فرادرسانواع کهکشان ها — آنچه باید درباره کهکشان های فعال بدانید
در مطالب قبلی در مورد دسته‌بندی انواع کهکشان‌ها براساس شکل ظاهری آنها صحبت کردیم. با این حال غیر از دسته‌بندی هابل، کهکشانهایی وجود دارند که تابش‌های غیرعادی از خود ساطع می‌کنند و به آنها کهکشان های فعال می‌گوییم. در این مطلب در مورد این کهکشان‌ها و گونه‌های آن صحبت می‌کنیم و طبیعتاً خواندن این مطلب را به علاقه‌مندان به نجوم و کیهان شناسی پیشنهاد می‌کنیم.
تفاوت کهکشانهای عادی و کهکشان های فعال چیست؟
در تصاویر تهیه شده با مدرن‌ترین تجهیزات رصدی، یافتن کهکشان های فعال در میان سایر کهکشانهای عادی و نرمال دشوار است. اما اگر این تجهیزات به دستگاه‌های بررسی طیف یا طیف سنج کهکشان‌ها مجهز باشند آنگاه کهکشان های فعال نمایان خواهند شد. کهکشانهای عادی در بردارنده ستاره‌هایی مشابه ستاره‌های کهکشان راه شیری هستند. کهکشانهای مارپیچ نيز شباهت‌های بسياری با کهکشان راه شیری دارند كه از آن جمله می‌توان به محتویات گازی و گرد و غبار آنها اشاره كرد. اما کهکشان های فعال تابش‌های اضافی از خود ساطع می‌کنند و این تابش‌ها عمده‌ترین بخش طیف آنها را شكل می‌دهد. کهکشان های فعال انواع گوناگونی دارند از جمله کهکشانهای سیفرت، کوایزارها، کهکشانهای رادیویی و بلازارها.
این گونه‌های متفاوت کهکشان های فعال به شکل جداگانه کشف شده‌اند و در نگاه اول کاملاً متفاوت از هم به نظر میرسند اما در واقع تمام آنها شکل طیفی نامتعارفی از خود نشان می‌دهند. هم چنین در تمام این انواع شواهدی وجود دارد که نشان می‌دهد میزان بسیار زیاد انرژی، از ناحیه‌ای بسیار کوچک که به ندرت به اندازه يك کهکشان می‌رسد آزاد می‌شود. همین عوامل باعث شده است كه این کهکشانهای ظاهراً متفاوت در یک گروه طبقه‌بندی شوند. این ناحیه بسیار کوچک مرکزی را به عنوان هسته کهکشان در نظر می‌گیرند و منبع تابش مازاد را به آن (یعنی هسته کهکشانی فعال یا AGN) نسبت می‌دهند. در واقع می‌توان یک کهکشان فعال را کهکشانی عادی به اضافه AGN و تاثیرات همراه آن در نظر گرفت.
به نظر می‌رسد تعداد کهکشان های فعال در همسایگی ما بسیار ناچیز باشد. پاسخ به این پرسش که آیا همه کهکشان‌ها در مرحله‌ای از عمر خود تبدیل به يک کهکشان فعال می‌شوند یا اینکه کهکشان های فعال یک طبقه جداگانه از کهکشان‌ها هستند همچنان نامشخص است. دانشمندان از حضور چنین اجرامی تنها پس از دهه 40 میلادی آگاهی پیدا کرده‌اند، اجرامی که حداقل $$10^{10}$$ سال وجود داشته‌اند.
این واقعیت که ما درصد کمی از کهکشان‌ها را در مرحله فعال بودن رصد می‌کنیم می‌تواند به این معنی باشد که هر کهکشان برای مدت کوتاهی از عمر خود فعال باقی می‌ماند و یا اینکه درصد کمی از کهکشان‌ها برای زمان‌های طولانی‌تری فعال می‌شوند. در حال حاضر نمی‌توان گفت کدام یک از سناریوهای طرح شده صحیح است. مشکل بزرگتر آن است که برخی کهکشانهای مجاور از جمله کهکشان خود ما، نشانه‌هایی از فعالیت اندک در هسته مرکزی‌شان نشان می‌دهند. با این حال ما در این مطلب به بررسی کهکشان های فعال قدرتمند می‌پردازیم.
انواع کهکشان های فعال
کهکشان های فعال پس از شناخته شدن اولین نمونه آنها در دهه 40 میلادی توجه بسیاری از ستاره‌شناسان را به خود جلب کرده‌اند. با توجه به یکی از برآوردهای اخیر یک پنجم ستاره‌شناسان روی این نوع کهکشان‌ها مطالعه می‌کنند که نشان دهنده اهمیت بالای آنها است. در این نوشتار در مورد خصوصیات رصد شده از چهار طبقه اصلی کهکشان های فعال بیشتر خواهید آموخت. این چهار طبقه عبارت از کهکشانهای مشهور به سیفرت، کهکشانهای شبه ستاره‌ای مشهور به کوایزار، کهکشانهای رادیویی و کهکشانهای بلازار هستند. در ادامه این کهکشان‌ها را به تفصیل مورد بررسی قرار می‌دهیم.
کهکشانهای سیفرت
در سال 1943 میلادی ستاره‌شناس آمریکایی «کارل سیفرت» (Carl Seyfert) توجه افراد و محققین را به تعدادی از کهکشانهای مارپیچ که نقطه درخشان غیرعادی، مانند یک هسته داشتند جلب کرد. تصویر (۱)، NGC4051 یکی از اولین کهکشانهای سیفرت رصد شده را نمایش می‌دهد. در تصویر (۱)، (در طول موج حدود 440 نانومتر) رنگ‌های نادرست برای نشان دادن خصوصیات کهکشان به کار برده شده است. نواحی با رنگ‌های زرد، قرمز و سفید نسبتاً درخشان هستند. تابش شدید از بخش هسته مانند کهکشان به وضوح قابل رویت است. NGC4051 نسبتاً بسته است و در فاصله‌ای در حدود 17 مگاپارسک از کهکشان راه شیری قرار گرفته است. میدان دید این تصویر $$4.0\ arcmin\times 4.5\ arcmin$$ است.
پس از آن مشخص شد کهکشانهای سیفرت در مقایسه با کهکشانهای عادی تابش‌های مازادی در محدوده تابشی دور از فروسرخ و سایر طول موج‌ها نشان می‌دهند. همچنین در برخی از طول موج‌ها از جمله طول موج‌های اپتیکی و مرئی این تابش مازاد متغیر است. بررسی‌ها نشان داد که متغیر بودن تابش مازاد نشان می‌دهد که تابش‌ها در کهکشانهای سیفرت باید از ناحیه‌ای بسیار کوچک در قیاس با کل کهکشان ساطع شوند.
طیف‌های ترسیم شده از هسته درخشان این کهکشان مشخص می‌کند كه کهکشانهای سیفرت را می‌توان بر اساس عرض نسبی خطوط تابش به دو دسته مختلف تقسیم کرد (تصویر ۲). دسته اول کهکشانهای سیفرت، دو گروه خطوط تابشی دارند (تصویر ۲ الف)، گروه باریک که عمدتاً از خطوط ممنوعه تشکیل شده‌اند پهنايی در حدود $$400 kms^{-1}$$ دارند. علیرغم این پهنای قابل توجه ناحیه‌ای که این خطوط از آن تابش می‌شوند را ناحیه خط باریک می‌نامند. خطوط پهن‌تر که تنها از خطوط مجاز ساخته شده‌اند پهنایی در حدود $$10,000 kms^{-1}$$ دارند و به نظر می‌رسد از ناحیه چگال‌تری از گاز که با عنوان ناحیه خط پهن شناخته می‌شود سرچشمه گرفته باشند همانگونه که در بالا اشاره شد خطوط ممنوعه به چگالی گاز در نواحی تابش حساس هستند.
وجود نواحی خط پهن و خط باریک از خصوصیات انواع دیگر کهکشان های فعال است. کهکشانهای سیفرت نوع دوم تنها خطوط غالب باریک را نمایش می‌دهند (تصویر ۲ ب). خطوط پهن در طیف مرئی کهکشانهای سیفرت دوم یا وجود ندارند یا بسیار ضعیف هستند.
در حقیقت تفاوت این دو نوع به وضوحی که در ابتدا به نظر می رسد قابل تفکیک نیست، چرا که در حال حاضر خطوط پهن ضعیف در کهکشانهایی که پیش از این به عنوان نوع دوم سیفرت طبقه بندی می شدند یافت شده است. نوع یک و دو هنگامی بهتر درک می شوند که آنها را به عنوان حد نهایی محدوده سیفرتهای میانی که بر اساس قدرت نسبی خطوط پهن و باریکشان طبقه بندی می شوند، در نظر بگيريم. برای مثال در سیفرت 5/1، خطوط پهن و باریک هر دو وجود دارد اما خطوط پهن به قدرت آنچه در نوع اول سیفرت دیده می شود نیست.
کارل کینان سیفرت که بود؟
کارل سیفرت (تصویر ۳) در کلولند اوهایو به دنیا آمد و رشد كرد. او ابتدا با قصد تحصیل در رشته پزشکی وارد دانشگاه هاروارد شد اما با شرکت در يك کنفرانس الهام بخش ستاره‌شناسی که توسط «بارت بوک» (Bart Bok) ارائه می‌شد به سمت ستاره‌شناسی گرایش پیدا کرد. او تحصیلاتش را در همین رشته در هاروارد ادامه داد و تحقیقات دکترای خود را با هدایت هارلو شاپلی به انجام رساند.
به دنبال گرفتن پستی در رصدخانه يرکس از سال 1940 تا 1942 در رصدخانه مونت ویلسون نیز مشغول به کار شد. در طی همین دوره در مونت ویلسون بود که او رصدهایی روی انواع کهکشانهایی که امروزه به نام خودش نامگذاری شده‌اند انجام داد. در طول جنگ جهانی دوم او برای انجام چندکار به شکل همزمان برنامه‌ریزی کرد که عبارت از آموزش سیستم ناوبری به نیروهای مسلح، انجام تحقیقات طبقه‌بندی شده و هم چنین انجام تحقیقات ستاره‌شناسی بود.
او هم چنین به دلیل تولید برخی از اولین تصاویر رنگی از سحابی‌ها و طیف‌های ستاره‌ای که برخی از آنها در دایره المعارف بریتانیکا نیز استفاده شده‌اند شهرت دارد. پس از جنگ، سیفرت موقعیتی در دانشگاه واندربیلت تنسی بدست آورد. او نقش موثری در توسعه رصدخانه دانشگاه ایفا کرد و علاقه وافری به همه‌گیر كردن علوم در بين مردم داشت. او حتی زمانی از وقت خود را برای پيش‌بينی وضعيت هوای محلی در تلويزيون صرف می‌كرد. سیفرت به شکل غم انگیزی در سال 1960 در سن 49 سالگی در یک سانحه رانندگی کشته شد. مرگ او پیش از آنکه اهمیت واقعی کهکشانهای سیفرت درک شود، رخ داد.
برای آشنایی بیشتر با مبانی گرانش و کیهان‌شناسی، می‌توانید فیلم آموزش مبانی گرانش (Gravitation) را مشاهده کنید که توسط فرادرس ارائه شده، لینک این آموزش در ادامه آورده شده است.
- برای دیدن فیلم آموزش مبانی گرانش (Gravitation) + اینجا کلیک کنید.
کوایزارها
یکی از شگفتی‌های غیر قابل پیش‌بینی تاریخ ستاره شناسی کشف کوایزارها بوده است. اولین بار در سال 1963 میلادی کوایزار در طول موج‌های رادیویی و مرئی به شکل جسم نقطه‌ای شکلی کم نور با میزان غیرعادی از تابش مرئی در طیف آن رصد شد. نام آنها از علامت جایگزین‌شان در «منبع رادیویی شبه ستاره‌ای» (Quasi-stellar radio source) QSR یا «شی شبه ستاره‌ای» (Ouasi-stellar object) QSO برداشته شده است و به این معنی است که این کهکشان‌ها به دليل شکل نقطه‌ای شان به ستاره‌ها شباهت دارند هر چند که طیفشان کاملاً متفاوت از ستاره‌ها است. خطوط تابش طیف عمدتاً از هیدروژن و سایر عناصر موجود در منابع ستاره‌ای است اما این خطوط به شکل قابل توجهی جابه‌جایی قرمز پیدا کرده‌اند.
تصویر (۴) طیف مرئی اولین کوایزار کشف شده 3C 273 را نمایش می‌دهد. جابه‌جایی قرمز برابر با 0٫158 است که بر اساس قانون هابل نشان دهنده مسافت 660 مگاپارسک از كهکشان ما است. در حال حاضر تعداد بسیار زیادی کوایزار کشف شده است (بیش از 7000) و اغلب آنها حتی جابه‌جایی‌های قرمز بزرگتری دارند که بیشترین میزان ثبت شده برای آنها در سال 2003 بیشتر از ۶ بوده است. بنابراین کوایزارها بسیار درخشان‌تر از آن چيزی هستند که دیده می‌شوند.
طیف مرئی کوایزارها به طیف کهکشانهای سیفرت نوع اول شباهت دارد. این طیف عمدتاً از خطوط پهن تشکیل شده است اما خطوط باریک ضعیفی نیز در آن مشاهده می‌شود. طیف ترکیبی بیش از 700 کوایزار در تصویر (۵) نمایش داده شده است. برای ترسیم این طیف ترکیبی، طیف یک کوایزار منفرد برای از بین بردن تاثیر جابه جایی قرمز در آن، پیش از اضافه شدن به سایر طیف‌ها کاملاً تصحیح می‌شود. به دلیل آنکه تعداد زیادی از کوایزارها جابه‌جایی قرمز بالایی دارند، بسیاری از خصوصیاتی که در بخش مرئی طیف رصد می‌شوند به ویژگی‌های تابشی در فرابنفش مربوط هستند.
خطوط طیفی، طیف لیمان آلفا ($$Ly\alpha$$) را نمایش می‌دهد که ناشی از جابه‌جايی الکترون در اتم هیدروژن از حالت n=2 به n=1 است. این خط که در طول موج ۱۲۱٫۶ نانومتر اتفاق می‌افتد به وضوح خطی بسیار قدرتمند و پهن در طیف کوایزار است.
کوایزارها مازاد خطوط طیفی را در طول موج فروسرخ و سایر طول موج‌ها نمایش می‌دهند. در حدود $$10\%$$ کوایزارها منابع رادیویی قوی هستند. برخی ستاره شناسان ترجیح می‌دهند واژه قدیمی‌تر QSO یعنی شی شبه ستاره‌ای را برای کوایزارهایی که منبع رادیویی قوی نیستند، استفاده کنند. نحوه توزیع انرژی طیفی برای نمونه‌ای از کوایزار که منبع رادیویی قوی است و کوایزاری که منبع رادیویی قوی نیست در تصویر (۶) نمایش داده شده است. برآمدگی بزرگ آبی که در اینجا کاملاً برجسته است نشان می‌دهد که بسیاری کوایزارها در بازه‌های زمانی ماهانه يا حتی روزانه در طیفشان شاهد تغییرات هستند. تصویر (۶) SED متوسط برای نمونه‌ای از کوایزار که منبع قوی رادیویی است (خط آبی) و کوایزاری که منبع رادیویی قوی نیست (خط قرمز) را نشان می‌دهد که هر دو منحنی به جز در طول موج‌های رادیویی شبیه به هم هستند. برآمدگی بزرگ آبی در این شکل کاملاً برجسته و مشخص است.
نقشه برداری‌های رادیویی دقیق‌تر نشان می‌دهد بسیاری از کوایزارهایی که منابع رادیویی قوی هستند فوران‌های برجسته‌ای دارند و به نظر می‌رسد مواد را با فشار به داخل فضا رها می‌کنند. در 3C273 این فوران جت مانند حتی در تصاویر مرئی نیز قابل رویت است (تصویر ۷).
به این دلیل که کوایزارها از ما بسیار دور هستند، مطالعه کهکشانهای میزبانی که کوایزارها را در بردارند بسیار دشوار است. مطالعات جديد نشان می‌دهد رابطه ساده‌ای بین کوایزار و مورفولوژی کهکشان میزبان آن برقرار نیست. در حالی که بسیاری کهکشانهای میزبان در حال برهم کنش یا ادغام هستند، به نظر می‌رسد بسیاری دیگر از کهکشانهای ميزبان كهكشان‌های بیضی شکل یا مارپیچ عادی باشند (تصویر ۸). در تصویر (۸. الف) تصویر اپتيكی (باند V) فوران مواد از هسته‌ای شبه ستاره‌ای را به شکل کم نور نمایش می‌دهد. این فوران با وضوح بیشتر در تصاویر (ب) مرئی، (ج) رادیویی و (د) طول موج‌های پرتو ایکس دیده می‌شود. توجه داشته باشید رنگ‌های متفاوت در تصاویر ب و ج و د شکل (۸) معرف سطوح متفاوت شدت است.
هم چنین مشخص شده است کوایزارهایی که منبع رادیویی قوی هستند عمدتاً در کهکشانهای بیضی شکل یا در حال برهم کنش یافت می‌شوند در حالی که کوایزارهایی که منبع رادیویی قوی نیستند در کهکشانهای میزبان بیضی شکل یا مارپیچ یافت می‌شوند. به هرحال رابطه بین کهکشانهای میزبان کوایزارها و تابش‌های رادیویی کاملاً واضح نیست و هم چنان جای تحقیق فراوان دارد.
پیش از آنکه به وجود کهکشانهای میزبان کوایزارها در دهه 1980 میلادی پی برده شود، کوایزارها بسیار ناشناخته‌تر از امروز بودند. در واقع پیش از این تصور بر این بود که کوایزارها چندان فاصله‌ای با ما ندارند و جابه‌جایی‌های قرمز بزرگ در آنها ناشی از فرآیندهای فیزیکی ناشناخته است. مطالعات اخیر نادرست بودن این دیدگاه را کاملاً مشخص کرده است و در حال حاضر ستاره‌شناسان کوایزارها را کهکشانهایی دور دست و بسیار درخشان در نظر می‌گيرند و به همین دلیل است که ستاره‌شناسان مدرن کوایزارها را طبقه‌ای از کهکشان های فعال می‌دانند، حال آنکه هم چنان کتاب‌هایی با عنوان کهکشان های فعال و کوایزارها نیز یافت می‌شود. تصور بر این است که کوایزارها دارای درخشان‌ترین AGNهای شناخته شده باشند.
در تصویر (۹) که توسط تلسکوپ هابل گرفته شده است به نظر می‌رسد کوایزارها هم در کهکشانهای طبیعی و هم در کهکشانهای در حال برهم کنش یافت شوند. کهکشانهای میزبان نمایش داده شده در این تصاویر عبارت از (الف) یک کهکشان مارپیچ طبیعی، (ب) یک کهکشان بیضی شکل طبیعی و (ج) تا (ی) کهکشانهای در حال بر هم کنش یا ادغام (توجه داشته باشید تفاوت رنگ‌ها معرف تفاوت سطح شدت است) هستند.
کهکشانهای رادیویی
کهکشانهای رادیویی به شکل اتفاقی در دهه 40 میلادی توسط مهندسین رادار کشف شدند، هرچند در حدود یک دهه طول کشید تا توسط شاخه جدید ستاره شناسی رادیویی، مورد بررسی و تحقیق قرار گرفتند.
کهکشانهای رادیویی آسمان را در طول موج‌های رادیویی در کنترل خود دارند. این کهکشان‌ها نواحی عظیم تابش رادیویی را خارج از محدوده قابل رویت کهکشانهای ميزبان به نمایش می‌گذارند و معمولاً این نواحی به شکل زوج هستند. اولین و درخشان‌ترین کهکشان رادیویی کشف شده «سیگنوس A» (Cygnus A) نامگذاری شده است (تصویر ۱۰). تصویر (۱۰.الف) سیگنوس یک کهکشان رادیویی متشکل از دو قطعه درخشان در هر دو سمت یک هسته متراکم است. قطعه سمت راست از طریق یک جت نازک با هسته در ارتباط است. مربع سفید محدوده (b) کهکشان میزبان سیگنوس A را نمایش می‌دهد. تصور می‌شود این کهکشان یک کهکشان غول پیکر بیضی شکل با صفات عجیب مورفولوژیک باشد. فاصله این کهکشان در حدود 240 مگاپارسک است. این تصویر از ترکیب رصدهای انجام شده در طول موج‌های مرئی و زیر فروسرخ حاصل شده است.
نقشه‌های رادیویی دو قطعه مشخص در هر دو سمت یک هسته متراکم را نمایش می‌دهند. یک جت نازک در سمت راست هسته مرکزی مشخص است و تصور می‌شود منبع انرژی برای یکی از قطعه‌ها باشد. هاله‌ای از یک جت مشابه در سمت چپ نیز احساس می‌شود. جت‌ها خصوصیت مشترک کهکشانهای رادیویی به خصوص در طول موج‌های رادیویی هستند. این جت‌ها نشان‌دهنده مسیرهایی هستند که از طریق آن مواد خارج شده از AGN به قطعات سرریز می‌شوند.
جت کهکشانهای رادیویی ضعیف‌تر تا حدود بیشتری گسترده شده و همواره به شکل زوج هستند. این کهکشان‌ها هسته درخشانی دارند اما قطعات آنها کم نورتر هستند و لبه‌های مشخصی ندارند. مثالی از این کهکشان‌ها در تصویر (۱۱) نمایش داده شده است. این تصویر کهکشان M84 را که یک کهکشان رادیویی نسبتاً نزدیک به راه شیری در مجموعه کهکشانهای ویرگو است را نمایش می‌دهد. سیگنوس A مثالی از کهکشانهای رادیویی بسیار قدرتمند با یک جت نازک است. جت دوم در بسیاری کهکشانهای رادیویی قدرتمند وجود ندارد يا ناپیدا و ضعیف است.
هر کهکشان رادیویی یک هسته رادیویی نقطه‌ای شکل در تطابق با هسته کهکشان میزبان دارد و همین خصوصیت است که این کهکشان‌ها را در طبقه کهکشان های فعال قرار می‌دهد. این هسته بسیاری خصوصیات AGN مانند خطوط تابشی، طیف پهن باند (که بسیار پهن‌تر از طیف کهکشانهای طبیعی است) و متغیر بودن را به نمایش می‌گذارد.
طیف مرئی هسته کهکشانهای رادیویی بسیار شبیه به طیف سایر کهکشان های فعال است. همانند سیفرت‌ها کهکشانهای رادیویی نیز بر اساس آنکه خطوط پهن وجود داشته باشد (کهکشانهایی رادیویی خط پهن) یا خطوط نازک (کهکشانهای رادیویی خط نازک) در دو طبقه جداگانه قابل دسته‌بندی هستند. تصویر (12) نمونه‌ای از طیف یک کهکشان رادیویی خط پهن را نمایش می‌دهد.
تصویر (۱۳) نقشه طول موج‌های رادیویی، مرئی و پرتو ایکس سنتاروس A را که نزدیک‌ترین کهکشان رادیویی به راه شیری است را نمایش می‌دهد. تصویر مرئی این کهکشان رادیویی (تصویر ۱۳.ب) نشان می‌دهد كه این کهکشان یک کهکشان بیضی شکل با یک خط غبار است که آن را به دو قسمت تقسیم کرده است. در قسمت (الف) این تصویر کهکشان رادیویی سنتاروس A نقشه رادیویی قطعات را نشان می‌دهد که بیش از 9 درجه در آسمان گسترده شده‌اند. در قسمت (ب) تصویر در طول موج مرئی نشان می‌دهد کهکشان میزبان یک کهکشان بیضی شکل با خطی از گرد و غبار است که کهکشان را به دو قسمت تقسیم کرده است (قطعات رادیویی داخلی روی این تصویر به شکل خطی قرار داده شده‌اند). و در نهایت قسمت (ج) تصویر پرتو ایکس از رصدخانه چاندار به وضوح جت و هسته نقطه‌ای شکل را در بخش‌های داخلی کهکشان به نمایش می‌گذارد.
پرسش: با دانستن آنکه سنتاروس A یک کهکشان بیضی شکل است آیا مورد غیرعادی در تصویر (۱۳.ب) مشاهده می‌کنید؟
پاسخ: فرض بر این است که کهکشانهای بیضی شکل میزان ناچیزی از گرد و غبار داشته باشند، بنابراین وجود یک خط ضخیم از گرد و غبار حقیقتاً غیر عادی و عجیب است.
این کهکشان یقیناً یک کهکشان بیضی شکل طبیعی نیست و به اين ترتيب برای کشف ماهیت کهکشانهای رادیویی سرنخی به دست می‌دهد. در حال حاضر چنین تصور می‌شود که سنتاروس A در اثر برخورد یک کهکشان مارپیچ با یک کهکشان غول پیکر بیضی شکل حاصل شده باشد و خط گرد و غبار آن در واقع باقیمانده دیسک کهکشان مارپیچ باشد.
کهکشان M87 (که با نام ویرگو A نیز شناخته می‌شود) کهکشان رادیویی معروفی است که در این جا به آن خواهیم پرداخت. در ناحیه مرئی این کهکشان در مركز مجموعه كهكشانی ويرگو به صورت یک کهکشان غول پیکر بیضی شکل پدیدار می‌شود. به نظر می‌رسد اغلب کهکشانهای رادیویی بیضی شکل هستند. جت درخشان منفرد در این کهکشان (تصویر ۱۴) یادآور جت کوایزار 3C273 است که در تصویر (۸) نمایش داده شده است.
بلازارها
بلازارها نیز مانند کوایزارها حالت شبه ستاره‌ای دارند و از دهه 70 میلادی به بعد به عنوان یک طبقه متمایز از کهکشان های فعال شناسایی شدند. تغییرات این کهکشان‌ها در مقیاس زمانی چند روز یا کمتر اتفاق می‌افتد. تمامی این کهکشان‌ها منابع قوی رادیویی هستند و به دو زیر گروه تقسیم می‌شوند.
طبقه BL lac که به واسطه طیف‌اش که در آن خطوط تابشی وجود ندارد یا بسیار ضعیف است شناسایی می‌شود. این طبقه تقریباً در جابه‌جایی‌های قرمز کم قرار می‌گیرند. در ابتدای امر این کهکشان‌ها با ستاره‌های متغیر اشتباه گرفته می‌شدند تا اینکه طیف آنها مورد مطالعه قرار گرفت (عنوان این کهکشان‌ها از نام ستاره متغیری که بعدها به اولین نمونه از این کهکشان‌ها نسبت داده شد گرفته شده است) تقریباً بیش از 1300 کهکشان BL lac شناسایی شده است و مدارکی برای حضور کهکشانهای میزبان در 70 مورد آنها به دست آمده است. تصویر (۱۵) سه مثال از نقشه‌برداری کهکشانهای میزبان BL lac را که با تلسکوپ فضایی هابل صورت گرفته است را نشان می‌دهد. به نظر می‌رسد در بیشتر موارد کهکشانهای میزبان بیضی شکل باشند و خطوط جذبی ستاره‌ای، به تائید جابه‌جایی قرمز این اجرام کمک می‌کند.
طبقه بعدی کوایزارهای رادیویی طیف تخت (FSRQs) هستند. اين كهكشان‌ها بسیار به BL lacها شبیه هستند با این تفاوت که خطوط تابش قوی و پهن‌تری دارند و در جابه‌جایی‌های قرمز بالا قرار می‌گیرند. در تصویر (۱۵) که مثال‌هایی از رصدهای تلسکوپ هابل از کهکشانهای BL lac است سه سکانش نمایش داده شده است. این سکانس‌ها ایزوفوت‌های پیرامون سه BL lac را نشان می‌دهد تصویر سمت چپ 322-0548 با کهکشان بیضی شکل میزبان که به وضوح تصویر شده است، تصویر وسط 014+1534 با ایزوفوت‌های مربوط به یک کهکشان بیضی شکل عادی است و تصویر سمت راست 255+0820 که در آن کهکشان میزبان حل نشده است. در این سه مورد تابش‌ها از یک AGN نقطه‌ای شکل به دست آمده‌اند.
طبقه کهکشانهای غیرفعال - کهکشانهای با سرعت بالای تشکیل ستاره‌ها
این نوشتار را با ذکر تفاوت‌ها بین طبقات کهکشان های فعال که در بالا شرح داده شدند و کهکشانهای با سرعت بالای تشکیل ستاره‌ها به پایان می بریم. در حقیقت کهکشانهای با سرعت بالای تشکیل ستاره‌ای ضرورتاً کهکشانهای عادی هستند که در آنها حجم عظیمی از تشکیل ستاره‌ها در حال رخ دادن است. طیف این کهکشان‌ها خطوط تابشی ساطع شده از نواحی متعدد HII و نیز تابش‌های فروسرخ را از گرد و غبار این کهکشان‌ها نشان می‌دهد اما به شکل کلی این خطوط طیفی فعالیت غیرعادی در هسته کهکشان را نشان نمی‌دهند. در گذشته این کهکشان‌ها را در طبقه کهکشان های فعال در نظر می‌گرفتند اما تحقیقات جدید برای آنها طبقه خاص خودشان را در نظر گرفته است.
در حقیقت کهکشانهایی با سرعت بالای تشکیل ستاره‌ها وجود دارند که فعال نیستند اما به نظر می‌رسد برخی کهکشان های فعال نیز دستخوش سرعت بالای تشکیل ستاره‌ها در خود باشند. در حال حاضر مشخص نیست که آیا بین این دو پدیده که در کهکشانهای یکسان دیده می شوند ارتباطی وجود دارد یا خیر اما امکان دارد که هر دو پدیده یعنی سرعت بالای تشکیل ستاره‌ها در کهکشان و فعالیت در هسته کهکشانی در اثر برخورد یا ادغام کهکشانی آغاز شده باشد.
پرسش: تفاوت‌های بین کهکشانهای عادی و هر چهار نوع کهکشان های فعال را ذکر کنید. آیا ویژگی مشترکی برای تمام کهکشان های فعال وجود دارد؟
پاسخ: در جدول زیر ویژگی‌های زیادی را در مورد کهکشان های فعال و عادی دسته‌بندی کرده‌ایم. چیزی که تمام کهکشان های فعال دارند این است که قوی و با هسته‌ای فشرده هستند که منبع انرژی است.
معرفی فیلم آموزش مبانی گرانش (Gravitation)
مجموعه فرادرس در تولید و تهیه محتوای آموزشی خود اقدام به تهیه فیلم آموزش مبانی گرانش (Gravitation) کرده است. این مجموعه آموزشی از دوازده درس تشکیل شده و برای دانشجویان رشته فیزیک و افراد علاقه‌مند به کیهان شناسی و گرانش مفید است.
درس اول این مجموعه مروری بر نسبیت خاص و درس دوم به آموزش جبر تانسوری می‌پردازد. درس سوم به محاسبات تانسوری و روابط مورد نیاز برای نسبیت عام و درس چهارم به بررسی شروع نسبیت عام اینشتین اختصاص دارد. در درس پنجم استخراج معادلات اینشتین از کنش هیلبرت را خواهید آموخت و در درس ششم و هفتم به ترتیب حل شوارتسشیلد (Schwarzschild) و خواص فضا - زمان شوارتسشیلد بررسی می‌شود. در درس نهم در مورد سیاهچاله‌های باردار خواهید آموخت و در درس دهم سیاهچاله‌های باردار بررسی می‌شوند. درس یازدهم به ترمودینامیک سیاهچاله‌ها اختصاص دارد و در نهایت امواج گرانشی در درس دوزادهم بررسی می‌شوند.
- برای دیدن آموزش مبانی گرانش (Gravitation) اینجا کلیک کنید.
جمع بندی
در این مطلب در مورد انواع کهکشان های فعال صحبت کردیم. تفاوت اصلی کهکشان فعال و کهکشانهای عادی تابش اضافی این کهکشان‌ها نسبت به کهکشانهای عادی است. کهکشان های فعال را می‌توان به چهار دسته کلی تقسیم کرد که عبارت از کوایزارها، سیفرت‌ها، کهکشانهای رادیویی و بلازارها هستند. انواع این کهکشان و مشخصات آنها را با جزئیات در این مطلب بررسی کردیم.
