УДК 524.7
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ АКТИВНЫХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ЯДЕР И КВАЗАРОВ ИЗ КАТАЛОГА SDSS
(©2010 г. М. Ю. Пиотрович, Ю. Н. Гнедин*, Т. М. Нацвлишвили, Н. А. Силантьев
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 18.06.2009 г.
Анализируются данные спектрополяриметрических наблюдений 12 кандидатов в квазары из спектроскопической базы данных каталога SDSS. Магнитные поля этих объектов оцениваются в рамках теории, учитывающей эффект фарадеевского поворота плоскости поляризации на длине свободного пробега фотона в оттекающем из аккреционного диска веществе. В результате определены значения колонковой плотности вещества в оттекающем потоке Nн ~ 6 х 1023 см~2 и величины радиального В ~ 1 Гс и тороидального В ~ 600 Гс магнитных полей.
Ключевые слова: магнитное поле, квазары, поляризация.
ВВЕДЕНИЕ
Магнитные поля играют существенную роль во многих физических процессах, сопровождающих аккрецию вещества на сверхмассивные черные дыры в активных галактических ядрах. В частности, они могут контролировать как сам процесс аккреции, так и процесс истечения вещества из аккреционного диска. Именно в результате процесса истечения формируются как горячая корона, так и релятивистские джеты в активных галактических ядрах и квазарах. Магнитное поле обеспечивает перераспределение углового момента в аккреционном диске, а также может приводить к магнитно-ротационной неустойчивости в самом диске. Последняя приводит к сильному оттоку вещества из аккреционного диска, образуя дисковый ветер и горячую корону вокруг самого диска. Сильное полои-дальное магнитное поле обеспечивает коллимацию крупномасштабного оттока вещества из аккреционного диска как в виде дискового ветра, так и в виде релятивистского джета. Как дисковый ветер, так и релятивистский джет являются источниками рентгеновского и радиоизлучения активных галактических ядер и квазаров. Магнитное поле проявляет себя в существовании области образования широких эмиссионных линий и линий поглощения в квазарах.
В данной работе мы представляем новый метод определения магнитных полей (Гнедин, Силантьев, 1984, 1997). Хотя по сравнению с традиционным методом Зеемана этот метод является косвенным, он тем не менее позволяет оценить
величину магнитного поля и его геометрию с достаточной для многих задач точностью.
В принципе, существование анизотропии истекающего вещества уже обеспечивает появление поляризации излучения квазаров и активных галактических ядер вследствие рассеяния на электронах истекающей из аккреционного диска плазмы. В то же время наличие магнитного поля приводит к анизотропии поглощения и распространению излучения даже в случае полной сферической симметрии рассматриваемой области. Если же магнитное поле не столь велико (В < 106 Гс), чтобы обеспечить оптическую анизотропию среды, реальная анизотропия возникает вследствие фарадеев-ского вращения плоскости поляризации (Гнедин, Силантьев, 1984). Выражение для угла фарадеевского поворота ф может быть представлено в виде (Долгинов и др., 1979; Гнедин, Силантьев, 1997; Силантьев и др., 2000)
гр(п, В) = ^5тсо§6,
(1)
5 =
ЗА шв 4пге ш
0.8А2(мМ)В( Гс),
Электронный адрес: gnedin@gao.spb.ru
где п — направление электромагнитного излучения, в — угол между направлениями п и магнитного поля В, т = N(,^1 — томсоновская оптическая толщина, Ne — концентрация электронов, I — геометрическая длина рассеивающей области, ^ = = (8п/3)(е2/шес2)2 — сечение томсоновского рассеяния, шв = еВ/шес — циклотронная частота и ш — частота излучения.
Из (1) следует, что величина угла фарадеевского поворота достаточно велика и в случае довольно
небольших В > 10 Гс магнитных полей, если оптическая толщина по отношению к томсоновскому рассеянию т не очень мала. Для ф ^ 1 излучение становится неполяризованным вследствие полной компенсации потоков поляризованного излучения с различными значениями углов фарадеевского поворота плоскости поляризации. Сравнительно недавно были выполнены вычисления величины интегральной поляризации излучения в рассеивающих мишенях различной геометрической формы. Самые первые вычисления интегральной линейной поляризации излучения звезды с дипольным магнитным полем рассеянного в оптически тонкой сферически симметричной околозвездной оболочке были выполнены Гнединым и Силантьевым (1984). Силантьев (1993) выполнил аналогичные вычисления суммарной поляризации излучения, выходящего из поверхности звезд различного типа. Поляризация излучения, выходящего из аккреционного диска, также подвергается эффекту фарадеевского вращения плоскости поляризации и, в конечном итоге, фарадеевской деполяризации. Фотоны выходят из аккреционного диска в основном с поверхностного слоя т ~ 1. Если угол фарадеевского поворота ф, соответствующий единичной оптической толщине, становится существенно больше единицы, то выходящее излучение будет полностью деполяризовано вследствие компенсации вклада в поляризацию пучков излучения с различными углами фарадеевского вращения только для направлений, которые перпендикулярны вертикальному магнитному полю, величина фарадеевского угла поворота оказывается слишком малой, чтобы вызвать эффект деполяризации. Конечно, излучение, выходящее из наиболее глубоких слоев плоскопараллельной атмосферы, само деполяризуется и в отсутствие магнитного поля вследствие процесса электронного рассеяния. Фарадеевское вращение только усиливает эффект деполяризации. Это означает, что степень поляризации выходящего из аккреционного диска излучения приобретает пикообразную структуру, причем ее максимальное значение соответствует направлению, перпендикулярному глобальному магнитному полю. Увеличение магнитного поля приводит к сужению пика поляризации. Область разрешенных для поляризации углов определяется величиной параметра деполяризации 5, величина характерного угла ~1/5. Значение параметра деполяризации 5 определяется соотношением (1). Результаты вычислений степени поляризации излучения для различных моделей аккреционных дисков с вертикальным магнитным полем представлены в серии работ Силантьева (2002), Штернина и др. (2003), Гнедина и др. (2006).
Вместе с тем, для активных галактических ядер и квазаров очень важным являются физические
процессы, приводящие к мощному оттоку вещества из аккреционного диска в виде дискового ветра и релятивистской струи (джета). Излучение диска, рассеянное в оттекающей плазме, может приобретать заметную линейную поляризацию. Блендфорд и Пейн (1982) определили критерий генерации центробежного ветра в замагниченном аккреционном диске. Согласно их расчетам, горячая корона вокруг аккреционного диска, а также область образования широких эмиссионных линий являются областями диссипации аккреционной энергии. Пансли (2001) развил другую теорию, в которой генерация в виде ветра оттекающей плазмы происходит не из аккреционного диска, а из ближайшей окрестности вокруг сверхмассивной черной дыры. В рамках этой теории отток плазмы происходит вследствие взаимодействия гравитационного поля вращающейся сверхмассивной черной дыры (керровская черная дыра) с окружающей черную дыру магнитосферой. Этот процесс предполагает существование довольно сильного магнитного поля вблизи черной дыры. Основу модели Пансли составляет идея, что в области между внутренним радиусом аккреционного диска и радиусом горизонта генерируется полоидальное магнитное поле.
Наша главная идея состоит в предположении, что взаимодействие дискового ветра и вращающейся черной дыры трансформирует полоидаль-ное магнитное поле в глобальное магнитное поле паркеровского типа. Именно область образования широких эмиссионных линий поглощения может рассматриваться как область генерации магнитного поля данного типа. В отсутствие магнитного поля рассеянное излучение будет неполяризо-ванным, если распределение плазмы сферически-симметрично относительно луча зрения наблюдателя. Если же магнитное поле несимметрично относительно луча зрения, как в случае магнитного поля паркеровского типа, рассеянное излучение будет подвергаться эффекту фарадеевского вращения плоскости поляризации, в результате которого суммарное излучение будет поляризовано (Силантьев и др., 2000; Гнедин и др., 2005, 2006).
Целью данной работы является определение параметров магнитного поля и области дискового ветра для ряда квазаров из каталога БОББ, для которых получены данные спектрополяриметриче-ских наблюдений (Закамска и др., 2005). Закамска и др. (2005) выполнили спектрополяриметрические наблюдения 12 квазаров (типа 2) из базы данных спектроскопических наблюдений квазаров из каталога БОББ. В спектрах поляризованного излучения этих квазаров были обнаружены широкие эмиссионные линии. Как известно, в соответствии с общепринятой моделью активных галактических ядер (АГЯ) различие между двумя типами 1 и 2
АГЯ объясняется ориентацией луча зрения по отношению к тороидальному пылевому диску (тору), окружающему центральный источник. Такая модель хорошо согласуется с наблюдениями так называемых "скрытых" ("hidden") АГЯ, которые наблюдаются именно в поляризованном свете (Ан-тонуччи, 1993). Однако в последнее время развивается другая модель, которая не требует наличия пылевого и молекулярного тора (Хо, 2008, 2010; Элитзар, Хо, 2009). Главная идея, предлагаемая этими авторами, связана с существованием реальной физической природы ослабления эмиссии широких линий вместо их поглощения тором. Эту природу Хо и его коллеги связывают с существованием и изменением темпа дискового истечения газа, образующего горячую корону вокруг аккреционного диска, а не с наличием пылевого тора. Авторы этих работ утверждают, что отсутствие детальной теории не позволяет определить параметры такого явления.
С нашей точки зрения, представляется целесообразным рассмотреть процесс образования поляризованного излучения в случае существования дискового ветра и отсутствия существенного вклада от процесса рассеяния излучения аккреционного диска в окружающем диск молекулярном торе.
Кроме того, следует упомянуть недавнюю работу Нардини и др. (2009), в которой показано, что мощное ИК-излучение большинства галактик, включенны
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.