Aktiivne galaktikatuum

**Aktiivne galaktikatuum** (inglise keeles *active galactic nucleus*, *AGN*) on galaktika keskpiirkond, mis saadab välja ebatavaliselt palju mittetähelist päritolu kiirgust.

Selline aktiivne tuumapiirkond on astronoomilises mõttes väga väike: see on umbes Päikesesüsteemi suurune ja paistab seetõttu ülesvõtetel punktikujulisena nagu tähed. Tänapäevase arusaama järgi põhjustab energia vabanemise aine akretsioon galaktika keskmes asuva ülimassiivse musta augu tõttu.

Aktiivsete galaktikatuumade standardmudel ühtsustab rea taevakehi, mis on avastatud üksteisest sõltumatult ja millel seetõttu on erinevad nimetused, sealhulgas raadiogalaktikad, Seyferti galaktikad, kvasarid, BL Lacertae objektid, blasarid ja LINERid. 

Et aktiivsed galaktikatuumad kuuluvad universumi kõige heledamate taevakehade hulka, on need vaatamata suurele kaugusele hästi äratuntavad. Sellepärast on aktiivsetel galaktikatuumadel astronoomias oluline roll vaatlusvahenditena, näiteks galaktikatevahelise vesiniku tuvastamisel neeldumisjoonte abil, kaugete valgusallikatena gravitatsiooniläätsede uurimisel ja praktiliselt muutumatute taustpunktidena astromeetrias ning geodeesias.

Galaktikatuuma heleduse vähenedes hakkab ümbritseva galaktika valgus domineerima, nii et tuuma aktiivsus ei ole teatud hetkest enam tuvastatav. Üleminek aktiivse tuumata galaktikatele on sujuv ja sõltub tehnilistest vaatlusvõimalustest. Hea näide on Linnutee galaktika. Kuigi selle tuuma üldiselt ei klassifitseerita aktiivseks galaktikatuumaks, saab selle keskse musta augu ümbruses siiski aeg-ajalt tuvastada röntgen- ja infrapunapurskeid.

## Avastuslugu

Esimesed taevakehad, mida tänapäeva astronoomid arvavad aktiivsete galaktikatuumade hulka, avastati juba 20. sajandi alguses. 1909. aastal avaldas Edward Fath (1880–1959) Licki observatooriumist oma kaugete spiraalgalaktikate spektrijoonte vaatlused. Üllatuslikult ei olnud spiraaludu Messier 77 ehk NGC 1068 spektris ainult neeldumisjooned, nagu oleks olnud oodata juhul, kui selle galaktika kiirgus oleks pärinenud peamiselt tähtedelt, vaid ka emissioonijooni, mis on iseloomulikud (planetaarudu) gaasile, mida ioniseerib näiteks suure energiaga kiirgus või lööklained.

Galaktikatuumi, mille spektris esinevad emissioonijooned, uuris esimesena süstemaatiliselt Carl Keenan Seyfert, kes 1940. aastatel näitas, et need jooned erinevad süstemaatiliselt näiteks H II alade emissioonijoontest. Süstemaatilised spektroskoopilised uuringud näitasid, et sellistel galaktikatel on kaksklassi: tänapäeval nimetatakse neid I tüüpi Seyferti galaktikateks, mille spektris esinevad nii kitsad kui ka laienenud emissioonijooned, ning II Seyferti galaktikateks, millel on näha ainult kitsaid emissioonijooni.

Sõltumatult emissioonijoonte vaatlustest viis raadioastronoomia areng alates 1950. aastatest uute avastusteni. Kui äsja avastatud tugevatele raadioallikatele, nagu Cygnus A ja Messier 87 (Virgo A), leiti optilised vasted, selgus, et tegu on samuti Galaktika-välise astronoomia objektidega, ja veel sellistega, mille hiiglaslik kiirgusvõimsus ulatub suurusjärku 1035 kuni 1038 vatti.

Vaatlustulemuste äärmuslikud tõlgendused ilmusid 1960. aastate alguses seoses kvasaritega, alates 3C 273 punanihke määramisest Maarten Schmidti ja tema kolleegide poolt. Kvasarite optilised vasted paistsid tähetaolised (see tähendab, et antud lahutusvõime juures ei olnud neid võimalik eristada punktallikast). Suur punanihe viitas aga sellele, et tegu on galaktikaväliste allikatega.
1990. aastate alguses alguse saanud röntgenastronoomia näitas, et mõned silmapaistvamad aktiivsed galaktikatuumad on ka eredad röntgenallikad.

Aktiivsete objektide hiiglaslik energiaväljatõuge, mis järeldati suurest heledusest ja kauguse hinnangutest – esmalt raadiogalaktikate, seejärel eriti kvasarite puhul –, viis juba 1960. aastate keskel oletuseni (Fred Hoyle ja William Alfred Fowler, Jakov Zeldovitš, Edwin Salpeter), et seal leiab aset üks tõhusamaid energia muundumisi: gravitatsioonienergia vabanemine seoses aine akretsiooniga kompaktsetele objektidele. Kõige tõenäolisemate kandidaatidena vajalikeks kompaktseteks keskobjektideks kristalliseerusid välja mustad augud (Zeldovitš, Salpeter, Donald Lynden-Bell).

Rööbiti kogunes tõendeid seoste kohta aktiivsete objektide eri klasside vahel. Alates 1980. aastate algusest õnnestus kvasarite ümber tuvastada neid ümbritsevate galaktikate jälgi.  1980. aastate keskel leidsid Robert Antonucci ja J. S. Miller, et Seyfert 2 galaktika Messier 77 (NGC 1068) näitab valguse polariseerunud komponendi vaatlustes sarnaseid laienenud emissioonijooni nagu I tüüpi Seyferti galaktikad. See viitab sellele, et kiiresti liikuvad gaasikomponendid on olemas ka II tüüpi Seyfert galaktikates, kuid need on varjatud neelavate pilvede taha. Otsestes vaatlustes varjutab summutatud valgus laiad jooned peaaegu täielikult; kui aga vaadelda üksnes polariseeritud valgust, on võimalik tuvastada elektronidelt peegeldunud (ja sel viisil polariseerunud) laiade joonte valguse panust.

Nendest ja teistest vaatlustest kujunes 1980. aastate lõpus ja 1990. aastate alguses välja aktiivsete galaktikatuumade ühtne mudel, mis käsitab kõiki nimetatud objekte – Seyferti galaktikaid, kvasareid, blasareid ja raadiogalaktikaid – üht ja sama tüüpi süsteemi erinevate avaldumisvormidena: tegu on ülimassiivse musta auguga, mida ümbritseb akretsiooniketas ning muu aine, mis mõni varjestab kiirgust ja mõnikord ergastub nii, et ta ise kiirgab.

Lisaks üksikute objektide vaatlustele hakkasid aktiivsete galaktikatuumade uurimisel üha suuremat osa etendama süstemaatilised taevaülevaated, mis võimaldasid teha statistilisi analüüse suuremate valimite põhjal. Nende seas olid Hamburg-ESO Quasar Survey, hiljem 2dF QSO Redshift Survey ja Sloan Digital Sky Survey.

## Standardmudel
Tänapäevane aktiivsete galaktikatuumade standardmudel postuleerib nende objektide jaoks ühtse struktuuri. Nende keskmes on ülimassiivne must auk massiga umbes 100 miljonit Päikese massi, mille Schwarzschildi raadius (vt sündmuste horisont) on umbes 2 astronoomilist ühikut (umbes 16 valgusminutit). Selle energia allikas, mida aktiivsed galaktikatuumad kiirgavad, on vabanenud seoseenergia, mis tekib aine langemisel akretsioonikettale. Umbes 10–100 valgusööpäeva kaugusel kettast paikneb aine, mis tiirleb kiiresti ümber musta augu ning ergastub akretsioonikettalt lähtuva vabanevast seoseenergiast tuleneva tugeva soojuskiirguse mõjul ja hakkab helendama. Sellest nn laiade joonte piirkonnast (*broad line region*) pärinebki tugevalt laienenud emissioonijoonte kiirgus.

Akretsioonikettast tekib ka tihedalt koondunud relativistlik juga – kiirete osakeste juga, mis ulatub kettatasandiga risti kahele poole kosmosesse ja võib olla tuhandete või isegi miljonite valgusaastate pikkune. Joa lähtekoht on joa endaga võrreldes väga väike, umbes ühe valgusööpäeva suurune keskpiirkond raadiotuum (*radio core*) akretsiooniketta ümber.

Mõne kuni mõnekümne valgusaasta kaugusel keskmest ümbritseb süsteemi sisemist osa paks räbaldunud tolmurõngas, mida nimetatakse tolmutooriks. See on orienteeritud samamoodi nagu akretsiooniketas. see tolmutoor varjutab akretsiooniketta energiarikast ultraviolettkiirgust. Toori avause kohal ja all leidub aga kuni mõnesaja valgusaasta kauguseni piirkondi, kus sealne gaas ioniseerub ja hakkab seetõttu helendama. See nn kitsaste joonte piirkond (*narrow line region*) on aktiivsete galaktikatuumade kitsaste emissioonijoonte allikas.

Kogu see süsteem paikneb galaktika keskpiirkonnas, galaktika nn mõhnas – kerakujulises tähtede jaotuses, mille tüüpiline raadius on umbes 15 000 valgusaastat.

### Aktiivsete galaktikate eri ilmingud
Standardmudeli struktuurist tulenevad erinevad ilmingud. Esiteks võivad aktiivsed galaktikatuumad omavahel erineda aktiivsuse taseme poolest, mille määrab peamiselt akretsioonikiirus. Kvasarite aktiivsus on väga kõrge, nii et aktiivne tuum ületab heleduse poolest kaugelt kogu ülejäänud galaktika. Seyferti galaktikate puhul on tuum märksa nõrgema heledusega, nii et ta paistab muidu hästi nähtava ümbritseva galaktika ereda piirkonnana. Standardmudeli järgi peaks igal kvasaril olema ka ümbritsev galaktika, nn peremeesgalaktika (*host galaxy*). Aina paremate vaatlusmeetoditega on õnnestunud tuvastada aina rohkem neid galaktikaid, mis kinnitab seda ennustust.

Tolmutoor varjutab akretsiooniketta ioniseeriva ultraviolettkiirguse. Seetõttu on laiade joonte piirkond nähtav ainult pealt- või altvaates. Sellisel juhul täheldab vaatleja spektris tugevalt laienenud jooni, mille tagajärjel tekivad standardmudeli järgi I tüüpi Seyferti galaktikad ja 1. tüüpi kvasarid.

Kui aga tolmutoor varjutab laiade joonte piirkonna kiirguse, siis on näha ainult kitsaid emissioonijooni. Nii tekivad II tüüpi Seyferti galaktikad ja 2. tüüpi kvasarid. Sellises olukorras on laiade joonte piirkonna kiirgusest näha ainult seda osa, mis pääseb toorist üles- või allapoole ja hajub seejärel vaatleja suunas. Omaette on see kiirgus liiga nõrk, et see oleks võrdluses kitsaste joonte kiirgusega tuvastatav olla. Hajumise tõttu on see laiade joonte piirkonna osa aga tugevalt polariseeritud. Nii et kui mõõtmisel piirduda polariseeritud valgusega, on laiade joonte piirkonna osa hästi tuvastatav.

Veel üks, haruldasem orientatsiooniefekt tekib siis, kui üks relativistlikest jugadest on suunatud otse või peaaegu otse vaatleja poole. Nii seletab standardmudel blasareid ja väiksema heleduse puhul BL Lacertae objekte.

Mudel seletab ka elektromagnet erinevate lainepikkuste rolli. Akretsiooniketta röntgenikiirgust tolmutoor praktiliselt ei nõrgenda, mistõttu see on nähtav kõikide aktiivsete galaktikatuumade puhul. Akretsiooniketta ultraviolettkiirgus ja nähtav valgus ning sellega seotud laiade joonte piirkonna emissioonijooned on nähtavad ainult toori sobiva orientatsiooni korral. Infrapuna piirkonnas saab aga jälgida ka tolmutoori enda kiirgust.

## Viited