Co víme o struktuře aktivních jader galaxií?

Aktivní galaxie jsou vůbec nejsvítivějšími objekty, které ve vesmíru známe. Od „obyčejných“ galaxií se liší právě tím, kolik záření produkují ze svého nitra. Napříč spektrálními obory je jádro aktivní galaxie jasnější než celý její zbytek. Hlavním mechanismem pro uvolnění takového množství energie je postupné pohlcování hmoty superobří černou dírou, která má hmotnost odpovídající několika milionům až miliardám sluncí.

Pohlcovaná hmota se k černé díře přibližuje pravděpodobně ve formě akrečního¹⁾ disku, který je zahřátý na velmi vysoké teploty. Celkovou energii pak záření získává i rozptylem na velmi urychlených částicích v blízkosti černé díry. Energetické záření ovlivňuje celkovou podobu galaktického jádra a snad také i tvorbu hvězd v galaxii. To, jak fungují aktivní galaktická jádra, tak představuje klíč k pochopení, jaký vliv mají superobří černé díry na vzhled a vývoj galaxií.

Sjednocující model aktivních galaxií

Vysoká svítivost je společnou charakteristikou aktivních galaktických jader. Projevy této aktivity však mohou mít různou podobu. Některá jádra se projevují zvýšeným ultrafialovým či rentgenovým zářením, jiná se vyznačují dlouhými polárními výtrysky sahajícími až daleko za hranice vlastní galaxie. Ve viditelném světle se aktivní galaktická jádra projevují zejména jasnými spektrálními čarami mnoha iontů. Z jasnosti čar je patrné, že vznikají v plynu, který byl ionizován energetickým zářením z akrečního disku, nikoliv zářením hvězd. Zároveň jsou tyto čáry širší než v běžných galaxiích, což znamená, že rychlosti plynu jsou zde vyšší. Šířka čáry je totiž výsledkem pohybu částic a Dopplerova jevu. Vyzařující atomy mají různé rychlosti vzhledem k pozorovateli a každý z nich podle toho vyzáří foton na trochu jiné frekvenci (vlnové délce). Složením všech příspěvků pak vznikne profil rozšířený přes celý interval frekvencí.

Podle šířky spektrálních čar ve viditelném spektru se aktivní galaktická jádra klasifikují na dva základní typy. Široká čára znamená rychlejší pohyby v plynu, což svědčí o silnějším gravitačním poli a výraznějších dynamických jevech, nasvědčujících tomu, že širší čáry vznikají blíže k černé díře. Oblast vzniku širokých čar se proto může nacházet v okolí akrečního disku. Tato vnitřní oblast jádra je pak v určité vzdálenosti zahalena prachoplynným torem (viz obr. 2). Při pohledu na jádro shora vidíme přímo na disk a také na oblast, kde vznikají široké čáry. V takovém případě jde o galaxie typu 1. Na druhou stranu, při pohledu z boku jsou nám vnitřní části zakryty, a proto pozorujeme pouze úzké spektrální čáry. Takové galaxie se klasifikují jako typ 2 (viz obr. 3). Sjednocující model vysvětluje rozdíl v šířce čar různým úhlem, pod kterým se na tato jádra díváme.

S rostoucím počtem dat a vyšší citlivostí přístrojů se ukázalo, že prachoplynný torus není homogenní, ale je tvořený mnoha menšími oblaky. Pravděpodobnost, že takový oblak vstoupí mezi nás a pozorovaný zdroj, roste se sklonem rotační osy jádra vůči směru k pozorovateli, protože více oblaků se tvoří podél ekvatoriální roviny. Nehomogenita toru však nestačí k vysvětlení všech objektů odchylujících se od sjednocujícího modelu. Pozorujeme i takové galaxie, kde je velmi malá míra absorpce, a přesto ve spektrech chybějí široké čáry. Takovým objektům se také někdy říká „galaxie opravdového typu 2“, kdy široké čáry chybějí nikoliv kvůli jejich zakrytí, ale v důsledku samotné nepřítomnosti hmoty, kde by tyto čáry mohly vznikat.