей» x, которая характеризует степень непрозрачности. В слу­чае достаточно однородной среды x=aneR, где пе — концентрация свободных электронов (поглощающих из­лучение), R — геометрическая толщина слоя, а коэффи­циент а определяется видом взаимодействия частиц (электронов) с излучением. При x>1 среда является практически непрозрачной («оптически толстой»). В яд­рах галактик поглощение излучения, идущего, как мы видели, из центральных районов ядра, обусловлено обычным рассеянием квантов электромагнитного излу­чения на свободных (нерелятивистских) электронах, на­зываемым томсоновским рассеянием. Зная характерные значения плотности электронов в ядре (пе = 1010 см-3) и коэффициент томсоновского рассеяния (aТ — 6-10-25 см2), легко вычислить, что т становится равной единице как раз при значении R=1016 см.

Таким образом, с помощью исследования оптической переменности, вообще говоря, невозможно исследовать более глубокие слои ядра галактики — при расстояниях 1015—1016 см плазма становится непрозрачной, и выяс­нить, что она скрывает, мы не в состоянии. Но, исчер­пав «оптические» методы, попробуем получить некото­рое представление о внутреннем строении ядра с помощью динамических методов — попытаемся выяснить, какова, хотя бы по порядку величины, такая важная характеристика ядра, как его масса.