Класификация на високоенергийните обекти

В центъра на кадъра е блазарът Mrk 501 (съзвездие Херкулес). Обектът е с червено отместване z = 0,034, което съответства на 456 млн. св. г. разстояние от земята.
Mrk 501 е изключително променлив източник на гама-лъчи, претърпяващ силни избухвания. По време на избухването през 1997 г. блазарът е най-яркият обект на небето в областта на източниците на високоенергийни гама-лъчи.
3 кадъра с експозиция 5 мин.
Фотометричен филтър V
Телескоп: 0.25-м Нютон F/4.8

Активни галактически ядра (AGN)

Вътрешна структура на активна галактика
Кредит: AAVSO

AGN е общ термин за повечето видове галактики, които имат изключително ярко и концентрирано излъчване от централните си области. Смята се, че тази светлина идва от материя под формата на газ, прах и дори цели звезди, които се всмукват в централната черна дупка. Тъй като цялата тази материя се движи спираловидно навътре, тя става много гореща и много ярка, много по-ярка от звездите и другата светеща материя в центъра на галактиката.

AGN е компактна област в центъра на галактика, която има много по-висока от нормалната яркост поне в някои части на електромагнитния спектър с характеристики, показващи, че яркостта не е произведена от звезди. Такова излишно незвездно излъчване е наблюдавано в радио-, микровълновия, инфрачервения, оптичния, ултравиолетовия, рентгеновия и гама-диапазона. Галактика, в която има AGN, се нарича „активна галактика“. Според теорията незвездното излъчване от AGN е резултат от акрецията на материя от свръхмасивна черна дупка в центъра на галактиката домакин.

Активните галактически ядра са най-светлите постоянни източници на електромагнитно излъчване във Вселената и като такива могат да се използват като средство за откриване на отдалечени обекти; тяхната еволюция като функция на космическото време също поставя ограничения върху моделите на Космоса.

Наблюдаваните характеристики на AGN зависят от няколко свойства, като масата на централната черна дупка, скоростта на акреция на газ върху черната дупка, ориентацията на акреционния диск, степента на затъмнение на ядрото от прах и наличието или отсъствието на джетове.

Многобройни подкласове на AGN са дефинирани въз основа на техните наблюдавани характеристики; най-мощните AGN са класифицирани като квазари. Блазар е AGN с джет (релативистична струя), насочен към Земята.

Блазари

Блазар е активно галактично ядро (AGN) с релативистична струя (струя, съставена от йонизирана материя, движеща се със скорост, близка до скоростта на светлината), насочена много близо до наблюдателя. Релативистичното излъчване на електромагнитно лъчение от струята прави блазарите да изглеждат много по-ярки, отколкото биха били, ако струята е насочена в посока, отдалечена от Земята. Блазарите са мощни източници на излъчване в целия електромагнитен спектър и се наблюдава, че са източници на високоенергийни фотони на гама лъчи. Блазарите са силно променливи източници, които често претърпяват бързи и драматични колебания на яркостта в кратки срокове (от часове до дни). Някои струи на блазари показват видимо свръхсветлинно движение, което е още едно следствие от това, че материалът в струята се движи към наблюдателя със скорост, близка до тази на светлината. Смята се, че блазарите са свръхмасивни черни дупки, чиято маса е милиони или милиарди пъти по-голяма от масата на Слънцето и се намират в центровете на някои галактики.

Начинът, по който изглежда едно AGN за нас, зависи от линията ни на видимост към централната област на галактиката - най-вече от това дали можем да видим акреционния диск, заобикалящ черната дупка, или не, и дали релативистичните струи се създават от черната дупка и са насочени в наша посока. Ако не виждаме централния източник на AGN и струите не са насочени в нашата посока (или изобщо не съществуват), тогава обектът може изобщо да не изглежда като променлив и дори да не бъде идентифициран като AGN, ако не се вгледаме внимателно във всички дължини на светлинната вълна. Но блазарите са AGN, при които не само виждаме вътрешния акреционен диск близо до хоризонта на събитията на черната дупка, но и гледаме право в лъча на струята. При блазарите виждаме най-енергийните части на AGN. Сред AGN блазарите се променят в най-кратки срокове и излъчват радиация в целия електромагнитен спектър - от радиовълните до най-високоенергийните гама-лъчи.

