耀變體

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耀變體是一種密度極高的高變能量源,被假定為是處於寄主星系中央的超大質量黑洞。耀變體是目前已觀測到的宇宙中最劇烈的天體活動現象之一,並已成為星系天文學的一個重要話題。

典型的耀變體——蠍虎座BL型天體PKS 2155-304的光學圖像

耀變體是眾多活躍星系中的一種,也被稱為活躍星系核(AGN)。不過,被稱為耀變體的星體並非都完全相同,其仍可分為兩種:第一種是高變類星體,也被稱為光學劇變類星體(為類星體中的一類);第二種為蠍虎座BL型天體。另外還有少量耀變體可能屬於「過渡耀變體」類型,即兼具光學劇變類星體和蠍虎座BL型天體的某些特徵。耀變體(blazar)這個詞由天文學家埃德·施皮格爾於1978年創造,用以指稱上述兩類天體的集合。

耀變體是一種相對論性噴流(在大概方向上)指向地球的活躍星系核。因此,對其進行觀測的我們通常處於噴流的「下游」。這也說明了這兩種耀變體的高變性和高密度的特徵。許多耀變體甚至在噴流的數個秒差距內出現超光速運動現象,這可能是由相對論性衝擊波造成的。[1]

此外,如引力透鏡效應替代模型則可解釋少量與耀變體一般特徵不符的觀測結果。

結構[編輯]

Galaxies AGN Jet Line-of-Sight.jpg

耀變體和其他活躍星系核一樣,都以物質落入位於寄主星系中央的超大質量黑洞同時產生能量作為其能量的最終產生機制。在引力的作用下,黑洞周圍的氣體塵埃,有時還包括星體黑洞下落,由於具有角動量,物質形成了一個圍繞黑洞的炙熱的吸積盤,並進入黑洞。在此過程中,產生了大量的以光子電子正電子和其它基本粒子形態存在的能量。這個作用區域十分狹小,大約只有10−3秒差距大小。

此外,在黑洞周圍數個秒差距的範圍內還會形成一個龐大的不透光圓環,在這個該密度的區域內包含着炙熱的氣體。這些「雲」從更靠近黑洞的區域中吸收能量,並再次輻射出去。在地球上則可以通過耀變體電磁波譜範圍內的譜線探知這些「雲」。

與吸積盤面相垂直的則是一對從活躍星系核中噴射而出的、攜帶高能量的相對論性噴流。這對噴流受到了來自吸積盤和吸積環的強大磁場和強烈輻射風的共同作用,得以保持很好的方向性。在噴流內,高能光子和其它粒子之間相互作用,同時還與強磁場發生作用。這些相對論性噴流能夠到達黑洞之外數千秒差距的地方。

耀變體的這些區域都能產生多種可被觀測到的能量,其中大部分以非熱輻射譜的形式存在,這些輻射譜包括了從極低頻率的無線電到攜帶極高能量的伽馬射線,在某些頻率上的輻射甚至被高度極化了。這些非熱輻射譜包括了從無線電到X射線同步輻射,以及從X射線到伽馬射線的康普頓散射。熱輻射譜可在紅外線區域達到峰值(其中還包括了微弱的可見光輻射),這種熱輻射譜可在光學劇變類星體中觀測到,但是很少甚至沒有在蠍虎座BL型天體中發現。

相對論性束射[編輯]

觀察角度:1.觀察者與噴流呈90度交角時的情況:電波星系西佛星系;2、3.觀察者與噴流呈90度內交角時的情況:類星體西佛星系;4.觀察者處於噴流「下游」:耀變體。[2]

耀變體發射的可被觀測到的輻射被噴流中的狹義相對論效應所增強了,這個過程被稱為相對論性束射。組成噴流的等離子體的速度能達到光速的95%-99%。(這並非典型的電子或質子的真實速度,但是由於單個粒子的運動方向不同,結果造成了等離子體的真實速度較低。)

處於靜止參考系中的噴流所產生的光亮亮度與從地球上觀測到的光亮亮度取決於噴流的特性——即光亮是由於衝擊波還是噴流中的亮點所產生,抑或是噴流中的磁場與運動的粒子相互作用所產生的。

關於束射的簡單模型揭示了基本相對論效應與處於靜止參考系中的噴流所產生的光亮亮度Se以及從地球上觀測的亮度So的關係,這其中還需引進天體物理學中的一個要素——即多普勒因子D。在這裡,SoSe×D2成比例。

下面列出了更多的細節,其中包括多種相對論效應:

  • 相對論性像差洛倫茲收縮):該效應對應公式中的D2像差是狹義相對論作用的結果,在這種情況下,靜止參考系中的同方向運動(在該例子中為噴流),在觀察者(在該例子中為地球)看來即會在運動的那個軸向產生收縮。
  • 時間膨脹效應愛因斯坦延緩):該效應對應D+1的因素。該效應加速了能量的釋放過程。如果在耀變體自身的靜止參考系中其每分鐘發生一次能量噴發,在地球上的觀測者看來,則可能變為每10秒中發生一次。
  • 窗口效應(Windowing):該效應對應公式總的D−1因素。該效應減緩了物質的推進速度。這種效應發生在噴流穩定的情況下,因為這時從觀察者的「窗口」進行觀察,作用於結果的要素較少——此時這些要素已經由於多普勒要素而被放大。然而對處於自由傳播中的物質點來說,輻射仍會在D+3要素作用下被加速。

示例[編輯]

如果噴流和地球觀察者的視線存在着5度的交角(θ),且噴流的速度達到了光速的99.9%,那麼地球觀察者所觀測到的亮度將會是發射亮度的70倍。如果交角(θ)達到了最小值即0度,那麼從地球上觀測到的亮度則會是發射亮度的600倍。

束射擴散[編輯]

相對論性束射同時還會產生另外一個重要結果。基於相同的相對論效應,反地球方向的那個噴流的光亮將會變得昏暗朦朧。所以一對兩個完全相同的噴流看起來將會極不對稱。這在上面的示例中就可得到證明,即交角(θ)大於35度的噴流,從地球上觀測到的亮度將會小於處於靜止參考系中的噴流實際的發射亮度。

此外,相對論性束射還有一個後果,即活躍星系核以隨機噴射方向向四面八方噴射的、實際上均勻分佈的物質,在地球上觀測則會認為其分佈是不均勻的。少部分交角較小的噴流會非常明亮,而其他的則顯得暗弱得多。交角若不為90度,在觀測中則必然會發現兩個噴流的不對稱現象。

這就是耀變體與無線電群之間的本質聯繫。即使是兩個本質上相同的活躍星系核,如果其中一個的噴流噴射方向接近於地球觀察者的視線,另外一個又非如此,則觀測結果則會大有不同。

發現[編輯]

許多明亮的耀變體最初都被鑒定歸類為銀河系中的不規則變星,而非耀眼的遙遠星系。這些耀變體和真正的不規則變星類似,都會在以年計或以天計的時間裡發生亮度的變化,但是這種變化並沒有固定的模式

無線電天文學發展之伊始,即在天空中發現了眾多的明亮的無線電源。到20世紀50年代末無線電望遠鏡得到改善、其能夠有效地將個別無線電源與其他可見光源區別開來之後,科學家發現了類星體。耀變體即這些早期發現的類星體中的典型代表,而首個被發現的紅移星體——3C 273即是一個屬於耀變體的高變類星體

使用哈勃太空望遠鏡先進巡天照相機拍攝的3C 273。

1968年再次發現了「變星」蠍虎BL與一個強烈無線電源VRO 42.22.01[3]之間的類似聯繫。蠍虎BL表現出許多類星體的特徵,但是其光譜中卻缺少用於確定紅移的譜線。1974年,又發現了蠍虎BL可能是河外星系的微弱跡象,這可以證明蠍虎BL不是一顆恆星。

蠍虎BL是河外星系的真相併不出人意料。1972年,綜合可變光和無線電源等現象,科學家提議設立一個新的星系類型——蠍虎座BL型天體(BL Lacertae-type objects)。後來這個名稱被縮短為"BL Lac object"或"BL Lac"。(注意後一個簡稱亦被用於指稱首個被發現的蠍虎座BL型天體,而非整個類型。)

至2003年,已有數百個蠍虎座BL型天體被發現。

美國宇航局費米伽瑪射線空間望遠鏡拍攝的夜空全景圖像顯示了銀河系平面(圖中央)、脈衝星超大質量黑洞的明亮輻射。其中耀變體3C 454.3位於圖像的左下部。

現今觀點[編輯]

耀變體被認為是其噴流噴射方向接近觀察者視線的活躍星系核。

這種特別的噴流噴射方向解釋了耀變體的一般特徵:如被觀測到的高亮度、高變性、高極化性(與非耀變體類星體比較)和在大多數耀變體附近數個秒差距範圍內都可觀測到的超光速運動現象。

一個關於耀變體的統一模型正被越來越廣泛的接受了,即高變類星體與較強的電波星系有關;而蠍虎座BL型天體則與較弱的電波星系有關。兩類星體間的差別體現了耀變體輻射量丰度上的差別。

對相對論性噴流和統一模型進行解釋的其他理論則涉及到了引力透鏡效應和相對論性噴流的連續噴射理論。這些理論都無法全面的解釋耀變體的全部特徵。如引力透鏡效應即具有消色性,能夠將光譜的所有部分都進行提升和降低;很明顯,這種現象沒有在耀變體中發現。不過這些理論以及更多的複雜等離子物理學理論可能能夠解釋一些特別現象和細節。

典型的耀變體包括:3C 454.33C 2733C 279蠍虎BLPKS 2155-304Markarian 421Markarian 501。後兩者由於其攜帶及高能量(達到了萬億電子伏特級別)的伽馬射線而被稱為「TeV型耀變體」。

參考文獻[編輯]

  1. ^ Biretta, John. HUBBLE DETECTS FASTER-THAN-LIGHT MOTION IN GALAXY M87. Baltimore, Maryland: Space Telecsope Science Institute. 1999-01-06. 
  2. ^ http://www.whatsnextnetwork.com/technology/media/active_galactic_nuclei.jpg
  3. ^ Schmitt J. L. (1968): "BL Lac identified as radio source", Nature 218, 663

外部連結[編輯]