سیاهچاله در حال قحطی کهکشان درخشان را به تاریکی می‌برد

سیاهچاله در حال قحطی کهکشان درخشان را به تاریکی می‌برد

هسته‌ی کهکشان فعال مارکاریان ۱۰۱۸ (عکس بالای صفحه، از ESO/VLT) در طول سی سال گذشته بارها درخشان و کم‌نور شده است. دانشمندان با کمک گرفتن از تلسکوپ‌های فضایی چاندرا(۱)، هابل(۲)، سوییفت) و نوستار(۴) و تلسکوپ‌های زمینی همچون VLT(۵) قصد دارند جزییات این هسته‌ی فعال را در طول‌موج‌های مختلف بررسی کنند. با این تحقیق می‌توانند توضیحی برای تغییر هویت این جرم پیدا کنند. در حال حاضر این طور به نظر می‌آید که سیاهچاله‌ی مرکزی از سوخت کافی برای درخشان کردن محیط اطراف خود محروم است.

شکل ۱: در این نمودار توزیع انرژی طیفی (SED) از نور مرئی تا پرتو ایکس در دو دوره‌ی مختلف مارکاریان ۱۰۱۸ با دو مدل توزیع (خطوط مقطع) تطبیق شده است. محور عمودی میزان درخشندگی و محور افقی طول‌موج را نشان می‌دهند. نقاط قرمز و سیاه داده های نور سنجی از SDSS، گلکس، هابل و چاندرا را نشان می‌دهند.

شکل ۱: در این نمودار توزیع انرژی طیفی (SED) از نور مرئی تا پرتو ایکس در دو دوره‌ی مختلف مارکاریان ۱۰۱۸ با دو مدل توزیع (خطوط مقطع) تطبیق شده است. محور عمودی میزان درخشندگی و محور افقی طول‌موج را نشان می‌دهند. نقاط قرمز و سیاه داده های نور سنجی از SDSS، گلکس، هابل و چاندرا را نشان می‌دهند.

مارکاریان ۱۰۱۸  (انتقال‌به‌سرخ: ۰.۰۳۵) در طی ۳۰ سال گذشته از هسته‌های کهکشانی فعال نوع ۱.۹ به نوع ۱ در سال ۱۹۸۴ و حالا دوباره به نوع ۱.۹ تغییر چهره داده است.  به این معنی که درخشش آن در طیف مرئی از سال ۲۰۱۰ تا ۲۰۱۶ به یک دهم و شار مولفه‌ی پهن خط طیفی هیدروژن آلفای آن نیز از سال ۲۰۰۰ به  یک پنجم کاهش یافته است. تداوم درخشش و طولانی مدت بودن دوره‌ی شعله‌وری این جرم نشان می‌دهد سناریوی جزر و مدی توضیح مناسبی برای تغییراتش نیست. از سوی دیگر سناریوی ابر غباری که با عبورش درخشش هسته‌ی کهکشانی فعال را پنهان کند با دوره‌ی تغییرات در درخشش می‌تواند هماهنگی داشته باشد و برای سیاهچاله‌ای با جرم تخمینی ۸ در ۱۰ به توان ۷ جرم خورشیدی و دوره‌ی مداری ۳۰ سال باید سرعتی معادل ۳۳۰۰ کیلومتر بر ثانیه داشته و در میانگین فاصله‌ی ۰.۰۳ پارسک قرار داشته باشد. اما داده‌های اندازه‌گیری شده‌ی تلسکوپ‌های چاندرا و نوستار چگالی ستون مولکولی ناچیزی را نشان می‌دهند و به طور خاص بررسی‌های نوستار در طول موج پرتو ایکس پرانرژی، مسدود شدن فوتون‌ها توسط ابرهای کامپتون-ضخیم) را رد می‌کند. در نتیجه، ابر غبار جلوی هسته‌‌ی کهکشانی فعال را نمی‌تواند گرفته باشد.

تنها سناریوی باقیمانده تغییرات ذاتی در قرص برافزایشی است. در این تحقیق از داده‌های هسته‌ی مارکاریان ۱۰۱۸ در طول موج های مرئی و پرتو ایکس در دوره‌های زمانی ۲۰۰۸ و ۲۰۱۶ با تلسکوپ‌های گَلِکس و سوییفت و پالومار و هابل و چاندرا برای نور سنجی هسته‌‌ی کهکشانی فعال استفاده شده است (شکل ۱). با استفاده از این داده‌ها دو مدل توزیع انرژی طیفی) برازش داده شده که ثابت می‌کنند قرص برافزایشی کاهش یافته است.

شکل ۲: محور افقی طول‌موج و محور عمودی شار انرژی را نشان می‌دهند. شکل بالا: طیف فرابنفش دور (FUV) مارکاریان ۱۰۱۸ بین سال‌های ۱۹۸۴ تا ۲۰۱۶ اندازه‌گیری شده با تلسکوپ‌های IUE۹ و هابل. شکل پایین: مقایسه‌ی خط تابشی لیمن آلفا (Lyα) بین سال های ۱۹۹۶ و ۲۰۱۶. خطوط سیاه مقطع طول موج سه خط جذبی را نشان میدهند. رصد جدید اضافه شدن یک خط جذبی جدید را نشان می‌دهد (خط مقطع ۲).

شکل ۲: محور افقی طول‌موج و محور عمودی شار انرژی را نشان می‌دهند. شکل بالا: طیف فرابنفش دور (FUV) مارکاریان ۱۰۱۸ بین سال‌های ۱۹۸۴ تا ۲۰۱۶ اندازه‌گیری شده با تلسکوپ‌های IUE۹ و هابل. شکل پایین: مقایسه‌ی خط تابشی لیمن آلفا (Lyα) بین سال های ۱۹۹۶ و ۲۰۱۶. خطوط سیاه مقطع طول موج سه خط جذبی را نشان میدهند. رصد جدید اضافه شدن یک خط جذبی جدید را نشان می‌دهد (خط مقطع ۲).

یافته‌ی دیگر رصدهای جدید در طول‌موج فرابنفش مشاهده‌ی یک خط باریک جذبی) هیدروژن لیمن آلفا (Lyα) است که در داده‌های ۲۰ سال گذشته وجود نداشته است (شکل ۲). این خط جذبی ممکن است با کاهش قرص برافزایشی ارتباط داشته باشد. این تحقیق سناریوهای مختلفی برای توضیح این ارتباط ارائه می‌دهد: با توجه به تغییرات وسیع در شدت خط باریک جذبی و با توجه به سرعت شعاعی آن که برابر ۷۰۰  کیلومتربرثانیه است (خط طیفی رصد شده دارای طول‌موجی کوتاه‌تر از خطوط طیفی لیمن آلفا در آزمایشگاه است و این انتقال به آبی نشان میدهد منبع این خط در حال حرکت به سمت ما است)، این خط ممکن است نتیجه‌ی یک جریان بیرون‌رونده (outflow) در فاصله ی حدود ۰.۰۱ پارسکی از هسته باشد. این جریان بیرون‌رونده می‌تواند با ایجاد فشار، گاز و مواد را از لایه‌ی بیرونی قرص خارج کند و جریان درون‌رونده‌ی قرص برافزایشی به درون سیاهچاله‌ی مرکزی را محدود کند. بنابر سناریوی دیگر، منبع خط باریک جذبی می‌تواند در حال گردش به دور یک اَبَر سیاهچاله‌ی همسایه باشد و انتقال به آبی بر اثر حرکت منبع در جاذبه‌ی ابر سیاهچاله‌ی دوم به سوی قرص برافزایشی باشد. از آنجایی که مارکاریان ۱۰۱۸ از ادغام چند کهکشان شکل گرفته است وجود ابر سیاهچاله دوم دور از تصور نیست. با این احوال حتی ممکن است خط جذبی باریک هیچ ارتباطی با قرص بر افزایشی نداشته و ناشی از ابری از بقایای ادغام کهکشان‌ها باشد که با سرعت زیادی در حال عبور از نزدیکی هسته‌ی کهکشانی فعال است.  

مارکاریان ۱۰۱۸ همواره در حال رصد در طول‌موج‌های مختلف است تا دانشمندان بتوانند دریابند کدام یک از این سناریوها به واقعیت نزدیکتر است.

(۱) Chandra
(۲) The Hubble Space Telescope – HST
(۳) Swift
(۴) NuSTAR : Nuclear Spectroscopic Telescope Array
(۵) VLT: Very Large Telescope
(۶) Compton thick obscuration
(۷) SED: Spectral Energy Distribution
(۸) NAL: Narrow absorption line
(۹) International Ultraviolet Explorer – IUE

عنوان اصلی مقاله: ?The Close AGN Reference Survey (CARS) What is causing Mrk 1018’s return to the shadows after 30 years
نویسندگان: B. Husemann ,et. al

این مقاله در نشریه‌ی A&A چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/09/aa29245-16.pdf
گردآوری: نسترن فاضلی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

نسترن فاضلی

دانشجوی دوره‌ی کارشناسی ارشد در دانشگاه کلن است. نسترن تحصیلات کارشناسی مهندسی صنایع را در دانشگاه آزاد تهران شمال و تحصیلات کارشناسی فیزیک را در دانشگاه لایپزیگ به انجام رسانده است. تحقیقات وی در زمینه‌ی نجوم رصدی در طیف فروسرخ نزدیک در رابطه با هسته‌های فعال کهکشانی و برهم‌کنش آنها با محیط اطرافشان است.

دیدگاه‌ها

  1. نفیسه
    نفیسه ۵ تیر, ۱۳۹۶، ۲۲:۰۲

    ممکنه چگالی ستون مولکولی را توضیح بدید؟

    پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*