Блазарите са променливи при всички наблюдавани дължини на на светлината - от радиовълните до високоенергийните гама-лъчи. Блазарите също така произвеждат някои от най-високоенергийните гама лъчи, наблюдавани във Вселената, милиони пъти по-заредени от гама лъчите, излъчвани от радиоактивни елементи, и милиарди пъти по-мощни от рентгеновите лъчи, които се използват в медицината. Само обекти с невероятна сила - силна гравитация, силни магнитни полета, силно радиационно налягане или и трите - могат да създадат толкова енергетично електромагнитно излъчване, а свръхмасивните черни дупки със сигурност отговарят на изискванията!

Още по-завладяващо е, че блазарите се променят в много кратки периоди от време - часове или дни. Това е така, защото когато гледаме блазар, ние гледаме в самото сърце на AGN, точно в самата черна дупка. Обектите могат да се променят в срокове, пропорционални на техния физически размер, основно колкото време е необходимо на светлината да премине през целия размер на обекта. Така че, за да могат блазарите да се променят в рамките на няколко часа, те трябва да са с размер само няколко светлинни часа. За сравнение, на един светлинен лъч са необходими около 11 часа, за да прекоси Слънчевата система от едната страна на орбитата на Плутон до другата. Така че в един блазар, който се променя в този времеви диапазон, трябва да се съберат милиони, милиарди или дори трилиони слънчеви маси в обем с размерите на орбитата на Плутон!

Категорията на блазарите включва обекти от типа BL Lac и оптически силно променливи квазари (OVV). Общоприетата представа е, че BL Lac обектите по своята същност са нискомощни радиогалактики, докато OVV квазарите по своята същност са квазари с мощно радиоизлъчване. Наименованието „блазар“ първоначално е въведено през 1978 г. от астронома Едуард Шпигел за обозначаване на комбинацията от тези два класа. На изображенията с видима дължина на вълната повечето блазари изглеждат компактни и точковидни, но изображенията с висока разделителна способност разкриват, че те са разположени в центровете на елиптични галактики.

Блазарите са важна тема за изследване в астрономията и астрофизиката на високите енергии. Изследванията на блазарите включват проучване на свойствата на акреционните дискове и струите, на централните свръхмасивни черни дупки и заобикалящите ги галактики-приемници, както и на излъчването на високоенергийни фотони, космически лъчи и неутрино.

През юли 2018 г. Обсерваторията за неутрино IceCube обяви, че е проследила неутрино, попаднало в базирания в Антарктида детектор през септември 2017 г., обратно до мястото на произхода му в блазар, отдалечен на 3,7 милиарда светлинни години. Това е първият случай, в който детектор на неутрино е използван за локализиране на обект в космоса.

През 2003 г. AAVSO си партнира с GLAST Telescope Network (GTN), впоследствие преименувана на GTN - The Global Telescope Network, в проект за образование и работа с обществеността за наблюдение на блазари преди изстрелването на GLAST, сега известен като Fermi Gamma-Ray Space Telescope. Дългосрочното наблюдение на редица блазари помогна да се установи базова линия на поведение, която да се използва за бъдещи сравнения. Международната високоенергийна мрежа на AAVSO продължава да наблюдава блазари и други високоенергийни явления за тези и други проекти.

Понастоящем (от декември 2008 г.) AAVSO провежда друга кампания за няколко блазара, наблюдавани от обсерваторията VERITAS и спътника XMM-Newton, по искане на д-р Маркус Бьотчер (Университет Охайо). За повече подробности вижте предупредително известие на AAVSO № 353.

