1970 के दशक में, खगोलविदों को मिल्की वे गैलेक्सी के केंद्र में एक कॉम्पैक्ट रेडियो स्रोत के बारे में पता चला - जिसे उन्होंने धनु ए नाम दिया था। कई दशकों के अवलोकन और बढ़ते सबूतों के बाद, यह सिद्धांत दिया गया था कि इन रेडियो उत्सर्जन का स्रोत वास्तव में एक था सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH)। उस समय से, खगोलविद ब्रह्मांड में हर बड़ी आकाशगंगा के दिल में उस एसबीई को सिद्ध करने के लिए आए हैं।
अधिकांश समय, ये ब्लैक होल शांत और अदृश्य होते हैं, इस प्रकार सीधे निरीक्षण करना असंभव है। लेकिन उस समय के दौरान जब सामग्री उनके बड़े पैमाने पर पंजे में गिर रही है, वे विकिरण के साथ विस्फोट करते हैं, जो आकाशगंगा के बाकी हिस्सों की तुलना में अधिक प्रकाश डालते हैं। ये चमकीले केंद्र सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक के रूप में जाने जाते हैं, और एसयूएस के अस्तित्व के लिए सबसे मजबूत सबूत हैं।
विवरण:
यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक (एजीएन) से देखे गए प्रकाश में भारी विस्फोट स्वयं सुपरमैसिव ब्लैक होल से नहीं आ रहे हैं। कुछ समय के लिए, वैज्ञानिक समझ गए हैं कि कुछ भी नहीं, प्रकाश भी नहीं, ब्लैक होल के घटना क्षितिज से बच सकते हैं।
इसके बजाय, विकिरणों का भारी विस्फोट - जिसमें रेडियो, माइक्रोवेव, अवरक्त, ऑप्टिकल, अल्ट्रा-वायलेट (यूवी), एक्स-रे और गामा किरण वेवबेंड्स में उत्सर्जन शामिल हैं - ठंड पदार्थ (गैस और धूल) से आ रहे हैं जो काले को घेरते हैं छेद। ये रूप अभिवृद्धि डिस्क का प्रदर्शन करते हैं जो सुपरमैसिव ब्लैक होल की परिक्रमा करते हैं और धीरे-धीरे उन्हें पदार्थ खिलाते हैं।
इस क्षेत्र में गुरुत्वाकर्षण का अविश्वसनीय बल डिस्क की सामग्री को तब तक संकुचित करता है जब तक वह लाखों डिग्री केल्विन तक नहीं पहुंच जाता। यह उज्ज्वल विकिरण उत्पन्न करता है, जो विद्युत-चुंबकीय ऊर्जा का उत्पादन करता है जो ऑप्टिकल-यूवी वेवबैंड में चोटियों पर होता है। गर्म सामग्री का कोरोना अभिवृद्धि डिस्क के ऊपर भी बनता है, और एक्स-रे ऊर्जाओं तक फोटॉन को बिखेर सकता है।
AGN के विकिरण का एक बड़ा अंश इंटरस्टेलर गैस और धूल को अभिवृद्धि डिस्क के करीब से अस्पष्ट किया जा सकता है, लेकिन यह संभवतः इन्फ्रारेड वेवबैंड पर फिर से विकीर्ण होगा। जैसे, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अधिकांश (यदि सभी नहीं) एसयूएस के साथ ठंडे पदार्थ की बातचीत के माध्यम से उत्पन्न होते हैं।
सुपरमैसिव ब्लैक होल के घूर्णन चुंबकीय क्षेत्र और अभिवृद्धि डिस्क के बीच परस्पर क्रिया भी शक्तिशाली चुंबकीय जेट बनाती है जो ब्लैक होल के ऊपर और नीचे अग्नि सामग्री को रिलेटिव स्पीड (यानी प्रकाश की गति का एक महत्वपूर्ण अंश) बनाता है। ये जेट सैकड़ों-हज़ारों प्रकाश-वर्ष तक विस्तारित हो सकते हैं, और मनाया विकिरण का दूसरा संभावित स्रोत हैं।
AGN के प्रकार:
आमतौर पर, वैज्ञानिक एजीएन को दो श्रेणियों में विभाजित करते हैं, जिन्हें "रेडियो-शांत" और "रेडियो-लाउड" नाभिक के रूप में जाना जाता है। रेडियो-लाउड श्रेणी AGNs से मेल खाती है जिसमें अभिवृद्धि डिस्क और जेट दोनों द्वारा उत्पादित रेडियो उत्सर्जन होता है। रेडियो-शांत एजीएन सरल हैं, इसमें किसी भी जेट या जेट से संबंधित उत्सर्जन नगण्य हैं।
कार्ल सेफ़र्ट ने एजीएन की पहली श्रेणी की खोज 1943 में की थी, यही वजह है कि अब वे उसका नाम धारण करते हैं। "सीफ़र्ट आकाशगंगाएँ" एक प्रकार की रेडियो-शांत एजीएन हैं जो अपनी उत्सर्जन लाइनों के लिए जानी जाती हैं, और उनके आधार पर दो श्रेणियों में विभाजित होती हैं। टाइप 1 सीफ़र्ट आकाशगंगाओं में संकीर्ण और चौड़ी दोनों तरह की ऑप्टिकल उत्सर्जन लाइनें होती हैं, जो उच्च घनत्व वाली गैस के बादलों के अस्तित्व को प्रभावित करती हैं, साथ ही नाभिक के पास 1000 से 5000 किमी / सेकंड के बीच गैस वेग भी होती हैं।
इसके विपरीत, टाइप 2 सीफर्ट्स में केवल संकीर्ण उत्सर्जन लाइनें होती हैं। ये संकीर्ण लाइनें कम घनत्व वाले गैस बादलों के कारण होती हैं जो नाभिक से अधिक दूरी पर होती हैं, और लगभग 500 से 1000 किमी / सेकंड की गैस वेग होती हैं। साथ ही साथ सेफ़र्ट्स, रेडियो-शांत आकाशगंगाओं के अन्य उप-वर्गों में रेडियो-शांत क्वैसर और लेनर्स शामिल हैं।
निम्न आयनियोजन परमाणु उत्सर्जन-रेखा क्षेत्र की आकाशगंगाएँ (LINER) Seyfert 2 आकाशगंगाओं के समान हैं, सिवाय उनकी निम्न आयनीकरण लाइनों (जैसा कि नाम से पता चलता है), जो काफी मजबूत हैं। वे अस्तित्व में सबसे कम-चमकदार एजीएन हैं, और अक्सर आश्चर्य होता है कि क्या वे वास्तव में सुपरमेसिव ब्लैक होल में अभिवृद्धि द्वारा संचालित हैं।
रेडियो-जोर वाली आकाशगंगाओं को रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासर्स और ब्लेज़र जैसी श्रेणियों में भी विभाजित किया जा सकता है। जैसा कि नाम से पता चलता है, रेडियो आकाशगंगाएँ अण्डाकार आकाशगंगाएँ हैं जो रेडियो-तरंगों की प्रबल उत्सर्जक हैं। क्वासर सबसे चमकदार प्रकार का एजीएन है, जिसमें सीफ़र्ट के समान स्पेक्ट्रा हैं।
हालांकि, वे इस बात में भिन्न हैं कि उनकी तारकीय अवशोषण की विशेषताएं कमजोर या अनुपस्थित हैं (जिसका अर्थ है कि वे गैस के मामले में कम सघन हैं) और संकीर्ण उत्सर्जन रेखाएं सीफर्ट्स में देखी गई व्यापक लाइनों की तुलना में कमजोर हैं। ब्लेज़र एजीएन का एक उच्च चर वर्ग है जो रेडियो स्रोत हैं, लेकिन उनके स्पेक्ट्रा में उत्सर्जन लाइनों को प्रदर्शित नहीं करते हैं।
पहचान:
ऐतिहासिक रूप से, कई विशेषताओं को आकाशगंगाओं के केंद्रों में देखा गया है जिन्होंने उन्हें एजीएन के रूप में पहचाने जाने की अनुमति दी है। उदाहरण के लिए, जब भी अभिवृद्धि डिस्क को सीधे देखा जा सकता है, परमाणु-ऑप्टिकल उत्सर्जन देखा जा सकता है। जब भी अभिवृद्धि डिस्क को नाभिक के करीब गैस और धूल द्वारा अस्पष्ट किया जाता है, तो एक AGN का पता उसके इन्फ्रा-रेड उत्सर्जन से लगाया जा सकता है।
