Секреты активных галактик

Из центров некоторых галактик вырываются узкие струи вещества, разогнанного почти до скорости света. Эти релятивистские джеты могут простираться на расстояния, значительно превышающие размеры самой галактики, и переносить огромную энергию. Считается, что главную роль в их формировании играют магнитные поля в непосредственной окрестности сверхмассивной черной дыры. Но проверить эту картину трудно: ни магнитное поле, ни плотность плазмы в далеком ядре галактики непосредственно измерить невозможно.

Группа ученых из Физического института им. П. Н. Лебедева РАН, МФТИ, Института ядерных исследований РАН и Института радиоастрономии Общества Макса Планка предложила способ извлекать эти характеристики из радионаблюдений, не предполагая заранее, как соотносятся энергии магнитного поля и излучающих частиц.

Новый подход важен прежде всего тем, что позволяет проверить одно из привычных предположений физики джетов — так называемое равнораспределение, или equipartition. Раньше оно помогало получить ответ там, где наблюдательных данных было недостаточно. Теперь авторы предлагают превратить его из исходного условия расчета в проверяемую гипотезу.

Активное ядро галактики — компактная область вокруг сверхмассивной черной дыры, поглощающей окружающее вещество. Газ не падает в нее по прямой: из-за собственного углового момента он образует вращающийся аккреционный диск. Вещество диска несет с собой магнитное поле, которое усиливается и приобретает сложную структуру вблизи черной дыры.

Именно магнитному полю современные модели отводят ключевую роль в появлении джетов. Часть энергии системы направляется не внутрь черной дыры, а наружу, вдоль ее оси вращения. Возникают две противоположно направленные струи плазмы и электромагнитного поля. В них энергия первоначально может переноситься преимущественно самим электромагнитным полем, а затем переходить в кинетическую энергию вещества: плазма ускоряется до релятивистских скоростей.

Такие струи наблюдают уже больше ста лет. Однако общая физическая картина еще не означает, что мы знаем, что именно происходит в каждом джете. Для проверки моделей нужно определить хотя бы две важнейшие величины: напряженность магнитного поля и концентрацию частиц, которые создают наблюдаемое излучение. Нужно также понять, как обе величины меняются по мере расширения струи и удаления от черной дыры. Именно здесь возникает серьезная наблюдательная проблема.

Космический аппарат с магнитометром в ядро далекой галактики, разумеется, не отправить. Астроном видит только пришедшее оттуда излучение и должен по нему восстановить физические условия в источнике.

Особенно полезен в этом отношении радиодиапазон и миллиметровые волны из-за наибольшей разрешающей способности, достигаемой интерферометрами. Быстрые (ультрарелятивистские) электроны движутся в магнитном поле по искривленным траекториям и испускают синхротронное излучение. Его свойства зависят и от магнитного поля, и от количества релятивистских частиц. Поэтому радиосигнал несет информацию сразу о двух интересующих астрофизиков величинах, но именно это долгое время и создавало проблему.

Представим, что мы видим лампу неизвестной конструкции и пытаемся по одной только ее яркости определить сразу две характеристики — например, мощность источника и прозрачность стекла. Разные комбинации этих параметров могут дать один и тот же результат. Нечто подобное происходит с джетом: наблюдаемая интенсивность синхротронного излучения определяется комбинацией магнитного поля и концентрации излучающих частиц.

Есть и дополнительная трудность. Магнитогидродинамические модели описывают всю плазму джета, тогда как радиотелескоп видит только ту ее часть, частицы которой ускорены до релятивистских энергий и поэтому эффективно излучают. Большая доля вещества может оставаться для такого наблюдения практически невидимой. Таким образом, «плотность плазмы в модели» и «плотность излучающей плазмы, восстановленная из радионаблюдений» — не одно и то же. Авторы статьи специально проводят это различие. И если о холодной невидимой плазме могут быть сделаны оценки из моделей, то на плотность излучающей плазмы никаких ограничений наложить не удается.

Чтобы разделить две неизвестные величины, традиционно требовалось дополнительное условие. Одним из наиболее распространенных стало предположение о равнораспределении энергии: плотность энергии релятивистских частиц принимают сопоставимой с плотностью энергии магнитного поля.

Это не произвольная догадка. Равнораспределение возникает во многих моделях как физически естественное состояние, а в некоторых областях джета может действительно выполняться приблизительно. В частности, именно равнораспределение минимизирует суммарную энергию излучающей области при заданной (наблюдаемой) светимости. Но если заложить его в расчет заранее, с его помощью уже невозможно выяснить, существует ли оно в реальном объекте. Получается своего рода замкнутый круг: наблюдения интерпретируются при условии равнораспределения, а затем полученная картина оказывается с ним совместимой.

Именно от этой зависимости авторы новой работы попытались избавиться.

В основе метода лежит интерферометрия со сверхдлинными базами — VLBI. Несколько радиотелескопов, находящихся на огромных расстояниях друг от друга, синхронно наблюдают один источник. После объединения сигналов они фактически работают как элементы единого инструмента, угловое разрешение которого определяется расстоянием между телескопами. При межконтинентальных базах получается виртуальный радиотелескоп размером с Землю. Именно интерферометры обеспечивают в настоящий момент самое высокое разрешение в астрофизике. Разрешающая способность телескопа (самый маленький угловой размер, который мы можем различить в наблюдениях) прямо пропорциональна длине волны наблюдений и обратно пропорциональна диаметру системы. И в интерферометрии появляются два ограничения на разрешение: размер телескопа (диаметр Земли, или расстояние от Земли до Луны, как в наземно-космическом телескопе «Радиоастрон») и предельная используемая длина волны. Казалось бы, радио и миллиметровый диапазон не самые удачные для улучшения разрешения: они имеют большую длину волны для электромагнитного диапазона. Но при работе интерферометра нужно свести сигнал в одном месте с нужной фазой волны. В радио и миллиметровом диапазоне записать фазу с нужной точностью возможно, а вот в более коротковолновых диапазонах это неразрешенная техническая задача. Таким образом, в настоящий момент именно радиодиапазон обеспечивает наилучшее угловое разрешение космических объектов.

Именно эта техника позволяет различать мельчайшие детали в ядрах далеких активных галактик. В радиодиапазоне у основания джета видна яркая компактная область, которую называют радиоядром. Название может ввести в заблуждение: это не сама черная дыра и не обязательно физически выделенный неподвижный объект. В стандартной модели синхротронного джета мы видим примерно ту область, начиная с которой плазма на данной частоте становится достаточно прозрачной для собственного излучения.

Отсюда следует важнейшее свойство: на разных частотах «ядро» находится на разных расстояниях от центрального объекта. Чем выше частота наблюдения, тем глубже можно заглянуть в непрозрачное основание джета и тем ближе наблюдаемая область оказывается к черной дыре. Поэтому серия измерений на разных частотах дает своего рода послойное изображение струи.

Авторы используют два наблюдаемых параметра такого ядра: его размер и яркостную температуру. И смотрят, как оба меняются с частотой.

Яркостная температура здесь не означает настоящую температуру вещества. Это удобный способ выразить интенсивность радиоизлучения: какую температуру должно было бы иметь абсолютно черное тело, чтобы на данной частоте светить с такой же интенсивностью. Для синхротронных источников она может достигать огромных значений — миллиарды и триллионы кельвинов — именно потому, что излучение имеет нетепловую природу.

Таким образом, одна последовательность наблюдений показывает, как с частотой изменяется видимая ширина джета, другая — как меняется его яркость. И оказалось, что этих двух зависимостей при определенных модельных предпосылках достаточно, чтобы раздельно ограничить поведение двух физических величин: магнитного поля и концентрации излучающей плазмы.

Важная особенность работы состоит в том, что авторы сначала описывают физические параметры не через расстояние от черной дыры, а через локальную ширину джета.

Причина — в геометрии. Джет вблизи своего основания вовсе не обязан быть конусом. Наблюдения показывают, что у ряда источников внутренняя часть струи имеет приблизительно параболическую форму и лишь дальше переходит к конической. Поэтому одинаковое увеличение расстояния от черной дыры не означает одинакового расширения струи.

Ширина джета оказывается более удобной переменной. Можно спросить: во сколько раз ослабевает магнитное поле, когда струя становится шире? И как при том же расширении меняется количество излучающих частиц? Так как основная составляющая скорости плазмы направлена вдоль выброса, то все зависимости, опирающиеся на сохранение потоков, будут связаны именно с локальной шириной джета, а не с расстоянием от черной дыры.

Это имеет и ясный физический смысл. Для упорядоченного магнитного поля существуют определенные ожидания. Продольная, или полоидальная, составляющая при сохранении магнитного потока должна ослабевать по мере расширения струи примерно как обратный квадрат ее ширины из-за сохранения потока магнитного поля. Поперечная, тороидальная,— медленнее, примерно обратно пропорционально ширине, как следствие закона Ампера. Кстати, именно поэтому определение скорости спадания магнитного поля важно для понимания доминирующей компоненты и самой его структуры, а значит, и о структуре джета.

Авторы не фиксируют заранее ни одну из этих зависимостей, а позволяют данным определить, насколько быстро меняются поле и плотность излучающей плазмы.

Есть, однако, еще одна сложность. Мы наблюдаем вещество, которое движется почти со скоростью света. Поэтому его видимая яркость сильно зависит от релятивистского доплеровского усиления — прожекторного эффекта,— когда все излучение направлено в очень узкий конус вокруг скорости излучающей частицы. Если струя направлена близко к наблюдателю, линия зрения попадает в этот конус и ее излучение кажется значительно ярче.

Во многих прежних аналитических моделях для компактных джетов скорость потока и соответствующий доплер-фактор считались приблизительно постоянными. Но как теория, так и наблюдения указывают, что именно в параболической области, где находятся многие радиоядра, плазма еще может ускоряться. Следовательно, по мере продвижения вдоль струи меняется не только магнитное поле и количество излучающих частиц, но и степень релятивистского усиления их излучения.

Новая модель учитывает этот эффект. Его возможное изменение описывается одним параметром, заключенным между двумя предельными случаями. В одном доплер-фактор практически не меняется, в другом он растет вместе с ускорением плазмы настолько быстро, насколько допускает рассматриваемая стандартная магнитогидродинамическая картина.

Это единственный свободный параметр метода. Все остальное связывается с наблюдаемыми зависимостями размера ядра и его яркостной температуры от частоты.

Авторы применили метод к опубликованной в 2025 году выборке многочастотных VLBI-наблюдений компактных внегалактических джетов. В ней собраны измерения размеров и яркостных температур радиоядер в очень широком диапазоне — от 2 до 230 ГГц.

И здесь необходима существенная оговорка. Это не одновременные наблюдения одного объекта. В выборку входят разные источники, наблюдавшиеся в разные эпохи и под разными углами. Джеты переменны, причем оценки яркостной температуры одного объекта в разные моменты могут различаться более чем на порядок. Поэтому авторы не пытаются извлечь из этих данных точный физический профиль каждого отдельного джета. Они работают с усредненными зависимостями для всей совокупности источников.

Тем не менее результат оказался интересным. При основном варианте обработки данных магнитное поле уменьшается с расширением струи значительно быстрее, чем предсказывает простая картина сохранения магнитного потока. Даже для чисто полоидального поля при сохранении потока скорость такого падения имеет естественный предел. Полученная из наблюдений зависимость оказывается круче этого предела при всем допустимом диапазоне изменения доплер-фактора.

Для предельного случая эффективно ускоряющегося наблюдаемого потока получается зависимость, приблизительно соответствующая падению магнитного поля как ширина джета в степени минус 3,5. При других допустимых предположениях спад может быть еще круче. Это существенно быстрее ожидаемого для сохраняющегося полоидального магнитного потока, где показатель около двух.

Но отсюда еще нельзя заключить, что магнитное поле просто «исчезает».

Авторы обсуждают по меньшей мере два объяснения.

Первое — реальная диссипация магнитного потока. Джет не обязан быть идеально устойчивой магнитной трубкой. В нем могут развиваться неустойчивости, способные приводить к магнитному пересоединению: конфигурация силовых линий перестраивается, а часть энергии упорядоченного магнитного поля переходит в энергию частиц и излучения.

Такой процесс особенно интересен потому, что дает естественный механизм превращения электромагнитной энергии джета в энергию плазмы.

Но существует и другое, чисто наблюдательное объяснение. Радиотелескоп регистрирует не всю струю одинаково хорошо, а ее наиболее яркую область. По мере удаления от черной дыры эта область может смещаться внутри поперечно неоднородного джета туда, где магнитный поток изначально меньше. Тогда наблюдатель получит впечатление быстрого падения магнитного потока, хотя часть эффекта связана с тем, какие именно участки струи доминируют в излучении.

Оба механизма, подчеркивают авторы, могут действовать на ограниченном участке джета. Наблюдения пока не позволяют однозначно выбрать между ними.

Не менее необычно ведет себя концентрация релятивистских, то есть излучающих, частиц.

Если частицы просто переносятся расширяющимся потоком и новые излучающие частицы не появляются, их концентрация должна довольно быстро уменьшаться. Причем в ускоряющемся джете падение должно быть еще сильнее: вещество одновременно расширяется и разгоняется.

В основном варианте анализа авторы получают гораздо более медленное снижение концентрации излучающей плазмы. Для случая максимально допустимого изменения доплер-фактора показатель составляет около 0,6 вместо ожидаемых для стандартных сценариев значений порядка 2–4.

Физически это можно интерпретировать как постоянное пополнение наблюдаемой популяции частиц. Речь не обязательно идет о поступлении нового вещества в джет извне. В струе уже присутствует плазма, значительная часть которой слишком «холодна», чтобы давать заметное синхротронное излучение. Если по пути часть этих частиц непрерывно получает энергию и ускоряется до ультрарелятивистских скоростей, число радиоярких электронов будет пополняться. Их плотность тогда станет падать медленнее, чем следовало бы из одного только расширения потока.

Именно поэтому в статье говорится об effective supply — эффективной подпитке излучающей плазмы. Возможный механизм — непрерывное ускорение части первоначально холодных частиц.

Получается любопытная картина: магнитное поле в наблюдаемой области слабеет неожиданно быстро, тогда как количество энергичных излучающих частиц уменьшается неожиданно медленно. Это качественно соответствует представлению о том, что энергия магнитного поля по мере движения вдоль джета каким-то образом передается плазме. Но нынешние данные сами по себе еще не доказывают конкретный механизм такого превращения.

Именно здесь проявляется главное преимущество метода. Если заранее принять равнораспределение энергии частиц и магнитного поля, их изменения должны быть связаны определенным образом. Полученные авторами зависимости этой связи в основном варианте анализа не соблюдают.

Иными словами, равнораспределение не сохраняется на всем исследуемом участке джета.

Это не означает, что такого состояния нигде не бывает. Джет может проходить через точку или область, где энергии поля и излучающих частиц оказываются сопоставимыми. Но они меняются с расширением струи по-разному, поэтому постоянное равнораспределение не поддерживается.

Принципиальное достижение работы состоит именно в этом: теперь условие равнораспределения можно не использовать для получения ответа, а проверять с помощью самого ответа.

Авторы специально предостерегают от слишком сильной интерпретации результата.

Использованная выборка неоднородна: в нее входят и объекты типа BL Lac, и радиогалактики, джеты которых видны под существенно разными углами. Кроме того, измерения проводились в разные моменты времени. Поэтому усреднение может создавать зависимость, которая не полностью соответствует поведению какого-либо одного реального джета.

Это видно непосредственно из анализа. Если использовать другой способ усреднения тех же исходных наблюдений, получаются существенно более привычные показатели: спад магнитного поля становится совместимым с обычными моделями, а поведение плотности излучающих частиц оказывается близким к сохранению потока частиц и равнораспределению.

Поэтому статья не утверждает, что стандартная теория джетов опровергнута. Ее вывод осторожнее: основной вариант обработки существующих наблюдений создает напряжение между данными и стандартной моделью и указывает на возможную диссипацию магнитного потока и непрерывное ускорение частиц. Еще одно несоответствие общепринятым допущениям заключается в возможном существенном превышении величины магнитного поля в десять тысяч гаусс вблизи горизонта событий — предельное поле около черной дыры, принесенное аккрецируемым веществом. Чтобы выяснить, насколько эти эффекты реальны, нужны специальные многочастотные наблюдения отдельных источников.

Метод потенциально позволяет сделать еще один шаг. Пока он определяет, как поле и плотность плазмы меняются с шириной струи. Чтобы узнать, как они меняются непосредственно с расстоянием от черной дыры, нужно дополнительно знать геометрию джета или измерить так называемый сдвиг ядра — изменение видимого положения радиоядра с частотой.

Тогда три наблюдаемые характеристики — размер ядра, его яркостная температура и положение на разных частотах — образуют то, что авторы по аналогии с квантовой механикой называют «полным набором наблюдаемых». По нему можно восстановить форму струи и зависимости магнитного поля и плотности излучающей плазмы от расстояния.

А затем эти зависимости можно попытаться продолжить внутрь — к масштабам, сравнимым с гравитационным радиусом черной дыры.

И здесь возникает еще одна интрига. Для параболической геометрии джета простая экстраполяция полученных зависимостей дает у самого основания чрезвычайно сильные магнитные поля — от примерно нескольких миллионов до миллиардов гаусс для рассмотренного в статье примера сверхмассивной черной дыры. Верхняя часть этого диапазона значительно превышает обычные ожидания для магнитного поля, создаваемого аккреционным диском.

Однако авторы и здесь делают существенную оговорку: нельзя считать, что найденный быстрый спад магнитного поля продолжается без изменений до самого горизонта. Если предполагаемая диссипация магнитного потока прекращается на некотором расстоянии, ближе к черной дыре поток снова может сохраняться и оценка поля у горизонта резко снизится. Поэтому нынешняя работа не является измерением магнитного поля непосредственно у черной дыры: она показывает, как будущие наблюдения могут к такому измерению приблизиться.

В этом и состоит главный результат исследования. Астрофизики получили новый способ превратить радиоизображения далеких галактических ядер в независимые оценки двух фундаментальных характеристик джета — магнитного поля и количества излучающих частиц. Раньше недостающую информацию приходилось заменять предположением о связи между ними. Теперь эту связь можно исследовать.

Первые результаты намекают на более сложную картину, чем простое расширение устойчивой магнитной струи: магнитный поток, возможно, рассеивается или перераспределяется, а частицы продолжают получать энергию уже в процессе движения по джету. Но окончательная проверка требует многочастотных наблюдений одних и тех же источников — с одновременным измерением размера, яркости и положения радиоядра.

Именно такие наблюдения могут показать, каким образом энергия магнитного поля в нескольких световых годах и ближе от сверхмассивной черной дыры превращается в энергию вещества, летящего через галактику почти со скоростью света.