BL Lacertae (BLLACS)

Markarian 501 (изображение от Sloan Digital Sky Survey)

Обектът BL Lacertae или BL Lac е вид активно галактично ядро (AGN) или галактика с такова AGN, наречена на името на своя прототип BL Lacertae. За разлика от други видове активни галактични ядра, BL Lac се характеризират с бърза и голяма по амплитуда променливост на потока и значителна оптична поляризация. Поради тези свойства първоначално се е смятало, че прототипът на класа (BL Lac) е променлива звезда. В сравнение с по-ярките активни ядра (квазари) със силни емисионни линии, обектите BL Lac имат спектри, в които преобладава относително безхарактерен нетермичен емисионен континуум в целия електромагнитен диапазон. Тази липса на спектрални линии в миналото е възпрепятствала идентифицирането на природата на BL Lac и се е оказала пречка при определянето на тяхното разстояние.

В унифицираната схема на радиосилните активни галактични ядра наблюдаваната ядрена феноменология на BL Lac се интерпретира като дължаща се на ефектите на релативистичната струя, близко разположена до линията на зрение на наблюдателя. Смята се, че BL Lac са вътрешно идентични с радиогалактиките с ниска мощност. Тези активни ядра изглежда се намират в масивни елиптични галактики. От гледна точка на класификацията на AGN, BL Lac са подтип блазар. Всички известни BL Lac са свързани с радиоизточници с доминиращо ядро, като много от тях показват свръхсветлинно движение.

Категорията блазар обхваща всички квазари, ориентирани с релативистична струя, насочена към наблюдателя, което дава уникален спектър на радиоизлъчване. Това включва както BL Lacs, така и оптически бурни променливи (OVV) квазари, но в общата практика „блазар“ и „BL Lac Object“ често се използват като взаимозаменяеми. OVV квазарите обикновено са по-светли и имат по-силни емисионни линии от BL Lac обектите.

Някои примери за BL Lac обекти са BL Lacertae, OJ 287, AP Librae, PKS 2155-304, PKS 0521-365, Markarian 421, 3C 371, W Com, ON 325 и Markarian 501.

Светлинна крива в AAVSO за Markarian 501

Избухвания на гама лъчи (GRB)

В гама-астрономията гама-изригванията (GRB) са изключително високоенергийни експлозии, които са наблюдавани в далечни галактики. Те са най-ярките електромагнитни събития, за които е известно, че се случват във Вселената. Избухванията могат да продължат от десет милисекунди до няколко часа. След първоначалния изблик на гама-лъчи обикновено се излъчва по-дълготраен „последвет“ в по-дълги вълни (рентгенови, ултравиолетови, оптични, инфрачервени, микровълнови и радио).

Смята се, че интензивното лъчение на повечето наблюдавани GRB се освобождава по време на свръхнова или свръхсилна свръхнова, когато звезда с голяма маса имплодира, за да образува неутронна звезда или черна дупка.

Един подклас GRB („късите“ избухвания) изглежда произхожда от сливането на двойни неутронни звезди. Причината за предшестващия взрив, наблюдаван при някои от тези кратки събития, може да бъде развитието на резонанс между кората и ядрото на такива звезди в резултат на огромните приливни сили, изпитани в секундите, предшестващи сблъсъка им, което води до разрушаване на цялата кора на звездата.

Източниците на повечето GRB са на милиарди светлинни години от Земята, което означава, че експлозиите са както изключително високоенергийни (типичен взрив освобождава за няколко секунди толкова енергия, колкото Слънцето за целия си 10-милиарден живот), така и изключително редки (няколко на галактика за милион години). Всички наблюдавани GRB произлизат извън галактиката Млечен път, въпреки че сроден клас явления - меки гама-ретранслатори - се свързват с магнетари в Млечния път. Изказана е хипотеза, че гама-изригване в Млечния път, насочено директно към Земята, може да предизвика масово измиране.

GRB са засечени за първи път през 1967 г. от спътниците Vela, които са били предназначени за откриване на тайни тестове на ядрени оръжия; това е разсекретено и публикувано през 1973 г. След откриването им са предложени стотици теоретични модели за обяснение на тези избухвания, като например сблъсъци между комети и неутронни звезди. До 1997 г., когато бяха открити първите рентгенови и оптични избухвания и бяха направени преки измервания на червените им отмествания с помощта на оптична спектроскопия, а оттам и на техните разстояния и енергийни мощности, имаше малко информация за проверка на тези модели. Тези открития, както и последвалите изследвания на галактиките и свръхновите, свързани с избухванията, изясниха разстоянието и светимостта на GRB, като окончателно ги поставиха в далечни галактики.

Съществуват два вида гама-изригвания, известни като дълго-леки кратко-тежки, като се има предвид тяхната продължителност и естеството на тяхното гама-излъчване. Дълготрайните леки избухвания продължават няколко десетки секунди и излъчват по-малко заредени („леки“) гама лъчи; краткотрайните твърди избухвания продължават една секунда или по-малко и излъчват много високоенергийни („тежки“) гама лъчи.

Дълготрайните леки GRB са тези, които най-често се откриват на други дължини на вълната, и се смята, че са свързани с колапс на свръхмасивни звезди, в събитие, известно като хипернова. Когато една масивна звезда изчерпи ядреното гориво, което я кара да свети, ядрото на звездата се срива. Ако ядрото се срине в черна дупка, останалата част от звездата ще започне да пада върху нея. Понякога черните дупки произвеждат струи от материал, които се отдалечават от черната дупка със скорост, близка до тази на светлината, а при хиперновата падащият звезден материал действа като източник на тези струи. Тези събития вероятно се случват десетки пъти на ден в цялата Вселена, но ние ги откриваме като изблик на гама лъчи само ако по случайност струята от черната дупка се окаже насочена в нашата посока. GRB произвеждат най-интензивното излъчване по посока на струята и затова ги откриваме само когато са насочени точно към нас.

Въпреки че не са изследвани толкова добре, смята се, че краткотрайните GRB също произлизат от образуването на черна дупка. В този случай астрофизиците смятат, че те идват от сливането на две черни дупки или две неутронни звезди в орбита една около друга. Както черните дупки, така и неутронните звезди са много масивни и много, много малки по размер, а когато се движат в близка орбита една до друга, се движат много бързо! Ако се движат по спирала и се слеят една с друга, сблъсъкът им може да доведе до огромна експлозия, която се случва много бързо, произвеждайки много бърз изблик на гама лъчи с високи енергии.

По-голямата част от енергията, излъчвана от гама-изригване, се излъчва като гама-лъчи, но струите, които ги създават, и възникналата хипернова излъчват светлина и с други дължини на вълната, а чрез изучаване на послесвета можете да научите повече за обекта, създал GRB, отколкото само от изучаването на излъчването на гама-лъчи. Светлината, излъчвана в рентгенови лъчи, оптична светлина и радиовълни, често може да се задържи часове или дни след избухването на гама-лъчите и поради естеството на излъчването с тези дължини на вълната е по-лесно да се определи мястото на GRB от послесвета, отколкото от самото избухване на гама-лъчите. Чрез изучаването на послесвета може да се разбере също така какъв вид звезда е била тази, която е експлодирала, как е протичал взривът или каква е била средата около тази звезда.

Следите от GRB се откриват трудно, но вече има мрежа от космически спътници и наземни обсерватории, посветени на тяхното откриване и локализиране. Спътници като Swift са предназначени за бързо откриване и локализиране на GRB с много по-голяма точност, отколкото е било възможно преди. Спътниците вече могат да определят местоположението на гама лъчите с точност под 0,5 градуса (понякога много по-малка), което улеснява наземните наблюдатели да концентрират търсенето си върху определено място в небето. Спътникът предава координатите обратно на Земята, след което тези координати се предават на обсерваториите по света чрез мрежата за координати на гама-изригванията или GCN.

Международната високоенергийна мрежа на AAVSO е част от GCN, която се актуализира в реално време. След това наблюдателите могат да насочат телескопите си към тези координати и да търсят преходно явление - обект, който не е наблюдаван преди това на тези координати. Ако намерят такъв обект, тогава е възможно да наблюдават послесвета на GRB. Обикновено откривателят на последвета съобщава точната позиция и първоначалните си наблюдения на останалите членове на общността на GRB и други наблюдатели по света също започват да наблюдават обекта. Ако обектът избледнее в яркостта си през следващите няколко часа или дни и не се движи, както би се движила малка планета, комета или астероид в нашата Слънчева система, значи те са открили послесвета! Продължителното наблюдение на източника дава информация за това как се развива експлозията на GRB, каква е неговата среда, а понякога дори какъв е бил обектът-родител.

Смятаме, че разбираме основите на това как се случват GRB, но не знаем всичко и понякога виждаме някои изненадващи неща, когато изучаваме избухванията на гама лъчи и техните последващи сияния. Понякога светлинната крива на гама-лъчите е много сложна, с много бързи промени, а понякога не; понякога светлинната крива на последващото сияние на GRB изглежда, че се развива като свръхнова, а понякога не; понякога два GRB с много сходни светлинни криви на гама-лъчите ще имат напълно различни светлинни криви в оптичния диапазон, а може би единият изобщо няма да има оптично последващо сияние. Все още не разбираме напълно какво се случва по време на GRB и колкото повече данни от наблюдения имаме, толкова по-добро ще бъде разбирането ни. Често научаваме повече, като се сблъскаме с нещо, което не очакваме да видим, отколкото като видим това, което очакваме.

Съществуват много обсерватории, които търсят последваща светлина, включително много роботизирани телескопи, които търсят автоматично, така че шансовете вие да сте първите, които ще наблюдават послесвет, сега не са толкова големи, колкото са били през първото десетилетие на 21-ви век. Но роботизираните телескопи не могат да бъдат навсякъде едновременно и все още има шанс отделни хора да допринесат за изследванията на GRB, особено чрез получаване на фотометрия по време на избухването.

Послесвет (последваща светлина) на  GRB 221009A Afterglow Fading“
Кредит: Филип Романов

Магнетари

Магнетарът е вид неутронна звезда, за която се смята, че има изключително мощно магнитно поле (^∼1013 до¹⁰¹⁵ G, ^∼109 до¹⁰¹¹ T). Разпадането на магнитното поле захранва излъчването на високоенергийно електромагнитно лъчение, по-специално рентгенови и гама лъчи. Теорията за тези обекти е предложена от Робърт Дънкан и Кристофър Томпсън през 1992 г., но първият регистриран изблик на гама лъчи, за който се смята, че е от магнетар, е засечен на 5 март 1979 г. През следващото десетилетие хипотезата за магнетара става широко приета като вероятно обяснение за меките гама-ретранслатори (SGR) и аномалните рентгенови пулсари (AXP).

Пулсари

Пулсарът (от pulse и -ar като в quasar) е силно намагнитизирана въртяща се неутронна звезда, която излъчва снопове електромагнитно лъчение от магнитните си полюси. Това излъчване може да се наблюдава само когато лъчът на излъчване е насочен към Земята (подобно на начина, по който един фар може да се види само когато светлината е насочена по посока на наблюдателя) и е причина за импулсния вид на излъчването. Неутронните звезди са много плътни и имат кратки, редовни периоди на въртене. Това води до много точен интервал между импулсите, който варира от милисекунди до секунди за отделен пулсар. Пулсарите са едни от кандидатите за източник на свръхвисокоенергийни космически лъчи (вж. центробежен механизъм на ускорение).

Периодите на пулсарите ги правят много полезни инструменти за астрономите. Наблюденията на пулсар в двойна система от неутронни звезди са използвани за косвено потвърждение на съществуването на гравитационно излъчване. Първите извънслънчеви планети са открити около пулсар - PSR B1257+12. Някои видове пулсари съперничат на атомните часовници по отношение на точността на отчитане на времето.

Избухващи звезди

Избухващата звезда е променлива звезда, която може да претърпи непредсказуемо рязко увеличение на яркостта за няколко минути. Смята се, че изригванията са аналогични на слънчевите изригвания, тъй като се дължат на магнитната енергия, съхранена в атмосферите на звездите. Увеличението на яркостта е в целия спектър- от рентгеновите лъчи до радиовълните. Първите известни звезди с избухвания (V1396 Cygni и AT Microscopii) са открити през 1924 г. Въпреки това най-известната звезда с избухвания е UV Ceti, която за първи път е наблюдавана да избухва през 1948 г. Днес подобни избухващи звезди се класифицират като променливи звезди от типа UV Ceti (използвайки съкращението UV) в каталозите за променливи звезди, като например Общия каталог на променливите звезди.

Повечето избухващи звезди са слаби червени джуджета, въпреки че последните изследвания показват, че по-малко масивни кафяви джуджета също могат да избухват. Известно е, че по-масивните променливи RS Canum Venaticorum (RS CVn) също избухват, но се предполага, че тези избухвания са предизвикани от звезда-спътник в двойна система, която предизвиква заплитане на магнитното поле. Освен това девет звезди, подобни на Слънцето, също са били наблюдавани да претърпяват избухвания преди потока от данни за свръхизбухвания от обсерваторията Кеплер. Предполага се, че механизмът за това е подобен на този при променливите RS CVn, тъй като избухванията се предизвикват от спътник, а именно невидима юпитероподобна планета в близка орбита.

Рентгенови двойни звезди

Рентгеновите двойни звезди са клас двойни звезди, които са ярки в рентгеновите лъчи. Рентгеновите лъчи се получават от материя, която пада от единия компонент, наречен донор (обикновено относително нормална звезда), към другия компонент, наречен акретор, който е много компактен: неутронна звезда или черна дупка. Падащата материя освобождава гравитационна потенциална енергия, достигаща до няколко десети от нейната маса на покой, под формата на рентгенови лъчи. При водородния синтез се освобождават само около 0,7 % от масата при покой. Продължителността на живота и скоростта на пренос на маса в рентгеновата двойка зависят от еволюционния статус на звездата донор, съотношението на масите между звездните компоненти и тяхното орбитално разстояние. От типична рентгенова двойна звезда с ниска маса се отделят около 1041 позитрона в секунда.

Квазизвездни обекти

Квазарът (известен също като квазизвезден обект, съкратено QSO) е изключително ярко активно галактично ядро (AGN), в което свръхмасивна черна дупка с маса от милиони до милиарди пъти по-голяма от масата на Слънцето е заобиколена от газов акреционен диск. При падането на газа в диска към черната дупка се освобождава енергия под формата на електромагнитно излъчване, което може да се наблюдава в целия електромагнитен спектър. Енергията, излъчвана от квазарите, е огромна: най-мощните квазари имат светимост хиляди пъти по-голяма от тази на галактика като Млечния път.

Квазарът 3C 273
Кредит: ESA/Hubble & NASA

Терминът квазар възниква като съкращение на квазизвезден [звездоподобен] радиоизточник, тъй като квазарите са идентифицирани за първи път през 50-те години на ХХ век като източници на радиовълново излъчване с неизвестен физически произход, а когато са идентифицирани на фотографски изображения с видима дължина на вълната, те приличат на слаби звездоподобни светлинни точки. Изображенията на квазари с висока разделителна способност, особено от космическия телескоп „Хъбъл“, показаха, че квазарите се срещат в центровете на галактиките и че някои галактики-домакини са силно взаимодействащи си или сливащи се галактики. Както и при други категории AGN, наблюдаваните свойства на квазара зависят от много фактори, включително масата на черната дупка, скоростта на акреция на газ, ориентацията на акреционния диск спрямо наблюдателя, наличието или отсъствието на струя и степента на затъмнение от газ и прах в галактиката домакин.

Квазарите се срещат в много широк диапазон от разстояния, а проучванията за откриване на квазари показаха, че активността на квазарите е била по-често срещана в далечното минало. Пиковата епоха на активността на квазарите е била преди около 10 милиарда години. Към 2017 г. най-отдалеченият известен квазар е ULAS J1342+0928 с червено отместване z = 7,54; светлината, наблюдавана от този квазар, е излъчена, когато Вселената е била само на 690 милиона години. Свръхмасивната черна дупка в този квазар, оценена на 800 милиона слънчеви маси, е най-далечната черна дупка, идентифицирана досега.

Материалът е превод по Classes of High Energy Objects на AAVSO