УДК 524.7-33
AGN III - ПЕРВИЧНАЯ АКТИВНОСТЬ В ЯДРАХ ДИСКОВЫХ ГАЛАКТИК С "ПСЕВДОБАЛДЖАМИ"
© 2013 г. Б. В. Комберг*, А. A. Ермаш**
Астрокосмический центр Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 21.11.2012 г.; принята в печать 07.12.2012 г.
На основе наблюдательных данных, касающихся эволюции квазаров и галактик различных морфологических типов, а также численных симуляций разных авторов, показано, что на низких красных смещениях (z < 0.5) объекты типа QSOI/II (квазары первого или второго типа), отождествляемые с массивными эллиптическими и спиральными (E и S) галактиками с "классическими" балджами, не могут находиться в единичной поздней фазе активности (т.е. быть "первичными"), а должны были "вспыхивать" неоднократно и ранее. Это означает, что их появление на низких z связано с феноменом рекуррентности, т.е. с большими слияниями богатых газом галактик (wet major merger), так как время их жизни в активной фазе не превышает нескольких единиц на 107 лет. "Первичными" на низких z могут быть лишь объекты введенного ранее авторами типа AGN III, которые связаны с ядрами изолированных спиральных галактик поздних типов с маломассивными быстровращающимися "псевдобалджами". Черные дыры в таких галактиках обладают массами Мвн < 107Mq, а также, возможно, предельно высоким удельным моментом вращения на единицу массы, что может обеспечивать особенности в спектрах излучения их ядер. Характерным представителем объектов типа AGN III могут являться сейфертовские галактики с узкими (менее 2000 км/с) разрешенными линиями излучения в спектрах (NLSyI — Narrow-Line Seyfert galaxies, type I), c "псевдобалджами" и массами черных дыр Мвн < 107Mq. Так как объекты типа NLSyI связаны с галактиками с "псевдобалджами", а сейфертовские галактики с широкими линиями (BLSyI — Broad-Line Seyfert galaxies, type I) — c галактиками с "классическими" балджами, то они не могут быть связаны эволюционно. Возможно, предшественниками объектов типа NLSyI могли быть квазары типа квазаров "популяции А".
DOI: 10.7868/S0004629913060030
1. ВВЕДЕНИЕ
За почти полвека, прошедших с отождествления в 1963 г. М. Шмидтом первого квазара (3C 273, z w 0.16) [1] стало ясно, что квазары (QSO) — это очень активная фаза в эволюции ядер в массивных галактиках. К настоящему времени отождествлены десятки тысяч квазаров с z от 0.04 до и абсолютными звездными величинами от —23 (по определению) до -32. Лишь ~10% из них являются сильными источниками в радио- и рентгеновском диапазонах, а ^90% светят только в оптическом или ультрафиолетовом диапазонах. Пространственная плотность ярких квазаров резко возрастает от z w 0 к z w 2 — 3 (pq ~ (1 + z)10±1), а для слабых — этот рост гораздо слабее (~(1 + + z)2-3±0-7) [2]. Максимум плотности достигается при z ~ 2 — 3 и затем, если ввести поправку на поглощение в околоядерной или галактической среде,
E-mail: bkomberg@asc.rssi.ru
E-mail: aermash@gmail.com
медленно спадает [3]. Зависимость ря(г) похожа на зависимость от времени сопутствующей плотности скорости звездообразования в галактиках [4].
Квазары, как и другие галактики с активным галактическим ядром (АСЫ), с широкими разрешенными линиями излучения в спектрах и слабым внутренним поглощением относят к типу АСЫ I, а объекты с более узкими линиями с сильной абсорбцией — к АСЫ II по аналогии с делением по виду спектров сейфертовских галактик на тип I и тип II (Бу1 и Бу2)' .
По оценкам разных авторов, полученным на основе разных подходов к проблеме продолжительности активной фазы в излучении ядер массивных галактик, т.е. фазы (^БО, можно сделать вывод, что она не превосходит ~107 лет (см., например, [5, 6]) Отсюда следует, что квазары, заро-
1 Следует заметить, что есть много АСЫ промежуточных типов, если проводить деление только по ширинам линий излучения.
дившиеся на высоких z, не могут в рамках "одноактной" фазы активности дожить до нашей эпохи. Поэтому и был правомерен вопрос И.С. Шкловского о природе близких квазаров: являются ли они результатом рекуррентной природы активности или относительно недавней мощной вспышкой активности в галактиках, задержавшихся в своей эволюции2 ?
2. ТРУДНОСТИ ГИПОТЕЗЫ О ПРОСТОМ ИЕРАРХИЧЕСКОМ СКУЧИВАНИИ ("DOWNSIZING")
Как стало ясно в последние годы, простого ответа на вопрос о путях эволюции галактик получить не удается, так как трудно разобраться в сложном характере процессов, приводящих к эволюции темпа звездообразования в галактиках разных морфологических типов. Как показали наблюдения и численные симуляции (см., например, [9, 10]), хаббловская классификация галактик по морфологическим типам устанавливается лишь на z < < 0.5, а для более далеких галактик (z > 1) эта классификация требует коррекции. Дело в том, что к настоящему времени накопилось уже много наблюдательных фактов, противоречащих гипотезе об эволюции галактик за счет простого иерархического скучивания, когда массы и размеры галактик со временем увеличиваются при слиянии их в более крупные звездные системы.
