Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Внутреннее строение галактики с активным галактическим ядром

Активные ядра галактик ( AGN ) представляют собой компактная область в центре галактики , которая имеет столь высокую, чем обычно светимость по крайней мере некоторой части электромагнитного спектра с характеристиками , указывающими , что светимость не производятся звездами . Такое избыточное незвездное излучение наблюдалось в радио , микроволновом , инфракрасном , оптическом , ультрафиолетовом , рентгеновском и гамма-диапазонах.диапазоны волн. Галактика, в которой находится AGN, называется «активной галактикой». Теоретически незвездное излучение от AGN является результатом аккреции вещества сверхмассивной черной дырой в центре ее родительской галактики.

Активные ядра галактик являются наиболее яркими постоянными источниками электромагнитного излучения во Вселенной и как таковые могут использоваться как средство обнаружения далеких объектов; их эволюция как функция космического времени также накладывает ограничения на модели космоса .

Наблюдаемые характеристики AGN зависят от нескольких свойств, таких как масса центральной черной дыры, скорость аккреции газа на черную дыру, ориентацию аккреционного диска , степень затенения ядра пылью и наличие или отсутствие форсунок .

Многочисленные подклассы AGN были определены на основе их наблюдаемых характеристик; самые мощные AGN классифицируются как квазары . Блазара является AGN струи указала в стороне Земли, в котором излучение от струи усиливаются релятивистскими .

История [ править ]

Квазар 3C 273, наблюдаемый космическим телескопом Хаббла .

В течение первой половины 20-го века фотографические наблюдения близлежащих галактик обнаружили некоторые характерные признаки излучения AGN, хотя физическое понимание природы явления AGN еще не существовало. Некоторые ранние наблюдения включали в себя первое спектроскопическом обнаружение линий излучения от ядер NGC 1068 и Messier 81 Эдварда Фатх (опубликованное в 1909), [1] и открытие струи в Messier 87 по Хиберу Куртиса (опубликовано в 1918 году). [2] Дальнейшие спектроскопические исследования астрономами, включая Весто Слайфера , Милтона Хьюмасона иНиколас Мэйолл отметил наличие необычных эмиссионных линий в некоторых ядрах галактик. [3] [4] [5] [6] В 1943 году Карл Сейферт опубликовал статью, в которой он описал наблюдения близких галактик с яркими ядрами, которые были источниками необычно широких эмиссионных линий. [7] Галактики, наблюдаемые в рамках этого исследования, включали NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 и NGC 7469. Такие активные галактики, как эти, известны как галактики Сейферта в честь новаторской работы Сейферта.

Развитие радиоастрономии стало главным катализатором понимания AGN. Некоторые из самых ранних обнаруженных радиоисточников находятся поблизости активные эллиптические галактики , такие как Messier 87 и Центавр A . [8] Другой радиоисточник, Лебедь A , был идентифицирован Вальтером Бааде и Рудольфом Минковски как приливно-искаженная галактика с необычным спектром эмиссионных линий , имеющая скорость удаления 16 700 километров в секунду. [9] Радиообзор 3C привел к дальнейшему прогрессу в открытии новых радиоисточников, а также идентифицирующийисточники видимого света, связанные с радиоизлучением. На фотографических изображениях некоторые из этих объектов были почти точечными или квазизвездными по внешнему виду и были классифицированы как квазизвездные радиоисточники (позже были сокращены как «квазары»).

Советский армянский астрофизик Виктор Амбарцумян представил активные галактические ядра в начале 1950-х годов. [10] На конференции по физике в Сольве в 1958 году Амбарцумян представил доклад, в котором утверждалось, что «взрывы ядер галактик вызывают выброс большого количества массы. Чтобы эти взрывы произошли, ядра галактик должны содержать тела огромной массы и неизвестной природы. С этого момента активные галактические ядра (АЯГ) стали ключевым компонентом теорий галактической эволюции ». [11] Его идея изначально была воспринята скептически. [12] [13]

Основной прорыв был измерением красного смещения квазара 3C 273 по Маартен Шмидту , опубликованный в 1963 г. [14] Шмидт отметил , что , если этот объект был внегалактическим (за пределами Млечного Пути , на расстоянии космологического) , то его большое красным смещением 0,158 подразумевает, что это была ядерная область галактики, которая примерно в 100 раз мощнее, чем другие радиогалактики, которые были идентифицированы. Вскоре после этого оптические спектры были использованы для измерения красных смещений растущего числа квазаров, включая 3C 48 , еще более удаленных на красное смещение 0,37. [15]

Огромная светимость этих квазаров, а также их необычные спектральные свойства указывали на то, что их источником энергии не могли быть обычные звезды. Аккреция газа на сверхмассивную черную дыру была предложена в качестве источника энергии квазаров в работах Эдвина Солпитера и Якова Зельдовича в 1964 году. [16] В 1969 году Дональд Линден-Белл предположил, что близлежащие галактики содержат сверхмассивные черные дыры в своих центрах как реликвии. "мертвых" квазаров, и эта аккреция черной дыры была источником энергии незвездного излучения в близлежащих сейфертовских галактиках. [17] В 1960-х и 1970-х годах в начале рентгеновской астрономии Наблюдения показали, что сейфертовские галактики и квазары являются мощными источниками рентгеновского излучения, которое исходит из внутренних областей аккреционных дисков черных дыр.

Сегодня AGN являются основной темой астрофизических исследований, как наблюдательных, так и теоретических . Исследования AGN включают в себя наблюдательные обзоры для обнаружения AGN в широких диапазонах светимости и красного смещения, изучение космической эволюции и роста черных дыр, изучение физики аккреции черных дыр и испускания электромагнитного излучения от AGN, изучение свойств джетов. истечение вещества из СЯГ, влияние аккреции черных дыр и активности квазаров на эволюцию галактик .

Модели [ править ]

UGC 6093 классифицируется как активная галактика, что означает, что в ней находится активное ядро ​​галактики. [18]

В течение долгого времени утверждалось [19], что AGN должно питаться за счет аккреции массы на массивные черные дыры (от 10 6 до 10 10 раз больше массы Солнца ). AGN компактны и неизменно очень светятся. Аккреция потенциально может дать очень эффективное преобразование потенциальной и кинетической энергии в излучение, а массивная черная дыра имеет высокую светимость Эддингтона , и в результате она может обеспечивать наблюдаемую высокую постоянную светимость. В настоящее время считается, что сверхмассивные черные дыры существуют в центрах большинства, если не всех массивных галактик, поскольку масса черной дыры хорошо коррелирует с дисперсией скоростей галактического балджа (Соотношение M – сигма ) или со светимостью балджа. [20] Таким образом, характеристики, подобные АЯГ, ожидаются всякий раз, когда запас материала для аккреции попадает в сферу влияния центральной черной дыры.

Диск аккреции [ править ]

Основная статья: Аккреционный диск

В стандартной модели AGN холодный материал, близкий к черной дыре, образует аккреционный диск . Диссипативные процессы в аккреционном диске переносят вещество внутрь, а угловой момент наружу, вызывая нагревание аккреционного диска. Ожидаемые пики спектра аккреционного диска находятся в оптическом и ультрафиолетовом диапазоне волн; кроме того, над аккреционным диском образуется корона из горячего вещества, которая может обратно-комптоновским рассеянием фотонов вплоть до энергий рентгеновского излучения. Излучение аккреционного диска возбуждает холодный атомный материал вблизи черной дыры, который, в свою очередь, излучается на определенных линиях излучения . Большая часть излучения АЯГ может быть скрыта межзвездным газом и пылью. близко к аккреционному диску, но (в установившейся ситуации) он будет повторно излучаться в другом диапазоне волн, скорее всего, в инфракрасном.

Релятивистские джеты [ править ]

Основная статья: релятивистский джет
Изображение джета длиной 5000 световых лет , выброшенного из активной галактики M87, получено космическим телескопом Хаббла . Голубое синхротронное излучение контрастирует с желтым звездным светом родительской галактики.

Некоторые аккреционные диски производят струи двойных, сильно коллимированных и быстрых потоков, которые выходят в противоположных направлениях от близкого к диску. Направление выброса струи определяется либо осью момента количества движения аккреционного диска, либо осью вращения черной дыры. Механизм образования струи и состав струи в очень малых масштабах в настоящее время не изучены из-за слишком низкого разрешения астрономических инструментов. Наиболее очевидные наблюдаемые эффекты струй наблюдаются в радиодиапазоне, где интерферометрия с очень длинной базой может использоваться для изучения излучаемого ими синхротронного излучения с разрешением субпарсекундных масштабов. Однако они излучают во всех диапазонах волн от радио до гамма-диапазона черезсинхротрон и процесс обратного комптоновского рассеяния , и поэтому струи АЯГ являются вторым потенциальным источником любого наблюдаемого континуального излучения.

Радиационно неэффективный AGN [ править ]

Существует класс «радиационно неэффективных» решений уравнений, управляющих аккрецией. Наиболее широко известный из них - это аккреционный поток с преобладанием адвекции (ADAF) [21], но существуют и другие теории. В этом типе аккреции, который важен для темпов аккреции значительно ниже предела Эддингтона , аккрецирующее вещество не образует тонкий диск и, следовательно, не эффективно излучает энергию, которую оно приобрело, когда приблизилось к черной дыре. Радиационно неэффективная аккреция использовалась для объяснения отсутствия сильного излучения типа AGN от массивных черных дыр в центрах эллиптических галактик в скоплениях, где в противном случае мы могли бы ожидать высоких темпов аккреции и, соответственно, высокой светимости. [22] Ожидается, что радиационно неэффективное AGN будет лишено многих характерных черт стандартного AGN с аккреционным диском.

Ускорение частиц [ править ]

AGN - кандидат в источники космических лучей высоких и сверхвысоких энергий (см. Также Центробежный механизм ускорения ) .

Наблюдательные характеристики [ править ]

Нет единой наблюдательной подписи AGN. В приведенном ниже списке перечислены некоторые функции, которые позволили идентифицировать системы как AGN.

  • Излучение ядерного оптического континуума. Это видно всякий раз, когда есть прямой вид на аккреционный диск. Струи также могут вносить вклад в этот компонент эмиссии AGN. Оптическое излучение имеет примерно степенную зависимость от длины волны.
  • Ядерное инфракрасное излучение. Это видно всякий раз, когда аккреционный диск и его окружение закрываются газом и пылью вблизи ядра, а затем повторно испускаются («переработка»). Поскольку это тепловое излучение, его можно отличить от любого выброса, связанного с струей или диском.
  • Широкие оптические эмиссионные линии. Они происходят из холодного материала, близкого к центральной черной дыре. Линии широкие, потому что излучающий материал вращается вокруг черной дыры с высокой скоростью, вызывая диапазон доплеровских сдвигов излучаемых фотонов.
  • Узкие оптические эмиссионные линии. Они происходят из более далекого холодного материала, поэтому они уже, чем широкие линии.
  • Излучение радиоконтинуума. Это всегда из-за струи. На нем показан спектр, характерный для синхротронного излучения.
  • Рентгеновское континуальное излучение. Это может возникнуть как из-за струи, так и из-за горячей короны аккреционного диска в результате процесса рассеяния: в обоих случаях он показывает степенной спектр. В некоторых радиотихих АЯГ помимо степенной составляющей присутствует избыток мягкого рентгеновского излучения. Происхождение мягких рентгеновских лучей в настоящее время неясно.
  • Рентгеновское линейное излучение. Это результат освещения холодных тяжелых элементов континуумом рентгеновских лучей, что вызывает флуоресценцию линий рентгеновского излучения, наиболее известной из которых является железо около 6,4 кэВ . Эта линия может быть узкой или широкой: релятивистски уширенные линии железа можно использовать для изучения динамики аккреционного диска очень близко к ядру и, следовательно, природы центральной черной дыры.

Типы активных галактик [ править ]

AGN удобно разделить на два класса, условно называемые радиошумными и радиогромкими. Радиогромкие объекты имеют выбросы как от струи (ов), так и от долей, которые они надувают. Эти эмиссионные вклады доминируют в яркости AGN на радиоволнах и, возможно, на некоторых или всех других длинах волн. Радио-тихие объекты проще, поскольку струей и любым связанным с ней излучением можно пренебречь на всех длинах волн.

Терминология AGN часто сбивает с толку, поскольку различия между различными типами AGN иногда отражают исторические различия в том, как объекты были обнаружены или первоначально классифицированы, а не реальные физические различия.

Radio-quiet AGN [ править ]

  • Области низкоионизационных ядерных эмиссионных линий (ЛАЙНЕРЫ). Как следует из названия, эти системы показывают только слабые области ядерных эмиссионных линий и никаких других признаков эмиссии АЯГ. Спорный [23], являются ли все такие системы истинными AGN (питаемыми от аккреции на сверхмассивную черную дыру). Если да, то они составляют класс радиоактивных ядер AGN с самой низкой светимостью. Некоторые из них могут быть радиоспокойными аналогами радиогалактик с низким возбуждением (см. Ниже).
  • Сейфертовские галактики . Сейферты были первым выделенным классом AGN. Они показывают излучение ядерного континуума в оптическом диапазоне, узкие, а иногда и широкие линии излучения, иногда сильное ядерное рентгеновское излучение, а иногда и слабый мелкомасштабный радиоджет. Первоначально они были разделены на два типа, известные как Сейферта 1 и 2: Сейфертовские 1 имеют сильные широкие эмиссионные линии, а Сейфертовские 2 - нет, а Сейфертовские 1 с большей вероятностью демонстрируют сильное низкоэнергетическое рентгеновское излучение. Существуют различные формы проработки этой схемы: например, сейфертовские 1 с относительно узкими широкими линиями иногда называют узкополосными Сейфертовскими 1. Материнские галактики Сейфертов обычно представляют собой спиральные или неправильные галактики.
  • Радиотихие квазары/ QSO. По сути, это более яркие версии Seyfert 1s: различие произвольно и обычно выражается в терминах предельной оптической величины. Квазары изначально были «квазизвездными» на оптических изображениях, поскольку их оптическая светимость была больше, чем у их родительской галактики. Они всегда показывают сильное оптическое излучение континуума, рентгеновское излучение континуума, а также широкие и узкие линии оптического излучения. Некоторые астрономы используют термин QSO (Quasi-Stellar Object) для этого класса AGN, резервируя «квазар» для радиогромких объектов, в то время как другие говорят о радиотихих и радиогромких квазарах. Материнские галактики квазаров могут быть спиральными, неправильными или эллиптическими. Существует корреляция между светимостью квазара и массой его родительской галактики,в том, что самые светящиеся квазары населяют самые массивные галактики (эллиптические).
  • «Квазар-2». По аналогии с Seyfert 2s, это объекты с квазароподобной светимостью, но без сильного оптического излучения ядерного континуума или излучения широких линий. Их мало в обзорах, хотя был идентифицирован ряд возможных кандидатов в квазар 2.

Радио-громкий AGN [ править ]

См. Основную статью « Радиогалактика» для обсуждения крупномасштабного поведения джетов. Здесь обсуждаются только активные ядра.

  • Радиогромкие квазары ведут себя точно так же, как радиотихкие квазары с добавлением излучения джета. Таким образом, они показывают сильное оптическое непрерывное излучение, широкие и узкие эмиссионные линии и сильное рентгеновское излучение вместе с ядерным и часто протяженным радиоизлучением.
  • « Блазары (» объекты BL Lac и OVV квазары ) классы отличаются быстро переменным, поляризованным оптическим, радио- и рентгеновским излучением. Объекты BL Lac не показывают оптических эмиссионных линий, широких или узких, так что их красное смещение можно определить только по особенностям спектров их родительских галактик. Элементы эмиссионных линий могут по существу отсутствовать или просто затеняться дополнительной переменной составляющей. В последнем случае эмиссионные линии могут стать видимыми, когда переменная составляющая находится на низком уровне. [24]Квазары OVV ведут себя больше как стандартные радиогромкие квазары с добавлением быстро меняющейся составляющей. Считается, что в обоих классах источников переменное излучение возникает в релятивистской струе, ориентированной близко к лучу зрения. Релятивистские эффекты усиливают как светимость струи, так и амплитуду изменчивости.
  • Радиогалактики. Эти объекты демонстрируют ядерное и протяженное радиоизлучение. Их другие свойства AGN неоднородны. В общих чертах их можно разделить на классы с низким и высоким возбуждением. [25] [26] Объекты с низким возбуждением не показывают сильных узких или широких эмиссионных линий, а эмиссионные линии, которые у них есть, могут быть возбуждены по другому механизму. [27] Их оптическое и рентгеновское ядерное излучение соответствует происхождению исключительно из струи. [28] [29]Они могут быть лучшими нынешними кандидатами в AGN с радиационно неэффективной аккрецией. Напротив, объекты с высоким возбуждением (радиогалактики с узкими линиями) имеют спектры линий излучения, подобные спектрам Сейфертовских 2s. Небольшой класс широкополосных радиогалактик, которые демонстрируют относительно сильное излучение ядерного оптического континуума [30], вероятно, включает в себя некоторые объекты, которые являются просто радиогромкими квазарами с низкой светимостью. Родные галактики радиогалактик, независимо от типа их эмиссионных линий, по существу всегда имеют эллиптическую форму.
Особенности разных типов галактик
Тип галактикиАктивный

ядра

Эмиссионные линииРентгеновские лучиПревышениеСильный

радио

СтруиПеременнаяРадио

громко

УзкийШирокийУФДальний ИК
Нормальныйнетслабыйнетслабыйнетнетнетнетнетнет
ЛАЙНЕРнеизвестныйслабыйслабыйслабыйнетнетнетнетнетнет
Сейферт Iдададанемногонемногоданескольконетданет
Сейферт IIдаданетнемногонемногоданескольконетданет
Квазардададанемногодаданемногонемногоданемного
Blazarданетнемногодаданетдададада
BL Lacданетнет / слабыйдаданетдададада
OVVданетсильнее, чем BL Lacдаданетдададада
Радио Галактикаданемногонемногонемногонемногодадададада

Объединение видов AGN [ править ]

Единые модели предполагают, что разные классы наблюдений АЯГ представляют собой единый тип физического объекта, наблюдаемого в разных условиях. В настоящее время предпочтительными унифицированными моделями являются «унифицированные модели, основанные на ориентации», что означает, что они предполагают, что очевидные различия между разными типами объектов возникают просто из-за их разной ориентации для наблюдателя. [31] [32] Однако они обсуждаются (см. Ниже).

Радио-тихое объединение [ править ]

Объектами, подлежащими объединению при низкой светимости, являются сейфертовские галактики. Модели объединения предполагают, что в Seyfert 1s наблюдатель имеет прямой вид на активное ядро. В Seyfert 2 ядро ​​наблюдается через затемняющую структуру, которая предотвращает прямой обзор оптического континуума, области широких линий или (мягкого) рентгеновского излучения. Ключевой вывод моделей зависящей от ориентации аккреции состоит в том, что два типа объектов могут быть одинаковыми, если наблюдаются только определенные углы к лучу зрения. Стандартное изображение - торзатемняющего материала, окружающего аккреционный диск. Он должен быть достаточно большим, чтобы скрыть область широкой линии, но не достаточно большим, чтобы скрыть область узкой линии, которая видна в обоих классах объектов. Через тор видны Seyfert 2s. Вне тора есть материал, который может рассеивать часть ядерной эмиссии в пределах нашего луча зрения, что позволяет нам видеть некоторый оптический и рентгеновский континуум и, в некоторых случаях, широкие эмиссионные линии, которые сильно поляризованы, показывая, что они имеют были разбросаны и доказывают, что некоторые Seyfert 2 действительно содержат скрытые Seyfert 1. Инфракрасные наблюдения ядер Seyfert 2s также подтверждают эту картину.

При более высокой светимости квазары заменяют сейфертовские 1, но, как уже упоминалось, соответствующие «квазары 2» в настоящее время неуловимы. Если бы у них не было рассеивающей составляющей Сейфертова 2, их было бы трудно обнаружить, кроме как по узкой светящейся линии и жесткому рентгеновскому излучению.

Радио-громкое объединение [ править ]

Исторически сложилось так, что работа по объединению громких радиосигналов была сосредоточена на радиогромких квазарах высокой светимости. Они могут быть объединены с радиогалактиками с узкими линиями способом, прямо аналогичным объединению Сейферта 1/2 (но без значительного усложнения в отношении компонента отражения: радиогалактики с узкими линиями не показывают ядерный оптический континуум или отраженный X -лучевой компонент, хотя иногда они показывают поляризованное излучение с широкой линией). Крупномасштабные радиоструктуры этих объектов убедительно свидетельствуют о том, что унифицированные модели, основанные на ориентации, действительно верны. [33] [34] [35]Рентгеновские данные, если таковые имеются, подтверждают единую картину: радиогалактики демонстрируют доказательства затемнения из-за тора, а квазары - нет, хотя следует проявлять осторожность, поскольку радиогромкие объекты также имеют мягкий непоглощенный компонент, связанный с джетами, а разрешение необходимо для отделения теплового излучения от крупномасштабной среды горячего газа источников. [36] При очень малых углах к лучу зрения релятивистское излучение доминирует, и мы видим блазар некоторого разнообразия.

Однако в популяции радиогалактик полностью преобладают объекты с низкой светимостью и возбуждением. Они не показывают сильных ядерных эмиссионных линий - широких или узких - у них есть оптические континуумы, которые, по-видимому, полностью связаны с реакциями [28], и их рентгеновское излучение также согласуется с исходящим исключительно из струи, без сильно поглощенных ядерных частиц. компонент в целом. [29] Эти объекты не могут быть объединены с квазарами, даже если они включают в себя некоторые объекты с высокой светимостью, если смотреть на радиоизлучение, поскольку тор никогда не может скрыть область узкой линии в требуемой степени, и поскольку инфракрасные исследования показывают, что они имеют нет скрытого ядерного компонента: [37]на самом деле в этих объектах вообще нет свидетельств наличия тора. Скорее всего, они образуют отдельный класс, в котором важны только струйные выбросы. Под небольшим углом к ​​лучу зрения они будут выглядеть как объекты BL Lac. [38]

Критика радиотихого объединения [ править ]

В недавней литературе по AGN, которая является предметом интенсивных дебатов, все больший набор наблюдений, по-видимому, противоречит некоторым ключевым предсказаниям Единой модели, например, что каждый Сейфертовский 2 имеет скрытое ядро ​​Сейферта 1 (скрытое широкое поле). -линейный регион).

Следовательно, невозможно знать, ионизируется ли газ во всех галактиках Сейферта-2 из-за фотоионизации от одного источника не звездного континуума в центре или из-за ударной ионизации, например, из-за интенсивных ядерных вспышек звездообразования. Спектрополяриметрические исследования [39] показывают, что только 50% сейфертовских 2-звезд показывают скрытую широкую область и, таким образом, разделяют сейфертовские 2-галактики на две популяции. Эти два класса популяций, по-видимому, различаются по своей светимости, тогда как Сейфертовские 2 без скрытой области широкой линии обычно менее ярки. [40] Это говорит о том, что отсутствие области широкой линии связано с низким коэффициентом Эддингтона, а не с затемнением.

Фактор покрытия тора может играть важную роль. Некоторые модели торов [41] [42] предсказывают, как Seyfert 1s и Seyfert 2s могут получить различные факторы покрытия на основе зависимости фактора покрытия тора от светимости и скорости аккреции, что подтверждается исследованиями в рентгеновских лучах AGN. [43] Модели также предполагают зависимость области широкой линии от темпа аккреции и обеспечивают естественную эволюцию от более активных двигателей в Seyfert 1s к более «мертвым» Seyfert 2s [44] и могут объяснить наблюдаемый распад двигателя единая модель при малых светимостях [45] и эволюция области широкой линии. [46]

Хотя исследования одного AGN показывают важные отклонения от ожиданий единой модели, результаты статистических тестов противоречивы. Наиболее важным недостатком статистических тестов путем прямого сравнения статистических выборок Seyfert 1 и Seyfert 2 является введение систематических ошибок отбора из-за анизотропных критериев отбора. [47] [48]

Изучение соседних галактик, а не самих AGN [49] [50] [51], сначала показало, что количество соседей было больше у сейфертовских 2, чем у сейфертовских 1, что противоречит Единой модели. Сегодня, преодолев предыдущие ограничения малых размеров выборки и анизотропного отбора, исследования соседей от сотен до тысяч AGN [52] показали, что соседи Seyfert 2 по своей природе более пыльные и более звездообразующие, чем Seyfert 1, и связь между Тип AGN, морфология родительской галактики и история столкновений. Более того, исследования угловой кластеризации [53]двух типов AGN подтверждают, что они находятся в разных средах, и показывают, что они находятся внутри гало темной материи разной массы. Исследования среды AGN соответствуют моделям объединения, основанным на эволюции [54], где во время слияния Seyfert 2 превращаются в Seyfert 1, поддерживая более ранние модели активации ядер Seyfert 1, вызванной слиянием.

Хотя споры по поводу обоснованности каждого отдельного исследования все еще преобладают, все они согласны с тем, что простейшие модели AGN Unification, основанные на углах обзора, являются неполными. Сейферт-1 и Сейферт-2, похоже, различаются по звездообразованию и мощности двигателей AGN. [55]

Хотя все еще может быть справедливо, что скрытый Seyfert 1 может выглядеть как Seyfert 2, не все Seyfert 2 должны содержать скрытый Seyfert 1. Понимание того, является ли тот же самый двигатель, который управляет всеми Seyfert 2, подключение к радио-громкому AGN, механизмы изменчивости некоторых AGN, которые варьируются между двумя типами в очень коротких временных масштабах, и связь типа AGN с мелкомасштабной и крупномасштабной окружающей средой остаются важными проблемами, которые необходимо включить в любую объединенную модель активных ядер галактик.

Космологические использования и эволюция [ править ]

В течение долгого времени активные галактики удерживали все рекорды объектов с самым высоким красным смещением, известных как в оптическом, так и в радиочастотном спектре, из-за их высокой светимости. Им по-прежнему предстоит сыграть роль в исследованиях ранней Вселенной, но теперь признано, что AGN дает сильно предвзятое представление о "типичной" галактике с большим красным смещением.

Большинство светящихся классов AGN (радиогромкие и радиотихые), кажется, были гораздо более многочисленны в ранней Вселенной. Это говорит о том, что массивные черные дыры сформировались на раннем этапе и что условия для образования светящихся AGN были более обычными в ранней Вселенной, например, гораздо более высокая доступность холодного газа вблизи центра галактик, чем в настоящее время. Это также означает, что многие объекты, которые когда-то были светящимися квазарами, теперь гораздо менее светятся или полностью неподвижны. Эволюция популяции AGN с низкой светимостью изучена гораздо хуже из-за сложности наблюдения этих объектов на больших красных смещениях.

См. Также [ править ]

  • Отношение M – сигма
  • Квазар  - активное ядро ​​галактики, содержащее сверхмассивную черную дыру.
  • Радиогалактика  - Типы активных ядер галактик, которые очень светятся в радиоволнах.
  • Релятивистская струя
  • Сверхмассивная черная дыра  - самый большой тип черной дыры; обычно находится в центрах галактик

Ссылки [ править ]

  1. Перейти ↑ Fath, EA (1909). «Спектры некоторых спиральных туманностей и шаровых звездных скоплений». Бюллетень обсерватории Лика . 5 : 71. Bibcode : 1909LicOB ... 5 ... 71F . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1909LicOB.5.71F . hdl : 2027 / uc1.c2914873 .
  2. Перейти ↑ Curtis, HD (1918). "Описание 762 туманностей и скоплений, сфотографированных с помощью отражателя Кроссли". Публикации Ликской обсерватории . 13 : 9. Bibcode : 1918PLicO..13 .... 9C .
  3. ^ Слайфер, В. (1917). «Спектр и скорость туманности NGC 1068 (M 77)». Бюллетень обсерватории Лоуэлла . 3 : 59. Bibcode : 1917LowOB ... 3 ... 59S .
  4. ^ Хьюмасон, ML (1932). «Спектр излучения внегалактической туманности NGC 1275» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 44 (260): 267. Bibcode : 1932PASP ... 44..267H . DOI : 10.1086 / 124242 .
  5. Перейти ↑ Mayall, NU (1934). «Спектр спиральной туманности NGC 4151». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 46 (271): 134. Полномочный код : 1934PASP ... 46..134M . DOI : 10.1086 / 124429 .
  6. Перейти ↑ Mayall, NU (1939). «Появление λ3727 [O II] в спектрах внегалактических туманностей» . Бюллетень обсерватории Лика . 19 : 33. Bibcode : 1939LicOB..19 ... 33M . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1939LicOB.19.33M .
  7. ^ Сейфертовская, CK (1943). «Ядерная эмиссия в спиральных туманностях». Астрофизический журнал . 97 : 28. Bibcode : 1943ApJ .... 97 ... 28S . DOI : 10.1086 / 144488 .
  8. ^ Болтон, JG; Стэнли, ГДж; Сли, OB (1949). "Положения трех дискретных источников галактического радиочастотного излучения" . Природа . 164 (4159): 101. Bibcode : 1949Natur.164..101B . DOI : 10.1038 / 164101b0 . S2CID 4073162 . 
  9. ^ Baade, W .; Минковский, Р. (1954). «Идентификация радиоисточников в Кассиопее, Лебеде А и Пупписе А.». Астрофизический журнал . 119 : 206. Bibcode : 1954ApJ ... 119..206B . DOI : 10.1086 / 145812 .
  10. ^ Исраелян, Гарик (1997). «Некролог: Виктор Амазаспович Амбарцумян, 1912 [т.е. 1908] -1996» . Бюллетень Американского астрономического общества . 29 (4): 1466-1467 . Архивировано из оригинала на 2015-09-11.
  11. ↑ McCutcheon, Роберт А. (1 ноября 2019 г.). «Амбарцумян Виктор Амазаспович» . Полный словарь научной биографии . Encyclopedia.com . Архивировано из оригинала 3 декабря 2019 года.
  12. ^ Петросян, Арташес Р .; Арутюнян, Айк А .; Микаэлян, Арег М. (июнь 1997 г.). "Виктор Амазасп Амбарцумян" . Физика сегодня . 50 (6): 106. DOI : 10,1063 / 1,881754 .( PDF )
  13. ^ Komberg, BV (1992). «Квазары и активные галактические ядра». В Кардашеве Н.С. (ред.). Астрофизика на пороге 21 века . Тейлор и Фрэнсис . п. 253 .
  14. ^ Шмидт, М. (1963). «3C 273: звездообразный объект с большим красным смещением». Природа . 197 (4872): 1040. Bibcode : 1963Natur.197.1040S . DOI : 10.1038 / 1971040a0 . S2CID 4186361 . 
  15. ^ Гринштейн, JL; Мэтьюз, Т.А. (1963). «Красное смещение необычного радиоисточника: 3С 48». Природа . 197 (4872): 1041. Bibcode : 1963Natur.197.1041G . DOI : 10.1038 / 1971041a0 . S2CID 4193798 . 
  16. ^ Шилдс, Джорджия (1999). «Краткая история активных ядер галактик». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (760): 661. arXiv : astro-ph / 9903401 . Bibcode : 1999PASP..111..661S . DOI : 10,1086 / 316378 . S2CID 18953602 . 
  17. ^ Линден-Белл, Дональд (1969). «Ядра Галактики как разрушившиеся старые квазары». Природа . 223 (5207): 690. Bibcode : 1969Natur.223..690L . DOI : 10.1038 / 223690a0 . S2CID 4164497 . 
  18. ^ «Лазеры и сверхмассивные черные дыры» . spacetelescope.org . Проверено 1 января 2018 года .
  19. ^ Линден-Белл, Д. (1969). «Ядра Галактики как разрушившиеся старые квазары». Природа . 223 (5207): 690–694. Bibcode : 1969Natur.223..690L . DOI : 10.1038 / 223690a0 . S2CID 4164497 . 
  20. ^ Маркони, А .; Л.К. Хант (2003). «Связь между массой черной дыры, массой выпуклости и светимостью в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 589 (1): L21 – L24. arXiv : astro-ph / 0304274 . Bibcode : 2003ApJ ... 589L..21M . DOI : 10.1086 / 375804 . S2CID 15911138 . 
  21. ^ Narayan, R .; И. Йи (1994). «Аккреция с преобладанием адвекции: самоподобное решение». Astrophys. Дж . 428 : L13. arXiv : astro-ph / 9403052 . Bibcode : 1994ApJ ... 428L..13N . DOI : 10.1086 / 187381 . S2CID 8998323 . 
  22. ^ Фабиан, AC; MJ Rees (1995). «Аккреционная светимость массивной черной дыры в эллиптической галактике». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 277 (2): L55 – L58. arXiv : astro-ph / 9509096 . Bibcode : 1995MNRAS.277L..55F . DOI : 10.1093 / MNRAS / 277.1.L55 . S2CID 18890265 . 
  23. ^ Бельфиоре Francesco (сентябрь 2016). «SDSS IV MaNGA - диагностические диаграммы с пространственным разрешением: доказательство того, что многие галактики являются LIER» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 461 (3): 3111. arXiv : 1605.07189 . Bibcode : 2016MNRAS.461.3111B . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw1234 . S2CID 3353122 . 
  24. ^ Vermeulen, RC; Огл, PM; Тран, HD; Браун, IWA; Коэн, MH; Считывающая головка, СКУД; Тейлор, Великобритания; Гудрич, RW (1995). "Когда BL Lac не является BL Lac?" . Письма в астрофизический журнал . 452 (1): 5–8. Bibcode : 1995ApJ ... 452L ... 5V . DOI : 10.1086 / 309716 .
  25. ^ HINE, RG; MS LONGAIR (1979). «Оптические спектры трех радиогалактик КЛ» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 188 : 111–130. Bibcode : 1979MNRAS.188..111H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 188.1.111 .
  26. ^ Laing, RA; CR Jenkins; СП Wall; С.В. Унгер (1994). «Спектрофотометрия полной выборки радиоисточников 3CR: значение для унифицированных моделей». Первый симпозиум Стромло: Физика активных галактик. Серия конференций ASP . 54 : 201. Bibcode : 1994ASPC ... 54..201L .
  27. ^ Баум, SA; Zirbel, EL; О'Ди, Кристофер П. (1995). «К пониманию дихотомии Фанарова-Райли в морфологии и мощности радиоисточников». Астрофизический журнал . 451 : 88. Bibcode : 1995ApJ ... 451 ... 88B . DOI : 10.1086 / 176202 .
  28. ^ a b Chiaberge, M .; А. Капетти; А. Челотти (2002). «Понимание природы оптических ядер FRII: новая диагностическая плоскость для радиогалактик». Astron. Astrophys . 394 (3): 791–800. arXiv : astro-ph / 0207654 . Бибкод : 2002A & A ... 394..791C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021204 . S2CID 4308057 . 
  29. ^ а б Хардкасл, MJ; Д.А. Эванс; Дж. Х. Кростон (2006). «Рентгеновские ядра радиоисточников среднего красного смещения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (4): 1893–1904. arXiv : astro-ph / 0603090 . Bibcode : 2006MNRAS.370.1893H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10615.x . S2CID 14632376 . 
  30. ^ Гранди, SA; DE Остерброк (1978). «Оптические спектры радиогалактик». Астрофизический журнал . 220 (Часть 1): 783. Bibcode : 1978ApJ ... 220..783G . DOI : 10.1086 / 155966 .
  31. ^ Антонуччи, Р. (1993). «Единые модели для активных ядер галактик и квазаров». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 31 (1): 473–521. Bibcode : 1993ARA & A..31..473A . DOI : 10.1146 / annurev.aa.31.090193.002353 .
  32. ^ Урри, P .; Паоло Падовани (1995). «Унифицированные схемы радиооборудования AGN». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 107 : 803–845. arXiv : astro-ph / 9506063 . Bibcode : 1995PASP..107..803U . DOI : 10.1086 / 133630 . S2CID 17198955 . 
  33. Перейти ↑ Laing, RA (1988). «Односторонность джетов и деполяризация в мощных внегалактических радиоисточниках». Природа . 331 (6152): 149–151. Bibcode : 1988Natur.331..149L . DOI : 10.1038 / 331149a0 . S2CID 45906162 . 
  34. ^ Гаррингтон, ST; JP Leahy; Р.Г. Конвей; РА ЛЕЙНГ (1988). «Систематическая асимметрия поляризационных свойств двойных радиоисточников с одной струей». Природа . 331 (6152): 147–149. Bibcode : 1988Natur.331..147G . DOI : 10.1038 / 331147a0 . S2CID 4347023 . 
  35. Перейти ↑ Barthel, PD (1989). «Каждый квазар излучается?». Астрофизический журнал . 336 : 606–611. Bibcode : 1989ApJ ... 336..606B . DOI : 10.1086 / 167038 .
  36. ^ Belsole, E .; DM Worrall; MJ Hardcastle (2006). "Радиогалактики типа II Фаранова-Райли с большим красным смещением: рентгеновские свойства ядер". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 366 (1): 339–352. arXiv : astro-ph / 0511606 . Bibcode : 2006MNRAS.366..339B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09882.x . S2CID 9509179 . 
  37. ^ Ogle, P .; Д. Уайсонг; Р. Антонуччи (2006). «Спитцер обнаруживает скрытые ядра квазаров в некоторых мощных радиогалактиках FR II». Астрофизический журнал . 647 (1): 161–171. arXiv : astro-ph / 0601485 . Bibcode : 2006ApJ ... 647..161O . DOI : 10.1086 / 505337 . S2CID 15122568 . 
  38. ^ Browne, IWA (1983). «Можно ли превратить эллиптическую радиогалактику в объект BL Lac?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 204 : 23–27С. Полномочный код : 1983MNRAS.204P..23B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 204.1.23p .
  39. Перейти ↑ Tran, HD (2001). "Скрытые широкополосные галактики Сейферта-2 в CFA и выборки 12 $ \ mu $ M". Астрофизический журнал . 554 (1): L19 – L23. arXiv : astro-ph / 0105462 . Bibcode : 2001ApJ ... 554L..19T . DOI : 10.1086 / 320926 . S2CID 2753150 . 
  40. ^ Ву, YZ; и другие. (2001). «Различная природа в галактиках Сейферта-2 со скрытыми широкополосными областями и без них». Астрофизический журнал . 730 (2): 121–130. arXiv : 1101.4132 . Bibcode : 2011ApJ ... 730..121W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 730/2/121 . S2CID 119209693 . 
  41. ^ Elitzur, M .; Шлосман И. (2006). «Затмевающий AGN Тор: Конец парадигмы пончика?». Астрофизический журнал . 648 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 0605686 . Bibcode : 2006ApJ ... 648L.101E . DOI : 10.1086 / 508158 . S2CID 1972144 . 
  42. ^ Nicastro, F. (2000). "Широкие области эмиссионных линий в активных ядрах галактик: связь с мощностью аккреции". Астрофизический журнал . 530 (2): L101 – L104. arXiv : astro-ph / 9912524 . Bibcode : 2000ApJ ... 530L..65N . DOI : 10.1086 / 312491 . PMID 10655166 . 
  43. ^ Ricci, C .; Уолтер Р .; Курвуазье TJ-L; Палтани С. (2010). «Отражение в сейфертовских галактиках и единая модель АЯГ». Астрономия и астрофизика . 532 : A102–21. arXiv : 1101.4132 . Bibcode : 2011A & A ... 532A.102R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201016409 . S2CID 119309875 . 
  44. ^ Ван, JM; Du P .; Болдуин JA; Ge JQ .; Ferland GJ; Ферланд, Гэри Дж. (2012). «Звездообразование в самогравитирующих дисках в активных ядрах галактик. II. Эпизодическое образование областей широкой линии». Астрофизический журнал . 746 (2): 137–165. arXiv : 1202.0062 . Bibcode : 2012ApJ ... 746..137W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 746/2/137 . S2CID 5037595 . 
  45. ^ Лаор, А. (2003). "О природе узкополосных активных ядер малой светимости". Астрофизический журнал . 590 (1): 86–94. arXiv : astro-ph / 0302541 . Bibcode : 2003ApJ ... 590 ... 86L . DOI : 10.1086 / 375008 . S2CID 118648122 . 
  46. ^ Elitzur, M .; Ho LC; Трамп-младший (2014). «Эволюция широкополосного излучения активных ядер галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (4): 3340–3351. arXiv : 1312,4922 . Bibcode : 2014MNRAS.438.3340E . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2445 . S2CID 52024863 . 
  47. ^ Elitzur, М. (2012). «Об объединении активных галактических ядер». Письма в астрофизический журнал . 747 (2): L33 – L35. arXiv : 1202,1776 . Bibcode : 2012ApJ ... 747L..33E . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L33 . S2CID 5037009 . 
  48. ^ Антонуччи, Р. (2012). «Панхроматический обзор тепловых и нетепловых активных ядер галактик». Астрономические и астрофизические труды . 27 (4): 557. arXiv : 1210.2716 . Bibcode : 2012A & AT ... 27..557A .
  49. ^ Laurikainen, E .; Сало Х. (1995). «Окрестности сейфертовских галактик. II. Статистический анализ». Астрономия и астрофизика . 293 : 683. Bibcode : 1995A & A ... 293..683L .
  50. ^ Dultzin-Hacyan, D .; Krongold Y .; Fuentes-Guridi I .; Марциани П. (1999). «Близкое окружение сейфертовских галактик и его значение для моделей объединения». Письма в астрофизический журнал . 513 (2): L111 – L114. arXiv : astro-ph / 9901227 . Bibcode : 1999ApJ ... 513L.111D . DOI : 10.1086 / 311925 . S2CID 15568552 . 
  51. ^ Koulouridis, E .; Plionis M .; Чавушян В .; Дульцин-Ацян Д .; Krongold Y .; Гудис К. (2006). «Локальное и крупномасштабное окружение сейфертовских галактик». Астрофизический журнал . 639 (1): 37–45. arXiv : astro-ph / 0509843 . Bibcode : 2006ApJ ... 639 ... 37K . DOI : 10.1086 / 498421 .
  52. ^ Вильярроэль, В .; Корн AJ (2014). «Различные соседи вокруг активных ядер галактик Типа 1 и Типа 2». Физика природы . 10 (6): 417–420. arXiv : 1211,0528 . Bibcode : 2014NatPh..10..417V . DOI : 10.1038 / nphys2951 . S2CID 119199124 . 
  53. ^ Donoso, E .; Ян Л .; Stern D .; Ассеф Р.Дж. (2014). "Угловая кластеризация выбранных WISE AGN: разные гало для скрытых и незатененных AGN". Астрофизический журнал . 789 (1): 44. arXiv : 1309.2277 . Bibcode : 2014ApJ ... 789 ... 44D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 789/1/44 .
  54. ^ Krongold, Y .; Дульцин-Ацян Д .; Марциани Д. (2002). "Окружающая среда ярких галактик IRAS". Астрофизический журнал . 572 (1): 169–177. arXiv : astro-ph / 0202412 . Bibcode : 2002ApJ ... 572..169K . DOI : 10,1086 / 340299 . S2CID 17282005 . 
  55. ^ Вильярроэль, В .; Nyholm A .; Karlsson T .; Comeron S .; Korn A .; Sollerman J .; Закриссон Э. (2017). «Яркость AGN и звездный возраст - два недостающих ингредиента для объединения AGN, как видно на сверхновых iPTF». Астрофизический журнал . 837 (2): 110. arXiv : 1701.08647 . Bibcode : 2017ApJ ... 837..110V . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa5d5a . S2CID 67809219 . 
Общий

Пыльный сюрприз вокруг гигантской черной дыры

Внешние ссылки [ править ]

  • СМИ, связанные с активными ядрами галактик на Викискладе?