Seyfert Galaksileri
1943 yılında Amerikalı gözlemsel astronom Carl Seyfert, Wilson Dağı Gözlemevinde sarmal galaksiler üzerine çalışırken günümüzde Seyfert galaksileri olarak bilinen aktif galaksi sınıfını keşfetti. Seyfert galaksileri özellikleri bakımından normal galaksiler ile en enerjik aktif galaksiler arasında konumlanan gökcisimleridir.
Seyfert galaksileri yüzeysel olarak bakıldığında sıradan sarmal galaksileri andırır. Gerçekten de Seyfert’in galaktik diskindeki ve sarmal kollarındaki yıldızlar sıradan sarmal galaksilerdekiyle aynı miktarda görünür radyasyon üretir. Ancak Seyfert galaksilerinin enerjisinin çoğu galaktik çekirdekten yayılır. Öyle ki bir Seyfert galaksinin çekirdeği Samanyolu Galaksisi’nin çekirdeğinin yaklaşık olarak 10.000 katı derecesinde parlaklığa sahip olabilir. Aslına bakılırsa en parlak Seyfert çekirdeği bütün Samanyolu Galaksisi’nden yalnızca 10 kat daha enerjiktir. Bazı Seyfert galaksileri, kızılötesinden ultraviyole ve hatta X ışınlarına kadar geniş bir dalga boyuna uzanan radyasyon üretir. Bununla birlikte, çoğunluğu (yaklaşık %75) enerjilerinin çoğunu kızılötesi olarak yayar. Bilim insanları, bu Seyfert’lerdeki yüksek enerjili radyasyonun çoğunun çekirdeğin içindeki veya yakınındaki toz tarafından emildiğini ve ardından kızılötesi radyasyon olarak yeniden yayıldığını düşünüyor.
Seyfert galaksilerinde gözlemlenen hızlı zaman değişkenliği ve büyük radyo ve kızılötesi derecesinde parlaklık yıldız kaynaklı olmayan aktivite olduğu anlamına gelir. Sonuç olarak bu aktivite kendi galaksimizin merkezinde meydana gelen olaylarla doğası gereği benzer ancak galaksimizin merkezindeki nispeten hafif olaylardan binlerce kat daha fazla ve büyüktür.
Radyo Galaksileri
Radyo galaksileri adından da anlaşılabildiği gibi radyo dalgaları şeklinde büyük miktarlarda enerji yayan aktif galaksilerdir. Radyo galaksileri Seyfert’lerden yalnızca ışıma yaptıkları dalga boyu olarak değil aynı zamanda yayma yani ışıma yaptıkları bölgelerin görünümü ve kapsamı açısından ayrılır.
Neredeyse hiçbir radyo galaksisinin yaydığı radyo dalgaları yoğun çekirdeklerinden gelmez. Bunun yerine enerji, “radyo lobları” adı verilen iki devasa genişletilmiş bölgeden yayılır. Bu radyo lobları yaklaşık yarım megaparsek alana yayılan ve görünür galaksinin çok ötesinde konumlanan yuvarlak gaz bulutlarıdır. Görünür ışığın dalga boyunda tespit edilemese de muazzam büyüklüktedir. Hatta tipik olarak bir uçtan diğer uca Samanyolu Galaksisi’ni 10’a katlayabilmektedir.
Aşağıdaki görselde bir radyo galaksisinin görünür, radyo ve X ışını dalga boylarındaki yayılımı arasındaki ilişki gösterilmektedir. Yine aynı görselde büyük bir E2 galaksisi olan Erboğa A (Centaurus A) adındaki galaksi gösterilmektedir. Bu galaksi küçük bir galaksi kümesinin bir üyesidir ve bu galaksinin yaklaşık 500 milyon yıl önce bir eliptik ve sarmal galaksi arasındaki çarpışma sonucu oluştuğu düşünülmektedir. Radyo lobları ise aşağı yukarı simetrik olarak konumlanır ve görünür galaksinin merkezinden dışarı doğru çıkıntı yapar. Bu durum lobların galaktik çekirdekten zıt yönde fırlatılan maddelerden oluştuğunu göstermektedir.
