Active Galactic Nuclei in the Young Universe

نوجوان کائنات میں فعال کہکشانی نیوکلئی

Linas Juozenas

کوازارز اور روشن AGN مرکزی بلیک ہولز پر تیز اکریشن کے نشان کے طور پر

کہکشاؤں کی ابتدائی تشکیل کے دور میں، کچھ اجسام نے پورے کہکشاؤں کو سینکڑوں سے ہزاروں گنا زیادہ روشن کر دیا، جو وسیع کائناتی فاصلوں پر دیکھے گئے۔ یہ انتہائی روشن اجسام—فعال کہکشانی مراکز (AGN) اور سب سے زیادہ روشنی والے کوازارز—شدید توانائی کے اخراج کے مینار کے طور پر کام کرتے تھے جو تیز اکریشن کے ذریعے بہت بڑے بلیک ہولز (SMBHs) کو طاقت فراہم کرتے تھے۔ اگرچہ AGN کائناتی وقت کے دوران موجود ہیں، ان کی موجودگی نوجوان کائنات (بگ بینگ کے بعد پہلے ارب سال کے اندر) ابتدائی بلیک ہول کی نشوونما، کہکشاؤں کی تشکیل، اور بڑے پیمانے پر ساخت کے بارے میں اہم بصیرت فراہم کرتی ہے۔ اس مضمون میں، ہم دیکھتے ہیں کہ AGN کو کیسے توانائی ملتی ہے، انہیں بلند ریڈ شفٹ پر کیسے دریافت کیا گیا، اور وہ ابتدائی کائنات میں غالب جسمانی عمل کے بارے میں کیا بتاتے ہیں۔

1. فعال کہکشانی مراکز کی اصل

1.1 تعریف اور اجزاء

ایک فعال کہکشانی مرکز کچھ کہکشاؤں کے مرکز میں ایک کمپیکٹ علاقہ ہوتا ہے جہاں ایک بہت بڑے بلیک ہول (جو لاکھوں سے اربوں شمسی کمیتوں تک ہوتا ہے) اپنے ماحول سے گیس اور دھول جذب کرتا ہے۔ یہ عمل برقی مقناطیسی طیف میں زبردست توانائی خارج کر سکتا ہے—ریڈیو، انفرا ریڈ، آپٹیکل، الٹرا وائلٹ، ایکس رے، اور یہاں تک کہ گاما ریز۔ AGN کی اہم خصوصیات میں شامل ہیں:

اکریشن ڈسک: گیس کی گھومتی ہوئی ڈسک جو بلیک ہول کی طرف سرپل کی صورت میں بڑھ رہی ہوتی ہے، مؤثر طریقے سے تابکاری کرتی ہے (اکثر ایڈنگٹن حد کے قریب)۔
وسیع اور تنگ اخراجی لائنیں: بلیک ہول سے مختلف فاصلے پر موجود گیس کے بادل مختلف رفتاروں کے ساتھ لائنیں خارج کرتے ہیں، جو مخصوص طیفی نشانات (وسیع لائن اور تنگ لائن کے علاقے) پیدا کرتے ہیں۔
Outflows and Jets: کچھ AGN طاقتور جیٹس چھوڑتے ہیں—ذرات کے رشتہ دارانہ دھارے—جو اپنی میزبان کہکشاں سے بہت دور تک پھیلے ہوتے ہیں۔

1.2 کوازارز بطور سب سے روشن AGN

Quasars (quasi-stellar objects, QSOs) AGN کا سب سے زیادہ روشن ذیلی گروپ ہیں۔ یہ اپنی پوری میزبان کہکشاں سے کئی گنا زیادہ چمک سکتے ہیں۔ اعلی ریڈ شفٹ پر، کوازارز اکثر کائناتی نشان کے طور پر استعمال ہوتے ہیں، جو فلکیات دانوں کو ابتدائی کائنات کی حالتوں کی جانچ کرنے کی اجازت دیتے ہیں ان کی شدید چمک کی وجہ سے۔ ان کی بڑی روشنی کی بدولت، یہاں تک کہ جو اربوں نوری سال دور ہیں، بڑے دوربینوں سے قابلِ شناخت ہیں۔

2. نوجوان کائنات میں AGN اور کوازارز

2.1 اعلی ریڈ شفٹ کی دریافتیں

مشاہدات نے کوازارز کو ریڈ شفٹ z ∼ 6–7 اور اس سے آگے پر دریافت کیا ہے، جو ظاہر کرتا ہے کہ سینکڑوں ملین سے لے کر اربوں شمسی ماس کے سپرمیسیو بلیک ہولز کائناتی تاریخ کے پہلے 800 ملین سالوں میں بن چکے تھے۔ قابل ذکر مثالوں میں شامل ہیں:

ULAS J1120+0641 z ≈ 7.1 پر۔
ULAS J1342+0928 z ≈ 7.54 پر، جس میں سینکڑوں ملین M_⊙ کے بلیک ہول کا ماس ہے۔

اتنے زیادہ ریڈ شفٹ پر ان غیر معمولی نظاموں کی شناخت نے black hole seeding (بلیک ہولز کے ابتدائی ماس) اور ان کی بعد کی تیز رفتار ترقی کے بارے میں اہم سوالات اٹھائے ہیں۔

2.2 ترقی کے چیلنجز

تقریباً 10⁹ M_⊙ کے SMBH کی تعمیر ایک ارب سال سے کم وقت میں سادہ اکریشین منظرناموں کو Eddington حد کے تحت چیلنج کرتی ہے۔ ان کوازارز کو ایندھن فراہم کرنے والے “seed black holes” کو شروع میں نسبتاً بڑے ہونا چاہیے تھا، یا انہیں super-Eddington اکریشین کے ادوار سے گزرنا پڑا ہوگا۔ یہ مشاہدات قدیم کہکشاؤں میں غیر معمولی یا کم از کم بہتر حالات کی نشاندہی کرتے ہیں (مثلاً، بڑے گیس کے بہاؤ، براہ راست زوال پذیر بلیک ہولز، یا بھاگتے ہوئے ستاروں کے تصادم).

3. آگ کو ایندھن فراہم کرنا: اکریشین میکینکس

3.1 اکریشین ڈسکس اور Eddington حد

کوازار کی چمک کا بنیادی سبب ایک accretion disk ہے: گیس جو بلیک ہول کے ایونٹ ہورائزن کی طرف گھومتی ہوئی آتی ہے، جو کششی توانائی کو حرارت اور روشنی میں تبدیل کرتی ہے۔ Eddington limit زیادہ سے زیادہ روشنی کی حد مقرر کرتی ہے (اور اس طرح تقریباً ماس اکریشین کی شرح) اس سے پہلے کہ تابکاری کا دباؤ اندر کی طرف کشش ثقل کے دباؤ کے برابر ہو جائے۔ بلیک ہول کے ماس M_BH کے لیے:

L_Edd ≈ 1.3 × 10³⁸ (M_BH / M_⊙) erg s^-1.

ایڈنگٹن کے قریب یا اس پر مستحکم جذب بلیک ہول کے ماس کو تیزی سے بڑھا سکتا ہے، خاص طور پر اگر بیج پہلے ہی 10⁴–10⁶ M_⊙ کی حد میں ہو۔ گیس سے بھرپور گھنے ماحول میں مختصر دورانیے کے سپر-ایڈنگٹن بہاؤ (مثلاً) کسی بھی باقی ماس گیپ کو بند کر سکتے ہیں۔

3.2 گیس کی فراہمی اور زاویائی حرکیہ

مسلسل AGN سرگرمی کے لیے، وافر ٹھنڈی گیس کو گلیکٹک مرکز میں بہنا ضروری ہے۔ نوجوان کائنات میں:

بار بار انضمام: ابتدائی اوقات میں زیادہ انضمام کی شرح نے گلیکٹک کورز کی طرف گیس کی بڑی مقدار کو منتقل کیا۔
ابتدائی ڈسکس: کچھ پروٹوگیلیکسیز نے گھومتے ہوئے گیس ڈسکس تیار کیے، جو مواد کو مرکزی بلیک ہول کی طرف لے جاتے ہیں۔
فیڈبیک لوپس: AGN سے چلنے والی ہوائیں یا تابکاری گیس کو یا تو باہر نکال سکتی ہے یا گرم کر سکتی ہے، ممکنہ طور پر مزید جذب کو خود منظم کرتی ہے۔

4. مشاہداتی علامات اور طریقے

4.1 کثیر الطولی ٹریسرز

اپنی کثیر الطولی اخراج کی وجہ سے، اعلی ریڈ شفٹ AGN مختلف ذرائع سے دریافت اور خصوصیت کیے جاتے ہیں:

آپٹیکل/آئی آر سرویز: SDSS، Pan-STARRS، DES جیسے منصوبے اور خلائی مشن جیسے WISE یا JWST رنگ انتخاب یا اسپیکٹرم خصوصیات کے ذریعے کوئزر کی شناخت کرتے ہیں۔
ایکس رے مشاہدات: AGN ڈسکس اور کرونا بہت زیادہ ایکس رے پیدا کرتے ہیں۔ چاندرا اور XMM-Newton جیسے دوربینیں نمایاں ریڈ شفٹ پر مدھم AGN کا پتہ لگا سکتی ہیں۔
ریڈیو سرویز: ریڈیو-لاؤڈ کوئزر طاقتور جیٹس دکھاتے ہیں جو مستقبل میں VLA، LOFAR، یا SKA جیسے ارے سے دیکھے جا سکتے ہیں۔

4.2 ایمیشن لائنز اور ریڈ شفٹ

کویزر اکثر مضبوط براڈ ایمیشن لائنز (مثلاً Lyα، CIV، MgII) دکھاتے ہیں جو ریسٹ فریم الٹراوائلٹ/آپٹیکل طول موج میں ہوتی ہیں۔ ان لائنز کو مشاہدہ شدہ اسپیکٹرم میں ماپ کر، ماہرین فلکیات درج ذیل کا تعین کرتے ہیں:

ریڈ شفٹ (z): فاصلے اور کائناتی دور کا اندازہ لگانا۔
بلیک ہول ماس: لائن چوڑائیوں اور تسلسل کی روشنیوں کا استعمال کرتے ہوئے براڈ لائن ریجن کی حرکیات کا اندازہ لگانا (ویرئیل طریقوں کے ذریعے)۔

4.3 ڈیمپنگ ونگز اور IGM

زیادہ ریڈ شفٹ z > 6 پر، بین الکہکشانی مادے میں غیر جانبدار ہائیڈروجن کوئزر اسپیکٹرا پر اثر چھوڑتا ہے۔ گن-پیٹرسن ٹرافس اور ڈیمپنگ ونگ خصوصیات Lyα لائن میں آس پاس کے گیس کی آئنائزیشن کی حالت ظاہر کرتی ہیں۔ اس طرح، ابتدائی AGN ری آئنائزیشن دور کی تشخیص فراہم کرتے ہیں—ایک موقع کہ دیکھا جائے کہ کائناتی ری آئنائزیشن روشن ذرائع کے گرد کیسے آگے بڑھی۔

5. ابتدائی AGN سے فیڈبیک

5.1 تابکاری دباؤ اور آؤٹ فلو

فعال بلیک ہول شدید تابکاری دباؤ پیدا کرتے ہیں، جو طاقتور آؤٹ فلو یا ہوائیں چلا سکتے ہیں:

گیس کی نکاسی: چھوٹے ہیلوز میں، آؤٹ فلو گیس کو دور دھکیل سکتے ہیں، جو مقامی طور پر ستاروں کی تشکیل کو روک سکتا ہے۔
کیمیائی افزودگی: AGN سے چلنے والی ہوائیں دھاتوں کو سرکوم کہکشانی یا بین کہکشانی مادے میں لے جا سکتی ہیں۔
مثبت فیڈبیک؟: آؤٹ فلو سے آنے والے جھٹکے دور دراز گیس کے بادلوں کو دبا سکتے ہیں، بعض صورتوں میں نئی ستاروں کی تشکیل کو متحرک کرتے ہیں۔

5.2 ستاروں کی تشکیل اور بلیک ہول کی ترقی میں توازن

حالیہ سمولیشنز دکھاتی ہیں کہ AGN فیڈبیک بلیک ہول اور اس کی میزبان کہکشاں کے مشترکہ ارتقا کو منظم کر سکتا ہے۔ اگر SMBH بہت تیزی سے بڑھتا ہے، تو توانائی بخش فیڈبیک مزید گیس کے بہاؤ کو روک سکتا ہے، جس سے کوئسار سرگرمی کا خود محدود کرنے والا چکر پیدا ہوتا ہے۔ اس کے برعکس، معتدل AGN سرگرمی ستاروں کی تشکیل کو برقرار رکھ سکتی ہے کیونکہ یہ مرکز میں گیس کے زیادہ جمع ہونے کو روکتی ہے۔

6. کائناتی ری آئنائزیشن اور بڑے پیمانے پر ڈھانچے پر اثر

6.1 ری آئنائزیشن میں حصہ

اگرچہ ابتدائی کہکشائیں ہائیڈروجن کی ری آئنائزیشن کی بنیادی محرک سمجھی جاتی ہیں، ہائی-ریڈ شفٹ کوئسار اور AGN بھی آئنائزنگ فوٹونز فراہم کرتے ہیں—خاص طور پر سخت (ایکس رے) توانائیوں پر۔ اگرچہ نایاب، روشن کوئسار ہر ایک وسیع UV فلوکس پیدا کرتا ہے، جو ممکنہ طور پر غیر جانبدار بین کہکشانی مادے میں بڑے آئنائزڈ بلبلز بنا سکتا ہے۔

6.2 بڑے پیمانے پر کثافتوں کا سراغ لگانا

ہائی ریڈ شفٹ کوئسار اکثر سب سے زیادہ کثیف علاقوں میں رہتے ہیں—مستقبل کے گروپ یا کلسٹر ماحول۔ انہیں دیکھنا ابتدائی بڑے پیمانے پر ڈھانچوں کا نقشہ بنانے کا ایک طریقہ فراہم کرتا ہے۔ معروف کوئسار کے گرد کلسٹرنگ پیمائشیں پروٹو کلسٹرز اور ابتدائی وقتوں میں کائناتی ویب کی ترقی کی شناخت میں مدد دیتی ہیں۔

7. ارتقائی تصویر: کائناتی وقت میں AGN

7.1 کوئسار سرگرمی کا عروج

ΛCDM منظرنامے میں، کوئسار کی سرگرمی z ∼ 2–3 کے ارد گرد عروج پر ہوتی ہے، جب کائنات چند ارب سال کی تھی—جسے اکثر ستاروں کی تشکیل اور AGN کے لیے “کائناتی دوپہر” کہا جاتا ہے۔ تاہم، z ≈ 7 پر روشن کوئسار کی موجودگی اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ بلیک ہول کی نمایاں ترقی اس عروج سے بہت پہلے ہوئی تھی۔ z ≈ 0 تک، بہت سے SMBHs اب بھی موجود ہیں لیکن کم بار فیڈ ہوتے ہیں، اکثر خاموش یا بہت کم روشنی والے AGN بن جاتے ہیں۔

7.2 میزبان کہکشاؤں کے ساتھ مشترکہ ارتقا

مشاہدات تعلقات دکھاتے ہیں جیسے کہ M_BH–σ تعلق: بلیک ہول کا ماس کہکشاں کے بلج ماس یا رفتار کے پھیلاؤ کے ساتھ تناسب رکھتا ہے، جو ایک مشترکہ ارتقا کے منظرنامے کی نشاندہی کرتا ہے۔ ہائی-ریڈ شفٹ کوئسارس ممکنہ طور پر اس باہمی ترقی کے تیز رفتار مراحل کی نمائندگی کرتے ہیں—تیز گیس کے بہاؤ جو ستاروں کی پیدائش اور AGN سرگرمی دونوں کو ایندھن فراہم کرتے ہیں۔

