Открытие сейфертовских галактик сообщение
Обновлено: 05.07.2024
ГАЛАКТИКИ СЕЙФЕРТА, или сейфертовские галактики, – это наиболее часто встречающийся тип галактик с активными ядрами. Обычно они относятся к спиральным галактикам. Названы по имени К.Сейферта – американского ученого, первым выделившего несколько галактик с необычными свойствами ядер в отдельную группу (1943). В галактиках Сейферта ядро выглядит как яркая звездочка в центре самой обычной звездной системы. В спектрах этих ядер всегда присутствуют яркие и очень широкие линии излучения. Они принадлежат нагретому газу, имеющему необычно высокие скорости движения (тысячи км/с). Характерной особенностью ядер галактик Сейферта (как и активных ядер других типов) является переменность их блеска. Ядра многих сейфертовских галактик особенно ярко излучают в далекой инфракрасной области спектра, на длинах волн от нескольких десятков до нескольких сотен микрометров. Это излучение связано, в основном, с нагретой межзвездной пылью, которая поглощает существенную долю энергии, излучаемой ядром. Ближайшей к нам галактикой с ярким сейфертовским ядром является массивная спиральная галактика NGC 1068.
Начальный период
Карл Сейферт родился 11 февраля 1911 года в Кливленде, США. О семье и детстве будущего учёного практически нет информации. Известно лишь то, что после окончания средней школы он собрал вещи, покинул родной городок с намерениями поступить в Гарвардский университет. И ему удалось! Уже в 1933 году Сейферт окончил университет в числе лучших выпускников. За это время Карл так увлёкся астрономией, что решил остаться в местной обсерватории и продолжать изучать науку под руководством Харлоу Шепли.
Спустя три года плодотворной работы Сейферта пригласили стать сотрудником обсерватории Мак-Доналд Техасского университета. В 1940 году он перешёл в Калифорнийский Маунт-Вилсон, и этот шаг обернулся для него большим успехом.
Сейфертовская галактика
В обсерватории Маунт-Вилсон Карл продолжал заниматься делом своей жизни – изучением звёзд, населяющих Вселенную. Исследуя спектры галактик, он одним из первых заметил, что в ядрах некоторых из них прослеживаются мощные, внушительных размеров эмиссионные линии. Это говорит о том, что там находится огромное количество горячего межзвёздного газа, который при этом движется с огромной скоростью. Причём внешне такие галактики практически ничем не отличаются от нормальных, спиральных. Сейферт спешил поделиться своим открытием с миром и выпустил о нём статью. Однако она не вызвала у его коллег-учёных никакого интереса… Он появился лишь спустя 20 лет, когда произошли открытия в области радиоастрономии. С тех пор галактики с активными ядрами гордо носят имя своего первооткрывателя – Карла Сейферта.
Другие открытия
В 1942 году Сейферт вернулся на свою родину, в Кливленд, где стал сотрудником местного технологического института. По данным некоторых источников, там он работал с военными и даже участвовал в нескольких секретных исследованиях. Параллельно с этим Сейферт был сотрудником обсерваторий Уорнера и Суэйзи. Вместе со своим коллегой Д. Поппером он занимался изучением величин звёзд, а также их скоростью и цветом. Всего учёным удалось установить параметры больше 100 звёзд. Помимо этого, Сейферта интересовала функция светимости звёзд Млечного Пути. Вместе с Я. Нассау и С. Мак-Каски им удалось получить первые цветные фотографии туманностей и звёздных спектров.
Последние годы жизни
Заключение
Карл Сейферт погиб в автомобильной аварии в Нашвилле 13 июня 1960 года. Ему было 49 лет. У учёного осталась жена и двое детей… Благодаря своим открытиям Сейферт был членом многих научных ассоциаций по всему миру, в том числе и Лондонского королевского общества. За заслуги в астрономии его именем назван один из кратеров на обратной стороне Луны.
В начале 60-х годов астрофизики обнаружили совершенно неожиданные источники излучения, которые назвали квазарами (квази-звездные радиоисточники). Это довольно сильные радиоисточники, которые были отождествлены со слабыми звездами (самый яркий в оптическом диапазоне квазар -- 3C 273 -- отождествлен со звездой ), хотя и не совсем обычными: квазары имеют сильный избыток ультрафиолетового излучения, что говорит или об очень высокой температуре, или о нетепловой природе их оптического излучения. Однако главная особенность квазаров заключалась в присутствии в спектре сильных широких эмиссионных линий, которые не удавалось отождествить ни с одним химическим элементом!
В 1963 г. американский астрофизик Мартин Шмидт отождествил эмиссионные линиии в спектрах квазаров 3C 48 и 3C 273 с линиями водорода, но очень сильно смещенными в красную область (красное смещение и 0.16 соответственно). Красное смещение интепретируется как эффект Допплера: если объект удаляется, линии в его спектре смещаются к красную сторону, если приближается -- в синюю. Тогда по величине красного смещения можно определить скорость удаления или приближения. Красное смещение в спектрах галактик давно известно и считается оно космологическим расширением Вселенной, -- чем дальше от нас находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется.
Поскольку для всех галактик скорость удаления пропорциональна расстоянию, по величине красного смещения можно вычислить расстояние до объекта. Коэффициент пропорциональности, или постоянная Хаббла, определяется в пределах от 50 до 100 км/с на 1 мегапарсек и в настоящее время считается наиболее вероятным значение . Однако таких величин красного смещения и, соответственно, скорости удаления, как у квазаров 3C 273 и 3C 48, астрофизики еще не знали. Красное смещение этих квазаров соответствует скорости удаления примерно 40 и 80 тысяч км/с, а сейчас известны квазары и радиогалактики, имеющие красное смещение 3-4 ( соответсвует скорости удаления 240000 км/с).
Но в таком случае получается, что расстояние до квазара 3C 273 более 500 Мпк, а 3C 48 -- более 1000, значит мощность излучения квазаров необычайно велика. В астрофизике принято измерять мощность излучения объектов (светимость) в единицах светимости Солнца ( эрг/с), а массу -- в единицах массы Солнца ( граммов). Мощность излучения квазаров достигает - эрг/с, т.е. их светимость превышает светимость Солнца в сотни миллиардов раз. Но и масса квазаров должна соответствовать их светимости, так как светимость пропорциональна массе (известный закон масса-светимость). Предельная, так называемая эддингтоновская, светимость составляет эрг/с. Иначе объект просто не сможет существовать: световое давление превысит гравитацию. Следовательно, большая светимость квазара требует наличия и большой массы. Если мы сопоставим приведенные выше числа, то окажется, что массы квзаров должны превышать массу Солнца в сотни миллионов-миллиарды раз!
Когда некоторая эйфория, связанная с отождествлением спектров квазаров, прошла, и началось их планомерное исследование, вспомнили, что еще в 1942 г. американский астроном Карл Сейферт опубликовал список галактик примерно из десятка объектов, спектры которых очень похожи на спектры планетарных туманностей, только ширины линий намного больше. Почти все сейфертовские галактики -- спиральные, и на фотографиях ничем, кроме звездообразного ядра, не отличаются от обычных (``нормальных'') спиральных галактик. Необычными были только их спектры.
Оказалось, что спектры этих, как их стали называть в дальнейшем, сейфертовских, галактик совершенно такие же, как и спектры квазаров: эмиссионные линии водорода H, H, H и т.д., запрещенные линии ионизованного кислорода [OIII] -- так называемые небулярные линии, -- линия ионизованного гелия HeII Å 1 и другие. Так же, как и в квазарах, разрешенные линии водорода и гелия очень широкие -- ширины линий соответствуют скоростям движения газа порядка 10000 км/с, запрещенные линии узкие, их ширины соответствуют скоростям несколько сотен км/с. Но в отличие от квазаров сейфертовские галактики по виду спектра можно четко разделить на два типа: объекты с широкими разрешенными линиями и узкими запрещенными (Sy 1) и объекты, в спектрах которых разрешенные линии имеют примерно такую же ширину, как и запрещенные, т.е. отсутствуют широкие крылья разрешенных линий (Sy 2). Речь идет именно о широких крыльях линий, так как все разрешенные линии оказались двухкомпонентными -- помимо широкой есть и узкая компонента, подобная запрещенным линиям. Поскольку ширина линии отражает скорости движения газа, в котором эти линии возникают, ясно, что должны существовать две совершенно разные области формирования эмиссионных линий. Эти области назвали соответственно BLR (Broad Line Region -- область широких линий) и NLR (Narrow Line Region -- область узких линий).
Наличие звездообразного ядра, радиоизлучения и ультрафиолетового избытка делают сейфертовские галактики еще более похожими на квазары, только не с такими большими красными смещениями -- красное смещение для сейфертовских галактик составляет от нескольких тысячных до нескольких сотых. Так, наиболее известная и близкая сейфертовская галактика NGC 4151 2 имеет красное смещение , что соответствует скорости удаления всего 1000 км/с. По выражению И.С.Шкловского в ядре сейфертовской галактики находится мини-квазар.
В 1967 г. радиоисточник VRO 42.22.01 был отождествлен с давно известной переменной звездой BL Ящерицы (BL Lac), которая числилась в каталоге как неправильная переменная с большой амплитудой. Когда получили спектр этой звезды, оказалось, что в спектре совершенно отсутствуют линии, как обычные звездные (абсорбционные -- линиии поглощения), так и эмиссионные линии квазарного типа. Вскоре появился целый класс таких объектов: компактные звездообразные радиоисточники с чисто континуальным (непрерывным) спектром. По имени первого объекта BL Lacertae их стали называть ``объектами типа BL Lac'', или ``лацертидами''. Помимо отсутствия линий в спектре они характеризутся также наличием сильной поляризации излучения -- порядка 10% (иногда до 20). Интересно, что и некоторые другие ``лацертиды'' также были отждествлены с известными переменными звездами, например, AP Lib, W Com).
Довольно долго считали, что ``лацертиды'' -- это объекты нашей Галактики, причем достаточно близкие. Только в середине 70-х годов в спектре BL Lac удалось обнаружить очень слабые эмиссионные линии -- линию водорода H и небулярную линию [OIII] , т.е. те же линии, которые наблюдаются в спектрах квазаров и ядер сейфертовских галактик. Оказалось, что красное смещение для BL Lac составляет 0.07, т.е. расстояние до объекта около 300 Мпк. В дальнейшем были получены красные смещения и других ``лацертид''. Один из самых далеких ``лацертид'' имеет красное смещение 0.6, т.е. находится дальше многих квазаров.
Примерно в это же время были обнаружены окружающие галактики у ``лацертид''. Стало ясно, что ``лацертиды'' -- это звездообразные ядра галактик, только в отличие от сейфертовских (спиральных) галактик родительские галактики ``лацертид'' оказались эллиптическими, в большинстве гигантскими. Таким образом, ``лацертиды'' оказались активными ядрами (гигантских) эллиптических галактик, сейфертовские ядра -- спиральных. А что же квазары?
В конце 70-х -- начале 80-х годов обнаружили окружающие (родительские) галактики и у некоторых квазаров. В дальнейшем, особенно с развитием ПЗС-фотометрии 3 , окружающие галактики нашли у многих квазаров. Примерно в половине случаев эти галактики оказались спиральными. Поэтому в настоящее время и квазары, и ядра сейфертовских галактик, и ``лацертиды'' считаются одним классом объектов -- активными ядрами галактик (АЯГ, или AGN -- Active Galactic Nuclei). Различаются они прежде всего мощностью излучения (светимостью), как абсолютной, так и относительно окружающей (родительской) галактики. Так, ядра сейфертовских галактик имеют светимость - эрг/с, светимость ядра составляет 20-30 процентов от светимости всей галактики. Светимость ``лацертид'' в среднем несколько больше, но относительно своей галактики достигает 90 процентов. Светимость квазаров достигает - эрг/с и составляет 99% светимости окружающей галактики. По спектральным характеристикам квазары можно отнести к типу Sy 1 (широкие разрешенные и узкие запрещенные линии), сейфертовские галактики делятся на типы Sy 1 и Sy 2, ``лацертиды'' -- объекты с континуальным спектром (без линий).
К настоящему времени известно более 5000 квазаров, около 1000 сейфертовских галактик и более сотни ``лацертид''. В дальнейшем будем говорить об активных ядрах галактик, уточняя, что именно имеется ввиду -- квазары, ``лацертиды'' или ядра сейфертовских галактик -- только при необходимости.
Сейфертовские галактики являются одной из двух крупнейших групп активные галактики, вместе с квазары. У них есть квазароподобные ядра (очень светящиеся, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностная яркость чей спектры выявить сильные, высокие-ионизация эмиссионные линии, [1] но, в отличие от квазаров, их родительские галактики легко обнаружить. [2]
Сейфертовские галактики составляют около 10% всех галактик [3] и являются одними из наиболее изученных объектов в астрономия, поскольку 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 аккреционные диски падающего материала. Считается, что аккреционные диски являются источником наблюдаемого ультрафиолетового излучения. Ультрафиолетовый выброс и линии поглощения обеспечивают лучшую диагностику состава окружающего материала. [4]
Видел в видимый свет, большинство сейфертовских галактик выглядят как нормальные спиральные галактики, но при изучении на других длинах волн становится ясно, что яркость их ядер сопоставима по интенсивности со светимостью целых галактик размером с Млечный Путь. [5]
Сейфертовские галактики названы в честь Карл Сейферт, которые впервые описали этот класс в 1943 г. [6]
Содержание
Открытие
Сейфертовские галактики были впервые обнаружены в 1908 г. Эдвард А. Фатх и Весто Слайфер, которые использовали Обсерватория Лика смотреть на спектры из астрономические объекты которые считались "спиральные туманности". Они заметили, что NGC 1068 показал шесть ярких эмиссионные линии, что считалось необычным, поскольку большинство наблюдаемых объектов показывали спектр поглощения соответствующий звезды. [7]
NGC 5793 Сейфертовская галактика находится на расстоянии более 150 миллионов световых лет от нас в созвездии Весов. [13]
В 1960-х и 1970-х годах были проведены исследования с целью дальнейшего понимания свойств сейфертовских галактик. Было проведено несколько прямых измерений реальных размеров ядер Сейферта, и было установлено, что эмиссионные линии в NGC 1068 образовывались в области диаметром более тысячи световых лет. [14] Существовали разногласия по поводу того, имеет ли красное смещение Сейферта космологическое происхождение. [15] Подтверждающие оценки расстояния до сейфертовских галактик и их возраста были ограничены, так как их ядра меняются по яркости в течение нескольких лет; поэтому аргументы, касающиеся расстояния до таких галактик и постоянной скорости света, не всегда могут быть использованы для определения их возраста. [15] В то же время были предприняты исследования по обзору, идентификации и каталогизации галактик, включая Сейферты. Начиная с 1967 г. Бенджамин Маркарян опубликовали списки, содержащие несколько сотен галактик, отличающихся очень сильным ультрафиолетовым излучением, при этом измерения положения некоторых из них были улучшены в 1973 году другими исследователями. [16] В то время считалось, что 1% спиральных галактик - это Сейферты. [17] К 1977 году было обнаружено, что очень немногие сейфертовские галактики имеют эллиптическую форму, большинство из них являются спиральными или спиральными галактиками с перемычкой. [18] За тот же период времени были предприняты попытки собрать спектрофотометрический 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 галактик. спектры излучения. Было разработано простое разделение на типы I и II, причем классы зависят от относительной ширины их эмиссионные линии. [19] Позже было замечено, что некоторые ядра Сейферта проявляют промежуточные свойства, в результате чего их в дальнейшем разделяют на типы 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9 (см. Классификация). [20] [21] 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. [3] Сейфертовские галактики составляют значительную часть галактик, входящих в состав Каталог Маркаряна, список галактик, в ядрах которых наблюдается избыток ультрафиолета. [22]
Характеристики
An активное ядро галактики (AGN) - это компактная область в центре галактики с более высокой, чем обычно, яркость над частями электромагнитный спектр. 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. [1] [23] У сейфертовских галактик есть чрезвычайно яркие ядра со светимостью от 10 до 10. 8 и 10 11 солнечные светимости. Только около 5% из них являются радио-яркими; их выбросы умеренные в гамма-лучах и яркие в рентгеновских лучах. [24] Их видимые и инфракрасные спектры показывает очень ярко эмиссионные линии из водород, гелий, азот, и кислород. Эти эмиссионные линии демонстрируют сильные Доплеровское уширение, что означает скорости от 500 до 4000 км / с (от 310 до 2490 миль / с) и, как полагают, происходит около аккреционный диск окружающие центральную черную дыру. [25]
Светимость Эддингтона
Нижний предел массы центральной черной дыры можно рассчитать с помощью Светимость Эддингтона. [27] Этот предел возникает из-за того, что свет проявляет радиационное давление. Предположим, что черная дыра окружена диском светящегося газа. [28] И сила притяжения, действующая на электронно-ионные пары в диске, и сила отталкивания, создаваемая радиационным давлением, подчиняются закону обратных квадратов. Если гравитационная сила, оказываемая черной дырой, меньше, чем сила отталкивания из-за давления излучения, диск будет сдуваться давлением излучения. [29] [примечание 1]
На изображении представлена 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.
Выбросы
Эмиссионные линии, наблюдаемые в спектре сейфертовской галактики, могут исходить от поверхности самого аккреционного диска или могут исходить от облаков газа, освещаемых 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 подсвеченный дисковый ветер также имеет скорость, зависящую от положения. [30]
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 берет начало в одном центральном источнике. [31] Для 35 AGN отображение реверберации использовалось для расчета массы центральных черных дыр и размера областей широких линий. [32]
Считается, что в нескольких наблюдаемых радиогромких сейфертовских галактиках радиоизлучение синхротронное излучение из струи. Инфракрасное излучение происходит из-за того, что излучение других диапазонов перерабатывается пылью около ядра. Считается, что фотоны с наивысшей энергией создаются обратным Комптоновское рассеяние высокой температурой корона возле черной дыры. [33]
Классификация
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, попадающего в черную дыру. [34]
Сейфертовские галактики I типа
Сейферты I типа - очень яркие источники ультрафиолетовый свет и Рентгеновские лучи 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 шириной до 10 4 км / с. [41] 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 RBLR, можно оценить по временной задержке, соответствующей времени, необходимому свету для прохождения от непрерывного источника до газа, излучающего линию. [24]
Сейфертовские галактики II типа
Сейфертовские галактики типа II имеют характерное яркое ядро, а также кажутся яркими при наблюдении с инфракрасный длины волн. [43] Их спектры содержат узкие линии, связанные с запрещенными переходами, и более широкие линии, связанные с разрешенными сильными дипольными или интеркомбинационными переходами. [38] NGC 3147 считается лучшим кандидатом на звание настоящей сейфертовской галактики II типа. [44] В некоторых сейфертовских галактиках типа II анализ с помощью метода, называемого спектрополяриметрией (спектроскопия поляризованный свет компонент) выявил затемненные области I типа. На случай, если NGC 1068, был измерен ядерный свет, отраженный от пылевого облака, что заставило ученых поверить в присутствие скрывающей пыли тор вокруг яркого континуума и ядра широкой линии излучения. Если смотреть на галактику сбоку, то ядро косвенно наблюдается через отражение газом и пылью выше и ниже тора. Это отражение вызывает поляризация. [45]
Сейфертовские галактики типа 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9
В 1981 г. Дональд Остерброк ввел 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. [46] Например, тип 1.9 показывает только широкий компонент в Hα линия, а не в более высоком порядке Линии Бальмера. В типе 1.8 очень слабые широкие линии могут быть обнаружены в Hβ линии, а также Hα, даже если они очень слабые по сравнению с Hα. В Типе 1.5 сила линий Hα и Hβ сопоставима. [47]
Другие сейфертовские галактики
В дополнение к сейфертовской прогрессии от типа I к типу II (включая тип 1.2 к типу 1.9), существуют и 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. [48] Примером такой галактики является M104 в созвездии Девы, также известное как Сомбреро Галактика. [49] Галактика, которая одновременно является LINER и Сейфертовским типом I, - это NGC 7213, галактика, которая относительно близка по сравнению с другими AGN. [50] Другой очень интересный подкласс - это галактики типа I с узкими линиями (NLSy1), которые в последние годы стали предметом обширных исследований. [51] 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]. [52] 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. [53] 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. [54]
Эволюция
Большинство активных галактик очень далеки и имеют большие размеры. Доплеровские сдвиги. Это говорит о том, что активные галактики существовали в ранней Вселенной и из-за космическое расширение, удаляются от Млечный Путь на очень высоких скоростях. Квазары - самые далекие активные галактики, некоторые из них наблюдаются на расстоянии 12 миллиардов световых лет от нас. Сейфертовские галактики гораздо ближе квазаров. [55] Поскольку свет имеет конечную скорость, смотреть на большие расстояния во Вселенной эквивалентно оглядыванию назад во времени. Следовательно, наблюдение активных ядер галактик на больших расстояниях и их небольшое количество в соседней Вселенной предполагает, что они были гораздо более распространены в ранней Вселенной, [56] подразумевая, что активные галактические ядра могли быть ранними стадиями галактическая эволюция. 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). У них много схожих свойств, например: высокий металличность или аналогичная картина эмиссионных линий (сильное Fe [II], слабое O [III]). [57] Некоторые наблюдения предполагают, что излучение АЯГ 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 легко помещается в эту модель. [58] Основная проблема такой схемы объединения состоит в том, чтобы объяснить, почему одни AGN громкие по радио, а другие - тихие. Было высказано предположение, что эти различия могут быть связаны с различиями во вращении центральной черной дыры. [41]
Читайте также: