3.1. Galaktyki Seyferta
Przyjęło się rozróżniać dwa typy tych galaktyk. Podstawą klasy fikacji są przede wszystkim linie emisyjne. Dla typu 2 linie wzbro nione i dozwolone są tej samej szerokości: połowa szerokości podsta wy linii wynosi 600-2000 km/s. Dla typu 1 linie wzbronione są podob nych szerokości, natomiast u linii dozwolonych połowa szerokości ich podstawy osiąga 10 000 km/s. 0 k e (1978) podaje poza tym dość istotne różnice, widoczne w rozkładzie widma ciągłego. Widma typu 2 posiadają poza 10 firn wyraźny lokalny pik, mogący świadczyć 0 obecności pyłu niezbyt gorącego (T ~ 200 K). Typ 1 ma widmo wyra źnie bardziej płaskie niż typ 2. W zakresie podczerwonym nie poja wia się żadna lokalna emisja. W zasadzie rozkład widma ciągłego dla typu 1 można uznać za potęgowy. W liniowym widmie emisyjnym, cha rakterystycznym dla typu 2, uderzają zadziwiająco silne linie [Oli], które powstają w obszarze przejściowym H II ^ H I, stosunkowo wą skim (ośrodek optycznie gruby dla fotonów jonizujących wodór) 1 trudno jest wytłumaczyć ich natężenia za pomocą zwykłego mecha nizmu fotojonizacji ośrodka.Widmo liniowe typu 1 ma wiele wspólnych
cech z widmem typowego kwazara i dlatego będzie omówione bardziej szczegółowo w rozdziale poświęconym kwazarom.
3.2. Kwazary
T— .... .. :-Ł
Naszą uwagę skoncentrujemy na własnościach emisyjnego widma li niowego. Będzie to o tyle łatwiejsze niż dyskusja widma ciągłego, że widma liniowe tych obiektów (nie licząc kilku wyjątków) są do siebie bardzo podobne. Ten trywialny na pozór fakt jeszcze parę lat temu nie był oczywisty. Problem polegał na tym, że byliśmy ograni czeni do obserwacji z Ziemi, a więc poprzez okno 3000-9000 1. Zmu szało to interpretatorów obserwacji do podzielenia całego zbioru kwazarów na obiekty o dużych oraz małych przesunięciach ku czerwie ni, Najdalszy obserwowany kwazar ma z = 3.5, a najbliższy (IC 4329^) z = 0.01567 ( W i l s o n i P e n s t o n 1979). Z tego powodu dla obiektów o z ^ 0 . 5 znane były jedynie widma ultrafioletowe, a dla obiektów o z ^ 0 . 5 widma optyczne (w ich własnym układzie
Aktywne obiekty pozagalaktyczne 149
spoczynkowym). Ponieważ najważniejsze linie dozwolone i interkombi- nacyjne pochodzą z zakresu ultrafioletowego, a przeważająca część linii wzbronionych to optyczne,nie sposób było zbudować, dla każdej grupy oddzielnie, szczegółowego modelu zawierającego .wszystkie obszary formowania się linii emisyjnych.Z chwilą rozpoczęcia obser wacji satelitarnych problem przestał istnieć. Okazało się, że pod względem spektralnym obie grupy są podobne. Jedyną istotną różnicą jest brak linii absorpcyjnych w obiektach drugiej grupy.
Dla większości kwazarów widmo ciągłe można dopasować poprzez superpozycję widma potęgowego (o wykładniku dość bliskim jedynki) i widma, którego źródłem jest zjonizowany wodór (Te^ek^r ^ kilka naście tysięcy K). Najsilniejszymi liniami są naturalnie linie wo dorowe. W ich profilu łatwo można wyróżnić wąski pik osadzony, na ogół niesymetrycznie, na szerokim ( ^ 10^ km/s) składniku. Wąski składnik posiada takie samo przesunięcie ku czerwieni jak linie wzbronione, a zatem powstaje w tym samym co one, rozrzedzonym obsza rze. Składnik szeroki jest przesunięty w stosunku do składnika wą skiego w str&nę czerwoną, czasem nawet o 1000 km/s ( B a l d w i n 1975). Wśród linii innych pierwiastków obecne są bardzo szerokie linie Fe II, brak jest natomiast linii [Fe II]. Oznacza to, że re- jon ich formacji jest ośrodkiem stosunkowo gęstym: Ng ^ 10 cm . Natomiast obecność szerokich linii CC III3 * 1909 wskazuje na górne
i o — "5
ograniczenie tej gęstości: Ng ^ 1 0 cm .
Widoczne są też silne linie [O III], formujące się w obszarach rzadszych, o gęstościach elektronowych nie przekraczających 10 cm . Szerokie linie emisyjne zmieniają swoje natężenie i profile w skali czasowej kilku lat. Również kilka lat upływa, nim linie dozwolone i,zareagują" na zmiany w widmie ciągłym. Nasuwa to przypuszczenie, że obszary formacji linii dozwolonych leżą na zewnątrz źródła cen tralnego. Ich rozmiary nie przekraczają kilku parseków. Natomiast rejony, gdzie powstają linie wzbronione, są rzadsze i znacznie odleglejsze (-^10 kpc) .
Znając strumienie promieniowania poszczególnych rodzajów linii można z grubsza oszacować masy obszarów ich formacji. Z obserwacji [0 III] **4959, 5007 wynika, że masa obszaru, gdzie powstają linie wąskie (NŁR), zawiera się w granicach 10^-10^ M0 . Natomiast jasność linii Hfl implikuje masy -^10 M 0 dla obszarów linii szerokich (BLR),
P 8 - 1
150 B . Rudak
Obserwowany dekrement serii Balmera jest wyraźnie bardziej stromy niż odpowiedni, uzyskany dla czystej linii rekombinacji. Wpływ na to mogą mieć trzy czynniki:
1) pył.
2 ) wzbudzanie zderzeniowe,
3) duża grubość optyczna BLR dla linii Balmera.
Według D a v i d s o n a i N e t z e r a (1979), dla więk szości obiektów wygląd serii Balmera i Paschena można zadowalająco odtworzyć poprzez mechanizm fotojonizacji obszarów o Ng ^ 10 cm Dużo trudniejszy do wyjaśnienia okazał się stosunek natężeń L^/H^. Wartość obserwowana ~ 2-3 pozostaje w jaskrawej sprzeczności
ze stosunkiem rekombinacyjnym o rząd wielkości wyższym. Podobny efekt występuje zresztą w rozbłyskach słonecznych i w chromosferze Słońca (Z i r i n 1978), co naturalnie nie oznacza, że powód tej anomalii jest ten sam.
Do tej pory najbardziej zadowalające rachunki dla odtworzenia tych stosunków przeprowadzili K r ó l i k i M c K e e (1978) oraz C a n f i e l d i P u e t t e r (1981). Zakładają oni, że powodem niskiego stosunku L^H^g jest niszczenie fotonów na skutek dużych wartości dla rozważanego ośrodka. Pociągało to za sobą konieczność porządnego potraktowania równania transferu dla L^. W innych pracach (np. P e r l a n d i in. 1979) rozważana była również alternatywa: wzmocnienie linii Balmera. Pośrednim wskaźni kiem, że to raczej seria Balmera jest wzmacniana, a nie niszczone fotony serii L^, może być fakt, iż ilość obserwowanych fotonów jest w przybliżeniu porównywalna z ilością fotonów continuum Lymana. Niemniej wydaje się, że mechanizmy zaniżające wartości B^/H^ mogą być różne w różnych obiektach. Czasem do wytłumaczenia stosunku L^/H/3/Ptf. wystarcza zwykłe poczerwienienie na pyle międzygalaktycz- nym (np. PG 0026 + 129).
Możemy sobie wyobrazić trzy różne mechanizmy prowadzące do na grzania i zjonizowania materii w BLR. Są to:
1) foto jonizacja przez fotony UV i miękkie promienie rentgenow skie,
2 ) wzbudzenia przez energetyczne naładowanie cząstki, 3 ) grzanie przez kompresję w fali uderzeniowej.
Mechanizm pierwszy, zdecydowanie najpopularniejszy, ma tę zale tę, że wymaga niewielu danych obserwacyjnych. Wystarczy, że znamy:
Aktywne obiekty pozagalaktyczne 151
t = 1 Ryd)
2) zakres U(1 Ryd) - N , gdzie oznacza strumień e
energii przy w danej częstości v>, Ng - gęstość elektronową,
3) współczynnik wypełnienia sfery wokół źródła centralnego - £, 4) obfitości pierwiastków.
Pierwsze samouzgodnione rachunki foto jonizacyjne dla kwazarów przeprowadził D a v i d s o n (1972). Jego konkluzje:
- widma kwazarów można odtworzyć modelami fotojonizacyjnymi,
O mmrZ
- linie dozwolone powstają w gęstszych obszarach (Ng > 10 cm ) , - obfitości metali są typowe dla obfitości galaktycznych oraz
He/H = 0.1 (stosunek obfitości helu do obfitości wodoru) pozosta ją w mocy. Geometria obłoków emitujących linie jest tu praktycz nie nieistotna, gdyż promieniowanie dyfuzyjne w nich powstające nie jest tak intensywne,jak promieniowanie z samego źródła cen tralnego .
W kwazarach i galaktykach Seyferta różne jony tego samego pier wiastka mają prawie identyczne profile (np.He II 4686 i He I 5876). Oznacza to, że w różnych odległościach od źródła centralnego jony te egzystują w tej samej proporcji. Najprostszym wytłumaczeniem te go zjawiska jest założenie, że BLR musi być optycznie gruby w con tinuum Lymana. Ponieważ jednak nie obserwujemy wyraźnego skoku Ly- mana w absorpcji, wnioskujemy, że obłoki gazowe tylko częściowo za słaniają źródło centralne. Typową wartością współczynnika wypełnie nia sfery wokół źródła - £ jest 0.1.
Mimo iż modele foto jonizacyjne tłumaczą obserwowane widma aktywnych obiektów pozagalaktycznych w sposób na ogół zadowalający, należy pamiętać, że istnieją obiekty, dla których mechanizm fotojo- nizacji jest nie do przyjęcia. Dzieje się tak np. w wypadku kilku galaktyk Seyferta,w których obserwowano zmiany natężeń linii w ska li czasowej dużo krótszej od roku.