Войти
Галактика Циркуль, Сейфертовская галактика II типа Сейфертовские галактики являются одной из двух самых больших групп активных галактик, наряду с квазарами. У них есть квазароподобные ядра (очень светящиеся, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностной яркостью, спектры которых обнаруживают сильную, высокую- ионизацию эмиссионные линии, но, в отличие от квазаров, их родительские галактики отчетливо обнаруживаются.
Сейфертовские галактики составляют около 10% всех галактик и являются одними из наиболее интенсивно изучаемых объектов в астрономии, так как считается, что они вызваны теми же явлениями, которые происходят в квазарах, хотя они ближе и менее ярки, чем квазары. Эти галактики имеют сверхмассивные черные дыры в их центрах, которые окружены аккреционными дисками падающего вещества. Считается, что аккреционные диски являются источником наблюдаемого ультрафиолетового излучения. Ультрафиолетовое излучение и линии поглощения обеспечивают наилучшую диагностику состава окружающего вещества.
Если смотреть в видимом свете, большинство сейфертовских галактик выглядят как нормальные спиральные галактики, но при изучении с другими длинами волн становится ясно, что светимость их ядер сопоставима по интенсивности со светимостью целых галактик размером Млечный Путь.
Сейфертовские галактики названы в честь Карла Зейферта, который впервые описал этот класс в 1943 году.
NGC 1068 (Мессье 77 ), одна из первая сейфертовская галактика cla ssified Сейфертовские галактики были впервые обнаружены в 1908 г. и Весто Слайфер, которые использовали Обсерваторию Лика для просмотра спектров астрономических объектов . объекты, которые считались "спиральными туманностями ". Они заметили, что NGC 1068 имеет шесть ярких эмиссионных линий, что считалось необычным, поскольку большинство наблюдаемых объектов имели спектр поглощения, соответствующий звездам.
В 1926 году Эдвин Хаббл изучил эмиссионные линии NGC 1068 и двух других подобных «туманностей» и классифицировал их как внегалактические объекты. В 1943 году Карл Кинан Сейферт открыл больше галактик, подобных NGC 1068, и сообщил, что эти галактики имеют очень яркие звездоподобные ядра, образующие широкие линии излучения. В 1944 году Cygnus A был обнаружен на частоте 160 МГц, и обнаружение было подтверждено в 1948 году, когда было установлено, что это был дискретный источник. Его двойная радиоструктура стала очевидной с использованием интерферометрии. В следующие несколько лет были обнаружены другие радиоисточники, такие как остатки сверхновой. К концу 1950-х годов были обнаружены более важные характеристики сейфертовских галактик, включая тот факт, что их ядра чрезвычайно компактны (< 100 pc, i.e. "unresolved"), have high mass (≈10 solar masses), and the duration of peak nuclear emissions is relatively short (>10 лет).
NGC 5793 - это сейфертовская галактика, расположенная более чем в 150 миллионах световых единиц. - лет назад в созвездии Весов. В 1960-х и 1970-х годах были проведены исследования, чтобы лучше понять свойства сейфертовских галактик. Было проведено несколько прямых измерений реальных размеров сейфертовских ядер, и было установлено, что эмиссионные линии в NGC 1068 образовывались в области диаметром более тысячи световых лет. Существовали разногласия по поводу того, имеет ли красное смещение Сейферта космологическое происхождение. Подтверждающие оценки расстояния до сейфертовских галактик и их возраста были ограничены, так как их ядра меняют яркость в течение нескольких лет; поэтому аргументы, касающиеся расстояния до таких галактик и постоянной скорости света, не всегда могут быть использованы для определения их возраста. В то же время были предприняты исследования по обзору, идентификации и каталогизации галактик, включая Сейферты. Начиная с 1967 года Бенджамин Маркарян опубликовал списки, содержащие несколько сотен галактик, отличающихся очень сильным ультрафиолетовым излучением, при этом измерения положения некоторых из них были улучшены в 1973 году другими исследователями. В то время считалось, что 1% спиральных галактик - это Сейферты. К 1977 году было обнаружено, что очень немногие сейфертовские галактики имеют эллиптическую форму, большинство из них являются спиральными или спиральными галактиками с перемычкой. В течение того же периода времени были предприняты попытки собрать спектрофотометрические данные для сейфертовских галактик. Стало очевидно, что не все спектры сейфертовских галактик выглядят одинаково, поэтому они были разделены на подклассы в соответствии с характеристиками их спектров излучения. Было разработано простое разделение на типы I и II, причем классы зависят от относительной ширины их эмиссионных линий. Позже было замечено, что некоторые ядра Сейферта проявляют промежуточные свойства, в результате чего их в дальнейшем подклассифицируют на типы 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9 (см. Классификация ). В ранних обзорах сейфертовских галактик учитывались только самые яркие представители этой группы. Более поздние обзоры, в которых подсчитываются галактики с низкой светимостью и затененными ядрами Сейферта, показывают, что явление Сейферта на самом деле довольно распространено и встречается в 16% ± 5% галактик; действительно, несколько десятков галактик, демонстрирующих явление Сейферта, существуют в непосредственной близости (≈27 Мпк) от нашей собственной галактики. Сейфертовские галактики составляют значительную часть галактик, представленных в каталоге Маркаряна, списке галактик, обладающих ультрафиолетовым избытком в своих ядрах.
Оптические и ультрафиолетовые изображения черного дыра в центре NGC 4151, галактика Сейферта активное ядро галактики (AGN) - это компактная область в центре галактики с более высокой светимостью , чем обычно над частями электромагнитного спектра. Галактика с активным ядром называется активной галактикой. Активные ядра галактик являются наиболее яркими источниками электромагнитного излучения во Вселенной, и их эволюция накладывает ограничения на космологические модели. В зависимости от типа их светимость колеблется во времени от нескольких часов до нескольких лет. Два крупнейших подкласса активных галактик - это квазары и сейфертовские галактики, основное различие между ними заключается в количестве излучаемого ими излучения. В типичной сейфертовской галактике ядерный источник излучает в видимых длинах волн количество излучения, сравнимое с излучением составляющих всю галактику звезд, в то время как в квазаре ядерный источник ярче, чем составляющие звезды, по крайней мере, в 100 раз. Галактики имеют чрезвычайно яркие ядра со светимостью от 10 до 10 солнечных. Только около 5% из них являются радио-яркими; их выбросы умеренные в гамма-лучах и яркие в рентгеновских лучах. Их видимые и инфракрасные спектры демонстрируют очень яркие эмиссионные линии водорода, гелия, азота и <38.>кислород. Эти эмиссионные линии демонстрируют сильное доплеровское уширение, что подразумевает скорости от 500 до 4000 км / с (от 310 до 2490 миль / с), и считается, что они возникают вблизи аккреции . диск, окружающий центральную черную дыру.
Активная галактика имеет сверхмассивную черную дыру в своем ядре. Нижний предел массы центральной Черная дыра может быть рассчитана с использованием светимости Эддингтона. Этот предел возникает из-за того, что свет проявляет радиационное давление. Предположим, что черная дыра окружена диском светящегося газа. И сила притяжения, действующая на электронно-ионные пары в диске, и сила отталкивания, создаваемая радиационным давлением, подчиняются закону обратных квадратов. Если гравитационная сила, создаваемая черной дырой, меньше, чем сила отталкивания из-за радиационного давления, диск будет унесен радиационным давлением.
На изображении показана модель активного ядра галактики. Центральная черная дыра окружена аккреционным диском, который окружен тором. Показаны широкая область линии и область узкой линии излучения, а также струи, выходящие из ядра. Эмиссионные линии, видимые в спектре сейфертовской галактики, могут исходить от поверхности аккреционный диск или может происходить из облаков газа, освещенных центральным двигателем в ионизационном конусе. Точную геометрию излучающей области трудно определить из-за плохого разрешения галактического центра. Однако каждая часть аккреционного диска имеет разную скорость относительно нашего луча зрения, и чем быстрее газ вращается вокруг черной дыры, тем шире будет линия излучения. Точно так же освещенный объект также имеет скорость, зависящую от положения.
Считается, что узкие линии происходят из внешней части активного ядра галактики, где скорости ниже, а широкие линии берут начало ближе к черной дыре.. Это подтверждается тем фактом, что узкие линии не изменяются заметно, что означает, что излучающая область велика, в отличие от широких линий, которые могут изменяться в относительно коротких временных масштабах. Отображение реверберации - это метод, который использует эту изменчивость, чтобы попытаться определить местоположение и морфологию излучающей области. Этот метод измеряет структуру и кинематику излучающей области широкой линии, наблюдая изменения в излучаемых линиях как реакцию на изменения в континууме. Использование отображения реверберации требует предположения, что континуум происходит из единственного центрального источника. Для 35 AGN отображение реверберации использовалось для расчета массы центральных черных дыр и размера областей широких линий.
В нескольких наблюдаемых радиогромких сейфертовских галактиках радиоизлучение составляет Считается, что это синхротронное излучение из струи. Инфракрасное излучение происходит из-за того, что излучение других диапазонов перерабатывается пылью около ядра. Считается, что фотоны с самой высокой энергией создаются обратным комптоновским рассеянием высокотемпературной короной вблизи черной дыры.
NGC 1097 является примером Сейфертовской галактики. Сверхмассивная черная дыра с массой 100 миллионов солнечных масс находится в центре галактики. Область вокруг черной дыры испускает большое количество излучения от вещества, падающего в черную дыру. Сейферты сначала были классифицированы как Тип I или II, в зависимости от линий излучения, показанных их спектрами. В спектрах сейфертовских галактик типа I видны широкие линии, включающие как разрешенные линии, такие как H I, He I или He II, так и более узкие запрещенные линии, такие как O III. На них также видны более узкие разрешенные линии, но даже эти узкие линии намного шире, чем линии нормальных галактик. Однако в спектрах сейфертовских галактик II типа видны только узкие линии, как разрешенные, так и запрещенные. Запрещенные линии - это спектральные линии, которые возникают из-за электронных переходов, которые обычно не допускаются правилами отбора квантовой механики, но которые все же имеют небольшую вероятность спонтанного возникновения. Термин «запрещенный» немного вводит в заблуждение, поскольку вызывающие их электронные переходы не запрещены, но крайне маловероятны.
NGC 6300 - галактика II типа в южном созвездии Ara.В некоторых случаях, в спектрах видны как широкие, так и узкие разрешенные линии, поэтому они классифицируются как промежуточный тип между типом I и типом II, например, тип 1.5 Seyfert. Спектры некоторых из этих галактик изменились с Типа 1.5 на Тип II за несколько лет. Однако характерная широкая эмиссионная линия Hα редко, если вообще когда-либо, исчезала. Происхождение различий между сейфертовскими галактиками типа I и типа II пока не известно. Есть несколько случаев, когда галактики были идентифицированы как Тип II только потому, что было очень трудно обнаружить широкие компоненты спектральных линий. Некоторые считают, что все сейферты типа II на самом деле относятся к типу I, где широкие компоненты линий невозможно обнаружить из-за угла, под которым мы находимся по отношению к галактике. В частности, в сейфертовских галактиках типа I мы наблюдаем центральный компактный источник более или менее напрямую, поэтому производим замеры высокоскоростных облаков в области излучения широкой линии, движущихся вокруг сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, находится в центре галактики. Напротив, в сейфертовских галактиках типа II активные ядра не видны, и видны только более холодные внешние области, расположенные дальше от области излучения широкой линии облаков. Эта теория известна как «схема объединения» сейфертовских галактик. Однако пока не ясно, может ли эта гипотеза объяснить все наблюдаемые различия между двумя типами.
NGC 6814 - сейфертовская галактика с сильно изменяющимся источником X -лучевое излучение. Сейферты типа I являются очень яркими источниками ультрафиолетового света и рентгеновских лучей в дополнение к видимому свету, исходящему от их ядер. В их спектрах есть два набора эмиссионных линий: узкие линии с шириной (измеренной в единицах скорости) в несколько сотен км / с и широкие линии с шириной до 10 км / с. Широкие линии берут начало над аккреционным диском сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, питает галактику, в то время как узкие линии проходят за пределами области широких линий аккреционного диска. Оба выброса вызваны сильно ионизированным газом. Излучение широкой линии возникает в области шириной 0,1–1 парсек. Область излучения широкой линии, R BLR, может быть оценена по временной задержке, соответствующей времени, необходимому свету для прохождения от источника континуума до газа, излучающего линию.
NGC 3081 известны как сейфертовские галактики II типа, характеризующиеся ослепляющим ядром. Сейфертовские галактики II типа имеют характерное яркое ядро, а также кажутся яркими при просмотре в инфракрасном диапазоне. длины волны. Их спектры содержат узкие линии, связанные с запрещенными переходами, и более широкие линии, связанные с разрешенными сильными дипольными или интеркомбинационными переходами. NGC 3147 считается лучшим кандидатом на роль настоящей сейфертовской галактики II типа. В некоторых сейфертовских галактиках типа II анализ с помощью метода, называемого спектрополяриметрией (спектроскопия компонента поляризованного света ), выявил затемненные области типа I. В случае NGC 1068 был измерен ядерный свет, отраженный от пылевого облака, что заставило ученых поверить в присутствие затемняющего пылевого тора вокруг яркого континуума и широкой линии излучения. ядро. Когда галактика рассматривается сбоку, ядро косвенно наблюдается через отражение от газа и пыли над и под тором. Это отражение вызывает поляризацию.
NGC 1275, Сейфертовская галактика типа 1.5 В 1981 году Дональд Остерброк представил обозначения Типа 1.5, 1.8 и 1.9, где подклассы основаны на оптическом виде спектра, причем численно более крупные подклассы имеют более слабые компоненты широкой линии по сравнению с узкими линиями. Например, тип 1.9 показывает только широкий компонент в линии Hα, но не в линиях Бальмера более высокого порядка . В типе 1.8 очень слабые широкие линии могут быть обнаружены в линиях Hβ, а также в линии Hα, даже если они очень слабые по сравнению с линиями Hα. В Типе 1.5 сила линий Hα и Hβ сравнима.
Мессье 94, галактика с Сейфертовским ядром LINER В дополнение к сейфертовской прогрессии от типа I к типу II (включая тип 1.2 к типу 1.9), есть другие типы галактик, которые очень похожи на сейфертовские или которые можно рассматривать как их подклассы. Очень похожи на Сейферты низкоионизирующие радиогалактики с узкими линиями излучения (LINER), открытые в 1980 году. Эти галактики имеют сильные линии излучения слабоионизированных или нейтральных атомов, в то время как линии излучения сильно ионизированных атомов относительно слабы для сравнения. ЛАЙНЕРЫ имеют много общих черт с Сейфертами низкой светимости. Фактически, если смотреть в видимом свете, глобальные характеристики родительских галактик неразличимы. Кроме того, они оба показывают широкую область излучения линий, но область излучения линий в ЛАЙНЕРАХ имеет более низкую плотность, чем в Сейфертах. Примером такой галактики является M104 в созвездии Девы, также известная как Галактика Сомбреро. Галактика, которая одновременно является LINER и Сейфертовским типом I, - это NGC 7213, галактика, которая относительно близка по сравнению с другими AGN. Другой очень интересный подкласс - это галактики типа I с узкими линиями (NLSy1), которые в последние годы стали предметом обширных исследований. У них намного более узкие линии, чем у широких линий классических галактик I типа, крутые жесткие и мягкие рентгеновские спектры и сильное излучение Fe [II]. Их свойства предполагают, что галактики NLSy1 являются молодыми галактическими ядрами с высокими темпами аккреции, что указывает на относительно небольшую, но растущую массу центральной черной дыры. Существуют теории, предполагающие, что NLSy1 - это галактики на ранней стадии эволюции, и были предложены связи между ними и сверхъестественными инфракрасными галактиками или галактиками типа II.
Большинство активных галактик являются очень далекие и показывают большие доплеровские сдвиги. Это говорит о том, что активные галактики существовали в ранней Вселенной и из-за космического расширения удаляются от Млечного Пути с очень высокой скоростью. Квазары - самые далекие активные галактики, некоторые из них наблюдаются на расстоянии 12 миллиардов световых лет от нас. Сейфертовские галактики гораздо ближе квазаров. Поскольку свет имеет конечную скорость, смотреть на большие расстояния во Вселенной эквивалентно оглядыванию назад во времени. Таким образом, наблюдение активных галактических ядер на больших расстояниях и их редкость в соседней Вселенной предполагает, что они были гораздо более распространены в ранней Вселенной, подразумевая, что активные галактические ядра могли быть ранними стадиями галактической эволюции. Это приводит к вопросу о том, каковы будут местные (современные) аналоги AGN, обнаруженные на больших красных смещениях. Было высказано предположение, что NLSy1s могут быть аналогами квазаров с малым красным смещением, обнаруженных на больших красных смещениях (z>4). Оба имеют много схожих свойств, например: высокая металличность или подобная картина эмиссионных линий (сильное Fe [II], слабое O [III]). Некоторые наблюдения предполагают, что излучение AGN из ядра не является сферически симметричным и что ядро часто демонстрирует осевую симметрию, при этом излучение выходит в конической области. На основе этих наблюдений были разработаны модели для объяснения различных классов AGN, обусловленных их разной ориентацией по отношению к наблюдательному лучу зрения. Такие модели называются унифицированными моделями. Унифицированные модели объясняют разницу между галактиками типа I и типа II как результат того, что галактики типа II окружены затемняющими торами, которые мешают телескопам видеть область широкой линии. Квазары и блазары довольно легко вписываются в эту модель. Основная проблема такой схемы объединения состоит в том, чтобы объяснить, почему одни АЯГ громкие радиосвязи, а другие - тихие. Было высказано предположение, что эти различия могут быть вызваны различиями во вращении центральной черной дыры.
Вот несколько примеров сейфертовских галактик:
Сейфертовская галактика Мессье 51
Сейфертовская галактика Мессье 88
Сейфертовская галактика Центавр A
 | На Викискладе есть материалы, связанные с сейфертовскими галактиками. |