8. موجودہ چیلنجز اور مستقبل کی سمتیں

8.1 ابتدائی بلیک ہولز کی شروعات

ایک مرکزی معمہ باقی ہے: پہلے بلیک ہول “بیج” کیسے بنے اور اتنی تیزی سے ماس کیسے جمع کیا؟ تجویز کردہ حل بڑے Population III ستاروں کے باقیات (~100 M_⊙) سے لے کر direct collapse black holes (DCBH) تک ہیں جو ~10⁴–10⁶ M_⊙ کے ماس کے حامل ہیں۔ یہ تعین کرنے کے لیے کہ کون سا میکانزم غالب ہے، گہرے مشاہداتی ڈیٹا اور بہتر نظریاتی ماڈلز کی ضرورت ہے۔

8.2 z > 7 سے آگے کی جانچ

جب سروے کوئزر کی دریافت کو z ≈ 8 یا اس سے زیادہ تک لے جاتے ہیں، تو ہم اس وقت کے قریب پہنچ رہے ہیں جب کائنات صرف ~600 ملین سال کی تھی۔ James Webb Space Telescope (JWST)، اگلی نسل کے زمینی 30–40 میٹر ٹیلیسکوپس، اور مستقبل کے مشن (مثلاً Roman Space Telescope) مزید دور دراز AGN کو بے نقاب کرنے کا وعدہ کرتے ہیں، جو SMBH کی ابتدائی ترقی اور ری آئنائزیشن کے ابتدائی مراحل کو واضح کریں گے۔

8.3 بلیک ہول انضمام سے گریویٹیشنل ویوز

خلائی گریویٹیشنل ویو ڈیٹیکٹرز جیسے LISA ایک دن ہائی ریڈ شفٹ پر بڑے بلیک ہول کے انضمام کو دیکھ سکتے ہیں، جو یہ ظاہر کرے گا کہ بیج اور ابتدائی SMBHs کس طرح پہلے گیگا سال میں بنے اور ضم ہوئے۔

9. نتائج

فعال کہکشانی نیوکلئی—خاص طور پر سب سے روشن کوئزر—کائنات کی ابتدائی عمر کے اہم نشان ہیں، جو بگ بینگ کے صرف چند سو ملین سال بعد چمک رہے ہیں۔ ان کا وجود بڑے بلیک ہولز کی حیرت انگیز تیز تشکیل کی نشاندہی کرتا ہے، جو بیج کی تشکیل، گیس کے حصول کی فزکس، اور فیڈبیک میکانزم کے بنیادی سوالات اٹھاتا ہے۔ دریں اثنا، ان کی شدید تابکاری میزبان کہکشاں کی ارتقاء کو شکل دیتی ہے، مقامی ستاروں کی تشکیل کو منظم کرتی ہے، اور ممکنہ طور پر بڑے پیمانے پر ری آئنائزیشن میں حصہ ڈالتی ہے۔

جاری مشاہداتی مہمات اور جدید سیمولیشنز جوابات کے قریب پہنچ رہی ہیں، جو JWST کے نئے ڈیٹا، بہتر زمینی اسپیکٹروگراف، اور آخرکار گریویٹیشنل ویو ایسٹروانومی سے تقویت پا رہی ہیں۔ ہر نیا ہائی ریڈ شفٹ کوئزر دریافت کائناتی وقت کی حد کو آگے بڑھاتا ہے، ہمیں یاد دلاتا ہے کہ کائنات کی جوانی میں بھی، عظیم بلیک ہولز پہلے ہی تاریکی کو روشن کر رہے تھے—ایک متحرک اور تیزی سے ارتقاء پذیر کائنات کے نشان۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Fan, X., et al. (2006). “کوسمک ری آئنائزیشن پر مشاہداتی پابندیاں۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Mortlock, D. J., et al. (2011). “ایک روشن کوئزر ریڈ شفٹ z = 7.085 پر۔” Nature, 474, 616–619.
Wu, X.-B., et al. (2015). “ایک الٹرا لومنینٹ کوئزر جس میں بارہ ارب سورج کے ماس کے بلیک ہول ہیں، ریڈ شفٹ 6.30 پر۔” Nature, 518, 512–515.
Volonteri, M. (2012). “بڑے بلیک ہولز کی تشکیل اور ارتقاء۔” Science, 337, 544–547.
Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “پہلے بڑے بلیک ہولز کی تشکیل۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان