Aktywne jądro galaktyczne - Active galactic nucleus

Aktywny rdzeń galaktyczny ( AGN ) jest zwarty obszar w środku galaktyki , który ma znacznie szybszym niż zwykle jasność na co najmniej pewnej części widma elektromagnetycznego o właściwościach wskazujących na jasność, nie wytwarza się przez gwiazdek . Taka nadmierna emisja niegwiazdowa została zaobserwowana w zakresie fal radiowych , mikrofalowych , podczerwonych , optycznych , ultrafioletowych , rentgenowskich i gamma . Galaktyka, w której znajduje się AGN, nazywana jest „aktywną galaktyką”. Teoretycznie, promieniowanie niegwiazdowe z AGN wynika z akrecji materii przez supermasywną czarną dziurę w centrum galaktyki macierzystej.

Aktywne jądra galaktyk są najjaśniejszymi, trwałymi źródłami promieniowania elektromagnetycznego we wszechświecie i jako takie mogą być wykorzystywane do odkrywania odległych obiektów; ich ewolucja w funkcji czasu kosmicznego również nakłada ograniczenia na modele kosmosu .

Obserwowane cechy AGN zależą od kilku właściwości, takich jak masa centralnej czarnej dziury, tempo akrecji gazu na czarną dziurę, orientacja dysku akrecyjnego , stopień zaciemnienia jądra przez pył oraz obecność lub brak odrzutowców .

Liczne podklasy AGN zostały zdefiniowane na podstawie ich zaobserwowanych cech; najpotężniejsze AGN są klasyfikowane jako kwazary . Blazar jest AGN strumieniem skierowany ku Ziemi, w której promieniowanie z dyszy zwiększa się relatywistycznej Beaming .

Historia

Quasar 3C 273 obserwowany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a .

W pierwszej połowie XX wieku obserwacje fotograficzne pobliskich galaktyk wykryły pewne charakterystyczne sygnatury emisji AGN, chociaż nie było jeszcze fizycznego zrozumienia natury zjawiska AGN. Niektóre wczesne obserwacje obejmowały pierwsze spektroskopowe wykrycie linii emisyjnych z jąder NGC 1068 i Messier 81 przez Edwarda Fatha (opublikowane w 1909) oraz odkrycie dżetu w Messier 87 przez Hebera Curtisa (opublikowane w 1918). Dalsze badania spektroskopowe przeprowadzone przez astronomów, w tym Vesto Sliphera , Miltona Humasona i Nicholasa Mayalla , wykazały obecność niezwykłych linii emisyjnych w niektórych jądrach galaktyk. W 1943 roku Carl Seyfert opublikował artykuł, w którym opisał obserwacje pobliskich galaktyk posiadających jasne jądra będące źródłem niezwykle szerokich linii emisyjnych. Galaktyki obserwowane w ramach tych badań obejmowały NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 i NGC 7469. Aktywne galaktyki takie jak te są znane jako galaktyki Seyferta na cześć pionierskiej pracy Seyferta.

Rozwój radioastronomii był głównym katalizatorem zrozumienia AGN. Niektóre z najwcześniej wykrytych źródeł radiowych to pobliskie aktywne galaktyki eliptyczne, takie jak Messier 87 i Centaurus A . Inne źródło radiowe, Cygnus A , zostało zidentyfikowane przez Waltera Baade i Rudolpha Minkowskiego jako galaktyka zniekształcona pływowo z niezwykłym widmem linii emisyjnej, posiadająca prędkość recesyjną 16 700 kilometrów na sekundę. Badanie radiowe 3C doprowadziło do dalszych postępów w odkrywaniu nowych źródeł radiowych, a także identyfikacji źródeł światła widzialnego związanych z emisją radiową. Na zdjęciach niektóre z tych obiektów miały wygląd prawie punktowy lub quasi-gwiazdowy i zostały sklasyfikowane jako quasi-gwiazdowe źródła radiowe (później w skrócie „kwazary”).

Radziecki astrofizyk ormiański Viktor Ambartsumian wprowadził aktywne jądra galaktyczne na początku lat pięćdziesiątych. Na konferencji Solvaya on Physics w 1958 r. Ambartsumian przedstawił raport, w którym argumentował, że „eksplozje w jądrach galaktyk powodują wyrzucenie dużych ilości masy. Aby takie wybuchy mogły wystąpić, jądra galaktyk muszą zawierać ciała o ogromnej masie i nieznanej naturze. naprzód Aktywne jądra galaktyczne (AGN) stały się kluczowym elementem teorii ewolucji galaktycznej”. Jego pomysł został początkowo przyjęty sceptycznie.

Głównym przełomem był pomiar przesunięcia ku czerwieni kwazara 3C 273 przez Maartena Schmidta , opublikowany w 1963 roku. Schmidt zauważył, że jeśli ten obiekt był pozagalaktyczny (poza Drogą Mleczną , w kosmologicznej odległości), to jego duże przesunięcie ku czerwieni wynoszące 0,158 sugerowało, że był obszarem jądrowym galaktyki około 100 razy silniejszym niż inne zidentyfikowane radiogalaktyki. Niedługo potem widma optyczne zostały wykorzystane do pomiaru przesunięć ku czerwieni rosnącej liczby kwazarów, w tym 3C 48 , jeszcze bardziej odległych przy przesunięciu ku czerwieni 0,37.

Ogromne jasności tych kwazarów, a także ich niezwykłe właściwości spektralne wskazywały, że ich źródłem zasilania nie mogą być zwykłe gwiazdy. Akrecja gazu na supermasywnej czarnej dziurze została zasugerowana jako źródło mocy kwazarów w artykułach Edwina Salpetera i Yakova Zeldovicha z 1964 roku. W 1969 Donald Lynden-Bell zaproponował, że pobliskie galaktyki zawierają supermasywne czarne dziury w swoich centrach jako relikty Kwazary, a akrecja czarnej dziury była źródłem zasilania dla emisji niegwiazdowej w pobliskich galaktykach Seyferta. W latach 60. i 70. wczesne obserwacje astronomiczne w zakresie promieniowania rentgenowskiego wykazały, że galaktyki i kwazary Seyferta są potężnymi źródłami emisji promieniowania rentgenowskiego, która pochodzi z wewnętrznych obszarów dysków akrecyjnych czarnych dziur.

Dziś AGN są głównym tematem badań astrofizycznych, zarówno obserwacyjnych , jak i teoretycznych . Badania AGN obejmują badania obserwacyjne mające na celu znalezienie AGN w szerokim zakresie jasności i przesunięcia ku czerwieni, badanie kosmicznej ewolucji i wzrostu czarnych dziur, badania fizyki akrecji czarnych dziur i emisji promieniowania elektromagnetycznego z AGN, badanie właściwości dżetów i wypływy materii z AGN oraz wpływ akrecji czarnych dziur i aktywności kwazarów na ewolucję galaktyk .

Modele

UGC 6093 jest sklasyfikowany jako galaktyka aktywna, co oznacza, że ​​zawiera aktywne jądro galaktyczne.

Od dłuższego czasu, w którym twierdzono, że AGN musi być zasilany przez przyrost masy na masywne czarne otwory (10 6 do 10 10 -krotność masy słoneczne ). AGN są zarówno kompaktowe, jak i niezmiennie niezwykle świecące. Akrecja może potencjalnie zapewnić bardzo wydajną konwersję energii potencjalnej i kinetycznej na promieniowanie, a masywna czarna dziura ma wysoką jasność Eddingtona , a w rezultacie może zapewnić obserwowaną wysoką trwałą jasność. Obecnie uważa się, że supermasywne czarne dziury istnieją w centrach większości, jeśli nie wszystkich masywnych galaktyk, ponieważ masa czarnej dziury dobrze koreluje z dyspersją prędkości zgrubienia galaktycznego ( relacja M-sigma ) lub z jasnością zgrubienia. Oczekuje się zatem charakterystyk podobnych do AGN, gdy tylko podaż materiału do akrecji znajdzie się w sferze wpływu centralnej czarnej dziury.

Dysk akrecyjny

W standardowym modelu AGN zimny materiał w pobliżu czarnej dziury tworzy dysk akrecyjny . Procesy dyssypatywne w dysku akrecyjnym transportują materię do wewnątrz, a moment pędu na zewnątrz, powodując nagrzewanie się dysku akrecyjnego. Spodziewane widmo pików dysku akrecyjnego w paśmie optycznym-ultrafioletowym; ponadto nad dyskiem akrecyjnym tworzy się korona gorącego materiału, która może rozpraszać fotony w sposób odwrotny do Comptona do energii promieniowania rentgenowskiego. Promieniowanie z dysku akrecyjnego wzbudza zimną materię atomową w pobliżu czarnej dziury, a ta z kolei promieniuje w poszczególnych liniach emisyjnych . Duża część promieniowania AGN może być przesłonięta przez gaz i pył międzygwiazdowy w pobliżu dysku akrecyjnego, ale (w stanie ustalonym) zostanie ono ponownie wypromieniowane w innym paśmie fal, najprawdopodobniej w podczerwieni.

Relatywistyczne dżety

Zdjęcie zrobione przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a dżetu o długości 5000 lat świetlnych wyrzuconego z aktywnej galaktyki M87 . Niebieskie promieniowanie synchrotronowe kontrastuje z żółtym światłem gwiazd z galaktyki macierzystej.

Niektóre dyski akrecyjne wytwarzają bliźniacze, silnie skolimowane i szybkie wypływy, które pojawiają się w przeciwnych kierunkach z bliska dysku. Kierunek wyrzutu dżetu jest określony przez oś momentu pędu dysku akrecyjnego lub oś obrotu czarnej dziury. Mechanizm produkcji dżetów, a nawet skład dżetów w bardzo małej skali, nie są obecnie rozumiane ze względu na zbyt niską rozdzielczość instrumentów astronomicznych. Dżety mają najbardziej oczywiste efekty obserwacyjne w paśmie fal radiowych, gdzie interferometria o bardzo długich liniach bazowych może być wykorzystana do badania promieniowania synchrotronowego, które emitują w rozdzielczościach subparsekowych . Promieniują one jednak we wszystkich pasmach fal od radia do zakresu promieniowania gamma za pośrednictwem synchrotronu i procesu odwróconego rozpraszania Comptona , a zatem dżety AGN są drugim potencjalnym źródłem każdego obserwowanego promieniowania kontinuum.

Nieefektywny radiacyjnie AGN

Istnieje klasa „radialnie nieefektywnych” rozwiązań równań rządzących akrecją. Najbardziej znanym z nich jest przepływ akrecji zdominowanej przez adwekcję (ADAF), ale istnieją inne teorie. W tego rodzaju akrecji, która jest ważna dla szybkości akrecji znacznie poniżej granicy Eddingtona , akrecyjna materia nie tworzy cienkiego dysku, a w konsekwencji nie emituje skutecznie energii, którą nabyła, gdy zbliżała się do czarnej dziury. Nieefektywna radiacyjnie akrecja została wykorzystana do wyjaśnienia braku silnego promieniowania typu AGN z masywnych czarnych dziur w centrach galaktyk eliptycznych w gromadach, gdzie w przeciwnym razie moglibyśmy oczekiwać wysokiego tempa akrecji i odpowiednio wysokich jasności. Oczekuje się, że nieefektywny radiacyjnie AGN będzie pozbawiony wielu charakterystycznych cech standardowego AGN z dyskiem akrecyjnym.

Przyspieszenie cząstek

AGN są kandydatem na źródło promieniowania kosmicznego o wysokiej i ultrawysokiej energii (patrz także Mechanizm odśrodkowego przyspieszenia ) .

Charakterystyka obserwacyjna

Nie ma jednego podpisu obserwacyjnego AGN. Poniższa lista obejmuje niektóre funkcje, które umożliwiły identyfikowanie systemów jako AGN.

  • Jądrowa optyczna emisja kontinuum. Jest to widoczne, gdy mamy bezpośredni widok na dysk akrecyjny. Odrzuty mogą również przyczyniać się do tego składnika emisji AGN. Emisja optyczna ma z grubsza zależność potęgową od długości fali.
  • Jądrowa emisja podczerwieni. Jest to widoczne, gdy dysk akrecyjny i jego otoczenie są przesłonięte przez gaz i pył w pobliżu jądra, a następnie ponownie emitowane („reprocessing”). Ponieważ jest to emisja cieplna, można ją odróżnić od jakiejkolwiek emisji odrzutowej lub dyskowej.
  • Szerokie optyczne linie emisyjne. Pochodzą one z zimnego materiału w pobliżu centralnej czarnej dziury. Linie są szerokie, ponieważ emitujący materiał krąży wokół czarnej dziury z dużą prędkością, powodując szereg przesunięć Dopplera emitowanych fotonów.
  • Wąskie linie emisji optycznej. Pochodzą z bardziej odległego zimnego materiału, a więc są węższe niż szerokie linie.
  • Emisja kontinuum radiowego. Wynika to zawsze z odrzutowca. Pokazuje widmo charakterystyczne dla promieniowania synchrotronowego.
  • Emisja kontinuum rentgenowskiego. Może to wynikać zarówno z dżetu, jak iz gorącej korony dysku akrecyjnego w procesie rozpraszania: w obu przypadkach pokazuje widmo potęgowe. W niektórych radiowo cichych AGN występuje nadmiar miękkiej emisji rentgenowskiej oprócz składowej potęgowej. Pochodzenie miękkich promieni rentgenowskich nie jest obecnie jasne.
  • Emisja linii rentgenowskiej. Jest to wynikiem oświetlania zimnych ciężkich pierwiastków przez kontinuum promieniowania rentgenowskiego, które powoduje fluorescencję linii emisyjnych promieniowania rentgenowskiego, z których najbardziej znana jest cecha żelaza około 6,4 keV . Ta linia może być wąska lub szeroka: relatywistycznie poszerzone linie żelazne można wykorzystać do badania dynamiki dysku akrecyjnego bardzo blisko jądra, a zatem charakteru centralnej czarnej dziury.

Rodzaje aktywnej galaktyki

Wygodnie jest podzielić AGN na dwie klasy, umownie nazywane radio-cichy i radio-głośny. Obiekty głośne radiowo mają wkład emisyjny zarówno z dżetów, jak i z płatów, które są nadmuchiwane przez dżety. Te udziały w emisji dominują w jasności AGN na długościach fal radiowych i prawdopodobnie na niektórych lub wszystkich innych długościach fal. Ciche radiowe obiekty są prostsze, ponieważ dżety i wszelkie związane z dżetem emisje mogą być pominięte na wszystkich długościach fal.

Terminologia AGN jest często myląca, ponieważ różnice między różnymi typami AGN czasami odzwierciedlają historyczne różnice w sposobie odkrycia lub początkowej klasyfikacji obiektów, a nie rzeczywiste różnice fizyczne.

Cichy radiowy AGN

  • Niskojonizacyjne regiony linii emisji jądrowych (LINER). Jak sama nazwa wskazuje, systemy te wykazują tylko słabe obszary linii emisji jądrowej i brak innych sygnatur emisji AGN. Można się spierać, czy wszystkie takie systemy są prawdziwymi AGN (zasilane przez akrecję do supermasywnej czarnej dziury). Jeśli tak, to stanowią najsłabszą klasę cichego radia AGN. Niektóre mogą być cichymi analogami radiogalaktyk o niskim wzbudzeniu (patrz poniżej).
  • Galaktyki Seyferta . Seyferty były najwcześniej zidentyfikowaną odrębną klasą AGN. Pokazują one emisje kontinuum jądrowego w zakresie optycznym, wąskie, a czasami szerokie linie emisyjne, czasami silną emisję promieniowania rentgenowskiego jądrowego, a czasami słaby strumień radiowy na małą skalę. Pierwotnie podzielono je na dwa typy znane jako Seyfert 1 i 2: Seyfert 1 wykazują silne, szerokie linie emisyjne, podczas gdy Seyfert 2 nie, a Seyfert 1 jest bardziej prawdopodobny, aby wykazywać silną niskoenergetyczną emisję promieniowania rentgenowskiego. Istnieją różne formy opracowania tego schematu: na przykład Seyfert 1s o stosunkowo wąskich szerokich liniach są czasami określane jako wąskoliniowe Seyfert 1s. Galaktyki macierzyste Seyferta są zwykle galaktykami spiralnymi lub nieregularnymi.
  • Ciche radiowo kwazary /QSO. Są to zasadniczo jaśniejsze wersje Seyferta 1s: rozróżnienie jest arbitralne i zwykle wyrażane jest w postaci granicznej wielkości optycznej. Kwazary były pierwotnie "quasi-gwiazdowe" na obrazach optycznych, ponieważ miały jasność optyczną większą niż ich galaktyka macierzysta. Zawsze wykazują silną optyczną emisję kontinuum, kontinuum promieniowania rentgenowskiego oraz szerokie i wąskie linie emisji optycznej. Niektórzy astronomowie używają terminu QSO (Quasi-Stellar Object) dla tej klasy AGN, rezerwując 'kwazar' dla obiektów głośnych radiowo, podczas gdy inni mówią o kwazarach cichych i głośnych radiowo. Galaktyki macierzyste kwazarów mogą być spiralne, nieregularne lub eliptyczne. Istnieje korelacja między jasnością kwazara a masą jego galaktyki macierzystej, ponieważ najjaśniejsze kwazary zamieszkują najbardziej masywne galaktyki (eliptyczne).
  • „Kwazar 2s”. Przez analogię do Seyferta 2 są to obiekty o jasnościach kwazarów, ale bez silnej optycznej emisji kontinuum jądrowego lub szerokiej emisji liniowej. Są one rzadkością w badaniach, chociaż zidentyfikowano wiele możliwych kandydujących kwazarów 2 .

Radio głośne AGN

Zobacz główny artykuł Galaktyka radiowa, aby omówić zachowanie dżetów na dużą skalę. Tutaj omawiane są tylko aktywne jądra.

  • Kwazary głośne radiowo zachowują się dokładnie jak kwazary ciche, z dodatkiem emisji z dżetu. W ten sposób wykazują silną optyczną emisję kontinuum, szerokie i wąskie linie emisyjne oraz silną emisję promieniowania rentgenowskiego wraz z emisją jądrową i często rozszerzoną emisją radiową.
  • KlasyBlazary ” ( obiekty BL Lac i kwazary OVV ) wyróżniają się szybko zmienną, spolaryzowaną emisją optyczną, radiową i rentgenowską. Obiekty BL Lac nie wykazują żadnych optycznych linii emisyjnych, szerokich ani wąskich, więc ich przesunięcia ku czerwieni można określić jedynie na podstawie cech w widmach ich galaktyk macierzystych. Cechy linii emisyjnej mogą być z natury nieobecne lub po prostu zasypane przez dodatkowy składnik zmienny. W tym drugim przypadku linie emisyjne mogą stać się widoczne, gdy składnik zmienny jest na niskim poziomie. Kwazary OVV zachowują się bardziej jak standardowe kwazary głośne radiowo z dodatkiem szybko zmiennego składnika. Uważa się, że w obu klasach źródła zmienna emisja pochodzi z relatywistycznego strumienia zorientowanego blisko linii wzroku. Efekty relatywistyczne wzmacniają zarówno jasność dżetu, jak i amplitudę zmienności.
  • Galaktyki radiowe. Obiekty te wykazują emisję jądrową i rozszerzoną radiową. Ich inne właściwości AGN są niejednorodne. Można je ogólnie podzielić na klasy o niskiej i wysokiej wzbudzeniu. Obiekty o niskim wzbudzeniu nie wykazują silnych wąskich ani szerokich linii emisyjnych, a linie emisyjne, które posiadają, mogą być wzbudzane przez inny mechanizm. Ich optyczna i rentgenowska emisja jądrowa jest zgodna z pochodzeniem wyłącznie w dżecie. Mogą być najlepszymi obecnymi kandydatami do AGN z nieefektywną radiacyjnie akrecją. W przeciwieństwie do tego, obiekty o wysokim wzbudzeniu (wąskoliniowe radiogalaktyki) mają widma linii emisyjnej podobne do widm Seyferta 2. Niewielka klasa radiogalaktyk o szerokich liniach, które wykazują stosunkowo silną emisję optycznego kontinuum jądrowego, prawdopodobnie obejmuje niektóre obiekty, które są po prostu kwazarami o niskiej jasności. Galaktyki macierzyste radiogalaktyk, niezależnie od rodzaju linii emisyjnych, są w zasadzie zawsze eliptyczne.
Cechy różnych typów galaktyk
Typ galaktyki Aktywny

jądra

Linie emisyjne promienie rentgenowskie Nadmiar Silny

radio

Dysze Zmienny Radio

głośno

Wąska Szeroki UV Far-IR
Normalna nie słaby nie słaby nie nie nie nie nie nie
LINIOWIEC nieznany słaby słaby słaby nie nie nie nie nie nie
Seyferta I tak tak tak Niektóre Niektóre tak mało nie tak nie
Seyferta II tak tak nie Niektóre Niektóre tak mało nie tak nie
Kwazar tak tak tak Niektóre tak tak Niektóre Niektóre tak Niektóre
Blazar tak nie Niektóre tak tak nie tak tak tak tak
BL Lac tak nie nie/słabo tak tak nie tak tak tak tak
OVV tak nie silniejszy niż BL Lac tak tak nie tak tak tak tak
Galaktyka radiowa tak Niektóre Niektóre Niektóre Niektóre tak tak tak tak tak

Ujednolicenie gatunków AGN

Zunifikowane modele sugerują, że różne klasy obserwacyjne AGN są jednym typem obiektu fizycznego obserwowanego w różnych warunkach. Obecnie preferowanymi modelami ujednoliconymi są „modele ujednolicone oparte na orientacji”, co oznacza, że ​​proponują one, że widoczne różnice między różnymi typami obiektów wynikają po prostu z ich odmiennej orientacji wobec obserwatora. Jednak są dyskutowane (patrz poniżej).

Ujednolicenie ciszy radiowej

Przy niskich jasnościach obiektami, które mają zostać ujednolicone, są galaktyki Seyferta. Modele unifikacyjne proponują, że w Seyfert 1s obserwator ma bezpośredni widok na aktywne jądro. W Seyfert 2s jądro jest obserwowane przez zaciemniającą strukturę, która uniemożliwia bezpośredni widok kontinuum optycznego, obszaru szerokoliniowego lub (miękkiej) emisji promieniowania rentgenowskiego. Kluczowym spostrzeżeniem modeli akrecji zależnych od orientacji jest to, że oba typy obiektów mogą być takie same, jeśli obserwowane są tylko określone kąty do linii wzroku. Standardowy obraz przedstawia torus materiału otaczającego dysk akrecyjny. Musi być wystarczająco duży, aby przesłonić obszar szerokich linii, ale nie na tyle duży, aby przesłonić obszar wąskich linii, który jest widoczny w obu klasach obiektów. Seyfert 2 widać przez torus. Poza torusem znajduje się materiał, który może rozproszyć część emisji jądrowej na naszą linię wzroku, pozwalając nam zobaczyć pewne kontinuum optyczne i rentgenowskie, a w niektórych przypadkach szerokie linie emisyjne — które są silnie spolaryzowane, co pokazuje, że zostały rozproszone i udowadniają, że niektóre Seyfert 2 naprawdę zawierają ukryte Seyfert 1. Obserwacje w podczerwieni jąder Seyferta 2 również potwierdzają ten obraz.

Przy wyższych jasnościach kwazary zajmują miejsce Seyferta 1, ale, jak już wspomniano, odpowiadające im "kwazary 2" są obecnie nieuchwytne. Jeśli nie mają składnika rozpraszającego Seyferta 2, byłyby trudne do wykrycia, z wyjątkiem ich jasnej wąskoliniowej i twardej emisji promieniowania rentgenowskiego.

Unifikacja nagłośnienia radiowego

Historycznie, prace nad unifikacją głośnego radia koncentrowały się na kwazarach o wysokiej jasności. Można je zunifikować z wąskoliniowymi radiogalaktykami w sposób bezpośrednio analogiczny do unifikacji Seyferta 1/2 (ale bez większych komplikacji związanych z komponentem odbiciowym: wąskoliniowe radiogalaktyki nie wykazują jądrowego kontinu optycznego ani odbitego X składnik -promieni, chociaż czasami wykazują spolaryzowaną emisję szerokoliniową). Wielkoskalowe struktury radiowe tych obiektów dostarczają przekonujących dowodów na to, że ujednolicone modele oparte na orientacji naprawdę są prawdziwe. Dowody rentgenowskie, jeśli są dostępne, wspierają ujednolicony obraz: radiogalaktyki wykazują dowody zaciemnienia przez torus, podczas gdy kwazary nie, chociaż należy zachować ostrożność, ponieważ obiekty głośne radiowo mają również miękki, niewchłonięty komponent związany z dżetem i wysokie rozdzielczość jest konieczna do oddzielenia emisji termicznej od wielkoskalowego środowiska gorących gazów w źródłach. Pod bardzo małymi kątami do linii wzroku dominuje relatywistyczny promień i widzimy nieco urozmaiconą blazarę.

Jednak populacja radiogalaktyk jest całkowicie zdominowana przez obiekty o niskiej jasności i niskim wzbudzeniu. Nie wykazują one silnych linii emisji jądrowych – szerokich ani wąskich – mają ciągi optyczne, które wydają się być całkowicie związane z dżetem, a ich emisja promieniowania rentgenowskiego jest również zgodna z pochodzeniem wyłącznie z dżetu, bez silnie zaabsorbowanego składnika jądrowego w ogóle. . Obiektów tych nie da się zunifikować z kwazarami, mimo że zawierają one niektóre obiekty o wysokiej jasności, gdy patrzy się na emisję radiową, ponieważ torus nigdy nie może ukryć obszaru wąskich linii w wymaganym stopniu, a badania w podczerwieni pokazują, że nie mają one ukrytego jądra atomowego. składnik: w rzeczywistości nie ma żadnego dowodu na torus w tych obiektach. Najprawdopodobniej tworzą one odrębną klasę, w której ważna jest tylko emisja związana z odrzutowcami. Pod małymi kątami do linii wzroku będą wyglądały jak obiekty BL Lac.

Krytyka zjednoczenia ciszy radiowej

W najnowszej literaturze na temat AGN, będącej przedmiotem intensywnej debaty, rosnący zestaw obserwacji wydaje się być sprzeczny z niektórymi kluczowymi przewidywaniami Modelu Zunifikowanego, np. że każdy Seyfert 2 ma zasłonięte jądro Seyferta 1 (ukryte szerokie region linii).

Dlatego nie można wiedzieć, czy gaz we wszystkich galaktykach Seyferta 2 jest zjonizowany w wyniku fotojonizacji z pojedynczego, niegwiazdowego źródła kontinuum w centrum, czy w wyniku szokowej jonizacji np. w wyniku intensywnych wybuchów jądrowych. Badania spektropolarymetryczne ujawniają, że tylko 50% galaktyk Seyferta 2 pokazuje ukryty obszar o szerokich liniach, a tym samym dzieli galaktyki Seyferta 2 na dwie populacje. Wydaje się, że dwie klasy populacji różnią się jasnością, przy czym Seyfert 2 bez ukrytego obszaru o szerokich liniach są generalnie mniej jasne. Sugeruje to, że brak regionu o szerokich liniach jest związany z niskim współczynnikiem Eddingtona, a nie z zaciemnieniem.

Ważną rolę może odgrywać czynnik zakrywający torus. Niektóre modele torusów przewidują, w jaki sposób Seyfert 1 i Seyfert 2 mogą uzyskać różne współczynniki pokrycia z zależności jasności i szybkości akrecji współczynnika pokrycia torusa, co potwierdzają badania rentgenowskie AGN. Modele sugerują również zależność od tempa akrecji regionu szerokich linii i zapewniają naturalną ewolucję od bardziej aktywnych silników Seyferta 1 do bardziej „martwych” Seyferta 2 i mogą wyjaśniać obserwowane załamanie zunifikowanego modelu przy niskich jasnościach i ewolucja szerokiego regionu.

Podczas gdy badania pojedynczego AGN wykazują istotne odchylenia od oczekiwań modelu zunifikowanego, wyniki testów statystycznych były sprzeczne. Najważniejszym mankamentem testów statystycznych poprzez bezpośrednie porównania próbek statystycznych Seyferta 1s i Seyferta 2s jest wprowadzenie błędów selekcji ze względu na anizotropowe kryteria selekcji.

Badanie galaktyk sąsiednich, a nie samych AGN, po raz pierwszy zasugerowało, że liczba sąsiadów była większa dla Seyferta 2 niż dla Seyferta 1, co jest sprzeczne z modelem zunifikowanym. Dzisiaj, po przezwyciężeniu wcześniejszych ograniczeń małych rozmiarów próbek i selekcji anizotropowej, badania sąsiadów od setek do tysięcy AGN wykazały, że sąsiedzi Seyferta 2 są z natury bardziej zakurzeni i bardziej formują gwiazdy niż Seyfert 1 oraz związek między typem AGN, morfologia galaktyki gospodarza i historia kolizji. Co więcej, badania skupień kątowych dwóch typów AGN potwierdzają, że znajdują się one w różnych środowiskach i pokazują, że znajdują się w halo ciemnej materii o różnych masach. Badania środowiska AGN są zgodne z opartymi na ewolucji modelami unifikacji, w których Seyfert 2 przekształcają się w Seyfert 1 podczas fuzji, wspierając wcześniejsze modele aktywacji jąder Seyfert 1 sterowanej przez fuzję.

Chociaż wciąż przeważają kontrowersje dotyczące słuszności każdego indywidualnego badania, wszyscy zgadzają się, że najprostsze modele ujednolicenia AGN oparte na kącie widzenia są niekompletne. Seyfert-1 i Seyfert-2 wydają się różnić pod względem formowania się gwiazd i mocy silnika AGN.

Chociaż nadal może być ważne, że przesłonięty Seyfert 1 może wyglądać jak Seyfert 2, nie wszystkie Seyfert 2 muszą posiadać przesłonięty Seyfert 1. Zrozumienie, czy jest to ten sam silnik napędzający wszystkie Seyfert 2, połączenie z głośnym radiowo AGN, mechanizmy zmienności niektórych AGN, które różnią się między tymi dwoma typami w bardzo krótkich skalach czasowych, oraz związek typu AGN ze środowiskiem małej i dużej skali pozostają ważnymi kwestiami do włączenia do dowolnego ujednoliconego modelu aktywnych jąder galaktycznych.

Zastosowania kosmologiczne i ewolucja

Przez długi czas galaktyki aktywne utrzymywały wszystkie rekordy dla obiektów o największym przesunięciu ku czerwieni, znanych zarówno w widmie optycznym, jak i radiowym, ze względu na ich wysoką jasność. Nadal mają do odegrania rolę w badaniach wczesnego Wszechświata, ale obecnie uznaje się, że AGN daje wysoce stronniczy obraz „typowej” galaktyki o dużym przesunięciu ku czerwieni.

Większość jasnych klas AGN (radio-głośny i radiowy cichy) wydaje się być znacznie liczniejszy we wczesnym wszechświecie. Sugeruje to, że masywne czarne dziury powstały wcześnie i że warunki do powstawania świetlistego AGN były bardziej powszechne we wczesnym Wszechświecie, takie jak znacznie wyższa dostępność zimnego gazu w pobliżu centrum galaktyk niż obecnie. Oznacza to również, że wiele obiektów, które kiedyś były świecącymi kwazarami, jest teraz znacznie mniej świecących lub całkowicie nieruchomych. Ewolucja populacji AGN o niskiej jasności jest znacznie mniej dobrze poznana ze względu na trudności w obserwowaniu tych obiektów przy dużych przesunięciach ku czerwieni.

Zobacz też

  • Relacja M-sigma
  • Kwazar  – aktywne jądro galaktyki zawierające supermasywną czarną dziurę
  • Galaktyka radiowa  – Rodzaje aktywnych jąder galaktycznych, które są bardzo jasne w zakresie fal radiowych
  • Relatywistyczny dżet  – wiązka zjonizowanej materii płynąca wzdłuż osi wirującego obiektu astronomicznego
  • Supermasywna czarna dziura  – Największy rodzaj czarnej dziury; zwykle znajduje się w centrum galaktyk

Bibliografia

Zewnętrzne linki