फिर व्यापक और संकीर्ण ऑप्टिकल उत्सर्जन लाइनें हैं जो विभिन्न प्रकार के एजीएन से जुड़ी हैं। पूर्व के मामले में, वे तब उत्पन्न होते हैं जब शीत सामग्री ब्लैक होल के करीब होती है, और उच्च गति के साथ ब्लैक होल के चारों ओर घूमने वाली उत्सर्जक सामग्री का परिणाम होता है (उत्सर्जित फोटॉनों की डॉपलर शिफ्टों की एक सीमा होती है)। पूर्व मामले में, अधिक दूर की ठंड सामग्री अपराधी है, जिसके परिणामस्वरूप संकरी उत्सर्जन लाइनें होती हैं।
अगला, रेडियो सातत्य और एक्स-रे सातत्य उत्सर्जन हैं। जबकि रेडियो उत्सर्जन हमेशा जेट का परिणाम होता है, एक्स-रे उत्सर्जन या तो जेट या गर्म कोरोना से उत्पन्न हो सकता है, जहां विद्युत चुम्बकीय विकिरण बिखरे हुए हैं। अंत में, एक्स-रे लाइन उत्सर्जन होते हैं, जो तब होते हैं जब एक्स-रे उत्सर्जन ठंड भारी सामग्री को रोशन करता है जो इसके और नाभिक के बीच स्थित होता है।
अकेले या संयोजन में इन संकेतों ने, खगोलविदों को आकाशगंगाओं के केंद्र में कई अवरोध बनाने के लिए, साथ ही साथ विभिन्न प्रकार के सक्रिय नाभिकों को बाहर निकालने के लिए प्रेरित किया है।
मिल्की वे गैलेक्सी:
मिल्की वे के मामले में, चल रहे अवलोकन से पता चला है कि सागरिट्रिअस ए पर एकत्रित सामग्री की मात्रा एक निष्क्रिय गैलेक्टिक नाभिक के अनुरूप है। यह सिद्ध किया गया है कि अतीत में इसका सक्रिय नाभिक था, लेकिन तब से यह एक रेडियो-शांत चरण में परिवर्तित हो गया है। हालांकि, यह भी सिद्धांत दिया गया है कि यह कुछ मिलियन (या बिलियन) वर्षों में फिर से सक्रिय हो सकता है।
जब कुछ ही वर्षों में एंड्रोमेडा गैलेक्सी हमारे साथ विलीन हो जाती है, तो इसके केंद्र में मौजूद सुपरमैसिव ब्लैक होल हमारे अपने साथ विलीन हो जाएगा, जिससे अधिक विशाल और शक्तिशाली उत्पादन होगा। इस बिंदु पर, परिणामी आकाशगंगा के केंद्रक - मिल्कड्रोमेडा (एंड्रील्की) गैलेक्सी, शायद? - निश्चित रूप से इसके सक्रिय होने के लिए पर्याप्त सामग्री होगी।
सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक की खोज ने खगोलविदों को कई अलग-अलग वर्गों की आकाशगंगाओं के साथ समूह बनाने की अनुमति दी है। इसने खगोलविदों को यह समझने की अनुमति दी कि एक आकाशगंगा के आकार को उसके मूल में कैसे व्यवहार किया जा सकता है। और अंत में, इससे खगोलविदों को यह समझने में भी मदद मिली है कि अतीत में किन आकाशगंगाओं का विलय हुआ है, और किसी दिन हमारे लिए क्या आ सकता है।
हमने अंतरिक्ष पत्रिका के लिए आकाशगंगाओं के बारे में कई लेख लिखे हैं। यहाँ एक सुपरमैसिव ब्लैक होल का इंजन क्या है ?, मिल्की वे ब्लैक होल बन सकते हैं ?, सुपरमैसिव ब्लैक होल क्या है?, सुपरमैसिव ब्लैक होल को चालू करना, सुपरमेसिव ब्लैक होल कोलाइड होने पर क्या होगा?
अधिक जानकारी के लिए, हबसलाइट की समाचार विज्ञप्ति आकाशगंगाओं पर, और यहाँ NASA का विज्ञान पृष्ठ आकाशगंगाओं पर देखें।
एस्ट्रोनॉमी कास्ट में भी गांगेय नाभिक और सुपरमैसिव ब्लैक होल के बारे में एपिसोड हैं। यहाँ एपिसोड 97: आकाशगंगा और एपिसोड 213: सुपरमैसिव ब्लैक होल हैं।
स्रोत:
- नासा - एजीएन के लिए परिचय
- विकिपीडिया - सक्रिय गलाकाटीय नाभिक
- ब्रह्मांड - AGN
- कैम्ब्रिज एक्स-रे खगोल विज्ञान - एजीएन
- लीसेस्टर विश्वविद्यालय - ए.जी.एन.
