Büyük bir teleleskopla gökyüzüne baktığımızda “normal galaksiler” ile “aktif” olanlarını ayırt etmek neredeyse imkansızdır. Fakat bu galaksilerin tayfını(spektrumunu) aldığımızda birbirlerinden açık bir şekilde ayrılırlar. Normal galaksiler, içindeki yıldız ve gazdan beklendiği ölçüde ışıma yaparken, aktif galaksiler tayflarından da fark edilebileceği üzere ekstra ışımaya sahiptirler.
Aktif galaksiler birçok farklı şekide karşımıza çıkıyor; kuazar, blazar, Seyfet galaksi, radyo galaksi gibi.. Bu kaynakların ilk gözlendiklerinde farklı farklı astronomik kaynaklar olduğu düşünülürken, artık bunların birçok yönden birbirine benzer olduğu fakat özellikle tayfsal olarak karakteristik farklar gösterdiklerini biliyoruz. Aktif galaksilerin en önemli ortak özelliği, galaksinin büyüklüğüne oranla çok küçük bir bölgeden çok büyük yoğunlukta ışıma yapmaları. Bu ışıma fazlası merkezdeki “Aktif Galaksi Çekirdeği”(Active Galactic Nuclei –AGN) adı verilen bölgeden geliyor. Kısacası aktif galaksileri normal galaksi ve merkezindeki AGN birleşimi olarak düşünebiliriz.
Aktif galaksiler evreden oldukça seyrekler. Her bir galaksinin yaşamı boyunca aktif bir safhadan geçtiği ya da aktif galaksilerin farklı bir sınıf olup olmadı hala anlaşılabilmiş değil. Yani, evrendeki galaksilerin yalnızca küçük bir kısmınını aktif olarak gözlüyor oluşumuz, her galaksinin yaşamlarının kısa bir bölümünde aktif olduğunu ya da az sayıda galaksinin uzun bir süre boyunca aktif olduklarını anlamına geleblir. Bizim galaksimiz Samanyolu ve etrafındaki birçok galaksi aktif galaksilere göre oldukça az aktivite göstermekte.
Aktif galaksilerin böylesine aktif oluşları merkezlerinde bulunan ve etraflarında yığılma diskinden madde aktarımı gerçekleşen “süper-kütleli karadelikler”(super massive blackholes – SMBH) ile açıklanıyor. Karadeliğe düşen maddenin kütle çekimsel potansiyel enerjisi elektromanyetik ışımaya dönüşüyor. Tipik olarak Güneş’in 100 milyar kat gücünde enerji yayan bu karadelikler yalnızca Güneş Sistemi (1 ışık yılının binde biri kadar..) büyüklüğündeler..
GALAKSİLERİN TAYFI
Galaksiler genel olarak yıldızlar, gaz ve toz bulutları ve karanlık maddeden oluşurlar. Karanlık madde ışıma yapmadığı için tayfa bir katkı yapmaz; dolayısıyla tayfı belirleyenler yıldızlar, gaz ve bazen toz bulutlarıdır.
Yıldızlar
Yıldızların tayfı yer yer üzerinde soğurulma çizgileri ile kesilmiş sürekli bir termal tayf özelliğindedir. Bu tayfın özelliklerinden ve soğurulma çizgilerinden yıldızın içeriği, yüzey sıcaklığı, parlaklığı ve radyal hızı gibi bilgiler elde edebiliriz.
Tipik bir yıldızın optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akısını gösteriyor (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)
HII gaz bölgeleri
Galaksilerdeki gaz çoğu zaman sıcak HII(bir kez iyonize olmuş-elektronu kopmuş- hidrojen gazı) bulutları şeklinde gözlenir. Bu bulutların optik tayfında birkaç salınım çizgisi görülür. Bu bölgeler oldukça parlak olduğundan galaksinin tayfına oldukça büyük ölçüde katkıda bulunurlar. Normal galaksilerde optik dalga boyunda başka ışıma yapan bir tek süpernova kalıntıları ve gezegenimsi bulutsulardır. Fakat bunlar HII bölgelerine göre oldukça sönüktürler.
Tipik bir HII bölgesi optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)
Toz
Galaksideki toz, düşük sıcaklıkları ile optik tayfta herhangi bir ışıma özelliğine sahip değildir. Aslında tozlar optik dalga boyunda yıldız ışını emerler ve uzak-kızıl ötesinde(dalga boyu ~100 mikro-metre) güçlü bir şekilde ışıma yaparlar.
Yıldızların ve HII bölgelerinin tayfı optik tayfın çok ötesine uzanır. Örneğin Güneş, radyodan, gama-ışınına, ultraviyole ve X-ışınına kadar geniş bir aralıkta ışıma yapar. Fakat ışımanın çok büyük bir bölümü optik bölgede yoğunlaşmıştır. Göreceğiz ki, aktif galaksilerde durum daha farklı; aktif galaksilerin tayfını diğer tayflardan ayırmak için geniş bant(broadband) tayf olarak adlandıracağız. Bu arada, optik bant olarak görünür tayfa ek olarak yakın ultraviyolet ve yakın kızılötesini de içine alan 300-900 nm aralığındaki bandı kast ediyoruz.
Normal bir galaksinin tayfı, içindeki yıldızların ve gaz bulutlarının tayflarının üst üste birleştirilmesiyle oluşur. Yıldızların bazı soğurulma çizgileri ve gazların salınım çizgileri galaksilerin tayflarında gözlenebilir. Aktif galaksilerin tayfları ise, normal galaksi tayfının yanında merkezdeki AGN’den kaynaklanan fazladan özellikler gösterir.
Optik Tayf
Normal Galaksiler
Tpik bir galaksinin optik tayfı, içindeki yıldızların ve gaz bulutlarının tayfının birleşmesinden oluşur. Yıldızların tayfı birleştirilirken iki şey öne çıkar:
- Farklı yıldızların farklı soğurulma çizgileri bulunur ve farklı tayflar birleştirildiğinde birinin soğurulma çizgisinin, diğerinin sürekli kısmına denk gelip salınım çizgileri “seyrekleşebilir” (line dilution)
- Doppler etkisi bütün tayf çizgilerini etkiler. Galaksinin kırmızıya kayması, tayftaki bütün çizgileri aynı şekilde kaydırır. Galaksi içindeki hareketler de Doppler etkisine neden olur. Böylece tayf çizgileri genişler ve güçsüzleşir.
Grafikte, 3C273 galaksisinin, evrenin genişlemesi nedeniyle tayfındaki hidrojen çizgilerinin, labaratuar ortamındaki dalga boylarına(Hydrogen spectrum in lab) göre kırmızıya doğru kayması yani daha yüksek dalga boylarına kayması gösteriliyor. Bu kaymadan “kırmızıya kayma” değeri olarak belirtilen z değeri ölçülerek galaksinin uzaklığı çıkarılabiliyor. 3C273 kırmızıya kayma değeri ilk ölçülen bir aktif galaksi ve 0.158 değeri 2 milyar ışık yılı(!) uzakta olduğunu gösteriyor.. 1963’de elde edilen bu sonuç o zamanlar için bilinen ölçekleri sarsmış ve bu kaynak gözlenen en uzak gökcisim ünvanını almıştı. Hatta bu keşif ve keşfi yapan astronom Maarten Schmidt Times’a kapak olmuştu. (Kaynak Astronomy Mag.)
HII bölgelerinin tayfınını güçlü salınım çizgileri belirler. Bu tayflar üst üste eklendiğinde, başka bir yıldızın soğurulma çizgisine denk gelmediği sürece tayfta belirgin olarka görülürler. Fakat belirtilidği gibi, salınım çizgileri de Doppler kaymasından etkilenerek ya da galaksi içi hareketler sebebiyle de genişleyebilirler.
Bu noktada sözü geçen Doppler kayması ve tayf çizgilerine etkisi konusunu alt başlık olarak biraz açalım.
Doppler Genişlemesi
Doppler etkisi, ışınım yapan kaynak bize yaklaşırken dalga boyunun kısalmasına, kaynak bizden uzaklaşırken dalga boyunun uzamasına neden olur.
Astrofiziksel kaynaktan gelen ışınların her biri atomlar tarafından yayılan fotonlardan oluşur. Bu atomların birbirine göre hareketleri bu ışınımın kırmızıya ya da maviye kaymış haliyle gözlenir. Örneğin bütün hidrojen atomları aynı dalga boyunda ışıma yapsa dahi, bize ulaşan fotonlar belirli bir dalgaboyu aralığında olacaktır. Yani hidroje tayf çizgileri genişlemiş – Doppler genişlemesine uğramıştır.
Genel olarak ışıma yapan atomların hızları bakış doğrultumuzda Δv gibi bir aralıkta olduğunda, bunun sonucu oluşan Doppler genişlemesi:
olarak verliyor. Burada λ, dalga boyu; dolayısıyla Δλ da dalga boyunda oluşan genişleme, c de ışık hızı.
Atomların hareket etmelerinin birinci sebebi sıcaklık. Sıcak bir gazda atomlar gazın sıcaklığıyla ilişkili olarak, belirli bir hız aralığında tamamen rastgele hareket edeceklerdir. m kütlesindeki gaz atomlarının T sıcaklığındaki hız dağılımları aşağıdaki gibidir:
Doppler genişlemesi genelde dalga boyu yerine hız (Δv) cinsinden verilir. Örneğin Güneş’in tayfındaki Hidroje-alfa(Hα) çizgisinin genişliği 10 km/s'dir gibi..
Termal Doppler genişlemesi 2. denklemde görüldüğü gibi ışıma yapan atomların kütlesine(m) bağlıdır. Buna göre hidrojen çizgileri, demir çizgilerinden çok daha geniş olacağı açıktır.
Çizgilerin genişlemesi sadece sıcaklık ile ilişkili değildir. Işıma yapan atomların oluşturduğu gazın dönmesi, içeri ya da dışarı doğru akışı ya da türbulans nedeniyle kaotik hareketleri hep çizgilerin genişlemesine neden olur. Örneğin, kendi ekseni etrafında dönen bir galaksinin tayf çizgileri genişleyecektir. Normal galaksilerin bu dönme nedeniyle Δv değerleri 100-300 km/s arasındadır ki bu Güneş’in fotosferindeki sıcak gazların termal hareketindein etkisinden çok daha fazladır.
Nedeni ister termal ister yığın hareketler olsun, sonuç her iki durumda da hız dağılımı ile doğru orantılı olarak tayf çizgilerinin genişlemesi şeklinde oluyor. Termal genişlemeyi, diğer türlerden ayırmanın püf noktası, termal ışımanın atom kütlesine bağlı iken, diğerleri her tür atom için aynıdır. Ayrıca, Doppler genişlemesi hem soğurulma hem de salınım çizgilerini etkiler.
-----------------
HII bölgesi ışıma çizgilerinin içinde “yasak çizgiler”(forbidden lines) olarak bilinen çizgiler oluşur. Tayflardaki birçok çizgi yüksek yada düşük yoğunluklarda oluşabilir. Fakat yasak çizgiler sadece düşük yoğunluklarda oluşabilir. Bunun nedeni bu çizgileri oluşturan uyarılmış haller o kadar uzun sürelidirler ki yüksek yoğunluklarda bir iyon yada atomun çarpmasıyla atom foton yaymadan uyarılmış haleden temel hale geçer. Bu kadar az yoğun ortamlar labaratuar ortamlarında genellikle gözlenmediğinden, bu çizgiler “yasak çizgiler” olarak anılır. Bu çizgiler aktif galaksilerin tayflarında bollukla görülür ve [ ] ile gösterilir. Örneğin HII bölgelerinde gözlenen [NII] (655nm) ve [OIII] (501nm) çizgileri gibi…
Bütün bunları göz önüne aldığımızda galaksilerin tayfı için şunları söyleyebiliriz:
Eliptik Galaksiler
- Sürekli bir tayf ve genişlemiş soğurulma çizgileri
- HII bölgeleri olmadığı için salınım çizgileri yok
- K tipi, oldukça soğuk bir yıldız tayfına benzer bir tayf
Eliptik galaksi NGC 2775’in optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor. Tipik bir yıldız tayfına benzerliğine dikkat edin. (Kaynak : NASA NED)
Sarmal Galaksiler
- Yıldız ışığından kaynaklanan sürekli bir tayf, birkaç zayıf yıldız soğurma çizgileri ve HII bölgelerindnen salınım çizgileri
Tipik bir sarmal galaksinin optik tayfı; x ekseni dalga boyu, y ekseni ise o dalga boyundaki enerji akı yoğunluğunu gösteriyor. Zayıf soğurulma çizgileri ve nispeten güçlü Hα çizgisine dikkat! (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)
Aktif Galaksiler
- Işıma çizgileri normal galaksilerden hem daha güçlü hem de daha geniş
- Doppler genişlemesi, termalden ziyade yığın hareketlerden kaynaklı
Tipik bir aktif galaksi optik tayfı. Dikkat edilmesi gerekenler öncelikle oldukça geniş ve birçok sayıda salınım çizgileri; ikincisi salınım çizgilerinin şiddeti arka plandaki sürekli bölgeye göre neredeyse 4-5 kat daha güçlü olması (sarmal galaksilerdeki salınım çizgileriyle karşılaştırabilirsiniz). (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)
Yukarıda galaksi tiplerinin optik dalga boyunda, yani elektromanyetik tayfın oldukça dar bir bölgesindeki tayfını inceledik. Aktif galaksilerin tayflarındaki karakteristik farkları bu aralıkta gözlemenin mümkün olduğunu gördük. Fakat asıl dramatik fark tüm dalgaboylarını içine alan “geniş-bant” gösteriminde ortaya çıkıyor. Normal galaksilerin geniş-bant tayfı, Güneş’in tayfına benzer fakat tepe noktası biraz daha büyük dalgaboylarındadır. X-ışını, kızıl ötesi ve radyodaki akı yoğunluğu çok daha azdır.. Normal galaksilerdeki X-ışını, kızıl ötesi ve radyo kaynaklarını şöyle sıralayabiliriz:
- X-ışını: X-ışını çiftleri, süpernova kalıntıları ve sıcak yıldızlar arası madde
- Kızıl ötesi: soğuk yıldızlar, toz bulutları ve HII bölgelerini saran tozlar
- Radyo: Süpernova kalıntıları, atomik hidrojen ve CO molekülleri
Aktif galaksiler ise yukarıda bahsedilen normal galaksilerin geniş-bant tayflarından farklı olarak, sadece küçük bir bölgede yoğun bir ışımadan ziyade radyodan gama ışınlarına kadar hemen hemen tüm dalga boylarında oldukça benzer şiddette ışıma yaparlar. Dolayısıyla aşağıdaki örnekte olduğu gibi, genelde aktif galaksilerin tayflarının oldukça “düz” olduğu söylenir.
3C273 aktif galaksisinin geniş bant tayfı.. x eksenindeki dalga boyu aralığının genişliğine dikkat edin ve bu kadar geniş dalga boyu aralığında hemen her bölgede ışıma olduğunu ve bu ışımanın şiddet olarak birbirine benzediği dikkat çekici (Kaynak: Introduction to Galaxies and Cosmology)
Yukarıdaki grafikte y eksenine bakarsanız enerji akı yoğunluğu dalgaboyu λ ile çarpılmıştır.. Bu geniş-bant tayf gösterimlerinde sıklıkla kullanılan bir gösterimdir ve böyle gösterimler SED(Spectral Energy Distribution) olarak adlandırılır.. Bir kaynağın her bir dalga boyunda yaydığı toplam enerjiyi göstermek için enerji akı yoğunluğu dalga boyu aralığını gösteren λ ile çarpılarak “spektral enerji dağılımı” şeklinde ifade edilir.
Galaksilerin tayf özellikleri üzerinden normal galaksiler ve aktif galaksiler arasındaki tayfsal farklılıları kısaca özetlemeye çalıştık. Normal galaksiler içinde barındırdıkları yıldız, gaz ve toz bulutlarının tayflarının birleşimlerinden oluşurken aktif galaksiler merkezlerindeki aktif süper-kütleli karadeliklerin parçası olduğu aktif galaktik çekirdekleri sebebiyle beklenenden hem çok daha fazla hem de çok daha farklı bir ışıma gösteriyorlar..
Bir sonraki bölümde, aktif galaktik çekirdeklerin bu karakteristik özelliklerini oluşturan en önemli komponentleri, merkezdeki süper-kütleli karadeliklere eğilip, en temel 3 parametresi olan büyüklük, parlaklık ve kütlesini çeşitli fiziksel ve gözlemsel argümanlar kullanarak hesaplayacağız.
0 yorum:
Yorum Gönder