Active Galactic Nuclei اور Quasars

Linas Juozenas

Supermassive black holes accreting material, outflows, and the feedback on star formation

کائنات میں سب سے زیادہ روشن اور متحرک مظاہر اس وقت ظاہر ہوتے ہیں جب کہکشائی مراکز میں supermassive black holes (SMBHs) گیس کو اکٹھا کرتے ہیں۔ ان بظاہر active galactic nuclei (AGN) میں، وسیع مقدار میں ثقلی توانائی برقی مقناطیسی تابکاری میں تبدیل ہو جاتی ہے، جو اکثر پوری میزبان کہکشاں سے زیادہ روشن ہوتی ہے۔ روشنی کی بلند ترین حد پر quasars ہوتے ہیں، جو کائناتی فاصلوں پر نظر آنے والے روشن AGN ہیں۔ بلیک ہول کی شدید فیولنگ کے یہ مراحل طاقتور outflows چلا سکتے ہیں — تابکاری کے دباؤ، ہواؤں، یا رشتہ داریت جٹس کے ذریعے—جو کہکشاؤں کے اندر گیس کو دوبارہ ترتیب دیتے ہیں، ستاروں کی تشکیل کو متاثر یا روک سکتے ہیں۔ اس مضمون میں، ہم دیکھیں گے کہ SMBHs کس طرح AGN کو طاقت دیتے ہیں، quasars کی مشاہداتی علامات اور درجہ بندی، اور وہ اہم "feedback" میکانزم جو بلیک ہول کی نشوونما کو ان کی میزبان کہکشاؤں کی تقدیر سے جوڑتے ہیں۔

1. فعال کہکشائی نیوکلیئی کی تعریف

1.1 مرکزی انجن: Supermassive Black Holes

ایک AGN کے مرکز میں ایک supermassive black hole ہوتا ہے، جس کے ماس چند ملین سے لے کر کئی ارب شمسی ماس تک ہوتے ہیں۔ یہ بلیک ہول کہکشائی بلجز یا کورز میں واقع ہوتے ہیں۔ معمول کے کم-اکریشن حالات میں، یہ نسبتاً خاموش رہتے ہیں۔ AGN کا مرحلہ اس وقت آتا ہے جب کافی گیس یا گرد اندر کی طرف بہتی ہے—accreting بلیک ہول پر—اور ایک گھومتا ہوا accretion disk بناتی ہے، جو برقی مقناطیسی طیف میں روشن تابکاری خارج کرتی ہے [1, 2]۔

1.2 AGN کی اقسام اور مشاہداتی خصوصیات

AGNs مختلف مشاہداتی مظاہر دکھاتے ہیں:

Seyfert Galaxies: سرپل کہکشاؤں میں معتدل روشنی والی نیوکلیئر سرگرمی، آئنائزڈ گیس کے بادلوں سے روشن اخراجی لکیروں کے ساتھ۔
کوئسارز (QSOs): سب سے زیادہ روشنی والے AGN، جو اکثر اپنے میزبان کی روشنی پر غالب ہوتے ہیں، اور کائناتی فاصلے پر آسانی سے قابل شناخت ہوتے ہیں۔
ریڈیو کہکشائیں / بلیزرز: AGN جو طاقتور ریڈیو جیٹس یا ہمارے طرف مضبوطی سے بیمد تابکاری کی خصوصیت رکھتے ہیں۔

ظاہری تنوع کے باوجود، یہ اقسام روشنی، رخ، اور ماحول میں فرق کی عکاسی کرتی ہیں نہ کہ بنیادی طور پر مختلف انجن کی [3].

1.3 متحدہ ماڈل

ایک وسیع پیمانے پر قبول شدہ “متحدہ ماڈل” ایک مرکزی SMBH اور ایک اکریشن ڈسک کو فرض کرتا ہے، جس کے گرد ایک براڈ لائن ریجن (BLR) تیز رفتار بادلوں کا اور ایک ٹورس دھندلا کرنے والی گرد کا ہوتا ہے۔ رخ کے اثرات اور ٹورس کی جیومیٹری ایک قسم 1 (بے پردہ) یا قسم 2 (گرد سے دھندلا) AGN اسپیکٹرم دے سکتے ہیں۔ روشنی یا بلیک ہول کی ماس میں فرق نظام کو کم روشنی والے سیفرٹ سے زیادہ روشنی والے کوئسار میں تبدیل کر سکتا ہے [4].

2. اکرشن کا عمل

2.1 اکرشن ڈسکس اور روشنی

گیس جو SMBH کے گہرے ثقلی کنویں میں گرتا ہے ایک پتلی اکریشن ڈسک بناتا ہے، جو ثقلی توانائی کو حرارت اور تابکاری میں تبدیل کرتا ہے۔ ایک کلاسیکی ماڈل شاکورا-سنیاو ڈسک ہے، جو نمایاں طور پر تابکاری کر سکتا ہے، اکثر ایڈنگٹن حد کے قریب:

L_Edd ≈ 1.3×10³⁸ (M_BH / ایم_⊙) ارگ سیکنڈ^-1

جہاں ایک بلیک ہول ایڈنگٹن محدود شرحوں پر کھلایا جائے تو اپنی ماس کو تقریباً 10 میں دوگنا کر سکتا ہے⁸ سال۔ کوئسار عام طور پر ایڈنگٹن روشنی کی مقدار کے حصوں کے قریب یا اس سے زیادہ پہنچتے ہیں، جو ان کی انتہائی چمک کی وضاحت کرتے ہیں [5, 6].

2.2 SMBH کو ایندھن فراہم کرنا

کہکشانی عمل کو لازمی طور پر گیس کو کلومیٹر کے پیمانے سے بلیک ہول کے گرد ذیلی پارسیک علاقوں تک لے جانا ہوتا ہے:

بار سے چلنے والے ان فلو: اندرونی بارز یا اسپائرل بازو گیس سے زاویائی حرکیات کو ہٹا سکتے ہیں، جو اسے آہستہ آہستہ اندر کی طرف دھکیلتے ہیں (سیکولر ارتقاء).
مرجرز اور تعاملات: زیادہ شدت سے، بڑے یا چھوٹے مرجرز جلدی سے نیوکلیئر علاقے میں بڑی مقدار میں گیس پہنچا سکتے ہیں، کوازار مراحل کو متحرک کرتے ہوئے۔
کولنگ فلو: امیر کلسٹر کورز میں، کولنگ انٹراکلسٹر گیس کہکشاں کے مرکز میں بہہ سکتی ہے، مرکزی بلیک ہول کو کھلاتی ہے۔

ایک بار بلیک ہول کے قریب، مقامی عدم استحکام، جھٹکے، اور واسکوسیٹی مزید مادہ کو آخری اکریشین ڈسک میں منتقل کرتے ہیں [7]۔

3. Quasars: The Brightest AGN

3.1 Historical Discovery

کوازار (جو “quasi-stellar objects” کا مخفف ہیں) 1960 کی دہائی میں ایسے نقطہ ماخذ کے طور پر پہچانے گئے جن کے ریڈ شفٹ غیر متوقع طور پر زیادہ تھے، جس کا مطلب تھا بہت زیادہ روشنی۔ جلد ہی یہ واضح ہو گیا کہ یہ کہکشانی مرکز ہیں جو اکریٹنگ SMBHs سے چل رہے ہیں، اتنے روشن کہ انہیں اربوں نوری سال دور سے دیکھا جا سکتا ہے، جو ابتدائی کائنات کے اہم معائنہ کار ہیں۔

3.2 Multi-Wavelength Emission

کوازار کی شدید روشنی ریڈیو (اگر جیٹس موجود ہوں)، انفراریڈ (ٹورس میں دھول کی دوبارہ تابکاری)، آپٹیکل/یو وی (اکریشن ڈسک تسلسل)، اور ایکس رے (ڈسک کرونا، ریلیٹیوسٹک آؤٹ فلو) پر محیط ہوتی ہے۔ سپیکٹرا عام طور پر بلیک ہول کے قریب تیز رفتار بادلوں سے وسیع اخراج لائنیں دکھاتے ہیں، اور ممکنہ طور پر دور دراز گیس سے تنگ اخراج لائنیں [8]۔

3.3 Cosmological Role

کوازار اکثر z ∼ 2–3 پر اپنی زیادہ تعداد پر پہنچتے ہیں، جو اس وقت سے میل کھاتا ہے جب کہکشائیں زور شور سے جمع ہو رہی تھیں۔ یہ کائناتی تاریخ میں سب سے بڑے بلیک ہولز کی نشوونما کو ظاہر کرتے ہیں۔ کوازار جذب لائنوں کے مشاہدات بھی مداخلتی گیس اور بین الکہکشانی مادے کی ساخت کا نقشہ بناتے ہیں۔

4. Outflows and Feedback

4.1 AGN-Driven Winds and Jets

اکریشن ڈسکس شدید تابکاری دباؤ یا مقناطیسی طور پر شروع ہونے والی ہوائیں پیدا کرتے ہیں، جو کبھی کبھار دو قطبی آؤٹ فلو بناتے ہیں جو ہزاروں کلومیٹر فی سیکنڈ تک پہنچ سکتے ہیں۔ ریڈیو-لاؤڈ AGN ممکنہ طور پر ریلیٹیوسٹک جیٹس بھی پیدا کرتے ہیں جو روشنی کی رفتار کے قریب سفر کرتے ہیں، اور میزبان کہکشاں سے بہت دور تک پھیل جاتے ہیں۔ یہ آؤٹ فلو کر سکتے ہیں:

گیس کو نکالیں یا گرم کریں، بلج میں ستاروں کی تشکیل کو محدود کرتے ہوئے۔
دھاتیں اور توانائی ہیلے یا بین الکہکشانی مادے میں منتقل کریں۔
ستاروں کی تشکیل کو علاقائی طور پر روکیں یا بڑھائیں، جھٹکے کے کمپریشن اور گیس کے اخراج پر منحصر ہے [9]۔

4.2 Feedback on Star Formation

AGN فیڈبیک—یہ تصور کہ فعال بلیک ہولز کہکشاں پر نمایاں اثر ڈال سکتے ہیں—جدید کہکشاں تشکیل کے ماڈلز کا ایک بنیادی ستون بن چکا ہے:

کوازار-موڈ فیڈبیک: روشن مراحل میں طاقتور آؤٹ فلو سرد گیس کی بڑی مقدار کو باہر نکال سکتے ہیں، جس سے مزید ستاروں کی تشکیل رک جاتی ہے۔
ریڈیو-موڈ فیڈبیک: کم اکریشین حالتوں میں جیٹس آس پاس کے گیس کو گرم کر سکتے ہیں (مثلاً، کلسٹر کورز میں)، جو بڑے پیمانے پر کولنگ فلو کو روکنے میں مدد دیتا ہے۔

ایسا فیڈبیک بڑے ایلیپٹیکل کہکشاؤں کی سرخ، پرسکون نوعیت اور مشاہدہ شدہ تعلقات (جیسے بلیک ہول–بلج ماس تعلق) کی وضاحت میں مدد دیتا ہے جو SMBH کی نشوونما کو کہکشاں کی ارتقاء سے جوڑتا ہے [10]۔

5. میزبان کہکشائیں اور AGN اتحاد

5.1 انضمام بمقابلہ سیکولر متحرک کرنا

مشاہداتی شواہد ظاہر کرتے ہیں کہ مختلف راستے AGN کو متحرک کر سکتے ہیں:

بڑے انضمام: گیس سے بھرپور انضمام بڑے گیس ماسز کو بلیک ہول پر لے جاتے ہیں، جو روشن کوئزارس کو روشن کرتے ہیں۔ یہ ستاروں کے دھماکوں کے ساتھ بھی ہو سکتا ہے، جو بعد میں ستاروں کی تشکیل کو روک دیتا ہے۔
سیکولر عمل: بار سے چلنے والی ان فلو یا معمولی ان فلو بلیک ہول کو مستقل طور پر فیڈ کر سکتے ہیں، جو درمیانے روشنی والے سیفرٹ نیوکلی پیدا کرتے ہیں۔

وہ کہکشائیں جو سب سے زیادہ روشن کوئزارس کی میزبانی کرتی ہیں، اکثر جزر و مد کی خرابیوں یا حالیہ انضمام کے مرفولوجیکل شواہد دکھاتی ہیں۔ کم روشنی والے AGN عام طور پر بغیر خلل والے ڈسک کہکشاؤں میں بارز یا پیسودوبلجز کے ساتھ ظاہر ہو سکتے ہیں۔

5.2 بلج–بلیک ہول کنکشن

مشاہدات ایک مضبوط تعلق ظاہر کرتے ہیں بلیک ہول ماس (M_BH) اور بلج اسٹیلر وِلوسٹی ڈسپریشن (σ) یا بلج ماس کے درمیان—M_BH–σ تعلق۔ یہ ظاہر کرتا ہے کہ بلیک ہول کی فیولنگ اور بلج کی نشوونما آپس میں جڑی ہوئی ہیں، ایسے فیڈبیک ماڈلز کی حمایت کرتے ہیں جہاں ایک فعال بلیک ہول میزبان بلج میں ستاروں کی تشکیل کو منظم کر سکتا ہے، یا اس کے برعکس۔

5.3 AGN ڈیوٹی سائیکلز

ہر کہکشاں کائناتی وقت کے دوران متعدد AGN مراحل سے گزر سکتی ہے۔ ایک عام بلیک ہول اپنی زندگی کا صرف ایک حصہ ایڈنگٹن حد کے قریب فعال طور پر اکریٹنگ میں گزار سکتا ہے، جو روشن AGN یا کوئزار مراحل بناتا ہے۔ گیس کی کمی یا اخراج کے بعد، AGN مدھم ہو جاتا ہے، اور ایک زیادہ پرسکون "عام" کہکشاں چھوڑ دیتا ہے جس میں ایک غیرفعال مرکزی بلیک ہول ہوتا ہے۔

6. کائناتی وقت کے دوران AGN کا مشاہدہ

6.1 بلند ریڈ شفٹ کوئزارس

کوئزارس انتہائی بلند ریڈ شفٹ تک نظر آتے ہیں، کچھ z > 7 سے بھی آگے، جس کا مطلب ہے کہ وہ پہلے ارب سالوں کے اندر ہی چمک رہے تھے۔ یہ سمجھنا کہ SMBHs اتنی تیزی سے کیسے بڑھے، ایک حد ہے: یا تو بیج بڑے تھے (براہ راست زوال کے ذریعے) یا ابتدائی دور کے سپر-ایڈنگٹن اکریشن کے واقعات ہوئے۔ ان دور دراز کوئزارس کا مشاہدہ ری آئنائزیشن دور کے حالات اور ابتدائی کہکشاں کی تشکیل کی جانچ کرتا ہے۔

6.2 کثیر طول موج مہمات

ایسے سروے جیسے SDSS، 2MASS، GALEX، Chandra، اور نئی مشنز جیسے JWST اور اگلی نسل کے زمینی مشاہداتی مراکز مل کر ریڈیو سے لے کر ایکس ریز تک AGN کا معائنہ کرتے ہیں، کم روشنی والے سیفرٹس سے لے کر طاقتور کویزارز تک مکمل تسلسل کو واضح کرتے ہیں۔ اس دوران، انٹیگرل فیلڈ اسپیکٹروسکوپی (مثلاً MUSE، MaNGA) میزبان کہکشاں کی کائنیماٹکس اور AGN نیوکلی کے گرد ستاروں کی تشکیل کی تقسیم کو ظاہر کرتی ہے۔

6.3 کشش ثقل لینسنگ

کبھی کبھار، بڑے کلسٹروں کے پیچھے کویزارز کشش ثقل کے لینس کے ذریعے دیکھے جاتے ہیں، جس کے نتیجے میں بڑے ہوئے تصاویر ملتی ہیں جو AGN میں چھوٹے پیمانے کی ساخت کو ظاہر کرتی ہیں یا انتہائی درست روشنی کی دوریوں کو فراہم کرتی ہیں۔ ایسے لینسنگ مظاہر بلیک ہول کے ماس کے اندازوں کو بہتر بنا سکتے ہیں اور کاسمولوجیکل پیرامیٹرز کی جانچ کر سکتے ہیں۔

7. نظریاتی اور سیمولیشن کے نقطہ نظر

7.1 ڈسک ایکریشن فزکس

کلاسیکی Shakura-Sunyaev الفا-ڈسک ماڈلز، جو میگنیٹو ہائیڈرودائنامک (MHD) سیمولیشنز کے ساتھ مکمل کیے گئے ہیں، بیان کرتے ہیں کہ زاویائی حرکیات کیسے منتقل ہوتی ہے اور ڈسک کی viscosity ایکریشن کی شرحیں کیسے مقرر کرتی ہے۔ مقناطیسی میدان اور افراتفری آؤٹ فلو یا جیٹ (بلیک ہولز سے گھومنے والے جیٹ کے لیے Blandford–Znajek میکانزم کے ذریعے) پیدا کرنے میں اہم کردار ادا کرتے ہیں۔

7.2 بڑے پیمانے پر کہکشاں کی ترقی کے ماڈلز

Cosmological simulations (مثلاً IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) تفصیلی AGN فیڈبیک ترکیبوں کو بڑھا چڑھا کر شامل کرتے ہیں تاکہ مشاہدہ شدہ کہکشاں کے رنگ کی دوگانگی، بلیک ہول–بُلج ماس تعلق، اور بڑے ہیلوز میں ستاروں کی تشکیل کی روک تھام سے میل کھائیں۔ یہ کوڈز دکھاتے ہیں کہ مختصر کوئسار کے دور بھی میزبان کے گیس ذخیرے کو نمایاں طور پر بدل سکتے ہیں۔

7.3 بہتر شدہ فیڈبیک فزکس کی ضرورت

ترقی کے باوجود، توانائی کے ملٹی فیز انٹرسٹیلر میڈیم سے کس طرح بالکل جڑتی ہے اس بارے میں اہم غیر یقینی صورتحال باقی ہے۔ jet-ISM تعاملات، wind entrainment، یا dusty torus کی جیومیٹری کی چھوٹے پیمانے کی تفصیلات کو سمجھنا پارسیک پیمانے کی ایکریشن فزکس کو کلومیٹر پیمانے پر ستاروں کی تشکیل کی ریگولیشن سے جوڑنے کے لیے ضروری ہے۔

8. نتیجہ

Active Galactic Nuclei اور quasars کہکشانی نیوکلئی کے سب سے زیادہ توانائی والے مراحل کی نمائندگی کرتے ہیں، جو supermassive black hole accretion سے چلتے ہیں۔ تابکاری اور آؤٹ فلو کو چلاتے ہوئے، یہ صرف چمکنے کے علاوہ اپنے میزبان کہکشاؤں کو تبدیل کرتے ہیں، ستاروں کی تشکیل کی تاریخ، بُلج کی نمو، اور یہاں تک کہ بڑے پیمانے پر ماحول کو فیڈبیک کے ذریعے شکل دیتے ہیں۔ چاہے یہ بڑے انضمام سے شروع ہوں یا آہستہ آہستہ سیکولر انفلوز سے، AGN بلیک ہول کی ترقی اور کہکشاں کی ترقی کے درمیان قریبی تعلق کو اجاگر کرتے ہیں—یہ ظاہر کرتے ہیں کہ ایک چھوٹا سا ایکریشن ڈسک کس طرح کہکشانی یا کائناتی نتائج رکھ سکتا ہے۔

جیسے جیسے گہرے کثیر طول موج مشاہدات اور بہتر شدہ سیمولیشنز قریب آتے ہیں، ہمارا AGN کے ایندھن، کوئسار کے زندگی کے چکر، اور فیڈبیک میکانزمز کو سمجھنا مزید واضح ہوتا جائے گا۔ آخرکار، SMBHs اور ان کی میزبان کہکشاؤں کے درمیان تعلق کو سمجھنا کائناتی تصویر کشی کے لیے کلیدی ہے، ابتدائی کوئسارز سے لے کر جدید بیضوی یا سرپل بُلجز میں خاموشی سے موجود بلیک ہولز تک۔

References and Further Reading

Lynden-Bell, D. (1969). “کہکشانی نیوکلئی بطور پرانے کوئسارز کے زوال پذیر۔” Nature, 223, 690–694.
Rees, M. J. (1984). “فعال کہکشانی نیوکلئی کے لیے بلیک ہول ماڈلز۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 471–506.
Antonucci, R. (1993). “فعال کہکشانی نیوکلئی اور کوئسارز کے لیے متحدہ ماڈلز۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 473–521.
Urry, C. M., & Padovani, P. (1995). “Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803–845.
Shakura, N. I., & Sunyaev, R. A. (1973). “Black Holes in Binary Systems. Observational Appearance.” Astronomy & Astrophysics, 24, 337–355.
Soltan, A. (1982). “Masses of quasar remnants.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 200, 115–122.
Hopkins, P. F., et al. (2008). “A unified, merger-driven model of the origin of starbursts, quasars, and spheroids.” *The Astrophysical Journal Supplement Series*, 175, 356–389.
Richards, G. T., et al. (2006). “Spectral Energy Distributions and Multiwavelength Selection of Type 1 Quasars.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 166, 470–497.
Fabian, A. C. (2012). “Observational Evidence of Active Galactic Nuclei Feedback.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Kormendy, J., & Ho, L. C. (2013). “Coevolution (Or Not) of Supermassive Black Holes and Host Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 511–653.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان