Galakser er bemærkelsesværdige objekter, der hver især skinner med lyset fra hundredevis af milliarder stjerner. Men galakser er ikke så stærkt lysende, som de mest strålende fyrtårne af dem alle: kvasarer. Kvasar kommer fra engelsk quasar, som er kort form for QUASi-stellAR radio source, der blev opkaldt sådan, fordi astronomerne først observerede disse mystiske objekter som gav udslag ved radiobølgelængder, uden at der var et synligt objekt til stede. Historien om opdagelsen af kvasarer, giver et interessant indblik i opdagelsen af nye fænomener i astronomien, og hvordan konventionel tænkning undertiden kan forhindre fremskridt.
I slutningen af 1950’erne, havde radioundersøgelser af himlen, afsløret en række lyse kompakte objekter, der i staten ikke syntes af have noget optisk modstykke. Til sidst fandt astronomerne de optiske modparter, da mere nøjagtige radiopositionering viste, at radiokilderne faldt sammen med svare, meget blå, stjernelignende objekter. Uvidende om disse objekters sande natur, kalde astronomerne dem for ”radiostjerner”. At opnå spektre af de to første radiostjerner var en besværlig opgave, der krævede 10 timers eksponeringer med den eneste optagelsesteknik, der var til rådighed på det tidspunkt: langsomme fotografiske plader. Astronomerne var stærkt forundrede over resultaterne. I stedet for at vise de forventede absorptionslinjer, der er karakteristiske for blå stjerner, viste spektrene kun et enkelt par af emissionslinjer som var brede – hvilket indikerede meget hurtige bevægelser inde i disse objekter – og de syntes ikke at passe med linjerne for noget kendt stoffer.
I flere år troede astronomerne, at de havde opdaget en ny type stjerne, indtil en astronom, Maarten Schmidt (1929- ) indså, at disse brede spektrallinjer, var meget rødforskudte linjer for almindeligt hydrogen (se figur 19.17). Implikationerne var overraskende: disse ”stjerner” var ikke stjerner. De var usædvanligt lysende objekter på enorme afstande. Andre ”kvasarer” blev hurtigt fundet ved de samme teknikker, Mange var relativt lette at identificere, på grund af deres usædvanligt blå farve. Som endnu flere blev fundet, begyndte astronomerne at kategorisere dem.
Kvasarer er fænomenalt kraftfulde, og udsender samme lystyrke som en billion til tusinde trillioner (1012 til 1015) Sole. De er også meget langt væk; den kvasar der er nærmest Jorden, ligger cirka 300 Mpc væk. Milliarder af galakser, ligge tættere på Jorden end den nærmeste kvasar. Husk, at afstanden til et objekt også angiver den tid, der er gået siden lyset forlod objektet. Den kendsgerning, at kvasarer kun ses på store afstande, indebærer at de er ret sjældne i universet på nuværende tidspunkt, men at de engang var langt mere almindelige. Opdagelsen af, at kvasarene eksisterede i det fjerne og tidlige univers, gav et af de første beviser som viste, at universet har udviklet sig over tid.
Kvasarer er ikke de isolerede fyrtårne, som man engang troede de var. I stedet er de center for en voldelig aktivitet, i hjertet af store galakser (se figur 19.18). Astronomer erkender nu, at kvasarer skyldes den mest ekstreme form for aktivitet, der kan forekomme i galaksernes kerner. Sammen kaldes kvasarer sammen med deres mindre lysstærke kusiner, for aktive galaksekerner, eller blot AGK’er. Flere forskellige typer af aktive kerner, kan eksistere inde i galakser. Disse bliver identificeret ud fra galaksens spektrum. En ”normal” galakse, har et absorptionsspektrum, der er en sammensætning af lyset fra dens milliarder af stjerner. En galakse med en AGK, udviser emissionslinjer ud over det stellare absorptionsspektrum.
Seyfertgalakser, opkaldt efter Carl Seyfert (1911-1960) der opdagede dem i 1943, er spiralgalakser, hvis centre indeholder AGK’er. Lysstyrken af en typisk Seyfert-kerne, kan være 10-100 milliarder L, sammenlignet med lystyrken for galaksen som helhed. Lystyrkerne af AGK’er fundet i elliptiske galakser, ligner dem for Seyfert-kerner. I modsætning til Seyfert-kernen, er AGK’er i elliptiske galakser sædvanligvis mest fremtrædende inden for radioområdet af det elektromagnetiske spektrum, som har givet disse galakser navnet radiogalakser. Radiogalakser, og deres fjerne, ekstremt lysende kusiner, kvasarerne, er ofte kilder til tynde stråler, som strækker sig udad, flere millioner lysår fra galaksen, der driver to løkker af radioemission (se figur 19.19).
Meget af lyset fra AGK’er er synkrotronstråling. Dette er den samme type stråling der kommer fra ekstreme miljøer, som for eksempel supernovaer resten Krabbetågen (se kapitel 16). Synkrotronstråling kommer fra relativistisk ladede partikler, der flyver i spiraler i retning af et magnetfelt. At AGK’er accelererer store mængder af materiale til næsten lysets hastighed, indikerer at det er nogle meget voldsomme objekter. Ud over det kontinuerlige spektrum af synkrotronstråling, viser spektre fra mange kvasarer og Seyfert-kerner også emissionslinjer fra forskydes af Dopplereffekten over et breds spektrum af bølgelængder. Denne observation indebærer, at gassen i AGK’er hvirvler omkring centrene i disse galakser, med hastigheder på tusinder eller endda titusinder af kilometer i sekundet.
Aktive galaksekerner er på størrelse med Solsystemet
Den enorme udstrålede kraft og mekaniske energi i aktive galaksekerner, gøres endnu mere spektakulære af, at al denne kraft kommer fra en region, der ikke kan være større end lysdag eller deromkring i radius. – en region, der i størrelse er sammenlignelig med Solsystemet. Selvom Hubble Space Telescope og store jordbaserede teleskoper viser en svag tåge – lyset fra den omgivende galakser – omkring billederne af nogle kvasarer og AGK’er, forbliver kvasarerne og AGK’erne som uopløste punkter af lys.
Hvorfor tror astronomer at AGK’er er kompakte objekter? Som en analogi, kan du tænke på et halvlegsshow til en lokal fodboldkamp. Figur 19.20 illustrerer et problem, som enhver dirigent står over for. Når et orkester er i en tæt samling midt på banen, er de toner du hører på tilskuerpladserne klare og sprøde; orkesteret spiller sammen på smukkeste vis. Men hvis orkesteret spredes ud over fodboldbanen, begynder luden at blive mudret. Dette er ikke fordi orkestermedlemmerne er dårlige musikere. I stedet er det en konsekvens af de faktum, at lyden bevæger sig med en endelig hastighed. På en kold, tør decemberdag, bevæger lyden sig med omkring 330 meter i sekundet. Ved denne hastighed, tager det lys cirka 1/3 af et sekund, at bevæge sig fra den ene ende af fodboldbanen til den anden. Selvom alle musikerne på banen spiller en tone på nøjagtig samme tidspunkt, som en reaktion på dirigentens instruktion, vil du på tilskuerpladserne først høre instrumenterne der er tæt på dig, mens du skal vente længere på at lyden fra de fjerneste af instrumenterne ankommer.
Hvis orkesteret spredes fra den ene ende af fodboldbanen til den anden, bliver begyndelsen af en tone bredt ud over cirka 1/3 sekund, eller forskellen mellem lydens rejsetid fra den nærmeste ende til den fjerneste ende. Hvis orkesteret var spredt ud over to fodboldbaner, ville det tage cirka 2/3 sekund, for lyden fra de fjerneste musikere, at nå dit øre. Hvis vores orkester var spredt ud over en kilometer, ville det tage cirka 3 sekunder – den tid det tager lyden at bevæge sig en kilometer – før du hører en sprød tone blive spillet og stoppet. Selv med lukkede øjne, ville det være let at høre, om orkesteret var tæt samlet, eller spredt ud over fodboldbanen.
Præcis det samme princip gælder for det lys, der observeres fra aktive galaksekerner. Astronomer observerer, at kvasarer og andre AGK’er kan ændre deres lysstyrke dramatisk, i løbet af kun en dag eller to – og i nogle tilfælde på så kort tid som nogle få timer. Denne hurtige variabilitet, sætter en øvre grænse for AGK’ers størrelse, ligesom hørbar musik fra orkesteret, indikerer om orkesterets musikere står tæt sammen. AGK kraftcenteret kan derfor ikke være mere end en lysdag eller deromkring i radius, fordi hvis det var større, ville hvad astronomerne observerer, umuligt kunne ændre sig på en dag eller to. En AGK har lyset fra 10.000 galakser strømmende ud af en region af rummet, der ville kunne komme tæt på, at kunne være inden for Neptuns kredsløb.
Supermassive sorte huller og tilvækstsskiver
Da astronomerne først opdagede AGK’er, fremlagde de en række ideer til at forklare dem. Men da observationer afslørede deres små størrelser og enorme energiproduktion for AGK’erne syntes kun et svar at være fornuftigt. Voldsomme tilvækstsskiver, som omgiver supermassive sorte huller – sorte huller med masser fra tusinder til milliarder af Solmasser – driver AGK’er. Husk, at vi allerede har kigget på tilvækstsskiver flere gange igennem denne bog. Tilvækstsskiver omgiver unge stjerner, som levere råmaterialet til planetariske systemer. Tilvækstsskiver omkring hvide dværge, drevet af materiale der rives bort fra deres opsvulmede ledsagere, fører til novaer og type Ia supernovaer. Tilvækstsskiver omkring neutronstjerner og solarmasse sorte huller et par kilometer i diameter, ses som røntgen binære stjerner. Hvis du skalerer disse eksempler op til et sort hul på en milliard solmasser og en radius der er sammenlignelig med størrelsen på Neptuns kredsløb (se Matematiske værktøjer 19.1), og så forestil dig en tilvækstsskive, fodret med en betydelig mængde masse i stedet for de små mængder materiale der slippes ud fra en stjerne. Det er en aktiv galaksekerne.
Astronomer har udviklet dette grundlæggende billede af et supermassivt sort hul, omgivet af en tilvækstsskive, til en mere komplet model af AGK’er. Denne model, forsøger at forklare alle former for AGK kvasarer, Seyfertgalakser og radiogalakser. Figur 19.21 viser de forskellige bestanddele af denne AGK model, hvor en tilvækstsskive omgiver et supermassivt sort hul. Meget længere ude, ligger en stor torus af gas og støv, som består af materiale der driver den centrale motor. Denne model forklares yderligere i Grundlæggende Viden 19.1.
I det foregående kapitel omkring stjernedannelse (se kapitel 14) så vi, at tyngdeenergien omdannes til termisk energi, som materiale bevæger sig indad mod den voksende protostjerne. Her, som materialet bevæger sig ind ad mod et supermassivt sort hul, opvarmer omdannelsen af tyngdeenergien tilvækstsskiven til hundrede af tusinder kelvin, som får den til at lyse klart i synligt, ultraviolet og røntgenlys. Omdannelsen af tyngdeenergi til termisk energi, efterhånden som materiale falder ned på tilvækstsskiven, er også en kilde til termisk energirig emission. Da vi lærte om Solen, bemærkede vi effektiviteten af fusion, som omdanner 0,7 procent af hydrogens masse til energi. I modsætning hertil, omdannes så meget som 20 procent af massen af det indfaldende materiale omkring et supermassivt sort hul, til lysenergi (se Matematiske Værktøjer 19.2). Resten af denne masse, trækkes ind i det sorte hul selv, hvilket får det til at vokse sig endnu mere massivt.
Samspillet mellem tilvækstsskiven og det sorte hul, giver anledning til kraftige radiojets – superkraftige analoger til jetstrømmene i Herbig-Haro objekter dannet af tilvækstsskiver omkring unge stjerner (se kapitel 14). Overalt, accelerer sammensnoede magnetfelter ladede partikler som elektroner og protoner til relativistiske hastigheder, som redegør for den observerede synkrotronstråling. Gas i tilvækstsskiven eller i nærliggende skyer der kredser om det centrale sorte hul med høje hastigheder, afgiver emissionslinjer der er udtværede af Dopplereffekten, og danne der brede linjer der ses i AGK’ers spektre. Denne tilvækstsskive, der omgiver et supermassivt sort hul, er den ”centrale motor”, som fører til dannelsen af AGK’er.
Normale galakser og AGK’er
Den væsentligste elementer i en AGK er en central motor (en tilvækstsskive, der omgiver et supermassivt sort hul) og en brændstofkilde (gas og stjerner der falder ind på tilvækstsskiven). Uden en kilde til materiale der falder ned på det sorte hul, ville en AGK ikke længere være en aktiv kerne. Astronomer der kigger på et sådan objekt, ville se en normal galakse med et supermassivt sort hul i midten.
Kun omkring 3 procent af alle galakser i dag, indeholder AGK’er der er lige så kraftigt lysende som værtsgalaksen selv. Men når astronomer ser på fjerne galakser (og dermed ser tilbage i tiden), bliver procentdelen af galakser med AGK’er meget større. Disse observationer viser, at da universet var yngre, var der flere AGK’er end der er i dag. Hvis astronomernes forståelse af AGK’er er korrekt, skal alle de supermassive sorte huller, som drev de døde AGK’er, stadig findes. Hvis de samler det de kender til antallet af AGK’er i fortiden, med ideen om hvor længe en given galakse forbliver i en aktiv AGK fase, ledes de frem til at kunne forudsige, at mange – måske end de fleste – normale galakser i dag indeholder supermassive sorte huller.
Hvis supermassive sorte huller er tilstede i centrene i normale galakser, skal disse sorte huller afsløre sig selv, på en række måder. For det første skal en sådan koncentration af masse i midten af en galakse trække omgivende stjerner tæt ind til sig. Den centrale den af en sådan galakse burde være mere kraftigt lysende, end man ville kunne forklare, hvis stjerner alene var ansvarlige for tyngdefeltet i galaksens indre del. Stjerner der mærker tyngdetiltrækningen fra et supermassivt sort hul i midten af en galakse, skal også kredse med meget høje hastigheder. Astronomerne bør derfor se store Dopplerforskydninger i lyset fra stjerner nær centrene af normale galakser. Astronomerne har faktisk fundet beviser af denne slags, i enhver normal galakse med en betydelig bule, hvor en omhyggelig søgning er blevet udført. Masserne for disse sorte huller, udledes til at spænde fra 10.000 M (for et ”lille” sort hul) til 20 milliarder M
(for et ”gigantisk” sort hul). Massen af det supermassive sorte hul, ser ud til at være relateret til massen af den elliptiske galakse eller spiralgalaksen, hvor det befinder sig. Alle store galakser indeholder sandsynligvis supermassive sorte huller. Disse observationer afslører noget bemærkelsesværdigt om de normale galaksers struktur og historie.
Tilsyneladende, er den eneste forskel mellem en normal galakse og en aktiv galakse, om det supermassive sorte hul i centrum, i øjeblikket bliver fodret. Den lave procentdel af galakser i dag med meget kraftigt lysende AGK’er, angiver ikke hvilke galakser der har potentialet for AGK aktivitet. Det viser snarere hvilke galaksecentre der lyser op i øjeblikket. Hvis en stor mængde støv og gas blev smidt ind i midten af en hvilken som helst stor galakse, ville dette materiale falde indad mod det centrale sorte hul, og vil danne en tilvækstsskive og en omgivende torus. Det forudsagte resultat ville være, at kernen i denne galakse ville ændre sig til en AGK.
I kapitel 22 vil vi se på galaksers udvikling og her bemærke, at mange af de observerede egenskaber for galakser som behandles i dette kapitel, herunder dannels af galaksetype, spiralstruktur, stjernedannelse og AGK, afhænger af samspillet mellem og fusioner af galakser. For at tage højde for de mange store galakser der er synlige i dag, må interaktioner og fusioner have være meget mere udbredte i fortiden, mens universet var yngre; dette er en forklaring på de større antal AGK’er, som eksisterede tidligere. Computermodeller viser, at galakse-galakse interaktioner, kan forårsage at gas placeret tusindvis af parsec fra midten af en galakse, kan falde ind ad mod galaksens centrum, hvor den kan give brændstof til en GAK. Under fusioner, kan en betydelig del af en galakse, ende op med at blive kannibaliseret. Hubble Space Telescope billeder af kvasarer viser ofte, at kvasar værtsgalakser er tidekraftsmæssigt forvrænget eller omgivet af andet synligt stof, der sandsynligvis falder ind i galakserne. Galakser som viser tegn på nylige interaktioner med andre galakser, er mere tilbøjelige til at være hjemsted for AGK’er i deres centre (se figur 19.25). Enhver stor galakse, kan kun være et møde væk fra, at blive en AGK.
