Alábbiakban bemutatom az AGN-eket felépít˝o komponenseket, illetve ábrázolom ˝oket az 1.1.
ábrán.
Szupernagy tömeg ˝u fekete lyuk
Az aktív galaxismagok f˝o motorja a központi szupernagy tömeg ˝u fekete lyuk. Gravitációs ha-tása révén a tömegbefogadási, ún. „akkréciós korong”-on keresztül anyagot nyel el a környe-zetéb˝ol.
Akkréciós korong
A központi objektum felé áramló anyag az impulzusmomentum megmaradása miatt nem köz-vetlenül hull a központra, hanem akkréciós korongba rendez˝odve kering˝o mozgást végez. A korong központi tartományában felszabaduló óriási súrlódási h˝o hatására a központ felé spi-rálozó, addig semleges molekulák ionizálódnak, f˝oként protonokat és elektronokat tartalmazó plazmát alakítva ki. A részecskék keringési sebessége függ pályájuk félnagytengelyét˝ol, s mi-vel a fekete lyukhoz közelebbi pályákon a részecskék keringési sebessége nagyobb, er˝os nyírás alakul ki a különböz˝o pályákon kering˝o gázrétegek között. A küls˝o, kisebb sebesség ˝u, és a bel-s˝o, nagyobb sebesség ˝u részecskék közötti viszkózus súrlódás hatására impulzusmomentum áramlik a küls˝o rétegek felé, ezáltal a részecske bels˝obb pályára kerül.
A legbels˝o stabil körpályát elérve az anyag egy része a központi fekete lyuk eseményhori-zontjára hull, másik része pedig jetek, vagy kifúvások formájában elhagyja a rendszert. A bezu-hanás eredményeképpen energia szabadul fel. Ez a szabadesési akkréció révén valósul meg, a behulló anyag mozgási energiája termalizálódik, majd kisugárzódik elektromágneses sugárzás formájában. A kompakt objektumok körüli akkréciós korong igen hatékony energia-konverziós rendszer, a tömeg-energia konverzió hatásfoka közel tízszerese a hidrogénégés energiatermel˝o hatásfokának (például [88]).
AGN-ek esetében az akkréciós korong10−3 ÷10−2 pc kiterjedés ˝u (1pc= 3,085×1016 m), bels˝o szélét dinamikailag a legbels˝o stabil körpálya definiálja. Az akkréciós korongok tipikusan UV-ben és röntgenben fényesek, az AGN kontinuum spektrumában 10 eV körül az ún. „big blue bump” nev ˝u emissziós jellegzetességet hozzák létre (további részletek például [116]).
Legegyszer ˝ubb esetben az akkréció gömbszimmetrikus és az akkretáló anyag impulzus-momentuma nulla. Ez az ún. Bondi-akkréció [31]. Valós fizikai rendszerekben Bondi-akkréció nem történhet, mivel az akkretáló anyag impulzusmomentuma sosem nulla. Shakura és Su-nyaev feltételezte [191], hogy az akkréciós korong viszkozitása kapcsolatban van a turbulens gáz áramlási sebességével (α-korong). Akkréciós korong modelljük egy lokális termodinami-kai egyensúlyban lev˝o, geometriailag vékony és optitermodinami-kailag vastag korongot ír le. Optitermodinami-kailag vastag közegek a sugárzás számára átlátszatlanok. Ilyenkor aρs ˝ur ˝uség ˝u közegν frekvencián érvényes τν = −κνρdr optikai mélysége sokkal nagyobb, mint 1, ami az egységnyi tömegre vonatkoztatott κν abszorpciós koefficiens nagysága miatt teljesül. Az általuk megadott akk-réciós korong modell egyenletei a központi kompakt objektumhoz közelében, er˝osen görbült térid˝o esetén nem érvényesek. Az általános relativitáselmélet eszközeit felhasználva Novikov és Thorne írta le az akkréciós korongnak a fekete lyukhoz közeli régióiban is alkalmazható modelljét [153].
1.2. Az aktív galaxismagok részei 5
1.1.ÁBRA. Az AGN-ek egyesített elméletének sematikus ábrája. Az észlelt objektumtípus függ a jetre való rálátási szögt˝ol, a jet energiájától, és a kompakt központ teljesítményét˝ol. Az alacsony energiá-nál található FRI, és nagyenergiáenergiá-nál található FRII jelölések rendre a rádiógalaxisok Fanaroff-Riley I és Fanaroff-Riley II osztályait jelölik. A BL Lac objektumok és a lapos spektrumú kvazárok (FSRQ) alkotják az AGN-ek blazár osztályát. Az 1-es típusú kvazárok (QSO) esetében a széles-vonalas régióra (BLRG), a 2-es típusú kvazárok esetében pedig a keskeny-vonalas régióra (NLRG) látunk rá. A szaggatott vonal a rádió-hangos és rádió-halk AGN-eket különíti el (a rádió-hangos AGN-ek szimmetrikus jetpárt bocsáta-nak ki). Az ábra a Beckmann és Shrader munkájában található [13], és Marie-Luise Menzel által készített illusztráció magyarítása.