Впервые на это противоречие было обращено внимание в работе [12], в которой на основе изучения 280 галактик (z w 0.8—1.6) со вспышками звездообразования было показано, что их масса, наоборот, увеличивается с ростом z. (Для обозначения этого феномена был введен термин "downsizing"). Таким образом, было показано, что иерархическое скучивание гало темной материи, которое хорошо объясняет формирование крупномасштабной структуры, не гарантирует такой же путь эволюции для барионной диссипативной материи (см., например, [13]). Такой вывод в последние годы находит все больше наблюдательных и теоретических подтверждений. Например, в работе [14] было показано, что Мвн /М* — (1 + + z)0'7, где М* — масса звездной компоненты. А в [9] утверждалось, что формирование массивных сфероидальных галактик происходит быстрее, чем выделение групп или скоплений галактик. При этом в массивных галактиках, связанных с массивными DM-гало, раньше заканчивается (уже к z = 1.5) активное звездообразование, и они переходят на режим пассивной эволюции. В то же время в галактиках, связанных с менее массивными DM-гало,
2 Попытка ответить на этот вопрос была предпринята в
работах [7, 8].
звездообразование может продолжаться вплоть до z = 0 [15]. Получается, что чем позже формируется маломассивная галактика, тем в среднем моложе в ней звезды, средний возраст которых — (lg М*)1'6 [16]. Интересно, что в работе [17] было предсказано, что подобная же эволюция имеет отношение не только к звездным массам галактик, но и к спинам их черных дыр (ЧД), которые у массивных галактик раньше набирают момент вращения при больших слияниях, но затем (на z < 2) теряют его за счет малых слияний.
В ряде работ рассматривалась проблема изменения типов галактик в зависимости от z, т.е. их эволюция. Например, в работе [13] было показано, что галактики типов S и Irr доминируют среди низкомассивных галактик на высоких z, в отличие от E/SO-галактик, доминирующих на тех же z среди массивных галактик. В работе [18] сравнивались по каталогу SDSS типы галактик с абсолютной звездной величиной Мав < —20.3 в двух диапазонах по z: Az1 = 0.3—0.4 и Az2 = 1.3—1.5. Оказалось, что в обоих диапазонах доля эллиптических галактик (EG) составляет —3%—4%, а SO-галактик — -13%—15%. В то же время доля спиральных галактик возрастает от -30% в Az2 до -70% в Az1, а доля пекулярных галактик, наоборот, составляет -10% в Az1 и -50% в Az2. Из этого авторы делают вывод, что -40% пекулярных галактик со временем превращаются в спиральные галактики (SG), а не в EG/SO-галактики, как ожидалось бы при иерархическом скучивании. К похожему выводу приходят и авторы работы [19], сравнивая распространенность галактик разных типов в скоплениях галактик на z = 0 и z = 0.8:
доля EG -40% на обоих z; доля S0 -13% на z = 0.8 и -40% на z = 0; доля SG -40% на z = 0.8 и -15% на z = 0. Отсюда делается вывод о том, что превращение SG в SO происходит при выметании газа из последних где-то вблизи z 0.4.
Вообще следует заметить, что относительно природы галактик типа S0 нет единой точки зрения. Так, авторы работы [20] выдвигают гипотезу о том, что в скоплениях галактик есть две популяции S0 — так называемые "прошедшие предобработку" (pre-processed) и "прошедшие постобработку" (post-processed). Под "прошедшими постобработку" подразумеваются галактики, в прошлом спиральные, которые при падении на скопление потеряли свой газ. В [21] делается вывод о том, что эволюция вдоль хаббловской последовательности для S0-галактик возможна за счет малых и средних слияний галактик без газа в сторону более ранних типов. Авторы работы [22] придерживаются диаметрально противоположной точки зрения — а именно, что линзовидные галактик являются
предками по отношению к спиральным, которые являются результатом аккреции газа на S0-галактики с последующим звездообразованием.
Заметим еще, что массивные эллиптические галактики не представляют из себя единой группы, а подразделяются (по виду формы зависимости поверхностной яркости от расстояния до центра) на галактики с ядром (core EG) и дископодобные галактики (disky EG) (см., например, [23]), которые могут являться родительскими галактиками для "радиогромких" квазаров (RL QSO) и "радиотихих" квазаров (RQ QSO), соответственно. Наблюдения показали, что звездная масса М*, выше которой EG становятся доминирующей популяцией, сама растет с увеличением z от 0 до 2 (это явление носит название "downsizing"). Уместно отметить, что наблюдения [24] массивных EG подтвердили вывод теории о том, что фаза QSO, связанная со слияниями богатых газом галактик (голубая последовательность), способствует выметанию и нагреву газа в родительской галактике, что приводит к прекращению звездообразования и переходу родительской галактики в красную последовательность.
Более массивные эллиптические галактики с профилем, имеющим выраженное ядро (core EG), имеют эффективный радиус re > 10 кпк и мощность Pr > 1022'5 Вт/Гц с излучающими в рентгеновском диапазоне коронами, а менее массивные дископодобные галактики (disky EG) имеют re
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.