Википедија

Активно галактичко јадро

(Пренасочено од Активна галаксија)

Активното галактичко јадро (АГЈ) ― збиено подрачје во средиштето на галаксијата што емитува значителна количина на енергија низ електромагнетниот спектар, со особини што укажуваат дека оваа сјајност не ја прават ѕвездите. Таков вишок, неѕвездени емисии се забележани во радио, микробрановите, инфрацрвените, оптичките, ултравиолетовите, рендгенските и гама-брановите. Галаксијата што е домаќин на АГЈ е нарекувана активна галаксија. Неѕвезденото зрачење од АГЈ е теоретизирано дека е резултат на собирање на материја од супермасивна црна дупка во средиштето на нејзината галаксија домаќин.

Активните галактички јадра се најсветлите постојани извори на електромагнетно зрачење во универзумот и, како такви, може да бидат користени како средство за откривање далечни тела; нивната еволуција како функција на космичкото време, исто така, поставува ограничувања на моделите на космосот.

Набљудуваните особини на АГЈ зависат од неколку својства како што се масата на средишната црна дупка, брзината на гасно насобирање на црната дупка, ориентацијата на насобирачкиот диск, степенот на згаснување на јадрото од прашина и присуството или отсуство на млазови.

Бројни подкласи на АГЈ се дефинирани врз основа на нивните забележани особини; најмоќните АГЈ се класифицирани како квазари. Блазар е АГЈ со млаз насочен кон Земјата, во кој зрачењето од млазот се засилува со релативистичко зрачење.

Историја

уреди
 
Квазарот 3C 273 забележан од вселенскиот телескоп „Хабл“. Релативистичкиот млаз од 3C 273 се појавува лево од светлиот квазар, а четирите прави линии насочени кон надвор од главниот извор се дифракциони шила предизвикани од телескопската оптика.

Во текот на првата половина на 20 век, фотографските набљудувања на блиските галаксии открија некои карактеристични знаци на емисијата на АГЈ, иако сè уште немало физичко разбирање за природата на појавана на АГЈ. Некои рани набљудувања го вклучиле првото спектроскопско откривање на емисиони линии од јадрата на NGC 1068 и Месје 81 од страна на Едвард Фат (објавено во 1909 година),[1] и откривањето на млазот во Месје 87 од Хебер Кертис (објавено во 1918 година).[2] Понатамошни спектроскопски студии од астрономите, вклучувајќи ги Весто Слифер, Милтон Хумасон и Николас Мејол, забележале присуство на необични емисиони линии во некои јадра на галаксијата.[3][4][5][6] Во 1943 година, Карл Сејферт објавил труд во кој ги опишал набљудувањата на блиските галаксии со светли јадра кои биле извори на невообичаено широки линии на емисија.[7] Галаксиите забележани како дел од оваа студија се NGC 1068, NGC 4151, NGC 3516 и NGC 7469. Активните галаксии како овие се познати како Сејфертови галаксии во чест на пионерската работа на Сејферт.

Развојот на радиоастрономијата бил главен катализатор за разбирање на АГЈ. Некои од најраните откриени радиоизвори се блиските активни елиптични галаксии како што се Месје 87 и Кентаур А.[8] Друг радиоизвор, Лебед А, бил идентификуван од Валтер Баде и Рудолф Минковски како плимна искривена галаксија со необичен спектар на емисиона линија, со рецесиска брзина од 16.700 километри во секунда.[9] Третиот кембрички каталог на радиоизвори довел до понатамошен напредок во откривањето на нови радиоизвори, како и идентификување на изворите на видлива светлина поврзани со радиоемисијата. Во фотографските снимки, некои од овие тела биле речиси точки или квазиѕвездени по изглед, и биле класифицирани како квазиѕвездени радиоизвори (подоцна скратено како „квазари“).

Советско-ерменскиот астрофизичар Виктор Амбарцумјан ги претставил активните галактички јадра во раните 1950-ти.[10] На Солвејската конференција за физика во 1958 година, Амбарцумјан претставил извештај во кој е тврдено дека „експлозиите во галактичките јадра предизвикуваат исфрлање на големи количини на маса. За да се случат овие експлозии, галактичките јадра мора да содржат тела со огромна маса и непозната природа. Од оваа точка па напред, активните галактички јадра станале клучен составен дел во теориите за галактичката еволуција“.[11] Неговата идеја првично била прифатена скептично.[12][13]

Голем пробив било мерењето на црвеното поместување на квазарот 3C 273 од Мартен Шмит, објавено во 1963 година.[14] Шмит забележал дека ако ова тело е вонгалактичко (надвор од Млечниот Пат, на космолошко растојание), тогаш неговото големо црвено поместување од 0,158 имплицирало дека тоа е јадреното подрачје на галаксијата околу 100 пати помоќно од другите радио галаксии кои биле идентификувани. Набргу потоа, оптичките спектри биле искористени за мерење на црвените поместувања на се поголем број квазари вклучувајќи го и 3C 48, уште подалеку при црвено поместување на 0,37.[15]

Огромната осветленост на овие квазари, како и нивните необични спектрални својства, покажале дека нивниот извор на енергија не може да бидат обични ѕвезди. Насобирањето на гас на супермасивна црна дупка била предложена како извор на моќта на квазарите во трудовите од Едвин Салпетер и Јаков Зелдович во 1964 година.[16] Во 1969 година, Доналд Линден-Бел предложил блиските галаксии да содржат супермасивни црни дупки во нивните средишта како реликти на „мртвите“ квазари, и дека насобирањето на црните дупки е извор на енергија за неѕвездената емисија во блиските Сејфертови галаксии.[17] Во 1960-тите и 1970-тите, раните набљудувања на рендгенската астрономија покажале дека Сејфертовите галаксии и квазари на се моќни извори на емисија на рендгенски зраци, кои потекнуваат од внатрешните области на насобирачките дискови на црните дупки.

Денес, АГЈ е главна тема на астрофизичко истражување, и набљудувачки и теоретски. Истражувањето на активните галактички јадра опфаќа набљудувачки истражувања за пронаоѓање на АГЈ во широк опсег на сјајност и црвено поместување, испитување на космичката еволуција и раст на црните дупки, студии на физиката на насобирањето на црните дупки и емисијата на електромагнетно зрачење од АГЈ, испитување на својствата на млазовите и одливот на материјата од АГЈ и влијанието на насобирањето на црните дупки и активноста на квазарите врз еволуцијата на галаксиите.

Модели

уреди

Од доцните 1960-ти, тврдено е[18] дека едно АГЈ мора да се напојува со насобирање на маса на масивни црни дупки (106 до 1010 пати поголема од сончевата маса). Активните галактички јадра се и збиени и постојано крајно сјајни. Насобирањето потенцијално може да даде многу ефикасно претворање на потенцијалната и кинетичката енергија во зрачење, а масивната црна дупка има висока Едингтонова сјајност, и како резултат на тоа, може да ја обезбеди забележаната висока трајна сјајност. Сега е верувано дека постојат супермасивни црни дупки во средиштата на повеќето, ако не и на сите масивни галаксии, бидејќи масата на црната дупка добро корелира со брзината на расеаност на галактичкото испакнување (релација М-сигма) или со сјајноста на испакнатоста.[19] Така, особините слични на АГЈ се очекувани секогаш кога снабдувањето со материјал за насобирање доаѓа во сферата на влијание на средишната црна дупка.

Насобирачки диск

уреди
Главна статија: Насобирачки диск

Во стандардниот модел на актино галактичко јадро, студениот материјал блиску до црна дупка образува насобирачки диск. Дисипативните постапки во насобирачките диск ја пренесуваат материјата навнатре, а аголниот момент нанадвор, додека предизвикуваат загревање на насобирачкиот диск. Очекуваниот спектар на насобирачки диск достигнува врв во оптичко-ултравиолетовиот бран; Покрај тоа, корона од врел материјал настанува над насобирачкиот диск и може инверзно-Комптонови расејувачки фотони до енергии на рендгенски зраци. Зрачењето од насобирачки диск го возбудува ладниот атомски материјал блиску до црната дупка и тоа пак зрачи на одредени линии на емисија. Голем дел од зрачењето на АГЈ може да биде прикриено со меѓуѕвезден гас и прашина блиску до насобирачкиот диск, но (во стабилна состојба) ова ќе биде повторно зрачено на некој друг брановиден опсег, најверојатно инфрацрвениот.

Релативистички млазови

уреди
Главна статија: Релативистички млаз
 
Слика направена од вселенскиот телескоп „Хабл“ од млаз долг 5000 светлосни години исфрлен од активната галаксија М87. Синото синхротронско зрачење е во спротивност со жолтата ѕвездена светлина од галаксијата домаќин.

Некои насобирачки дискови произведуваат млазови од двојни, силно усогласени и брзи одливи кои излегуваат во спротивни насоки од блиску до дискот. Насоката на исфрлање на млазот се определува или со оската на аголниот моментум на дискот за насобирање или од оската на центрифугирање на црната дупка. Механизмот за производство на млаз и всушност составот на млазот во многу мали размери во моментов не се разбрани поради прениската резолуција на астрономските инструменти. Млазовите ги имаат своите најочигледни набљудувачки ефекти во радио брановидниот опсег, каде што интерферометрија со многу долга основна линија може да биде користена за проучување на синхротронското зрачење што го испуштаат при резолуции од потпарсечни скали. Сепак, тие зрачат во сите бранови појаси од радиобранот до опсегот на гама-зраците преку синхротронот и инверзно-Комптоновата расејувачка постапка, па така млазовите на активните галактички јадра се втор потенцијален извор на секое набљудувано постојано зрачење.

Зрачно неефикасно активно галактичко јадро

уреди

Постои класа на „зрачно неефикасни“ решенија на равенките што управуваат со насобирањето. Постојат неколку теории, но најпозната од нив е адвекциско доминираниот насобирачки диск (АДНД).[20] Во овој вид на насобирање, кој е важен за стапките на насобирање многу под Едингтоновата граница, насобраната материја не образува тенок диск и следствено не ефикасно ја зрачи енергијата што ја стекнала додека се движела блиску до црната дупка. Зрачно неефикасното насобирање е искористено за да биде објаснето недостатокот на силно зрачење од типот на актично галактичко од масивните црни дупки во средиштата на елиптичните галаксии во јата, каде што во спротивно би можеле да бидат очекувани високи стапки на насобирање и соодветно висока сјајност.[21] Очекувано е дека на зрачно неефикасно актично галактичко јадро му недостасуваат многу од карактеристичните особини на стандардното АГЈ со насобирачки диск.

Забрзување на честички

уреди

Активните галактички јадра се кандидатски извор на космички зраци со висока и крајновисока енергија (видете исто така центрифугален механизам на забрзување) .

Набљудувачки особини

уреди

Меѓу многуте интересни особини на активните галактички јадра:[22]

Видови активни галаксии

уреди

Удобно е да биде поделени активните галактички јадра на две класи, конвенционално наречени радиотивки и радиогласни. Радиогласните тела имаат придонеси за емисија и од млазот(ите) и од лобусите што ги надувуваат млазновите. Овие придонеси за емисија доминираат во сјајноста на активните галактички јадра на радиобранови должини и можеби на некои или на сите други бранови должини. Радиотивките тела се поедноставни бидејќи млазот и секоја емисија поврзана со млазот може да бидат занемарени на сите бранови должини.

Терминологијата на АГЈ често е збунувачка, бидејќи разликите помеѓу различните типови на АГЈ понекогаш ги одразуваат историските разлики во тоа како предметите биле откриени или првично класифицирани, наместо вистински физички разлики.

Радиотивко активно галактичко јадро

уреди
  • Јадрено подрачје со нискојонизациски оддавни линии (ЈПНЈОЛ). Како што наведува името, овие системи покажуваат само слаби подрачја со јадрена емисија и нема други знаци на емисија на АГЈ. Дискутабилно е[23] дали сите такви системи се вистинити АГЈ (напојувани со насобирање на супермасивна црна дупка). Ако се, тие ја сочинуваат класата со најниска сјајност на радиотивко АГЈ. Некои може да бидат радиотивки аналози на радио галаксиите со ниска возбуда (види подолу).
  • Сејфертови галаксии. Овие галаксии биле најраната посебна класа на АГЈ што биле идентификувани Тие покажуваат јадрена постојана емисија со оптички опсег, тесни и повремено широки линии на емисија, повремено силна емисија на јадрени рендгенски зраци, а понекогаш и слаб радиомлаз од мали размери. Првично тие биле поделени на два вида познати како Сејферт 1 и 2: Сејферт 1 покажуваат силни широки линии на емисија додека Сејферт 2 не, а Сејферт 1 имаат поголема веројатност да покажат силна емисија на рендгенски зраци со ниска енергија. Постојат различни облици на елаборација на оваа шема: на пример, Сејферт 1 со релативно тесни широки линии понекогаш се нарекувани Сејферт 1 со тесна линија. Галаксиите домаќини на Сејферт се обично спирални или неправилни галаксии.
  • Радиотивки квазари /квазиѕвездни тела. Овие се суштински посветли верзии на Сејферт 1: разликата е произволна и обично е изразувана во смисла на ограничувачка оптичка големина. Квазарите првично биле „квазиѕвездени“ на оптичките слики бидејќи имале оптичка сјајност која била поголема од онаа на нивната галаксија домаќин. Тие секогаш покажуваат силна оптичка постојана емисија, рендгенска континуумска емисија и широки и тесни линии на оптичка емисија. Некои астрономи го користат поимот КЅТ (Квазиѕвездено тело) за оваа класа на АГЈ, резервирајќи „квазар“ за радиогласни тела, додека други зборуваат за радиотивки и радиогласни квазари. Галаксиите домаќини на квазарите можат да бидат спирали, неправилни или елиптични. Постои корелација помеѓу осветленоста на квазарот и масата на неговата галаксија домаќин, со тоа што најсјајните квазари ги населуваат најмасивните галаксии (елиптични).
  • „Квазар 2“. По аналогија со Сејферт 2, ова се тела со сјајност налик на квазар, но без силна оптичка јадрена постојана емисија или емисија со широка линија. Тие се ретки во истражувањата, иако се идентификувани голем број можни кандидати за квазари 2.

Радиогласно активно галактичко јадро

уреди

Постојат неколку подтипови на радиогласни активни галактички јадра.

  • Радиогласните квазари се однесуваат токму како радиотивки квазари со додавање на емисија од млаз. Така тие покажуваат силна оптичка постојана емисија, широки и тесни линии на емисија и силна емисија на рендгенски зраци, заедно со јадрена и често продолжена радиоемисија.
  • Класите „блазари“ (тела од типот на BL Гуштер и квазар од типот на OVV) се разликуваат по брзо променлива, поларизирана оптичка, радио и рендгенска емисија. Телата од типот на BL Гуштер не покажуваат линии на оптичка емисија, широки или тесни, така што нивните црвени поместувања може да бидат утврдени само од особините во спектрите на нивните галаксии домаќини. Особините на линијата за емисија може да бидат суштински отсутни или едноставно преплавени од дополнителниот променлив составен дел. Во вториот случај, линиите за емисија може да станат видливи кога променливиот составен дел е на ниско ниво.[24] Квазарите од типот на OVV се однесуваат повеќе како стандардни радиогласни квазари со додавање на брз променлив составен дел. Во двете класи на извор, се верува дека променливата емисија потекнува од релативистички млаз ориентиран блиску до линијата на видот. Релативистичките ефекти ја засилуваат и сјајноста на млазот и замавот на променливоста.
  • Радиогалаксии. Овие тела покажуваат јадрена и проширена радиоемисија. Нивните други својства на АГЈ се хетерогени. Тие нашироко можат да бидат поделени на класи со ниска и висока побудување.[25][26] Телата со ниско побудување не покажуваат силни тесни или широки линии на емисија, а линиите на емисија што ги имаат може да бидат возбудени со различен механизам.[27] Нивната оптичка и јадрена емисија на рендгенски зраци е во согласност со тоа што потекнуваат чисто од млаз.[28][29] Тие може да бидат најдобри тековни кандидати за АГЈ со зрачно неефикасно насобирање. Спротивно на тоа, телата со висока побудување (радио галаксии со тесна линија) имаат спектри на емисиона линија слични на оние на Сејферт 2. Малата класа на широки радио галаксии, кои покажуваат релативно силна јадрена оптичка постојана емисија[30] веројатно вклучува некои тела кои се едноставно радиогласни квазари со ниска сјајност. Галаксиите домаќини на радио галаксиите, без оглед на нивниот тип на емисиона линија, во суштина секогаш се елиптични.
Особини на различни видови галаксии
Вид на галаксија Активно јадро Емисиони линии Рендгенски зраци Вишок на Силен радиобран Млазови Променлива Радиогласна
Тесни Широки УВ Далечно ИЦ
Нормална (која не АГЈ) no слаби не слаби не не не не не не
ЈПНОЛ непознато слаби слаби слаби не не не не не не
Сејферт I да да да неколку неколку да малку не да не
Сејферт I да да не неколку неколку да малку не да не
Квазар да да да неколку да да неколку некој да неколку
Блазар да не неколку да да не да да да да
BL Гуштер да не не/бледи да да не да да да да
OVV да не посилно од типот на BL Гуштер да да не да да да да
Радиогалаксија да неколку неколку неколку неколку да да да да да

Обединување на видовите на активни галактички јадра

уреди
 
Унифицирани модели ли на активни галактички јадра.

Унифицираните модели предлагаат дека различните класи на набљудување на АГЈ се единствен тип на физичко тело набљудувано под различни услови. Моментално омилените унифицирани модели се „унифицирани модели засновани на правец“ што значи дека тие предлагаат очигледните разлики помеѓу различните типови на тела да настанат едноставно поради нивните различни правци кон набљудувачот.[31][32] Сепак, тие се дебатирани (видете подолу).

Радиотивко обединување

уреди

При мала сјајност, телата што треба да бидат обединети се Сејфертовите галаксии. Моделите за обединување предлагаат во Сејферт 1, набљудувачот да има директен поглед на активното јадро. Во Сејферт 2, јадрото е набљудувано преку заматена структура што спречува директен поглед на оптичкиот континуум, широкиот регион или (меката) емисија на рендгенски зраци. Клучниот увид на моделите на насобирање зависни од ориентација е дека двата типа на тело можат да бидат исти ако се набљудувани само одредени агли на линијата на видот. Стандардната слика е на тор од заматен материјал кој го опкружува насобирачкиот диск. Мора да биде доволно голем за да го прикрие подрачјето со широка линија, но не доволно голем за да го прикрие подрачјето со тесна линија, што се гледа во двете класи на тело. Галаксиите Сејферт 2 се гледани низ торусот. Надвор од торусот има материјал што може да распрсне дел од јадрената емисија во нашата видна линија, овозможувајќи да биде виден одреден оптички и рендгенски континуум и, во некои случаи, широки линии на емисија - кои се силно поларизирани, што покажува дека тие имаат се расфрлани и докажуваат дека некои галаксии Сејферт 2 навистина содржат скриени галаксии Сејферт 1. Инфрацрвените набљудувања на јадрата на Сејферт 2, исто така, ја поддржуваат оваа слика.

При повисоки сјајности, квазарите го заземаат местото на Сејферт 1, но, како што веќе е споменато, соодветните „квазари 2“ се недофатливи во моментов. Ако ја немаат компонентата за расејување на галаксиите Сејферт 2, тие би било тешко да бидат забележани освен преку нивната прозрачна тесна линија и тврда емисија на рендгенски зраци.

Радиогласно обединување

уреди

Историски гледано, работата за обединување со радиогласна е концентрирана на радиогласни квазари со висока сјајност. Тие можат да се обединат со радио галаксии со тесна линија на начин директно аналоген на обединувањето Сејферт 1/2 (но без многу усложување на компонентата на одбивање: радиогалаксиите со тесна линија не покажуваат јадрен оптички континуум или одбиена рендгенска компонента, иако повремено покажуваат поларизирана широка емисија). Големите радиоструктури на овие објекти обезбедуваат убедлив доказ дека обединетите модели засновани на ориентација навистина се вистинити.[33][34][35] Рендгенски доказ, онаму каде што се достапни, ја поддржуваат унифицираната слика: радиогалаксиите покажуваат докази за затемнување од тор, додека квазарите не, иако мора да се внимава бидејќи радиогласните тела, исто така, имаат мека компонента поврзана со млазот, непримена, и висока резолуција е неопходна за да биде одвоена топлинската емисија од околината на изворите со големи размери на топлиот гас.[36] Под многу мали агли до линијата на видот, доминира релативистичкото зрачење и гледаме блазар од одредена разновидност.

Меѓутоа, во населението на радиогалаксиите целосно доминираат тела со ниска сјајност и ниско побудување. Овие не покажуваат силни линии на јадрени емисии - широки или тесни - тие имаат оптички продолженија за кои се чини дека се целосно поврзани со млазот,[28] и нивната емисија на рендгенски зраци е исто така доследна со тоа што доаѓа чисто од млаз, без силно примена јадрена компонента воопшто.[29] Овие тела не можат да бидат обединети со квазари, иако вклучуваат некои тела со висока сјајност кога е гледана радиоемисијата, бидејќи торот никогаш не може да го скрие подрачјето со тесна линија до потребната мера, и бидејќи инфрацрвените студии покажуваат дека тие немаат скриена јадрена компонента:[37] всушност воопшто нема докази за тор во овие тела. Најверојатно, тие образуваат посебна класа во која е важна само емисијата поврзана со млазот. Под мали агли на линијата на видот, тие ќе се појават како тела од типот на BL Гуштер.[38]

Критики за радиотивкото обединување

уреди

Во неодамнешната книжевност за активните галактички јадра, која е предмет на интензивна дебата, се чини дека зголемениот сет на набљудувања е во судир со некои од клучните предвидувања на унифицираниот модел, на пр. дека секој Сејферт 2 има заматено јадро Сејферт 1 (скриено широколиниско подрачје).

Според тоа, не може да биде знаено дали гасот во сите галаксии Сејферт 2 е јонизиран поради фотојонизација од еден, неѕвездено продолжение извор во средината или поради шок-јонизација од, на пример, интензивни, јадрени ѕвездени изблици. Спектрополариметриските студии[39] откриваат дека само 50% од Сејферт 2 покажуваат скриен регион со широка линија и на тој начин ги делат галаксиите Сејферт 2 на две населенија. Се чини дека двете класи на население се разликуваат по нивната сјајност, каде што галаксиите Сејферт 2 без скриено подрачје со широка линија, воглавно се помалку сјајни.[40] Ова наведува дека отсуството на широколиниско подрачје е поврзано со нискиот Едингтонов сооднос, а не со затемнување.

Факторот на покривање на торот може да игра важна улога. Некои модели на тор[41][42] предвидуваат како галаксиите Сејферт1 и Сејферт 2 можат да добијат различни фактори на покривање од зависноста од сјајноста и стапката на насобирање на факторот на покривање на торот, нешто што е поддржано од студиите на рендгенските зраци на АГЈ.[43] Моделите, исто така, наведуваат зависност од стапката на насобирање на широколиниското подрачје и обезбедуваат природна еволуција од поактивни двигатели во галаксиите Сејферт 1 до повеќе „мртви“ галаксии Сејферт 2[44] и можат да го објаснат набљудуваниот распад на унифицираниот модел на ниски сјајности[45] и еволуцијата на широколиниското подрајче.[46]

Додека студиите за еден АГЈ покажуваат важни отстапувања од очекувањата на унифицираниот модел, резултатите од статистичките тестови биле спротиставувачки. Најважниот недостаток на статистичките тестови со директни споредби на статистичките примероци на галаксиите Сејферт 1 и Сејферт 2 е воведувањето на предрасуди за одбирање поради анизотропните критериуми за одбирање.[47][48]

Проучувањето на соседните галаксии наместо самите активни галактички јадра[49][50][51] прво предложило дека бројот на соседи е поголем за галаксиите Сејферт 2 отколку за галаксиите Сејферт 1, во спротивност со унифицираниот модел. Денес, откако ги надминавме претходните ограничувања на малите големини на примерокот и анизотропната селекција, студиите на соседите од стотици до илјадници активни галактички јадра[52] покажале дека соседите на галаксиите Сејферт 2 се суштински поправливи и повеќе настатуваат ѕвезди од галаксиите Сејферт 1 и врската помеѓу типот на АГЈ, морфологија на галаксијата домаќин и историја на судири. Згора на тоа, студиите за аголно правање јата[53] на двата типа на АГЈ потврдуваат дека тие живеат во различни средини и покажуваат дека живеат во ореоли со темна материја со различни маси. Студиите за животната средина на АГЈ се во согласност со моделите за обединување засновани на еволуција[54] каде што галаксиите Сејферт 2 се преобразувани во галаксии Сејферт 1 за време на спојувањето, поддржувајќи ги претходните модели на активирање на јадрата на галаксиите Сејферт 1, засновано на спојување.

Додека контроверзноста за исправноста на секое поединечно истражување сè уште преовладува, сите тие се согласуваат дека наједноставните модели на обединување на АГЈ засновани на агол на гледање се нецелосни. Се чини дека Сејферт-1 и Сејферт-2 се разликуваат во образувањето на ѕвезди и моќноста на двигателот на АГЈ.[55]

Иако сè уште може да важи дека заматениот Сејферт 1 може да се појави како Сејферт 2, не сите галаксии Сејферт 2 мора да бидат домаќини на заматен Сејферт 1. Разбирање дали се работи за истиот мотор што ги придвижува сите галаксии Сејферт 2, врската со радиогласно АГЈ, механизмите на променливоста на некои АГЈ кои варираат помеѓу двата типа во многу кратки временски размери и поврзувањето на типот АГЈ со малите и опкружувањето од големи размери остануваат важни прашања што треба да бидат вклучени во секој унифициран модел на активни галактички јадра.

Една студија од Свифт/BAT, за активни галактички јадра, објавена во јули 2022 година[56] додава поддршка на „моделот на обединување регулиран со зрачење“ наведен во 2017 година.[57] Во овој модел, релативната стапка на насобирање (наречена „Едингтонов сооднос“) на црната дупка има значително влијание врз набљудуваните особини на АЈГ. Се чини дека црните дупки со повисоки Едингтонови соодноси се со поголема веројатност да бидат неприкриени, бидејќи го исчистиле месниот заматен материјал за многу краток временски рок.

Космолошка употреба и еволуција

уреди

Долго време, активните галаксии ги држеле сите рекорди за тела со највисоко црвено поместување познати или во оптичкиот или во радиоспектарот, поради нивната висока сјајност. Тие сè уште имаат улога во проучувањето на раниот универзум, но сега е признаено дека едно активно галактичко јадро дава многу пристрасна слика за „вообичаената“ галаксија со високо црвено поместување.

Повеќето светлечки класи на АГЈ (радиогласни и радиотивки) се чини дека биле многу побројни во раниот универзум. Ова наведува дека масивните црни дупки настанале рано и дека условите за настанување на прозрачно АГЈ биле почести во раниот универзум, како што е многу поголема достапност на ладен гас во близина на средиштето на галаксиите отколку сега. Тоа исто така имплицира дека многу тела кои некогаш биле сјајни квазари сега се многу помалку светлечки или целосно мирни. Еволуцијата на населението на активни галактички јадра со ниска сјајност е многу помалку добро разбрана поради тешкотијата да бидат набљудувани овие тела при високи црвени поместувања.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Fath, E. A. (1909). „The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters“. Lick Observatory Bulletin. 5: 71. Bibcode:1909LicOB...5...71F. doi:10.5479/ADS/bib/1909LicOB.5.71F. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  2. ↑ Curtis, H. D. (1918). „Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector“. Publications of Lick Observatory. 13: 9. Bibcode:1918PLicO..13....9C.
  3. ↑ Slipher, V. (1917). „The spectrum and velocity of the nebula N.G.C. 1068 (M 77)“. Lowell Observatory Bulletin. 3: 59. Bibcode:1917LowOB...3...59S.
  4. ↑ Humason, M. L. (1932). „The Emission Spectrum of the Extra-Galactic Nebula N. G. C. 1275“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 44 (260): 267. Bibcode:1932PASP...44..267H. doi:10.1086/124242.
  5. ↑ Mayall, N. U. (1934). „The Spectrum of the Spiral Nebula NGC 4151“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 46 (271): 134. Bibcode:1934PASP...46..134M. doi:10.1086/124429.
  6. ↑ Mayall, N. U. (1939). „The occurrence of λ3727 [O II] in the spectra of extragalactic nebulae“. Lick Observatory Bulletin. 19: 33. Bibcode:1939LicOB..19...33M. doi:10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.33M.
  7. ↑ Seyfert, C. K. (1943). „Nuclear Emission in Spiral Nebulae“. The Astrophysical Journal. 97: 28. Bibcode:1943ApJ....97...28S. doi:10.1086/144488.
  8. ↑ Bolton, J. G.; Stanley, G. J.; Slee, O. B. (1949). „Positions of Three Discrete Sources of Galactic Radio-Frequency Radiation“. Nature. 164 (4159): 101. Bibcode:1949Natur.164..101B. doi:10.1038/164101b0.
  9. ↑ Baade, W.; Minkowski, R. (1954). „Identification of the Radio Sources in Cassiopeia, Cygnus A, and Puppis A.“. The Astrophysical Journal. 119: 206. Bibcode:1954ApJ...119..206B. doi:10.1086/145812.
  10. ↑ Israelian, Garik (1997). „Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996“. Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (4): 1466–1467. Архивирано од изворникот на 2015-09-11.
  11. ↑ McCutcheon, Robert A. (1 ноември 2019). „Ambartsumian, Viktor Amazaspovich“. Целосен речник на научни животописи. Encyclopedia.com. Архивирано од изворникот на 3 декември 2019.
  12. ↑ Petrosian, Artashes R.; Harutyunian, Haik A.; Mickaelian, Areg M. (јуни 1997). „Victor Amazasp Ambartsumian“. Physics Today. 50 (6): 106. doi:10.1063/1.881754. (PDF)
  13. ↑ Komberg, B. V. (1992). „Quasars and Active Galactic Nuclei“. Во Kardashev, N. S. (уред.). Astrophysics on the Threshold of the 21st Century. Taylor & Francis. стр. 253.
  14. ↑ Schmidt, M. (1963). „3C 273 : A Star-Like Object with Large Red-Shift“. Nature. 197 (4872): 1040. Bibcode:1963Natur.197.1040S. doi:10.1038/1971040a0.
  15. ↑ Greenstein, J. L.; Matthews, T. A. (1963). „Red-Shift of the Unusual Radio Source: 3C 48“. Nature. 197 (4872): 1041. Bibcode:1963Natur.197.1041G. doi:10.1038/1971041a0.
  16. ↑ Shields, G. A. (1999). „A Brief History of Active Galactic Nuclei“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (760): 661. arXiv:astro-ph/9903401. Bibcode:1999PASP..111..661S. doi:10.1086/316378.
  17. ↑ Lynden-Bell, Donald (1969). „Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars“. Nature. 223 (5207): 690. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0.
  18. ↑ Lynden-Bell, D. (1969). „Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars“. Nature. 223 (5207): 690–694. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0.
  19. ↑ Marconi, A.; L. K. Hunt (2003). „The Relation between Black Hole Mass, Bulge Mass, and Near-Infrared Luminosity“. The Astrophysical Journal. 589 (1): L21–L24. arXiv:astro-ph/0304274. Bibcode:2003ApJ...589L..21M. doi:10.1086/375804.
  20. ↑ Narayan, R.; I. Yi (1994). „Advection-Dominated Accretion: A Self-Similar Solution“. Astrophys. J. 428: L13. arXiv:astro-ph/9403052. Bibcode:1994ApJ...428L..13N. doi:10.1086/187381.
  21. ↑ Fabian, A. C.; M. J. Rees (1995). „The accretion luminosity of a massive black hole in an elliptical galaxy“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 277 (2): L55–L58. arXiv:astro-ph/9509096. Bibcode:1995MNRAS.277L..55F. doi:10.1093/mnras/277.1.L55.
  22. ↑ Padovani, P.; Alexander, D. M.; Assef, R. J.; De Marco, B.; Giommi, P.; Hickox, R. C.; Richards, G. T.; Smolčić, V.; Hatziminaoglou, E. (ноември 2017). „Active galactic nuclei: what's in a name?“. The Astronomy and Astrophysics Review (англиски). 25 (1). arXiv:1707.07134. doi:10.1007/s00159-017-0102-9. ISSN 0935-4956.
  23. ↑ Belfiore, Francesco (септември 2016). „SDSS IV MaNGA – spatially resolved diagnostic diagrams: a proof that many galaxies are LIERs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 461 (3): 3111. arXiv:1605.07189. Bibcode:2016MNRAS.461.3111B. doi:10.1093/mnras/stw1234.
  24. ↑ Vermeulen, R. C.; Ogle, P. M.; Tran, H. D.; Browne, I. W. A.; Cohen, M. H.; Readhead, A. C. S.; Taylor, G. B.; Goodrich, R. W. (1995). „When Is BL Lac Not a BL Lac?“. The Astrophysical Journal Letters. 452 (1): 5–8. Bibcode:1995ApJ...452L...5V. doi:10.1086/309716.
  25. ↑ HINE, RG; MS LONGAIR (1979). „Optical spectra of 3 CR radio galaxies“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 188: 111–130. Bibcode:1979MNRAS.188..111H. doi:10.1093/mnras/188.1.111.
  26. ↑ Laing, R. A.; C. R. Jenkins; J. V. Wall; S. W. Unger (1994). „Spectrophotometry of a Complete Sample of 3CR Radio Sources: Implications for Unified Models“. The First Stromlo Symposium: The Physics of Active Galaxies. ASP Conference Series. 54: 201. Bibcode:1994ASPC...54..201L.
  27. ↑ Baum, S. A.; Zirbel, E. L.; O'Dea, Christopher P. (1995). „Toward Understanding the Fanaroff-Riley Dichotomy in Radio Source Morphology and Power“. The Astrophysical Journal. 451: 88. Bibcode:1995ApJ...451...88B. doi:10.1086/176202.
  28. ↑ 28,0 28,1 Chiaberge, M.; A. Capetti; A. Celotti (2002). „Understanding the nature of FRII optical nuclei: a new diagnostic plane for radio galaxies“. Astron. Astrophys. 394 (3): 791–800. arXiv:astro-ph/0207654. Bibcode:2002A&A...394..791C. doi:10.1051/0004-6361:20021204.
  29. ↑ 29,0 29,1 Hardcastle, M. J.; D. A. Evans; J. H. Croston (2006). „The X-ray nuclei of intermediate-redshift radio sources“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370 (4): 1893–1904. arXiv:astro-ph/0603090. Bibcode:2006MNRAS.370.1893H. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10615.x.
  30. ↑ Grandi, S. A.; D. E. Osterbrock (1978). „Optical spectra of radio galaxies“. Astrophysical Journal. 220 (Part 1): 783. Bibcode:1978ApJ...220..783G. doi:10.1086/155966.
  31. ↑ Antonucci, R. (1993). „Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31 (1): 473–521. Bibcode:1993ARA&A..31..473A. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353.
  32. ↑ Urry, P.; Paolo Padovani (1995). „Unified schemes for radioloud AGN“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107: 803–845. arXiv:astro-ph/9506063. Bibcode:1995PASP..107..803U. doi:10.1086/133630.
  33. ↑ Laing, R. A. (1988). „The sidedness of jets and depolarization in powerful extragalactic radio sources“. Nature. 331 (6152): 149–151. Bibcode:1988Natur.331..149L. doi:10.1038/331149a0.
  34. ↑ Garrington, S. T.; J. P. Leahy; R. G. Conway; RA LAING (1988). „A systematic asymmetry in the polarization properties of double radio sources with one jet“. Nature. 331 (6152): 147–149. Bibcode:1988Natur.331..147G. doi:10.1038/331147a0.
  35. ↑ Barthel, P. D. (1989). „Is every quasar beamed?“. Astrophysical Journal. 336: 606–611. Bibcode:1989ApJ...336..606B. doi:10.1086/167038.
  36. ↑ Belsole, E.; D. M. Worrall; M. J. Hardcastle (2006). „High-redshift Faranoff-Riley type II radio galaxies: X-ray properties of the cores“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 366 (1): 339–352. arXiv:astro-ph/0511606. Bibcode:2006MNRAS.366..339B. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09882.x.
  37. ↑ Ogle, P.; D. Whysong; R. Antonucci (2006). „Spitzer Reveals Hidden Quasar Nuclei in Some Powerful FR II Radio Galaxies“. The Astrophysical Journal. 647 (1): 161–171. arXiv:astro-ph/0601485. Bibcode:2006ApJ...647..161O. doi:10.1086/505337.
  38. ↑ Browne, I. W. A. (1983). „Is it possible to turn an elliptical radio galaxy into a BL Lac object?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 204: 23–27P. Bibcode:1983MNRAS.204P..23B. doi:10.1093/mnras/204.1.23p.
  39. ↑ Tran, H.D. (2001). „Hidden Broad-Line Seyfert 2 Galaxies in the CFA and 12 $\mu$M Samples“. The Astrophysical Journal. 554 (1): L19–L23. arXiv:astro-ph/0105462. Bibcode:2001ApJ...554L..19T. doi:10.1086/320926.
  40. ↑ Wu, Y-Z; и др. (2001). „The Different Nature in Seyfert 2 Galaxies With and Without Hidden Broad-line Regions“. The Astrophysical Journal. 730 (2): 121–130. arXiv:1101.4132. Bibcode:2011ApJ...730..121W. doi:10.1088/0004-637X/730/2/121.
  41. ↑ Elitzur, M.; Shlosman I. (2006). „The AGN-obscuring Torus: The End of the Doughnut Paradigm?“. The Astrophysical Journal. 648 (2): L101–L104. arXiv:astro-ph/0605686. Bibcode:2006ApJ...648L.101E. doi:10.1086/508158.
  42. ↑ Nicastro, F. (2000). „Broad Emission Line Regions in Active Galactic Nuclei: The Link with the Accretion Power“. The Astrophysical Journal. 530 (2): L101–L104. arXiv:astro-ph/9912524. Bibcode:2000ApJ...530L..65N. doi:10.1086/312491. PMID 10655166.
  43. ↑ Ricci, C.; Walter R.; Courvoisier T.J-L; Paltani S. (2010). „Reflection in Seyfert galaxies and the unified model of AGN“. Astronomy and Astrophysics. 532: A102–21. arXiv:1101.4132. Bibcode:2011A&A...532A.102R. doi:10.1051/0004-6361/201016409.
  44. ↑ Wang, J.M.; Du P.; Baldwin J.A.; Ge J-Q.; Ferland G.J.; Ferland, Gary J. (2012). „Star formation in self-gravitating disks in active galactic nuclei. II. Episodic formation of broad-line regions“. The Astrophysical Journal. 746 (2): 137–165. arXiv:1202.0062. Bibcode:2012ApJ...746..137W. doi:10.1088/0004-637X/746/2/137.
  45. ↑ Laor, A. (2003). „On the Nature of Low-Luminosity Narrow-Line Active Galactic Nuclei“. The Astrophysical Journal. 590 (1): 86–94. arXiv:astro-ph/0302541. Bibcode:2003ApJ...590...86L. doi:10.1086/375008.
  46. ↑ Elitzur, M.; Ho L.C.; Trump J.R. (2014). „Evolution of broad-line emission from active galactic nuclei“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (4): 3340–3351. arXiv:1312.4922. Bibcode:2014MNRAS.438.3340E. doi:10.1093/mnras/stt2445.
  47. ↑ Elitzur, M. (2012). „On the Unification of Active Galactic Nuclei“. Astrophysical Journal Letters. 747 (2): L33–L35. arXiv:1202.1776. Bibcode:2012ApJ...747L..33E. doi:10.1088/2041-8205/747/2/L33.
  48. ↑ Antonucci, R. (2012). „A panchromatic review of thermal and nonthermal active galactic nuclei“. Astronomical and Astrophysical Transactions. 27 (4): 557. arXiv:1210.2716. Bibcode:2012A&AT...27..557A.
  49. ↑ Laurikainen, E.; Salo H. (1995). „Environments of Seyfert galaxies. II. Statistical analyses“. Astronomy and Astrophysics. 293: 683. Bibcode:1995A&A...293..683L.
  50. ↑ Dultzin-Hacyan, D.; Krongold Y.; Fuentes-Guridi I.; Marziani P. (1999). „The Close Environment of Seyfert Galaxies and Its Implication for Unification Models“. Astrophysical Journal Letters. 513 (2): L111–L114. arXiv:astro-ph/9901227. Bibcode:1999ApJ...513L.111D. doi:10.1086/311925.
  51. ↑ Koulouridis, E.; Plionis M.; Chavushyan V.; Dultzin-Hacyan D.; Krongold Y.; Goudis C. (2006). „Local and Large-Scale Environment of Seyfert Galaxies“. Astrophysical Journal. 639 (1): 37–45. arXiv:astro-ph/0509843. Bibcode:2006ApJ...639...37K. doi:10.1086/498421.
  52. ↑ Villarroel, B.; Korn A.J. (2014). „The different neighbours around Type-1 and Type-2 active galactic nuclei“. Nature Physics. 10 (6): 417–420. arXiv:1211.0528. Bibcode:2014NatPh..10..417V. doi:10.1038/nphys2951.
  53. ↑ Donoso, E.; Yan L.; Stern D.; Assef R.J. (2014). „The Angular Clustering of WISE-Selected AGN: Different Haloes for Obscured and Unobscured AGN“. The Astrophysical Journal. 789 (1): 44. arXiv:1309.2277. Bibcode:2014ApJ...789...44D. doi:10.1088/0004-637X/789/1/44.
  54. ↑ Krongold, Y.; Dultzin-Hacyan D.; Marziani D. (2002). „The Circumgalactic Environment of Bright IRAS Galaxies“. Astrophysical Journal. 572 (1): 169–177. arXiv:astro-ph/0202412. Bibcode:2002ApJ...572..169K. doi:10.1086/340299.
  55. ↑ Villarroel, B.; Nyholm A.; Karlsson T.; Comeron S.; Korn A.; Sollerman J.; Zackrisson E. (2017). „AGN luminosity and stellar age – two missing ingredients for AGN unification as seen with iPTF supernovae“. The Astrophysical Journal. 837 (2): 110. arXiv:1701.08647. Bibcode:2017ApJ...837..110V. doi:10.3847/1538-4357/aa5d5a.
  56. ↑ Ananna, Tonima Tasnim; Weigel, Anna K.; Trakhtenbrot, Benny; Koss, Michael J.; Urry, C. Megan; Ricci, Claudio; Hickox, Ryan C.; Treister, Ezequiel; Bauer, Franz E. (2022-07-01). „BASS. XXX. Distribution Functions of DR2 Eddington Ratios, Black Hole Masses, and X-Ray Luminosities“. The Astrophysical Journal Supplement Series. American Astronomical Society. 261 (1): 9. arXiv:2201.05603. Bibcode:2022ApJS..261....9A. doi:10.3847/1538-4365/ac5b64. ISSN 0067-0049.
  57. ↑ Ricci, Claudio; Trakhtenbrot, Benny; Koss, Michael J.; Ueda, Yoshihiro; Schawinski, Kevin; Oh, Kyuseok; Lamperti, Isabella; Mushotzky, Richard; Treister, Ezequiel (2017). „The close environments of accreting massive black holes are shaped by radiative feedback“. Nature. Springer Science and Business Media LLC. 549 (7673): 488–491. arXiv:1709.09651. Bibcode:2017Natur.549..488R. doi:10.1038/nature23906. ISSN 0028-0836. PMID 28959966.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Активно_галактичко_јадро&oldid=5274213“