Výzkumy v ASU AV ČR (217): Nevyrovnaná galaxie NGC 1068

Galaxie NGC 1068 je také součástí Messierova katalogu mlhavých objektů pod číslem 77. Jedná se o spirální galaxii, kterou pozorujeme „shora“ ze vzdálenosti asi 60 milionů světelných let. Nalezneme ji v souhvězdí Velryby. Již na počátku 20. století si pozorovatelé povšimli zvláštních tvarů spektrálních čar pocházejících z galaxie, zejména pak širokých spektrálních čar plynu, který se od jádra galaxie zřejmě vzdaluje rychlostmi několika kilometrů za sekundu. Pozdější studie ukázaly, že M 77 patří mezi galaxie s aktivním jádrem, u nichž je přítomna akrece plynu na centrální černou veledíru. 

Aktivní galaktická jádra jsou v současnosti dobře popsána tzv. jednotným modelem, který je schopen různé typy aktivních galaxií vysvětlit jako důsledek různých pohledových úhlů. NGC 1068 patří klasifikačně mezi Seyfertovy galaxie typu II, je v této skupině dokonce nejbližším a současně nejjasnějším zástupcem. Aktivitu plně ovládá černá veledíra s předpokládanou hmotností 10 milionů hmotností Slunce, která je obklopena celou řadou struktur. Mezi ty významné jistě patří  oblast vzniku úzkých čar, která je vytvářena odtékajícím ionizovaným plynem, jenž dosahuje do vzdálenosti několika stovek parseků od jádra. Za zmínku stojí i molekulový disk a disk s maserovou aktivitou. Tyto struktury jsou dobrým příkladem obecně válcové symetrie, která se v aktivních galaktických jádrech předpokládá, s výtryskem ve směru pólu a chladným zastiňujícím materiálem v rovníkové rovině. Co ovšem není v souladu s obecným modelem, je v případě M 77 jen přibližné zarovnání nejrůznějších struktur se zmíněnými dvěma preferovanými směry. 

Pierre Vermot, postdoc v Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU, zpracovával interferometrická pozorování pořízená 20. listopadu 2018 přístrojem GRAVITY. Tento přístroj je interferometrem zapojeným na dalekohledech VLT schopným v infračerveném pásmu K pořizovat mapy s vysokým prostorovým rozlišením. Ačkoli je NGC 1068 nejjasnějším aktivním galaktickým jádrem, pro přístroj GRAVITY je na hraně pozorovatelnosti a aby bylo možné získat vědecky hodnotná pozorování, bylo nutné použít nestandardní pozorovací mód. Interferometrická pozorování obecně neposkytují přímo obraz vzdáleného objektu, ale veličiny, z nichž je za určitých podmínek tento obraz možné zkonstruovat. Jde zejména o tzv. viditelnosti Fourierových složek, fázový uzávěr a celkové a koherenční spektrum. Obrazová rekonstrukce interferometrických veličin je často nejednoznačná a numericky obtížná. Proto je v některých aplikacích výhodnější postupovat jinak. Ve stejné situaci byl i P. Vermot. I v jeho případě bylo výhodnější zkonstruovat síť fyzikálně realistických modelů horkých prašných disků, pro každý model vypočítat modelové interferometrické veličiny a porovnat je s měřenými. Sada modelů byla vypočítána programem MontAGN. Model tlustého disku jako prašnou komponentu obsahoval uhlíková zrnka, vnitřní poloměr byl nastaven tak, aby na něm právě docházelo k sublimaci prachu působením centrálního zdroje vyzařujícího tvrdé ultrafialové až rentgenové záření. Geometrie jednotlivých modelů se lišily sklonem a pozičním úhlem, úhlem rozšiřování i hustotou uhlíkových zrn. Ze sady geometrických modelů byl pak vybrán ten, jehož syntetické interferometrické veličiny nejlépe odpovídaly pozorováním. 

Vítězný model hned na první pohled nabízí nerušený pohled od Země na centrální oblast aktivního galaktického jádra. To bylo poněkud překvapivé, neboť NGC 1068 se chová jako Seyfertova galaxie typu II, kdy by měl být akreční disk zastíněn velkým množstvím materiálu v popředí. Modely aktivních galaxií očekávají, že tento zastiňující materiál se nachází poblíž rovníkové roviny galaxie. Horký prachový disk v M 77 tento trend nesleduje. 

Vnitřní poloměr disku úzce souvisí s celkovou luminozitou centrálního zdroje, který na základě modelu vychází mezi 3,9×10³⁸ a 6,4×10³⁸ W, v zásadě v souladu s předchozími odhady. Z toho plyne, že vnitřní část disku není odpovědná za zastínění centrálního zdroje, a tedy že disk sám je zvenčí zastíněn velkým množstvím materiálu. 

Druhou pozoruhodnou vlastností nejlepšího modelu je zjevná „nezarovnanost“ s dalšími strukturami aktivního jádra. Mezi jednotlivými pracho-plynnými strukturami je nezarovnanost společným jmenovatelem. Zjevně tedy nejde o artefakt mající původ v interpretaci interferometrických dat. Vzhledem k tomu, že některé z objektů vykazují dokonce opačnou rotaci, nejde zřejmě o různé pohledy na jednolitý zprohýbaný disk, ale spíše o několik prstencových útvarů zamotaných kolem jádra. Taková konfigurace by mohla být důsledkem slapového rozrušení molekulových mračen obklopujících jádro. Podobné útvary totiž pozorujeme i v okolí centra Mléčné dráhy.  

REFERENCE

P. Vermot, Misalignments in NGC 1068, Acta Astrophysica Taurica 3 (2022) 23–26, preprint arXiv:2204.03621

KONTAKT

Dr. Pierre Vermot
pierre.vermot@asu.cas.cz
Oddělení galaxií a planetárních systémů Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.