Iki šiol manyta, kad tai tiesiog neįmanoma: tai, kas paprastai vyksta per maždaug šimtą tūkstančių metų, įvyko mažiau nei per 200 dienų - neįtikėtinas galaktikos branduolio įsižiebimas

Aktyvūs galaktikų branduoliai patenka į tarpą tarp šių grupių. Iš vienos pusės, jų šviesis nuolatos nežymiai kinta, kitimo laiko skalės matuojamos nuo valandų iki dešimtmečių. Iš kitos pusės, reikšmingi šviesio pokyčiai vyksta daug lėčiau – kiekvienas aktyvumo epizodas turėtų trukti maždaug po šimtą tūkstančių metų. Kartais stebime „kintančio vaizdo“ aktyvius branduolius – tokius, kurių savybės reikšmingai pakinta per keletą ar keliolika metų. Kartais reikšmingai pakinta ir absoliutus branduolio šviesis, kas greičiausiai žymi naujo aktyvumo epizodo pradžią.

O šią savaitę pristatyti stebėjimai, rodantys, jog galaktika SDSS1115+0544 prieš trejus su trupučiu metų staiga, per mažiau nei 200 dienų, tapo aktyvi. Tai yra sparčiausias iki šiol aptiktas galaktikos pokytis, rodantis, kad mūsų supratimas apie aktyvius branduolius ir juose vykstančius procesus yra toli gražu nepakankamas.

Aktyvūs galaktikų branduoliai susideda iš supermasyvios juodosios skylės pačiame galaktikos centre ir į ją krentančių bei gausiai spinduliuojančių dujų. Šios dujos sudaro įvairias struktūras: visai šalia SMJS yra labai karštas rentgeno spindulius skleidžiantis vainikas, truputį toliau – irgi karštas plonas diskas, spinduliuojantis regimuosius ir ultravioletinius spindulius, dar toliau diskas sustorėja ir virsta infraraudonuosius spindulius skleidžiančiu toru.

Taip pat kartais egzistuoja čiurkšlė, o aplink diską ir torą skrajoja įvairūs dujų debesys. Kai kurie modeliai teigia, kad visas toras sudarytas iš pavienių debesų. Būtent debesys greičiausiai nulemia aktyvių branduolių išvaizdos pokyčius: jei debesis užslenka tarp mūsų ir juodąją skylę supančio akrecinio disko, staiga nustojame matyti iš pastarųjų sklindančią spinduliuotę, ir viso branduolio spektras labai pakinta. Bet nesvarbu, ar aktyvų branduolį matome pirmojo tipo (t.y. tokį, kurio centras neuždengtas), ar antrojo (su uždengtu centru), vis tiek tai yra aktyvus branduolys ir jį galime identifikuoti kaip tokį.

SDSS1115+0544 (jei ką, čia yra sutrumpintas katalogo numeris – galaktika paimta iš Sloan Digital Sky Survey katalogo, skaičiai nurodo jos koordinates dangaus skliaute) atvejis yra gerokai kitoks. Iki 2015 metų vidurio ji buvo tipiška rami galaktika be jokių aktyvaus branduolio požymių. Formavo šiek tiek žvaigždžių, panašiai kaip Paukščių Takas, ir ramiai sau gyveno.

O 2015 metais pastebėtas žybsnis, kurio metu per 120-200 dienų laikotarpį galaktikos branduolys sušvito nuo neaptinkamai blausaus iki 100 milijardų kartų šviesesnio už Saulę. Tai nėra didžiausias šviesis, kiek galėtų generuoti šios galaktikos centras – jame esanti juodoji skylė greičiausiai galėtų sukurti dar šešis kartus galingesnį švytėjimą, – bet svarbu yra pokytis ir jo sparta. Žvaigždės ir dujos šioje galaktikoje juda tipiniais maždaug 130 kilometrų per sekundę greičiais; per 200 dienų, judėdamas tokiu greičiu, dujų debesis pajudėtų tik 15 astronominių vienetų – nykstamai mažą atstumą, lyginant su tipiniais aktyvių branduolių matmenimis.

Be to, akreciniuose diskuose medžiaga sukasi ratu aplink juodąją skylę, o jos link artėja labai lėtai; pagal SDSS1115+0544 centro savybes, radialinio judėjimo laiko skalė yra beveik tūkstantis metų. Taigi tikimybė, kad galaktikoje per tokį trumpą laiką visiškai iš nieko susiformavo akrecinis diskas ir kiti aktyvaus branduolio komponentai, atrodo labai menka.

Vienas modelis, galimai paaiškinantis tokį spartų įsijungimą, būtų akrecijos pobūdžio pasikeitimas. Jei į supermasyvią juodąją skylę medžiaga krenta lėtai, aplink ją susiformuoja ne diskas, bet karštų retų dujų sfera. Šios dujos spinduliuoja palyginus nedaug. Bet jei medžiagos kritimo sparta išauga, dujų dalelių tarpusavio sąveika sustiprina spinduliuotę ir ima formuotis diskas.

Įdomu tai, kad perėjimas iš mažai spinduliuojančio į spindulingesnį akrecijos tipą įvyksta, kai medžiagos kritimo sparta, o kartu ir branduolio šviesis, pasiekia maždaug vieną procentą Edingtono ribos – maksimalaus šviesio, kurį gali sukurti į konkrečios masės juodąją skylę krentančios dujos. SDSS1115+0544 atveju medžiagos kritimo sparta yra 3% Edingtono spartos – tik truputį daugiau už ribą. Taigi gali būti, kad į ankstesnį labai menkai švytintį retų karštų dujų apvalkalą 2015 metais įkrito tankesnis dujų debesis, kurio užteko, kad dujos imtų spinduliuoti daug intensyviau ir suformuotų diską. Tokia grandininė reakcija iš principo yra įmanoma, bet iki šiol tyrinėta menkai.

Viename irgi neseniai pasirodžiusiame tyrime kaip tik nagrinėjama skirtingo tankio medžiagos telkinių prie supermasyvių juodųjų skylių evoliucija; skaitmeniniais modeliais ten nustatyta, kad akrecijos spartai viršijus tranzicijos ribą, sistemos šviesis išauga per maždaug šimtą dujų orbitų aplink juodąją skylę. Nors tame modelyje skaičiuotas šiek tiek didesnis mastelis, nei tipinių akrecinių diskų, jei laikytume, kad rezultatus galime taikyti ir mažesniu masteliu, laiko skalė tampa panaši į stebimąją.

Visa tai, ką parašiau praeitoje pastraipoje, yra tik mano spekuliacijos. Gali būti, jog žybsnio priežastis yra visiškai kitokia, galbūt susijusi, pavyzdžiui, su magnetinio lauko konfigūracija juodosios skylės prieigose. Bet kuriuo atveju, atsakymo į šį klausimą paieškos privers gerokai patobulinti akrecinio disko teoriją ir pagilins mūsų supratimą apie aktyvius galaktikų branduolius.