WARUNKI FIZYCZNE I HIPOTEZY

Zasadniczy model galaktyki seyfertowskiej można z grubsza opisać nastę­ pująco. W galaktyce powstają silne ruchy materii. Na skutek tych ruchów na­ stępuje ogrzanie ośrodka i jednoczesne ściśnięcie wmrożonego pola magne­ tycznego. Ogrzanie powoduje powstanie silnej emisji ciągłej i linii emisyj­ nych, wytworzenie szybkich elektronów, które oddziaływając z polem magne­ tycznym dawałyby jako efekt synchrotronowy promieniowanie radiowe i pod­ czerwone. Te same elektrony podczas hamowania mogłyby być ewentualni.e źródłem promieniowania X. Rozważmy ten model dokładniej.

Przede wszystkim od razu narzuca się pytanie, co może być przyczyną owych gwałtownych ruchów. Otóż S t u r r o c k uważa, że jest nią zgęszczanie się plazmy na skutek spadku grawitacyjnego na jądro galaktyki. W analogiczny sposób mógłby powstawać kwazar, gdyby kondensowała się materia między- galaktyczna. C o l g a t e ze swej strony wysunął hipotezę, że być może w ją ­ drze galaktyki z powodu dużej gęstości następuje sklejanie się gwiazd do osiągnięcia masy ok. 40 mas Słońca, a potem następuje wybuch tak powstałej supernowej.

W każdym razie w wyniku któregoś z tych mechanizmów materia osiąga prędkości ponaddźwifkowe. Przy zderzeniach obłoków gazu (na których istnie­ nie, jak wiemy, wskazują obserwacje spektroskopowe) powstają fale uderzenio­ we, których z kolei energia zostaje przetworzona w termiczną energię elektro­ nów. Wszelkiego rodzaju fluktuacje częstości czy efektywności zderzeń mogą być przyczyną zmian jasności lub widma galaktyki.

Tak ewentualnie powstające promieniowanie ma — jak wiemy — pewne ce­ chy charakterystyczne dla galaktyk Seyferta, które, oczywiście, model powi­ nien tłumaczyć. Szczególne znaczenie mają linie emisyjne, przy czym wiado­ mo, że linie balmerowskie są szerokie a wzbronione są wąskie. Wo l t j er, B u r b i d g e ’ o w i e i S a n d a g e próbowali tłumaczyć ten fakt istnieniem wiru­ jących i niewirujących obszarów promieniujących. Jednak gdyby obszar wiru­ jący promieniował i linie wzbronione to i one powinny byę szerokie. Wobec te­ go D i ba i i P r o n i k wysunęli hipotezę, że być może linie balmerowskie powstają w obszarach o ruchach chaotycznych i na tyle gęstych, że linie

wzbro-G alaktyki Seyferta

277

nione nie w ystępują. A le tu po jaw ia s i ę następna trudność, mianowicie sk rz y ­ dła linii balmerowskich s ą raczej gładkie, podczas gdy ich jądro w skazyw ałoby na różne prędkości, cz y li jądro linii byłoby wypromieniowywane w innym o b sz a ­ rze niż je j skrzydła. O stateczny obraz byłby zatem nałożeniem s i ę tego p o s z e ­ rzenia na obraz względnie ostrego jądra lin ii. P o z o s ta ła b y zatem hipoteza, że linie balmerowskie z o s ta ją poszerzone przez rozpraszanie na elektronach, je d ­ nak dotychczas nie ma żadnego konkretnego modelu tego z ja w is k a . Ponadto z teorii tej wynikałoby, że skrzydła linii powinny być gładkie, co o bserwacje nie całkiem potwierdzają, gdyż j e s t nierozstrzygnięte c z y „ n i e g ł a d k o ś ć ” sk rzyd eł linii Balmera j e s t realna, cz y to tylko efekt z ia rn isto ś c i k l is z y .

Osobny problem to sam mechanizm wzbudzenia. Rozważmy wpierw mecha­ nizm zderzeniowy. Przekrój czynny dla jo n iz a c ji lub wzbudzenia neutralnego atomu wodoru je s t , o c z y w iś c ie , m niejszy niż dla oddziaływań c z ą ste k nałado­ wanych. Wo l t j e r twierdzi zatem, że oddziaływania cz ą ste k szyb kich powinny ra cz ej spowodować ogrzanie gazu niż je g o jo n iz a c ję , co ostatecznie powinno s i ę objaw ić w postaci siln ych linii wzbronionych. W i l l i a m s i W e y m a n n dochodzą^ do wniosku, że każdy mechanizm zderzeniowy powinien dawać względnie siln e linie wzbronione. Tym czasem obserwuje s ię , że w łaśn ie linie wzbronione s ą s ł a b s z e od balmerowskich, co by dowodziło, że bardziej praw­ dopodobne j e s t wzbudzenie promieniste. W i l l i a m s i W e y m a n n u w ażają, że byłoby to wzbudzenie promieniowaniem ultrafioletowym wyświecanym z cen­ trum galaktyki. Jednak i tak z obu tych mechanizmów w y n ik a ją natężenia linii

niezgodne z obserwacjami.

Wspomniane źródło promieniowania ultrafioletowego mogłoby również w pew­ nym stopniu tłumaczyć inną ch arakterystyczną cechę galaktyk Sey ferta , miano­ wicie s iln ą em is ję w podczerwieni. O s t e r b r o c k uważa, że energia fotonów ś w ia tła ultrafioletowego mogłaby być pochłaniana przez pył międzygwiazdowy, a następnie w y św iec an a w postaci promieniowania podczerwonego. J e s t to je d ­ nak dotychczas nie sprawdzona hipoteza.

Dyskutowane s ą ponadto inne m ożliwości powstawania s iln ego promienio­ wania podczerwonego. Według jednej promieniowanie to, podobnie jak radiowe, mogłoby być pochodzenia synchrotronowego. Według innej znowu mogłoby po­

w sta w a ć z rozpraszania fotonów na o s c y la c ja c h plazmy. Ewentualne ro zstrzyg­ n ię cie być może przyniosłyby pomiary p o la ry z a cji, gdyż ocen ia s i ę , ż e p ył dawałby małą p o laryz a cję a mechanizm synchrotronowy w ię k s z ą . Co do polary­ z a c ji pow stałej w rozpraszaniu na o s c y la c ja c h plazmy nic nie wiadomo — pra­ ce na ten temat s ą w toku.

Istn ieje ogólna zgoda co do tego, że jądra galaktyk S eyferta s ą tworami w y soce niejednorodnymi. Wiemy ju ż, ze is t n ie ją w nich wyraźne obłoki materii o różnych prędkościach. W innych widzi s i ę wprost różnego rodzaju ja s n e

278 T. Kwast

i ciemniejsze włókna. Wydaje się, że s ą w tych galaktykach duże fluktuacje gęstości. Różne linie wzbronione wskazują, że gęstość elektronów ma rozrzut co najmniej od 104 do 105 na cms. Ponadto jest dosyć prawdopodobne, że w ga­ laktykach Seyferta jest mieszanina materii neutralnej i zjonizowanej. Mogłoby to się wydawać niemożliwe, ponieważ wiemy, że strefy Stromgrena m ają grani­ ce dość ostre, ale przy założeniu, że gwiazda centralna promieniuje w przybli­ żeniu jak ciało doskonale czarne. Natomiast z obliczeń W i l l i a m s a wynika, że w obecności promieniowania synchrotronowego taka mieszanina istnieć może.

Na podstawie częstości występowania galaktyk Seyferta ocenia się, że skoro stanowią one 2% wszystkich spiralnych, to czas trwania stadium Seyferta (zjawiska Seyferta) wynosi co najmniej 10* lat o ile wszystkie spirale przez to stadium przechodzą, natomiast 1010 lat je ś li tylko 2% galaktyk spiralnych bywa seyfertowskimi. Jeszcze inaczej ocenia się, że je że li tylko galaktyki spiralne o takim składzie gwiazdowym jak galaktyki Seyferta bywają galaktykami Sey­ ferta, to ok. 10% galaktyk staje się kiedyś seyfertowskimi i faza ta trwa ok.

10” lat.

O gólną trudnością, z jaką spotyka się taki model galaktyki Seyferta, jest dekrement Balmera. U galaktyk tych jest on bardzo duży, tzn. natężenie kolej­

nych lin ii balmerowskich spada bardzo gwałtownie. Najwyższy dekrement, jaki uzyskano w teorii był dla przypadku wzbudzenia zderzeniowego i jeszcze nie odpowiadał rzeczywistości. Inna próba tłumaczenia tego zjawiska odpo­ wiednią gęstością pyłu międzygwiazdowego też się nie powiodła. Przy zgodno­ ści dekrementu obserwowanego z teoretycznym dla odmiany całkowita jasność galaktyki powinna być dużo większa niż obserwowana. Tak więc dekrement Balmera dotychczas nie został wytłumaczony przez żadną teorię.

Opisany powyżej model galaktyki seyfertowskiej jest właściwie jedynym dość obszernie rozpracowanym.'Wydawałoby się, ze inne prace powinny już go tylko udoskonalić tak, aby uzyskać zgodność z obserwacjami. Tymczasem o tym, jak problem galaktyk Seyferta jest daleki od rozwiązania może świad­ czyć fakt, że J.M. B a r n o t h y i M.F. B a r n o t h y wysunęli hipotezę, że zja­ wisko Seyferta (a właściwie galaktyk N) lub kwazary mogą być optycznymi efektami soczewkowania grawitacyjnego. U ważają oni, że je że li źródłem świa­ tła jest galaktyka seyfertowska zaś „soczew ką” jakaś inna b liższa, to w za­ leżności od jasności i wzajemnych rozmiarów i odległości tych obiektów obra­ zem wypadkowym może być galaktyka N a nawet kwazar. Zmiany jasnosci ta­ kiego tworu mogłyby być spowodowane np. wybuchem nowej w galaktyce dal­ szej. Ostatecznie jak widać według tej teorii galaktyki N i kwazary właśnie nie miałyby nic wspólnego z galaktykami Seyferta wbrew teorii opisanej po­ przednio.

G alaktyki Seyferta

279

Je st e ś m y chyba je s z c z e d o ść daleko od definitywnego rozstrzygnięcia, która z teorii j e s t słu szn a. Zapewne równie dobrze prawda może ok azać s ię zupełnie inna.

L I T E R A T U R A

Proceedings o f the conference on Seyfert galaxies and related o b je c ts — prepared by A .G . P a c h o l c z y k and R .J . We y m a n n , Steward O bservatory, 14, 15, 16 Februa­ ry 1968.

. . -' ■ ■ ■ ■

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

ZALEŻNOŚĆ JASNOŚĆ ABSOLUTNA-WSKAŹNIK BARWY DLA 29 KWAZARÓW

M. A B R A M O W I C Z

Przesunięcia ku czerwieni i jasności pozorne odległych galaktyk dobrze sp e łn iają związek:

log cz “ 0,2 m + X, X - const., c — prędkość św iatła. (1)

Wartość stałej X zależy od jasności absolutnej galaktyki. Mały rozrzut świadczy 0 tym, że jasności absolutne galaktyk niew iele ró ż n ią s ię od średniej, co zgodne jest z niezależnym i wynikami.

Z w iązek (1) da s ię wyprowadzić w relatywistycznej kosmologii. Napiszemy za M a t t i g i e m (1958):

mi,0i * 5 log “ jtęo z + l ) (V1 + 2ę0 z — l ) j — 5 log U o + M, (2) gdzie Ho — stała Hubble’a, q0 — parametr opóźnienia:

, R " l - |krzywizna przestrzeni|. ■ to

J e ż e li położyć q0 - 1, to (2) można zapisać w postaci:

log cz ■ 0,2 m — 0,2 M + log cHo ” 0,2 m + X. (3)

Jak się można przekonać z pracy S a n d a g e ’ a (1961) przyjęcie innej wartości q0 (z dość dużego zakresu qo> nie prowadzi do znacznych odstępstw od liniow ej zależno­ śc i między log cz i m w dostępnym dla obserwacji obszarze m i z (dla galaktyk).

Rozrzut kwazarów na płaszczyźnie log cz, m jest natomiast bardzo duży (rys. 1). Je ż e li zało żyć, że przesunięcia ku czerwieni w widmach kwazarów ma charakter w y ł ą c z n i e kosmologiczny, to rozrzut ten da się wytłumaczyć:

a) znacznymi różnicami we względnym rozkładzie natężeń w widmach kwazarów 1 w konsekwencji dużymi różnicam i w członie X.

b) różnicam i w jasnościach absolutnych.

D zięk i pracom S a n d a g e ’ a (1966) i O k e ’ a (1966) wiadomo, że widma kwazarów nie różn ią się zbytnio od siebie, pierwszy powód nie może byc zatem istotny. Pokaże­ my teraz, że je ś li założyć:

[

]

282 _{Z pracow ni i obserw atoriów}

R ys. 1. Z ależn ość log c z — m dla kwazarów o różnych w skaźnikach barwy B — V. P ełn e kółka:

B — V średnio —0 ,1 5 ; trójkąty — +0,35;. krzyżyki — +0 ,2 5 ; romby — +0 ,4 5 ; w szystkie inne — nie­

wypełnione kółka, Widaó wyraźną sep arację ze wzglądu na wskaźnik barwy. P ro ste odpowiadają (przesuniętej ze wzglądu na różne ja sn o śc i absolutne) zależn o ści Hubble’a

1) 9 o - 1,

2) przesunięcie ku czerwieni w widmach kwazarow je s t wyłącznie kosmologicznej natury,

3) rozkład natężeń w widmach kwazarów można aproksymować dobrze przez:

F (V) - a • A- 6 ,

4) nie ma dużej absorpcji międzygalaktycznej, to można wywieść z obserw acji za­ leżność między (prawdziwą) ja s n o ś c ią absolutną M kwazarów a wskaźnikiem barwy

B — V.

Z referatu L y n d s a (1966) cytujemy tabelę (tab. I).

Wiadomo, że w widmie kwazarów występują na ogół trzy bardzo siln e linie emisyj­ ne (dane za L y n d s e m , op. c it.):

Z pracowni i obserwatoriów 283

L in ia Długość fali Szer. równoważna

H (L a) 1216 _A 75 X

C IV 1549 75

Mg II 2799 100

Gdy taka lin ia — skutkiem przesunięcia ku czerwieni — znajdzie s ię w paśmie przepuszczania filtrów B i V — wyniki obserwacji m ogą być zafałszowane. Można s ię pozbyć efektu lin ii odrzucając te kwazary, których przesunięcia ku czerwieni zawarte s ą w przedziałach:

0,52 < z < 0 ,6 2 ,

0,90 < _z < 1,04, 1,75 < z < 1,97.

Kwazary te oznaczone są w tabeli gwiazdką.

R ys. 2. Z a le żn o ść barwa-jasność dla kw azarów. P u n k t oznaczony krzyżykiem zo sta ł znaleziony z jednej obserw acji