6 Fejezet 1. Az aktív galaxismagok A kompakt központi objektum egyenlít˝oi síkjához képest megd˝olt akkréciós korong bel-s˝o régiója a fekete lyuk spinjének hatására a kompakt objektum forgási síkjába rendez˝odik.
Ez a Bardeen-Petterson effektus [9], ami a központi kompakt objektum térid˝o vonszolásának („frame dragging”) következménye. Az akkréciós korongnak a fekete lyuk forgássíkjába be-állt bels˝o, és ahhoz képest szöget bezáró küls˝o része közötti átmenet sima, így belülr˝ol kifelé impulzusmomentum áramolhat (a viszkozitás hatására).
Az AGN jet
Mágnesesen kötött akkréciós korongok szimulációi azt mutatják (például [205]), hogy ha a fe-kete lyuk dimenziómentes spinparamétere 0,95 < χ ≤ 1, akkor a fekete lyuk forgástengelye mentén töltött részecskék, f˝oként elektronok, pozitronok és protonok hagyják el a rendszert, relativisztikus sebesség ˝u bipoláris részecskenyalábokat, ún. „jet”-eket formálva. Az aktív ga-laxisok magjában lev˝o szupernagy tömeg ˝u fekete lyukak a galaxis méretével veteked˝o, illetve több esetben azt jócskán meg is haladó méret ˝u jeteket fújnak ki magukból. Ezek a kollimált jetek felel˝osek a rádió-hangos AGN-ek megjelenéséért.
A jetek els˝odleges sugárzási formája az AGN mágneses terében mozgó relativisztikus se-besség ˝u elektronok szinkrotron emissziója (b˝ovebben lásd 1.4. fejezet). A forgó fekete lyuk er-goszférájában (az a régió, amin belül egy objektumnak a fénysebességnél gyorsabban kellene mozognia a lokális térid˝ohöz képest ahhoz, hogy egy küls˝o szemlél˝o stacionárius helyzet ˝u-nek lássa), de még az eseményhorizontján kívül található akkréciós régió anyaga képes forgási energiát kivonni a fekete lyukból, amennyiben a központi objektum körül er˝os poloidális mág-neses tér alakul ki. Ez a Blandford-Znajek effektus [28].
A relativisztikus sebesség ˝u jetek legvalószín ˝ubb energiaforrása a fekete lyuk forgási energi-ája. Ez a magnetorotációs folyamat mind analitikusan, mind numerikusan alaposan tanulmá-nyozott terület (például [136, 28, 26, 113, 63, 194, 165]). Általános áttekintésük például Königl munkájában [112] található meg.
Az AGN jeteket anyagi összetételük alapján két osztályba soroljuk: masszív, proton-elektron jetek (például [27, 142, 141]), és könny ˝u, elektron-pozitron jetek (például [126, 219, 45]). Számos kutatás szerint a kett˝o kombinációja áll legközelebb a valósághoz (például [15, 197]).
A jetek felületi fényességeloszlása általában nem homogén, hanem akár évtizedekig is kö-vethet˝o jetkomponensek alakítják ki azt. A VLBI technika megjelenése óta ezen jetek milliív-másodperc (milliarcsec, mas) skálán is vizsgálhatóak (1 mas= 4,84× 10−9 radián). Például H0 = 69,6km s−1Mpc−1 Hubble-paraméter,ΩM = 0,286anyags ˝ur ˝uség, ésΩvac= 0,714 váku-ums ˝ur ˝uség mellett egy z = 3kozmológiai vöröseltolódásra lev˝o forrás szögátmér˝o távolsága DA= 1620,3Mpc, és a szögskála7,8pc mas−1.
Széles-vonalas régió
A széles-vonalas régió (broad-line region, BLR) az akkréciós korongtól tipikusan0,01÷1pc-re lev˝o régió, ahol az elektronok száms ˝ur ˝usége109 cm−3 ≤ ne. A központi fekete lyuk er˝os gra-vitációja miatt a körülötte kering˝o felh˝ok sebessége igen nagy, nagyságrendileg1000÷25000km s−1. Emiatt a felh˝okb˝ol származó és a spektrumban megjelen˝o vonalak er˝os Doppler-kiszélesedést mutatnak. A BLR h˝omérséklete104÷105K, tömege103÷104M⊙[159].