En parlak radyo galaksilerinin radyo lobları aşağı yukarı Samanyolu Galaksisi’nin tüm dalga boylarında yaydığı enerjiden 10 kat daha fazla enerjiyi yaymaktadır. Bunun yanı sıra radyo galaksileri isimlerine rağmen radyo dalga boyunun çok daha kısa dalga boylarında enerji yayar. Hatta bir radyo galaksisinin toplam enerji çıkışı yalnızca radyo enerji yayılımından yüz kat veya daha fazla olabilmektedir. Bu enerjinin çoğu görünür galaksinin çekirdeğinden gelir. Samanyolu’nun parlaklığının bin katına varan parlaklığıyla parlak radyo galaksileri evrende bilinen en parlak nesneler arasındadır.
Kuasarlar
Radyo astronomisinin başlangıç yıllarında tespit edilen hiçbir radyo kaynağı bilinen görünür nesnelerle uyuşmuyordu. Ayrıyeten de radyo kaynaklarının hem radyo gözlemlerinin düşük çözünürlüğe sahip olması hem de görünür dalga boylarındaki nesnelerin zayıflığı sebebiyle görünür hâldeki muadillerini tespit etmek zordu. Yine de 1960 yılına gelindiğinde gökbilimciler, radyo kaynağı 3C 48’in konumunda soluk mavi bir yıldız gibi görünen nesneyi tespit ettiler ve spektrumunu elde ettiler. Bu spektrumda %37’lik kırmızıya kayma değeri, Dünya’dan yaklaşık olarak ışık hızının üçte biri gibi bir miktarda uzaklaştığına işaret etti. Bu da galaksimizin içinde bulunmadığı anlamına geliyordu. Buna ek olarak büyük kırmızıya kayma değeri çok uzakta olduğunu gösteriyordu.
Ters kare yasasını kullanan basit bir hesaplama sayesinde sönük bir yıldızı andıran bu cisimlerin evrende bilinen en parlak nesneleri oluşturduğu fark edilmiştir. Örneğin 3C 273 kuasarı yaklaşık 20 trilyon Güneş ve bin Samanyolu Galaksisi derecesinde bir parlaklığa sahiptir. Genel olarak ortalama bir kuasar en parlak Seyfert galaksileri kadar parlaklığa sahiptir. Günümüz itibariyle 200.000’in üzerinde kuasar bilinmektedir ve büyük ölçekli araştırmalar sayesinde uzayın derinlikleri araştırılmaya devam edildikçe sayıları hızla artmaktadır. En yakın kuasarın Dünya’ya olan uzaklığı yaklaşık 750 ışık yılı, çoğunun ortalama 3000 ışık yılı, en uzağının ise 27 bin ışık yılından daha uzak olması kuasarların evrenin uzak geçmişteki halini temsil edebilmesi bakımından öneme sahiptir.
Kuasarlar birçok özelliği Seyfert’ler ve radyo galaksileriyle paylaşır. Radyasyonları yıldız dışıdır ve parlakları aylar, haftalar, günler veya saatler boyunca düzensiz olarak değişebilir. Şekil 1, kuğu takımyıldızında görülenlere benzer radyo loblu bir kuasarı göstermektedir (Şekil 2). Kuasarlar elektromanyetik spektrumun tüm bölümlerinde gözlenmiştir ancak birçoğu enerjilerinin çoğunu optik ve kızılötesi olarak yaymaktadır.
Şekil 1 
Şekil 2
Gökbilimciler bir zamanlar aktif galaksiler ile kuasarları görünüşleri, spektrumları ve bizden uzaklıklarına göre ayırt ettiler. Fakat günümüzde çoğu gökbilimci, kuasarların aslında, sadece gökadaların kendilerinin görülemeyeceği kadar uzakta bulunan uzaktaki aktif gökadaların son derece parlak çekirdekleri olduğunu düşünüyor.
Aktif bir Galaksinin Merkezî Güç Kaynağı
Gökbilimciler arasında oluşan fikir birliğine göre görünüş ve parlaklık farklılıklarına rağmen Seyfert’ler, radyo galaksileri, kuasarlar ve “normal” galaktik çekirdekler ortak bir enerji üretim mekanizmasını paylaşıyor. Aktif galaktik çekirdekler sınıfı genel olarak aşağıdaki özelliklere sahiptir:
- Genellikle parlaktır. Normal bir gökadanın 10^37 W karakteristiğinden daha yüksek parlaklıklara sahiptir.
- Enerji yayılımları çoğunlukla yıldız dışıdır.
- Yayılan enerji miktarı oldukça değişken olabilir, bu da enerjilerinin bir parsekten çok daha az mesafede bulunan küçük bir merkezi çekirdekten yayıldığı anlamına gelir.
- Jetler ve diğer patlayıcı aktivite belirtileri sergileyebilir.
- Optik tayfları, enerji üreten bölgede hızlı iç hareketi gösteren geniş emisyon çizgileri gösterebilir.
- Sık sık galaksi etkileşimleri ile bağlantılı aktiviteler gösterebilir.
Enerji Üretimi
Şekil 3, aktif galaksilerin merkez bölümleri için öncü modellerden biridir. Kendi galaksimizdeki X-ışını ikili sistemlerine güç veren sürecin ve galaktik merkezimizin bir versiyonudur. En parlak aktif galaksilerin güç kaynağını açıklama amacıyla teori, bu karadeliğin Güneş’ten milyonlarca kat daha büyük olması gerektiğini öne sürüyor. Bu modelin daha küçük ölçeklerdeki versiyonlarında olduğu gibi, kütle çekim etkisiyle büyük bir astronomik cisme doğru hareket etme sonucunda gaz bir toplanma diski oluşturur ve kara deliğe doğru sarmal yaparak disk içindeki sürtünme ile yüksek sıcaklıklara kadar ısınır ve sonuç olarak büyük miktarlarda radyasyon yayar. Bununla birlikte, aktif bir galaksi durumunda, biriken gazın kaynağı tüm yıldızlar ve yıldızlararası gaz bulutlarıdır.
Şekil 3
Gaz formunda birikim, kütleyi elektromanyetik radyasyon şeklinde enerjiye dönüştürmede son derece etkilidir. Ayrıntılı hesaplamalar, kütle çekiminin etkisi altında devasa bir astronomik cisme doğru ilerleyen maddenin toplam kütle-enerjisinin yüzde 10 veya 20’sinin, deliğin olay ufkunu geçmeden ve sonsuza kadar kaybolmadan önce yayılabileceğini göstermektedir. Güneş gibi bir yıldızın toplam kütle enerjisi (kütle x ışık hızının karesi) yaklaşık 2 x 10^47 J olduğundan, parlak, aktif bir gökadanın 10^38 W parlaklığının hesaplanabileceği sonucu çıkar. Bu, parlak, aktif bir galaksinin 10^38 W parlaklığının, Güneş’in milyarlarca katı kütleli bir kara delik tarafından on yılda sadece bir Güneş kütlesinde gaz tüketimi ile açıklanabileceği sonucuna varır.
Daha fazla veya az aktif galaksiler, buna uygun olarak daha çok ya da daha az yakıta ihtiyaç duyacaktır. Örneğin, 10^36 W Seyfert galaksisinin merkezindeki kara delik, her bin yılda yalnızca bir Güneş eşdeğerinde materyali yutardı. Enerji yayan bölgenin küçük boyutu, yoğun merkezi kara deliğin doğrudan bir sonucudur. Birikim diskindeki dengesizlikler, salınan enerjide dalgalanmalara neden olarak birçok nesnede gözlemlenen değişkenliğe yol açabilir. Pek çok aktif galaksinin merkezlerinde görülen spektral çizgilerinin genişlemesi, kara deliğin yoğun kütle çekimindeki gazın hızlı yörünge hareketinden kaynaklanır.
Şekil 4, Başak Kümesi’ndeki radyo galaksisi NGC 4261’in çekirdeğinde bulunan gaz ve toz diskinin Hubble Uzay Teleskobu görüntüsünü göstermektedir. Tanımlanan modele tutarlı olarak disk galaksinin merkezinden çıkan devasa jetlere diktir. Şekil 5, M87’nin merkezinden görüntüleme ve spektroskopik veriler biçiminde bu modele başka kanıtlar gösteriyor.
Şekil 4
Şekil 5
Enerjinin Yayılması
Teori, süper kütleli bir kara deliği çevreleyen sıcak birikim diski tarafından yayılan radyasyonun gaz ısınırken diskteki geniş sıcaklık aralığına karşılık gelen kızılötesinden X ışınlarına kadar geniş bir dalga boyu aralığını kapsaması gerektiğini öne sürüyor. Bu bazı galaktik çekirdeklerin spektrumlarını açıklar.
Şekil 6
Şekil 6’da gösterildiği gibi, kara deliğe bakış açımız bu tozlu halka ile kesişmiyorsa, büyük miktarlarda yüksek enerjili radyasyon yayan yalın enerji kaynağı görülür. Tozdan ve merkezden uzaktaki gazdan yalnızca dar emisyon hatlarından büyük miktarda kızılötesi radyasyon yayıldığı görülür. Disk yapısının kendisi oldukça belirsizdir ve gerçekte şekilde gösterilenlerden oldukça düzgün görünen yüzük yapısıyla arasında çok az benzerlik gösterir. Pek çok gökbilimci, soğurucu bölgenin aslında birikim diskinin dış kenarından içerideki yoğun radyasyon tarafından yönlendirilen yoğun bir gaz çıkışı olabileceğinden şüpheleniyor.
Şekil 7
Şekil 7’de gösterildiği gibi, herhangi bir parçacık (görseldeki elektron) bir manyetik alanla karşılaştığında, parçacık manyetik alan çizgileri etrafında dönme eğilimindedir. Parçacıklar dönerken elektromanyetik radyasyon yayarlar. Bu şekilde ortaya çıkan radyasyon senkrotron radyasyonu olarak adlandırılır. Doğası gereği termal değildir, yani emisyon ile yayılan nesnenin sıcaklığı arasında hiçbir bağlantı yoktur. Bu nedenle radyasyon bir kara cisim eğrisi ile tanımlanmaz. Bunun yerine, Şekil 5b‘de gösterildiği gibi yoğunluğu artan frekansla azalır. Radyo galaksilerden ve radyo-görüntülü kuasarlardan gelen radyasyonun genel spektrumunu açıklamak için gereken tam da budur.
Sonuç olarak, neredeyse tüm enerjisini senkrotron radyasyonu biçiminde yayan devasa bir radyo lobudur. Bu nedenle, radyo emisyonu görünür galaksiyi gölgede bırakan muazzam ölçüde genişletilmiş bir uzay hacminden gelse de enerjinin kaynağı hala galaktik merkezde bulunan, hacim olarak radyo lobundan milyarlarca kat küçük olan birikim diskidir.
Hazırlayanlar: Çiğdem Uysal & Serdar Kutluer
İTÜ Astronomi Kulübü Üyeleri
Kaynaklar:
- Chaisson, E., McMillan, S. (2008), Astronomy Today, San Francisco CA: Pearson Addison-Wesley.
- https://www.nustar.caltech.edu/system/avm_image_sqls/binaries/88/jpg_original/nustar151217c.jpg?1450373000