מאמר  58 – גרעיני גלקסיות וקוואזרים

מאמר  58 – גרעיני גלקסיות וקוואזרים

כתב עמי אור

 במאמר / פוסט 54 כתבתי על סוגי הגלקסיות הקיימות. כפי שמסתבר, לרובן של הגלקסיות, יש גרעין פעיל – חור שחור על מסיבי שמסתו גדולה מאוד.

גרעין גלקסיה בה יש פעילות אנרגטית, נקרא "גרעין גלקטי פעיל".

גרעין גלקטי פעיל - Active galactic nucleus בראשי תיבות – AGN, הוא אזור קטן במרכז של גלקסיה, שמהווה מקור לפליטה חזקה של אנרגיה שלא ניתן לשייך אותה לקרינה רגילה של כוכבים. עוצמת הקרינה משתנה מגלקסיה אחת לשנייה, אך באופייה היא דומה לקרינה הנצפית בקווזארים (עליהם בהמשך). קיים רצף ברור של עוצמת קרינה מגלקסיות הפעילות בעוצמה חלשה ועד לעוצמות הנצפות בקוואזרים רחוקים, ולכן מניחים שהקווזרים הם ליבות של גלקסיות פעילות.

חור שחור על מסיבי במרכז הגלקסיה, הוא בעל מסה שיכולה להיות ממאות אלפים ועד מיליארדים מסות שמש. ברור היום כי גודלו של החור השחור בליבת הגלקסיה, ישפיע על האנרגטיות של הפליטה מליבתה. (על חורים שחורים - ראה המאמרים / פוסטים 64 עד 71 שיפורסמו בהמשך).

סביב ליבת הגלקסיה, יש ענני גז, אבק, וכוכבים הנתונים להשפעת הכבידה של החור השחור וכתוצאה "נשאבים" לתוך אופק האירועים, בצורה של דסקת ספיחה. הדסקה סובבת סביב אופק האירועים של החור השחור וכתוצאה מחיכוך בין החלקיקים בה, הטמפרטורה בה עולה לטמפרטורות מאוד גבוהות שגורמות לפליטה של קרינה באורכי גל שונים.

המודל המקובל על רוב החוקרים כיום להסברת מקור הקרינה של גרעין גלקטי פעיל, הוא מודל המבוסס על חור שחור על-מסיבי. ההבדל בעוצמת הקרינה בין גלקסיה אחת לשנייה מוסבר בגודלו של החור השחור, כמות החומר סביבו, ופרמטרים נוספים. ככל שמשתכללות טכניקות התצפית מגלים פעילות גם בגלקסיות שנחשבו "שקטות", וכיום נחשבות רוב הגלקסיות הספירליות לגלקסיות פעילות ברמה כזו או אחרת. נצפו גם גלקסיות אליפטיות פעילות, אם כי בדרך כלל הן פולטות בעיקר קרינת רדיו.

בין הגלקסיות הפעילות שנתגלו לראשונה היו NGC 1068 ו-NGC 4151, שהן קרובות יחסית לשביל החלב והפעילות במרכזן חזקה.

 גלקסיית סייפרט -  Seyfert Galaxy על שם האסטרונום קארל סייפרט, היא גלקסיה בעלת גרעין פעיל, שבדומה לקוואזר,  הוא בהיר מאוד והקרינה שלו מכילה ספקטרום פליטה המעיד על יינון של החומר שבו.  ההבדל בין גלקסיית סייפרט ובין קוואזר הוא שבקוואזר לא ניתן להבחין בגלקסיה המקיפה את הגרעין הפעיל, וזאת בגלל עוצמת הקרינה הנפלטת ממנו, המסתירה את שאר הגלקסיה, בגלל עוצמתה. במילים אחרות, עוצמת פליטת האנרגיה של גלקסיות סייפרט קטנה לעומת קוואזרים.

כבר בשנת 1908  הראו תצפיות שנעשו במצפה הכוכבים ליק, שהקרינה הנפלטת ממרכז הגלקסיה 77M, מכילה קווי פליטה רחבים במיוחד שמראים על  גז מיונן שנע במהירויות גבוהות מאוד, שמגיעות למאות קילומטרים בשנייה. בשנת 1943 , פרסם קארל סייפרט מאמר, שבו הראה שהשילוב של גרעין גלקטי בהיר עם פסי פליטה רחבים, קיים גם בגלקסיות נוספות ובעקבותיו התקבל השם לגלקסיות אלו - גלקסיית סייפרט. בשנת 1955  התגלה ש M77 ו NGC 1275 -   הן גם מקורות חזקים של גלי רדיו.  ב 1959 - טען האסטרונום ההולנדי לודוויק וולטייר, שלפי התצפיות גודל הגרעין לא יכול להיות גדול מ - 100 פארסק (1 פארסק = ל 3.26 שנות אור) כלומר, כ – 326 שנות אור שבמונחים של גודל הגלקסיות האופייניות, הוא חלק קטן מהגלקסיה. פסי הפליטה הרחבים מראים על מהירויות שמגיעות ליותר מ - 1,000 קילומטר בשנייה ומכיוון שכאחוז אחד מהגלקסיות שנצפו אז, הן גלקסיות סייפרט, אז המצב הזה נמשך לפחות אחוז מאורך חיי הגלקסיות, כלומר לפחות 100 מיליון שנים. וולטייר טען שהדרך היחידה שבה יכול חומר לנוע בתחום קטן כל כך, במהירות גבוהה כל כך ובלי שהגרעין יתפרק במשך כל כך הרבה זמן, היא שקיים בגרעין גוף על-מסיבי שמחזיק את החומר כבידתית וגוף זה חייב להיות עם מסה של מאות מיליוני מסות שמש. בהמשך התגלו חורים שחורים על מסיביים בליבות הגלקסיות מה שעונה כמובן להגדרתו של וולטייר.  עם השיפור באמצעי התצפית התברר שהרבה גלקסיות שלא סווגו כגלקסיות סייפרט, מכילות גרעין פעיל ויוצרות ספקטרום פליטה אופייני לגלקסיות אלו. היום מקובל להניח שלמעשה הן מהוות לפחות 5 אחוזים מהגלקסיות וככל הנראה למעלה מ - 10 אחוזים מהן.

גלקסיות סייפרט הן ברובן גלקסיות מוט ספירלית ומיעוטן הן גלקסיות אליפטיות. לכולן יש גרעין פעיל שמקובל להניח שהוא מכיל בתוכו חור שחור על-מסיבי. הגרעין של גלקסיות סייפרט פולט קרינה באור נראה שעוצמתה שקולה לעוצמת ההארה של כלל כוכבי הגלקסיה ומגיעה לעוצמות הארה של פי 11^10 מעוצמת ההארה של השמש. כ - 5  אחוזים מגלקסיות סייפרט הן גם גלקסיות רדיו שמתאפיינות בפליטה חזקה של גלי רדיו. פסי הפליטה הבולטים בקרינה הנפלטת מגרעין הגלקסיה, מראים על נוכחות של מימן, הליום, חמצן וחנקן ואפקט דופלר, מראה מהירויות שנעות מ - 500 קילומטר בשנייה ועד ל - 4,000 קילומטר בשנייה. התאוריה המקובלת היא שהחור השחור שבמרכז הגלקסיה מושך אליו חומר ויוצר סביבו דסקת ספיחה. בשל כוח המשיכה העצום, החומר בדסקה נע במהירות רבה והדחיסה וההתנגשויות שבתוכה מחממות את החומר לטמפרטורות שמגיעות לעשרות אלפי מעלות וגורמות ליינון של החומר ולפליטת הקרינה.

קוואזר Quasar - נקרא גם גוף מעין כוכבי Quasi-Stellar Object - הוא גרם שמים אנרגטי במידה יוצאת דופן - בין האנרגטיים ביותר הקיימים ביקום. ההשערה המקובלת היא שקוואזרים נמצאים בליבן של גלקסיות צעירות שבמרכזן חור שחור גדול במיוחד – בעל מסה של מיליארדי שמשות, להבדיל מגודלו של חור שחור בליבת רוב הגלקסיות, שמסתו בין עשרות אלפי לעשרות מיליוני מסות שמש.

הסברה המקובלת היא שסביב החור השחור יש מסה גדולה של כוכבי ענק, גז ואבק. מסה זו נדחסת ומצטופפת בנפילה לתוך החור השחור, וכתוצאה מהחיכוך נוצרת בדסקה טמפרטורות קיצוניות ונפלטת קרינה בכמויות גדולות במיוחד. מאחר שלאחר פרק זמן שאורכו כמיליארד שנים, כמעט כל המסה הצפופה כבר נבלעה בחור השחור, כמות האנרגיה הנפלטת תקטן והקוואזר יפסיק להאיר. מדובר בתהליך שראשיתו בקוואזר שרמת הקרינה שלו הולכת ופוחתת באורח מתון, עד לרמת גלקסיה בעלת ליבה פעילה, ובהמשך לרמת קרינה של ליבת גלקסיה מן השורה. במילים אחרות, קוואזרים הם תופעות של היקום המוקדם.

הקוואזרים הראשונים 3C 48 ו- 3C 273  התגלו בשנות ה - 60 של המאה ה -20 הודות לתצפיות בטלסקופי-רדיו, ואף שמם נובע כאמור, מהכינוי "מקור רדיו מעין כוכבי". הייחוד של גרמי שמיים אלה הוא בכך, שהם אומנם בערך בגודל של מערכת השמש, אך עוצמת האנרגיה שהם פולטים גדולה מכל כוכבי גלקסיית שביל החלב יחדיו.

 מאפיין נוסף של הקוואזרים הוא ריחוקם הרב, ואי לכך הם מהגופים הקדומים ביותר ביקום הנצפה, ובעזרת הבנת אופן פעולתם ניתן לקבל תמונה על השלב הראשוני של היווצרות היקום. הקוואזר הקרוב ביותר לצופה מכדור הארץ הוא במרחק של למעלה ממיליארד שנות אור.

בצפייה בקוואזרים הרחוקים ביותר, ניתן לראות קוואזר כפי שהיה, כמיליארד שנים אחרי המפץ הגדול.

מחקרים מתקדמים, מנסים לאפיין את הגאומטריה של קוואזרים בודדים ושל כלל האוכלוסייה, בעזרת מדידת מהירויות סיבוב של ענני הגז סביב המקור המרכזי (תוך שימוש באפקט דופלר הנצפה בקווי הפליטה בספקטרום ומדידת הפרשי הזמנים שבין שינויי העוצמה בקרינת דיסקת הספיחה). בשיטות אלו ניתן, עקרונית, גם להעריך את מסת החור השחור.

מקובל להניח כי במרכזן של מרבית הגלקסיות ביקום ישנו חור שחור וכי בתקופות מסוימות הוא הופך ל"פעיל", כלומר מתחיל לספוח גז ולקרון כקוואזר. כמו כן, נמצא קשר תצפיתי ברור, בין בהירות הקוואזר לקצב יצירת כוכבים באזורים המרכזיים של הגלקסיה, ואף להתפלגות המהירויות של הכוכבים במרכז הגלקסיה (עקב המסה העצומה של החור השחור). מודלים וסימולציות ממוחשבים מצליחים באחרונה לשחזר את הקשרים הללו, תוך שמתבררת והולכת החשיבות העצומה שיש לפיזיקת הקוואזרים ביצירתן והתפתחותן של הגלקסיות.

בלאזר  Blazar - הוא קוואזר בלבה של גלקסיה אליפטית שפניה מופנות אל כדור הארץ, כך שסילון הקרינה שנפלט מקטבי הקוואזר, מכוון ישירות אל כדור הארץ. בלאזרים הם בין התופעות האנרגטיות ביותר שנצפו ביקום ותחום חשוב באסטרונומיה. בלאזרים הם חלק מקבוצה גדולה של גלקסיות אקטיביות המארחות גרעין גלקטי פעיל. הבלאזר מקיים שילוב תכונות בין קוואזר ויש שני סוגים עיקריים: בלאזר "עם משתנים אלימים אופטי" (OVV),  ואובייקטי BL Lac (ראה להלן). המונח "בלאזר" נטבע לראשונה בשנת 1978 על ידי האסטרונום אדוארד שפיגל, על מנת לאגד את שני העצמים הללו.

בלאזרים פולטים סילון במהירות גבוהות מאוד קרוב למהירות האור (מהירות יחסית) אשר כיוונו בכיוון הכללי של כדור הארץ. הדעה הרווחת גורסת כי קוואזריי OVV הם  גלקסיות רדיו חזקות, ולעומתם אובייקטיי BL Lac הם גלקסיות רדיו חלשות. בשני המקרים, הגלקסיות המארחות הן גלקסיות אליפטיות גדולות.

האנרגיה של בלאזרים, כמו כל גרעין גלקטי פעיל, היא מעצמים הקורסים אל עבר מרכזם (חור שחור על-מסיבי). גז, אבק כוכבי, ואף כוכבים עצמם עלולים להיתפס בחור השחור המרכזי וליצור דסקת ספיחה חמה הפולטת כמויות אדירות של אנרגיה בצורת פוטונים, אלקטרונים, פוזיטרונים ועוד חלקיקי יסוד. אזור זה יחסית קטן, 10−3 פארסק בקירוב. בנוסף, קיים טורואיד אטום המתפרש על פני כמה וכמה פארסקים ממרכז החור השחור, המכיל גז חם בו קיימים אזורים בעלי צפיפות גבוהה יחסית. אזורים אלו, או "עננים", מסוגלים לספוג ואז לפלוט אנרגיה מאזורים הקרובים יותר לחור השחור. על פני כדו"א "עננים" אלו מתגלים כהרחבות ספקטרליות בספקטרום הבלאזר.

 בניצב לדיסקת הספיחה, זוג סילונים יחסותיים נושא פלזמה אנרגטית הרחק מהAGN . הסילון הוא תוצר של שילוב בין שדות מגנטיים עוצמתיים לבין דחף חזק מדסקת הספיחה והטורואיד. בתוך הסילון, חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה (ביניהם פוטונים) מתנגשים זה בזה כתוצאה מהשדות המגנטיים. סילונים יחסותיים אלו עלולים להגיע לגדלים של עשרות קילו-פארסקים ממרכז החור השחור.

אזורים אלו מסוגלים להפיק מגוון של אנרגיות נצפות, בעיקר בצורות הנעות בין גלי רדיו בתדירויות נמוכות לקרינת גמא עוצמתית, בחלק מהתדירויות. הספקטרום הנפלט מכיל קרינה סינכרוטרונית (קרינה אלקטרומגנטית הנוצרת כאשר חלקיקים טעונים מואצים רדיאלית) בתחום הרדיו ועד לקרינת רנטגן.

הפליטה הנצפית מהבלאזר מושפעת רבות מאפקטים יחסותיים בסילון, תהליך שנקרא פליטה\הקרנה יחסותית. מהירות הפלזמה המרכיבה את הסילון מגיעה לטווחים של 95%–99% ממהירות האור. מהירות זו אינה המהירות הממוצעת של אלקטרון או פרוטון בסילון. החלקיקים עצמם נעים בכיוונים שונים וכתוצאה מכך טווח המהירויות הנ"ל. הקשר בין עוצמת ההארה (יחס בין האנרגיה הנפלטת ליחידת זמן) מהסילון לזו הנצפית על כדו"א תלויה בתכונות הסילון ובזווית שלו כלפי קו הראיה מהארץ. אלה כוללים האם ההארה נובעת מהלם קדמי בסילון, וכמו כן באינטראקציה שבין השדות המגנטיים בסילון לחלקיקים הנעים בו.

זווית הסילון כלפי הארץ מהותית לעוצמת ההארה של הבלאזר. למשל, בזווית של  5° לקו הראייה ומהירות של 99.9% ממהירות האור, על כדו"א עוצמת ההארה הנצפית גדולה פי 70 מזאת הנפלטת בסילון. לעומת זאת, אם הזווית תהיה  0° הסילון יראה בהיר פי 600 על פני כדו"א.

 עצם BL Lacertae או BL Lac הוא סוג של גרעין גלקטי פעיל (AGN) או גלקסיה עם AGN כזה, הנקראת על שם אב הטיפוס שלה, BL Lacertae. בניגוד לסוגים אחרים של גרעינים גלקטיים פעילים, BL Lacs מאופיינים בשונות שטף מהירה וגדולה ובקיטוב אופטי משמעותי. במילים אחרות, הגרעין הגלקטי משתנה בעוצמת ההארה שלו. בגלל תכונות אלו, אב הטיפוס של המחלקה (BL Lac) נחשב במקור לכוכב משתנה ולא לגרעין גלקטי. בהשוואה לגרעינים הפעילים המאירים יותר (קוואזרים) עם קווי פליטה חזקים, לאובייקטים של BL Lac יש ספקטרום שנשלט על ידי רצף פליטה לא-תרמית ולא במהירות יחסותית על כל הטווח האלקטרומגנטי. חוסר זה בקווים ספקטרליים הפריע היסטורית לזיהוי הטבע והמרחק של עצמים אלה.

לגרעינים גלקטיים פעילים ברעש רדיו, עצמי BL Lacs דומים באופיים לבלאזרים ולכן נחשבים לתת סוג של בלאזר. האנרגיה הנצפית נובעת מההשפעות של הסילון היחסותי המיושר באופן הדוק לקו הראייה של הצופה. BL Lacs נחשבים זהים באופן מהותי לגלקסיות רדיו בעלות הספק נמוך. נראה כי הגרעינים הפעילים הללו נמצאים בגלקסיות אליפטיות מסיביות. . כל ה-BL Lacs הידועים קשורים למקורות רדיו מהליבה.

 קטגוריית הבלאזאר כוללת את כל הקוואזרים המכוונים עם הסילון היחסותי המכוון אל הצופה. באופן כללי המינוח  BL Lacs וכן קוואזרים עם משתנים אלימים אופטי (OVV), משמשים לעתים קרובות לסירוגין לתיאור קוואזרים. קוואזרים OVV הם בדרך כלל זוהרים יותר ויש להם קווי פליטה חזקים יותר מאשר עצמי BL Lac.