Активное ядро ​​галактики

редактировать
Компактная область в центре галактики, светимость которой намного превышает нормальную Внутренняя структура галактика с активным ядром галактики

активное ядро ​​галактики(AGN) представляет собой компактную область в центре галактики, которая имеет гораздо более высокую -температурная светимость по меньшей мере в некоторой части электромагнитного спектра с характеристиками, указывающими, что светимость не создается звездами. Такое избыточное незвездное излучение наблюдалось в радио, микроволновом, инфракрасном, оптическом, ультрафиолетовом, рентгеновские и гамма-лучи 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 в качестве средства 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 черном отверстие, ориентация аккреционного диска, степень затемнения ядра пылью, а также наличие или отсутствие струй.

Многочисленные подклассы AGN были определены на основе их наблюдаемых характеристик; самые мощные AGN классифицируются как квазары. блазар - это АЯГ со струей, направленной к Земле, в которой излучение от струи усиливается релятивистским излучением.

Содержание

  • 1 История
  • 2 Модели
    • 2.1 Аккреционный диск
    • 2.2 Релятивистские джеты
    • 2.3 Радиационно неэффективное AGN
  • 3 Ускорение частиц
  • 4 Наблюдательные характеристики
  • 5 Типы активных галактик
    • 5.1 Радиоспокойное AGN
    • 5.2 Радио- громкое AGN
  • 6 Объединение видов AGN
    • 6.1 Радио-тихое объединение
    • 6.2 Радио-громкое объединение
    • 6.3 Критика радио-тихого объединения
  • 7 Космологические применения и эволюция
  • 8 См. также
  • 9 Ссылки
  • 10 Внешние ссылки

История

Квазар 3C 273, наблюдаемый с помощью космического телескопа Хаббла.

В течение первой половины 20 века фотографические Наблюдения за ближайшими галактиками обнаружили некоторые характерные признаки излучения AGN, хотя физическое понимание природы явления AGN еще не было. Некоторые ранние наблюдения включали первое спектроскопическое обнаружение эмиссионных линий ядер NGC 1068 и Мессье 81 Эдвардом Фатхом (опубликовано в 1909 году), а также открытие из jet в Messier 87 автора Heber Curtis (опубликовано в 1918 году). Дальнейшие спектроскопические исследования, проведенные астрономами, в том числе Весто Слайфер, Милтон Хьюмасон и Николас Мэйолл, отметили наличие необычных эмиссионных линий в некоторых ядрах галактик. В 1943 году Карл Сейферт опубликовал статью, в которой он описал наблюдения близлежащих галактик с яркими ядрами, которые были источниками необычно широких эмиссионных линий. Галактики, наблюдаемые в рамках этого исследования, включали NGC 1068, NGC 4151, NGC 3516 и NGC 7469. Подобные активные галактики известны как сейфертовские галактики в честь новаторской работы Сейферта.

Развитие радиоастрономии стало главным катализатором понимания AGN. Некоторые из самых ранних обнаруженных радиоисточников - это близлежащие активные эллиптические галактики, такие как Мессье 87 и Центавр A. Другой радиоисточник, Cygnus A, был идентифицирован Вальтером Бааде и Рудольфом Минковски как приливно-искаженная галактика с необычной линией излучения спектр, имеющий скорость разлета 16 700 километров в секунду. Радиообзор 3C привел к дальнейшему прогрессу в открытии новых радиоисточников, а также в идентификации источников видимого света, связанных 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. На Сольвейской конференции по физике в 1958 году Амбарцумян представил доклад, в котором утверждалось, что «взрывы в ядрах галактик вызывают выброс большого количества массы. Чтобы эти взрывы произошли, ядра галактик должны содержать тела огромной массы и неизвестной природы. С этого момента вперед Активные ядра галактик (АЯГ) стали ключевым компонентом теорий галактической эволюции ». Его идея первоначально была воспринята скептически.

Главным прорывом стало измерение красного смещения квазара 3C 273, выполненное Маартеном Шмидтом, опубликовано в 1963 году. Шмидт заметил, что если этот объект был внегалактическим (за пределами Млечного Пути, на космологическом расстоянии), то его большое красное смещение 0,158 означало, что это была ядерная область галактики. примерно в 100 раз мощнее других идентифицированных радиогалактик. 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.

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. В 1969 году Дональд Линден-Белл предположил, что соседние галактики содержат сверхмассивные черные дыры в своих центрах как реликвии «мертвых» квазаров, и что аккреция черных дыр была источником энергии для незвездного излучения в близлежащих сейфертовских галактиках. В 1960-х и 1970-х годах ранние рентгеновские астрономические 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 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, исследование свойств струй и истечений вещества из AGN, а также влияние аккреции черных дыр и активности квазаров на эволюцию галактик.

Модели

UGC 6093 классифицируется как активная галактика, что означает что в нем находится активное ядро ​​галактики.

В течение долгого времени утверждалось, что AGN должно работать за счет аккреции массы на массивные черные дыры (в 10-10 раз превышающую солнечную массу ). 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 с яркостью выпуклости. Таким образом, характеристики, подобные АЯГ, ожидаются всякий раз, когда запас материала для аккреции попадает в сферу влияния центральной черной дыры.

Аккреционный диск

В стандартной модели AGN холодный материал вблизи черной дыры 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, корона горячего материала образуется над аккреционным диском и может рассеивать обратно-комптоновские фотоны до энергий рентгеновских лучей. 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 вблизи аккреционного диска, но (в стационарной ситуации) это будет повторно излучаться в некоторых другой диапазон волн, скорее всего, инфракрасный.

Релятивистские джеты

Изображение, полученное космическим телескопом Хаббл, струи длиной 5000- световых лет, выброшенной из активной галактики M87. Голубое синхротронное излучение контрастирует с желтым звездным светом родительской галактики.

Некоторые аккреционные диски производят струи близнецов, сильно коллимированных, и быстрые потоки, которые возникают в противоположных направлениях с близкого расстояния. на диск. 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 диапазоне радиоволн, где интерферометрия с очень длинной базой может использоваться для изучения синхротронного излучения, которое они излучают, с разрешением менее парсек масштабов. Однако они излучают во всех диапазонах волн от радио до гамма-диапазона через синхротрон и процесс обратного комптоновского рассеяния, и поэтому струи AGN являются вторым потенциальным источником любое наблюдаемое непрерывное излучение.

Радиационно неэффективное AGN

Существует класс «радиационно неэффективных» решений уравнений, управляющих аккрецией. Наиболее широко известный из них - это аккреционный поток с преобладанием адвекции (ADAF), 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 черная дыра. 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. Ожидается, что радиационно неэффективное AGN будет лишено многих характерных черт стандартного AGN с аккреционным диском.

Ускорение частиц

AGN являются потенциальным источником высоких и сверхвысоких энергий космических лучей (см. Также Центробежный механизм ускорения ).

Наблюдательные характеристики

Не существует единой наблюдательной сигнатуры AGN. В приведенном ниже списке перечислены некоторые функции, которые позволили идентифицировать системы как AGN.

  • Ядерное оптическое континуальное излучение. 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 излучения, связанного с струей или диском.
  • Широкие оптические линии излучения. Они происходят из холодного материала, близкого к центральной черной дыре. Линии широкие, потому что излучающий материал вращается вокруг черной дыры с высокими скоростями, вызывая ряд доплеровских сдвигов излучаемых фотонов.
  • Узкие оптические эмиссионные линии. Они исходят от более удаленного холодного вещества, поэтому они уже, чем широкие линии.
  • Излучение радиоконтинуума. Это всегда из-за струи. Он показывает 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.
  • Линейное рентгеновское излучение. Это результат освещения холодных тяжелых элементов континуумом рентгеновских лучей, что вызывает флуоресценцию рентгеновских эмиссионных линий, 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 galaxy

AGN удобно разделить на два класса, условно называемые радиошумными и радиогромкими. Радиогромкие объекты имеют выбросы как от струи (ов), так и от лепестков, 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.

Радиоспокойная АЯГ

  • Низкоионизационные области ядерных эмиссионных линий (ЛАЙНЕРЫ). Как следует из названия, эти системы показывают только слабые области ядерных эмиссионных линий и никаких других признаков эмиссии АЯГ. Спорный вопрос, являются ли все такие системы истинными АЯГ (питаемыми аккрецией 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, который был идентифицирован. 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 Сейферта обычно представляют собой спиральные или неправильные галактики.
  • Радио-тихие 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: самые светящиеся квазары населяют самые массивные галактики (эллиптические).
  • «Квазар 2s». 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-громкое AGN

См. Основную статью Радиогалактика для обсуждения крупномасштабных поведение струй. Здесь обсуждаются только активные ядра.

  • Радиогромкие квазары ведут себя точно так же, как радиотихкие квазары с добавлением излучения от джета. Таким образом, они демонстрируют сильное оптическое непрерывное излучение, широкие и узкие эмиссионные линии и сильное рентгеновское излучение вместе с ядерным и часто протяженным радиоизлучением.
  • Blazars ”(BL Lac objects и квазары OVV ) различаются быстропеременным поляризованным оптическим, радио и рентгеновским излучением. Объекты BL Lac не показывают оптических эмиссионных линий, широких или узких, поэтому 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. 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 джета, так и амплитуду переменности.
  • 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. 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. Их оптическое и рентгеновское ядерное излучение согласуется с происхождением исключительно из струи. 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, вероятно, включает в себя некоторые объекты, которые являются просто радиогромкими квазарами с низкой светимостью. Материнские галактики радиогалактик, независимо от типа их эмиссионных линий, по существу всегда имеют эллиптическую форму.
Характеристики различных типов галактик
Тип галактикАктивные

ядра

Эмиссионные линииРентгеновские лучиПревышениеСильное

радио

ДжетсПеременнаяРадио

громко

УзкийШирокийUVДальний ИК
Нормальныйnoслабыйnoслабыйnononononoнет
ЛАЙНЕР неизвестенслабыйслабыйслабыйnononononoнет
Сейферт Iдададанекотораянемногоданемногоnoданет
Сейферт IIдадаnoнемногонемногоданемногоnoданет
Квасар дададанемногодаданемногонемногоданекоторые
Blazar даnoнекоторыедадаnoдададада
BL Lac даnoнет / слабыйдадаnoдададада
OV V даnoсильнее, чем BL Lacдадаnoдададада
Радиогалактика данекоторыенекоторыенекоторыенекоторыедадададада

Объединение видов AGN

Унифицированные модели предполагают, что различные классы наблюдений AGN являются одним типом физический объект наблюдается 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. Однако они обсуждаются (см. Ниже).

Радио-тихое объединение

При низкой светимости объекты, подлежащие объединению, - это сейфертовские галактики. Модели объединения предполагают, что в Seyfert 1s наблюдатель имеет прямой вид на активное ядро. В Seyfert 2s 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 - тор из затемняющего 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 занимают место Сейфертовских 1, но, как уже упоминалось, соответствующие «квазары 2» в настоящее время неуловимы. Если бы у них не было рассеивающей составляющей Сейферта-2, их было бы трудно обнаружить, кроме как по узкой светящейся линии и жесткому рентгеновскому излучению.

Радио-громкое объединение

Исторически сложилось так, что работа по радио-громкому объединению была сосредоточена на радио-громких квазарах с высокой светимостью. 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. Рентгеновские данные, если таковые имеются, подтверждают единую картину: радиогалактики демонстрируют признаки затемнения от тора, в то время как квазары - нет, хотя следует проявлять осторожность, поскольку радиогромкие объекты также имеют мягкий непоглощенный компонент, связанный с джетами, и высокий разрешение необходимо для отделения теплового излучения от крупномасштабной среды горячего газа источников. Под очень маленькими углами к лучу зрения доминирует релятивистское излучение, и мы видим блазар некоторого разнообразия.

Однако среди 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, и их рентгеновское излучение также согласуется с исходящим только из джета, без сильно поглощенного ядерного компонента в целом.. Эти объекты не могут быть объединены с квазарами, даже если они включают в себя некоторые объекты высокой светимости при рассмотрении радиоизлучения, поскольку тор никогда не может скрыть область узкой линии в требуемой степени, и поскольку инфракрасные исследования показывают, что у них нет скрытых ядерных компонент: 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.

Критика радиотихого объединения

В недавней литературе по AGN, которая является предметом интенсивных споров, возрастающий набор наблюдений, по-видимому, противоречит некоторым ключевым прогнозам Единой модели, например что у каждого Сейферта-2 есть скрытое ядро ​​Сейферта-1 (скрытая широкая область).

Следовательно, невозможно узнать, ионизируется ли газ во всех галактиках Сейферта-2 из-за фотоионизации от одного не звездного источника континуума в центре или из-за ударной ионизации, например интенсивные ядерные вспышки звездообразования. Спектрополяриметрические исследования показывают, что только 50% сейфертовских галактик 2 показывают скрытую широкую область и, таким образом, разделяют галактики Сейферта 2 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. Это говорит о том, что отсутствие области широкой линии связано с низким коэффициентом Эддингтона, а не с затемнением.

Фактор покрытия тора может сыграть важную роль. Некоторые модели торов 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. Модели также предполагают зависимость области широкой линии от темпа аккреции и обеспечивают естественную эволюцию от более активных двигателей в Сейфертовских 1 к более «мертвым» Сейфертовским 2 и могут объяснить наблюдаемый сбой единой модели при низкой светимости и эволюция области широкой линии.

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

Изучение соседних галактик, а не самих AGN, сначала показало, что количество соседей было больше для Seyfert 2, чем для Seyfert 1, что противоречит Единой модели. Сегодня, преодолев предыдущие ограничения малых размеров выборки и анизотропного отбора, исследования соседей от сотен до тысяч AGN показали, что соседи Seyfert 2 по своей природе более пыльные и более звездообразующие, чем Seyfert 1, и связь между типом AGN, морфология родительской галактики и история столкновений. Более того, исследования угловой кластеризации двух типов AGN подтверждают, что они находятся в разных средах, и показывают, что они находятся в гало темной материи разной массы. Исследования среды AGN согласуются с основанными на эволюции моделями унификации, в которых Seyfert 2 превращаются в Seyfert 1 во время слияния, 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. Seyfert-1 и Seyfert-2, по-видимому, различаются по звездообразованию и мощности двигателя AGN.

Хотя все еще может быть справедливо, что скрытый Seyfert 1 может выглядеть как Seyfert 2, не все Seyfert 2 должны иметь скрытый Seyfert 1. Понимание того, является ли один и тот же двигатель, который управляет всеми Seyfert 2, подключение к радио-громкому AGN, механизмы изменчивости некоторых AGN, которые различаются между двумя типами в очень коротких временных масштабах, и подключение типа AGN Для маломасштабной и крупномасштабной окружающей среды остаются важными проблемами, которые необходимо включить в любую унифицированную модель активных ядер галактик.

Космологические применения и эволюция

В течение долгого времени активные галактики держали все рекорды по объектам с самым высоким красным смещением, известным как в оптическом, так и в радиочастотном спектре, потому что их высокой светимости. Им по-прежнему предстоит сыграть свою 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 (радиогромких и радиотихих), кажется, были гораздо более многочисленными 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

  • Звездный портал

Ссылки

Общее

Пыльный сюрприз вокруг гигантской черной дыры

Внешние ссылки

  • СМИ, связанные с активными ядрами галактик на Wikimedia Commons
Последняя правка сделана 2021-06-08 22:10:27
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте