HẠT NHâN THIêN Hà HOẠT ĐỘNG Là Gì?

Send

Vào những năm 1970, các nhà thiên văn học đã biết đến một nguồn vô tuyến nhỏ gọn ở trung tâm của Dải Ngân hà - mà họ đặt tên là Sagittarius A. Sau nhiều thập kỷ quan sát và đưa ra bằng chứng, người ta đã đưa ra giả thuyết rằng nguồn phát ra các sóng vô tuyến này thực tế là lỗ đen siêu lớn (SMBH). Kể từ thời điểm đó, các nhà thiên văn học đã đưa ra giả thuyết rằng SMBH là trung tâm của mọi thiên hà lớn trong Vũ trụ.

Hầu hết thời gian, các lỗ đen này yên tĩnh và vô hình, do đó không thể quan sát trực tiếp. Nhưng trong thời gian vật chất rơi vào những chiếc máy bay khổng lồ của chúng, chúng phát ra tia phóng xạ, phát ra nhiều ánh sáng hơn phần còn lại của thiên hà cộng lại. Những trung tâm sáng này là những gì được gọi là Hạt nhân Thiên hà Chủ động, và là bằng chứng mạnh nhất cho sự tồn tại của SMBH.

Sự miêu tả:

Cần lưu ý rằng các vụ nổ lớn trong độ sáng được quan sát từ Hạt nhân Thiên hà Hoạt động (AGN) không đến từ chính các lỗ đen siêu lớn. Trong một thời gian, các nhà khoa học đã hiểu rằng không có gì, thậm chí là ánh sáng, có thể thoát khỏi Chân trời sự kiện của một lỗ đen.

Thay vào đó, các vụ nổ phóng xạ lớn - bao gồm phát xạ trong radio, lò vi sóng, hồng ngoại, quang học, tia cực tím (UV), tia X và tia gamma - đến từ vật chất lạnh (khí và bụi) bao quanh màu đen hố. Những đĩa này hình thành các đĩa bồi quay quanh các lỗ đen siêu lớn và dần dần cho chúng ăn.

Lực hấp dẫn đáng kinh ngạc trong khu vực này nén vật liệu đĩa cho đến khi nó đạt tới hàng triệu độ kelvin. Điều này tạo ra bức xạ sáng, tạo ra năng lượng điện từ đạt cực đại trong dải sóng quang-UV. Một corona của vật liệu nóng cũng hình thành trên đĩa bồi tụ và có thể phân tán các photon lên đến năng lượng tia X.

Một phần lớn bức xạ AGN có thể bị che khuất bởi khí và bụi liên sao gần đĩa bồi, nhưng điều này có thể sẽ được phát lại ở dải sóng hồng ngoại. Như vậy, hầu hết (nếu không phải tất cả) của phổ điện từ được tạo ra thông qua sự tương tác của vật chất lạnh với SMBH.

Sự tương tác giữa lỗ đen siêu lớn từ trường quay và đĩa bồi tụ cũng tạo ra các tia từ trường mạnh mẽ bắn ra vật liệu bên trên và bên dưới lỗ đen với tốc độ tương đối tính (tức là một phần đáng kể của tốc độ ánh sáng). Những máy bay phản lực này có thể kéo dài hàng trăm ngàn năm ánh sáng và là nguồn phóng xạ quan sát thứ hai.

Các loại AGN:

Thông thường, các nhà khoa học chia AGN thành hai loại, được gọi là hạt nhân đài phát thanh thầm lặng và đài phát thanh của đài phát thanh. Danh mục phát thanh lớn tương ứng với AGN có phát xạ vô tuyến được tạo ra bởi cả đĩa bồi tụ và máy bay phản lực. AGN yên tĩnh vô tuyến đơn giản hơn, trong đó bất kỳ phát xạ liên quan đến máy bay phản lực hoặc máy bay phản lực là không đáng kể.

Carl Seyfert đã phát hiện ra lớp AGN đầu tiên vào năm 1943, đó là lý do tại sao bây giờ họ mang tên ông. Các thiên hà của Sey Seytt là một loại AGN không có sóng vô tuyến được biết đến với các vạch phát xạ và được chia thành hai loại dựa trên chúng. Các thiên hà Seyfert loại 1 có cả hai vạch phát xạ quang hẹp và mở rộng, ngụ ý sự tồn tại của các đám mây khí mật độ cao, cũng như vận tốc khí trong khoảng 1000 - 5000 km / s gần hạt nhân.

Ngược lại, loại 2 Seyferts chỉ có đường phát thải hẹp. Những đường hẹp này được gây ra bởi các đám mây khí mật độ thấp ở khoảng cách lớn hơn từ hạt nhân và vận tốc khí khoảng 500 đến 1000 km / s. Cũng như Seyferts, các lớp phụ khác của các thiên hà yên tĩnh vô tuyến bao gồm các quasar yên tĩnh vô tuyến và LINERs.

Các thiên hà Vùng phát xạ hạt nhân ion hóa thấp (LINER) rất giống với các thiên hà Seyfert 2, ngoại trừ các dòng ion hóa thấp (như tên gọi của nó), khá mạnh. Chúng là AGN có độ sáng thấp nhất trong sự tồn tại, và người ta thường tự hỏi liệu trên thực tế chúng có được cung cấp năng lượng bằng cách bồi đắp vào một lỗ đen siêu lớn hay không.

Các thiên hà vô tuyến cũng có thể được chia thành các loại như các thiên hà vô tuyến, chuẩn tinh và blazar. Như tên cho thấy, các thiên hà vô tuyến là các thiên hà hình elip là nguồn phát mạnh của sóng vô tuyến. Chuẩn tinh là loại AGN phát sáng nhất, có phổ tương tự Seyferts.

Tuy nhiên, chúng khác nhau ở chỗ các tính năng hấp thụ sao của chúng yếu hoặc không có (nghĩa là chúng có thể ít đậm đặc hơn về mặt khí) và các vạch phát xạ hẹp yếu hơn các vạch rộng nhìn thấy ở Seyferts. Blazar là một loại AGN có độ biến thiên cao là các nguồn vô tuyến, nhưng không hiển thị các vạch phát xạ trong quang phổ của chúng.

Phát hiện:

Trong lịch sử nói, một số tính năng đã được quan sát trong các trung tâm của các thiên hà cho phép chúng được xác định là AGN. Ví dụ, bất cứ khi nào đĩa bồi tụ có thể được nhìn thấy trực tiếp, có thể nhìn thấy phát xạ quang hạt nhân. Bất cứ khi nào đĩa bồi tụ bị che khuất bởi khí và bụi gần hạt nhân, AGN có thể được phát hiện bằng phát xạ hồng ngoại của nó.

Sau đó, có các vạch phát xạ quang rộng và hẹp được liên kết với các loại AGN khác nhau. Trong trường hợp trước, chúng được tạo ra bất cứ khi nào vật liệu lạnh ở gần lỗ đen và là kết quả của vật liệu phát ra xoay quanh lỗ đen với tốc độ cao (gây ra sự dịch chuyển Doppler của các photon phát ra). Trong trường hợp trước đây, vật liệu lạnh ở xa hơn là thủ phạm, dẫn đến các đường phát xạ hẹp hơn.

Tiếp theo, có phát xạ liên tục vô tuyến và x-quang. Trong khi phát xạ vô tuyến luôn là kết quả của máy bay phản lực, phát xạ tia X có thể phát sinh từ máy bay phản lực hoặc corona nóng, nơi bức xạ điện từ bị tán xạ. Cuối cùng, có phát xạ dòng tia X, xảy ra khi phát xạ tia X chiếu sáng vật liệu nặng lạnh nằm giữa nó và hạt nhân.

Những dấu hiệu này, một mình hoặc kết hợp, đã khiến các nhà thiên văn học thực hiện nhiều phát hiện tại trung tâm của các thiên hà, cũng như phân biệt các loại hạt nhân hoạt động khác nhau ngoài kia.

Dải ngân hà:

Trong trường hợp Dải Ngân hà, quan sát liên tục đã tiết lộ rằng lượng vật chất được bồi đắp lên Sagitarrius A phù hợp với hạt nhân thiên hà không hoạt động. Nó đã được đưa ra giả thuyết rằng nó đã có một hạt nhân hoạt động trong quá khứ, nhưng kể từ đó đã chuyển sang giai đoạn yên tĩnh vô tuyến. Tuy nhiên, nó cũng đã được đưa ra giả thuyết rằng nó có thể hoạt động trở lại sau vài triệu (hoặc tỷ) năm.

Khi thiên hà Andromeda hợp nhất với chính chúng ta sau vài tỷ năm, lỗ đen siêu lớn nằm ở trung tâm của nó sẽ hợp nhất với chính chúng ta, tạo ra một khối khổng lồ và mạnh mẽ hơn nhiều. Tại thời điểm này, hạt nhân của thiên hà kết quả - thiên hà Milkdromeda (Andrilky), có lẽ? - chắc chắn sẽ có đủ nguyên liệu để nó hoạt động.

Việc phát hiện ra các hạt nhân thiên hà hoạt động đã cho phép các nhà thiên văn học nhóm lại một số lớp thiên hà khác nhau. Nó cũng cho phép các nhà thiên văn học hiểu làm thế nào một kích thước thiên hà có thể được phân biệt bằng hành vi cốt lõi của nó. Và cuối cùng, nó cũng đã giúp các nhà thiên văn học hiểu được những thiên hà nào đã trải qua quá trình sáp nhập trong quá khứ và điều gì có thể xảy ra cho một ngày nào đó của chúng ta.

Chúng tôi đã viết nhiều bài viết về các thiên hà cho Tạp chí Vũ trụ. Ở đây, Điều gì làm cho động cơ của một hố đen siêu lớn?, Dải ngân hà có thể trở thành một hố đen không?, Lỗ đen siêu lớn là gì?

Để biết thêm thông tin, hãy xem Tin tức phát hành của Hubbleite về các thiên hà và tại đây Trang Khoa học của NASA NASA về các thiên hà.

Astronomy Cast cũng có các tập phim về hạt nhân thiên hà và các lỗ đen siêu lớn. Tại đây Tập 97: Thiên hà và Tập 213: Lỗ đen siêu lớn.

Nguồn: