Aktif galaktik çekirdek - Active galactic nucleus

Bir aktif galaktik çekirdeği ( AGN ) bir merkezinde bir kompakt bölgedir galaksinin a-çok daha yüksek normalin sahip parlaklığı en azından bir kısmının bir kısmı boyunca elektromanyetik spektrumun parlaklığı tarafından üretilmez olduğunu gösteren özelliklere sahip yıldızlı . Bu tür aşırı yıldız olmayan emisyon radyo , mikrodalga , kızılötesi , optik , ultraviyole , X-ışını ve gama ışını dalga bantlarında gözlemlenmiştir . Bir AGN barındıran galaksiye "aktif galaksi" denir. Bir AGN'den gelen yıldız olmayan radyasyonun , maddenin , ev sahibi galaksisinin merkezindeki süper kütleli bir kara delik tarafından toplanmasından kaynaklandığı teorileştirilir .

Aktif galaktik çekirdekler , evrendeki en parlak kalıcı elektromanyetik radyasyon kaynaklarıdır ve bu nedenle uzaktaki nesneleri keşfetmenin bir aracı olarak kullanılabilirler; kozmik zamanın bir fonksiyonu olarak evrimleri de kozmosun modellerine kısıtlamalar getirir .

Bir AGN'nin gözlenen özellikleri, merkezi kara deliğin kütlesi, kara deliğe gaz yığılma hızı, yığılma diskinin oryantasyonu , çekirdeğin toz tarafından karartılma derecesi ve mevcudiyeti veya varlığı gibi çeşitli özelliklere bağlıdır. jetlerin olmaması .

AGN'nin çok sayıda alt sınıfı, gözlemlenen özelliklerine göre tanımlanmıştır; en güçlü AGN kuasar olarak sınıflandırılır . Bir Blazarlar jet radyasyon tarafından geliştirilmiş olan dünyaya doğru işaret edilen bir jet, bir AGN olan göreceli gülen .

Tarih

Hubble Uzay Teleskobu tarafından gözlemlenen Quasar 3C 273 .

20. yüzyılın ilk yarısında, yakın galaksilerin fotoğrafik gözlemleri, AGN fenomeninin doğasına dair henüz fiziksel bir anlayış olmamasına rağmen, AGN emisyonunun bazı karakteristik imzalarını tespit etti. Bazı eski gözlemler ilk spektroskopik algılama dahil emisyon çizgileri çekirdeklerinden NGC 1068 ve Messier 81 (1909 yayınlanmıştır) Edward Fath ile ve keşif jeti bölgesindeki Messier 87 tarafından Heber Curtis (1918 tarihinde yayımlanmış). Vesto Slipher , Milton Humason ve Nicholas Mayall gibi gökbilimciler tarafından yapılan diğer spektroskopik çalışmalar , bazı gökada çekirdeklerinde olağandışı emisyon çizgilerinin varlığına dikkat çekti. 1943'te Carl Seyfert , alışılmadık derecede geniş emisyon çizgilerinin kaynakları olan parlak çekirdeklere sahip yakındaki galaksilerin gözlemlerini açıkladığı bir makale yayınladı. Bu çalışmanın bir parçası olarak gözlemlenen gökadalar arasında NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 ve NGC 7469 yer alır. Bunlar gibi aktif gökadalar Seyfert'in öncü çalışması onuruna Seyfert gökadaları olarak bilinir .

Radyo astronomisinin gelişimi, AGN'yi anlamak için önemli bir katalizördü. Tespit edilen en eski radyo kaynaklarından bazıları , Messier 87 ve Erboğa A gibi yakındaki aktif eliptik gökadalardır . Başka bir radyo kaynağı olan Cygnus A , Walter Baade ve Rudolph Minkowski tarafından , saniyede 16.700 kilometrelik bir durgunluk hızına sahip, olağandışı bir emisyon çizgisi spektrumuna sahip gelgit olarak bozulmuş bir gökada olarak tanımlandı . 3C radyo anket belirlenmesi yanı sıra yeni radyo kaynaklarının keşfedilmesi de gelişmelere yol açtı görünür ışık radyo emisyonu ile ilişkili kaynaklar. Fotoğrafik görüntülerde, bu nesnelerin bazıları görünüşte neredeyse nokta benzeri veya yıldız benzeriydi ve yarı yıldız radyo kaynakları olarak sınıflandırıldı (daha sonra "kuasarlar" olarak kısaltıldı).

Sovyet Ermeni astrofizikçi Viktor Ambartsumian , 1950'lerin başında Aktif Galaktik Çekirdekleri tanıttı. 1958'de Solvay Fizik Konferansı'nda Ambartsumian, "galaktik çekirdeklerdeki patlamaların büyük miktarda kütlenin dışarı atılmasına neden olduğunu" savunan bir rapor sundu. Bu patlamaların meydana gelmesi için galaktik çekirdeklerin büyük kütleli ve bilinmeyen nitelikte cisimler içermesi gerekir. Bu noktadan itibaren İleri Aktif Galaktik Çekirdekler (AGN), galaktik evrim teorilerinde önemli bir bileşen haline geldi." Onun fikri başlangıçta şüpheyle kabul edildi.

Büyük bir atılım, 1963'te yayınlanan Maarten Schmidt tarafından 3C 273 kuasarının kırmızıya kaymasının ölçülmesiydi . Schmidt, eğer bu nesne ekstragalaktikse ( Samanyolu'nun dışında, kozmolojik bir mesafede), o zaman 0.158'lik büyük kırmızıya kaymasının, bu nesnenin gökada dışı olduğunu ima ettiğini belirtti. tanımlanan diğer radyo galaksilerinden yaklaşık 100 kat daha güçlü bir galaksinin nükleer bölgesiydi. Kısa bir süre sonra, 3C 48 dahil olmak üzere artan sayıdaki kuasarların kırmızıya kaymalarını ölçmek için optik spektrumlar kullanıldı, kırmızıya kayma 0.37'de daha da uzak.

Bu kuasarların muazzam parlaklıkları ve sıra dışı tayfsal özellikleri, güç kaynaklarının sıradan yıldızlar olamayacağını gösterdi. 1964 yılında Edwin Salpeter ve Yakov Zeldovich tarafından yazılan makalelerde kuasarların gücünün kaynağı olarak süper kütleli bir kara deliğe gaz birikmesi önerildi . 1969'da Donald Lynden-Bell , yakındaki galaksilerin merkezlerinde "ölülerin kalıntıları" olarak süper kütleli kara delikler içerdiğini öne sürdü. Kuasarlar ve bu kara delik birikimi, yakındaki Seyfert galaksilerindeki yıldız olmayan emisyonun güç kaynağıydı. 1960'larda ve 1970'lerde, erken X-ışını astronomi gözlemleri, Seyfert gökadalarının ve kuasarlarının, kara delik yığılma disklerinin iç bölgelerinden kaynaklanan güçlü X-ışını emisyon kaynakları olduğunu gösterdi.

Bugün, AGN, hem astrofizik araştırma önemli bir konu olan gözlemsel ve teorik . AGN araştırması, geniş parlaklık ve kırmızıya kayma aralıklarında AGN'yi bulmak için gözlemsel araştırmaları, kara deliklerin kozmik evriminin ve büyümesinin incelenmesini, kara delik yığılmasının fiziğinin incelenmesini ve AGN'den elektromanyetik radyasyon emisyonunun incelenmesini, jetlerin özelliklerinin incelenmesini kapsar. ve AGN'den madde çıkışları ve kara delik birikimi ve kuasar aktivitesinin galaksi evrimi üzerindeki etkisi .

Modeller

UGC 6093 , aktif bir gökada olarak sınıflandırılmıştır; bu, aktif bir gökada çekirdeğine ev sahipliği yaptığı anlamına gelir.

Uzun zamandır bir AGN tarafından desteklenmektedir gerektiği ileri sürülmüştür toplanma masif kara deliklerin (10 üzerine kütlesinin ⁶ 10 -e doğru ¹⁰ kere Güneş kütlesi ). AGN hem kompakt hem de kalıcı olarak son derece aydınlıktır. Toplama, potansiyel olarak potansiyel ve kinetik enerjinin radyasyona çok verimli bir şekilde dönüştürülmesini sağlayabilir ve büyük bir kara delik, yüksek bir Eddington parlaklığına sahiptir ve sonuç olarak, gözlemlenen yüksek kalıcı parlaklığı sağlayabilir. Karadeliğin kütlesi , galaktik çıkıntının hız dağılımı ( M-sigma ilişkisi ) veya çıkıntı parlaklığı ile iyi bir korelasyon gösterdiğinden, süper kütleli karadeliklerin, büyük kütleli gökadaların tümü olmasa da çoğunun merkezinde bulunduğuna inanılmaktadır . Bu nedenle , merkezi kara deliğin etki alanı içine yığılma için bir malzeme kaynağı geldiğinde AGN benzeri özellikler beklenir .

Toplama diski

AGN'nin standart modelinde, bir kara deliğe yakın soğuk malzeme bir yığılma diski oluşturur . Toplama diskindeki enerji tüketen süreçler, maddeyi içe ve açısal momentumu dışa doğru taşırken, toplama diskinin ısınmasına neden olur. Optik-ultraviyole dalga bandında bir yığılma diski tepe noktalarının beklenen spektrumu; ek olarak, toplanma diskinin üzerinde bir sıcak malzeme koronası oluşur ve fotonları X-ışını enerjilerine kadar ters-Compton saçabilir . Toplanma diskinden gelen radyasyon, kara deliğe yakın soğuk atomik materyali uyarır ve bu da belirli emisyon çizgilerinde yayılır . AGN'nin radyasyonunun büyük bir kısmı , toplanma diskine yakın yıldızlararası gaz ve toz tarafından gizlenebilir , ancak (kararlı durum durumunda) bu, büyük olasılıkla kızılötesi olan başka bir dalga bandında yeniden yayılacaktır.

göreli jetler

Aktif gökada M87'den fırlatılan 5000 ışıkyılı uzunluğundaki bir jetin Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilmiş görüntüsü . Mavi senkrotron radyasyonu , ev sahibi gökadadan gelen sarı yıldız ışığıyla tezat oluşturuyor.

Bazı yığılma diskleri , diskin yakınından zıt yönlerde ortaya çıkan ikiz, yüksek oranda paralel ve hızlı çıkış jetleri üretir . Jet fırlatmasının yönü, ya yığılma diskinin açısal momentum ekseni ya da kara deliğin dönüş ekseni tarafından belirlenir. Jet üretim mekanizması ve aslında çok küçük ölçeklerdeki jet kompozisyonu, astronomik aletlerin çözünürlüğünün çok düşük olması nedeniyle şu anda anlaşılamamıştır. Jetlerin en belirgin gözlemsel etkileri, parsek altı ölçeklerin çözünürlüklerinde yaydıkları senkrotron radyasyonunu incelemek için çok uzun taban çizgisi interferometrisinin kullanılabileceği radyo dalga bandındadır . Bununla birlikte, senkrotron ve ters-Compton saçılma işlemi yoluyla radyodan gama ışını aralığına kadar tüm dalga bantlarında yayılırlar ve bu nedenle AGN jetleri, gözlemlenen herhangi bir süreklilik radyasyonunun ikinci bir potansiyel kaynağıdır.

Işınımsal olarak verimsiz AGN

Toplanmayı yöneten denklemlerin bir "radyatif olarak verimsiz" çözümleri vardır. Bunlardan en yaygın olarak bilineni Adveksiyon Hakimiyetli Biriktirme Akışıdır (ADAF), ancak başka teoriler de mevcuttur. Eddington sınırının çok altındaki yığılma oranları için önemli olan bu tür yığılmada, toplanan madde ince bir disk oluşturmaz ve sonuç olarak karadeliğe yaklaşırken elde ettiği enerjiyi verimli bir şekilde yaymaz. Işınımsal olarak verimsiz yığılma, kümeler halindeki eliptik gökadaların merkezlerindeki büyük kara deliklerden gelen güçlü AGN tipi radyasyon eksikliğini açıklamak için kullanılmıştır, aksi takdirde yüksek yığılma oranları ve buna bağlı olarak yüksek parlaklıklar bekleyebiliriz. Işınımsal olarak verimsiz AGN'nin, bir yığılma diskine sahip standart AGN'nin karakteristik özelliklerinin çoğundan yoksun olması beklenir.

parçacık ivmesi

AGN, yüksek ve ultra yüksek enerjili kozmik ışınların aday kaynağıdır (ayrıca bkz. Merkezkaç ivme mekanizması ) .

gözlemsel özellikler

Bir AGN'nin tek bir gözlemsel imzası yoktur. Aşağıdaki liste, sistemlerin AGN olarak tanımlanmasına izin veren bazı özellikleri kapsar.

• Nükleer optik süreklilik emisyonu. Bu, yığılma diskinin doğrudan bir görünümü olduğunda görülebilir. Jetler de AGN emisyonunun bu bileşenine katkıda bulunabilir. Optik emisyon, dalga boyuna kabaca bir güç yasası bağımlılığına sahiptir.
• Nükleer kızılötesi emisyon. Bu, toplanma diski ve çevresi, çekirdeğe yakın gaz ve toz tarafından gizlendiğinde ve daha sonra yeniden yayıldığında ('yeniden işleme') görülebilir. Termal emisyon olduğu için herhangi bir jet veya disk ile ilgili emisyondan ayırt edilebilir.
• Geniş optik emisyon hatları. Bunlar, merkezi kara deliğe yakın soğuk malzemeden geliyor. Çizgiler geniştir çünkü yayan malzeme, yayılan fotonların bir dizi Doppler kaymasına neden olan yüksek hızlarla kara deliğin etrafında döner.
• Dar optik emisyon hatları. Bunlar daha uzaktaki soğuk malzemeden gelir ve bu nedenle geniş çizgilerden daha dardır.
• Radyo sürekli emisyon. Bu her zaman bir jetten kaynaklanır. Senkrotron radyasyonunun bir spektrum karakteristiğini gösterir.
• X-ışını sürekli emisyonu. Bu, hem bir jetten hem de bir saçılma işlemi yoluyla yığılma diskinin sıcak koronasından kaynaklanabilir: her iki durumda da bir güç kanunu spektrumu gösterir. Bazı radyo sessiz AGN'de, güç yasası bileşenine ek olarak aşırı yumuşak X-ışını emisyonu vardır. Yumuşak X-ışınlarının kökeni şu anda net değil.
• X-ışını hattı emisyonu. Bu , en iyi bilineni 6.4 keV civarındaki demir özelliği olan X-ışını emisyon hatlarının floresansına neden olan X-ışını sürekliliği tarafından soğuk ağır elementlerin aydınlatılmasının bir sonucudur . Bu çizgi dar veya geniş olabilir: göreceli olarak genişletilmiş demir çizgiler , çekirdeğe çok yakın olan yığılma diskinin dinamiklerini ve dolayısıyla merkezi kara deliğin doğasını incelemek için kullanılabilir.

Aktif galaksi türleri

AGN'yi geleneksel olarak radyo sessiz ve radyo sesli olarak adlandırılan iki sınıfa ayırmak uygundur. Radyo gürültülü nesnelerin hem jet(ler)den hem de jetlerin şişirdiği loblardan emisyon katkısı vardır. Bu emisyon katkıları, radyo dalga boylarında ve muhtemelen bazı veya tüm diğer dalga boylarında AGN'nin parlaklığına hakimdir. Radyo sessiz nesneler, jet ve jetle ilgili herhangi bir emisyon tüm dalga boylarında ihmal edilebildiğinden daha basittir.

AGN terminolojisi genellikle kafa karıştırıcıdır, çünkü farklı AGN türleri arasındaki ayrımlar, bazen gerçek fiziksel farklılıklardan ziyade nesnelerin nasıl keşfedildiği veya başlangıçta nasıl sınıflandırıldığına ilişkin tarihsel farklılıkları yansıtır.

Radyo sessiz AGN

• Düşük iyonizasyonlu nükleer emisyon hattı bölgeleri (LINER'ler). Adından da anlaşılacağı gibi, bu sistemler yalnızca zayıf nükleer emisyon hattı bölgeleri gösterir ve başka AGN emisyonu imzası göstermez. Tüm bu tür sistemlerin gerçek AGN olup olmadığı tartışmalıdır (süper kütleli bir kara deliğe eklenerek). Varsa, radyo sessiz AGN'nin en düşük parlaklık sınıfını oluştururlar. Bazıları, düşük uyarımlı radyo galaksilerinin radyo sessiz analogları olabilir (aşağıya bakınız).
• Seyfert galaksileri . Seyfertler, tanımlanacak en erken farklı AGN sınıfıydı. Optik menzilli nükleer süreklilik emisyonu, dar ve bazen geniş emisyon çizgileri, bazen güçlü nükleer X-ışını emisyonu ve bazen zayıf küçük ölçekli bir radyo jeti gösterirler. Başlangıçta Seyfert 1 ve 2: Seyfert 1 olarak bilinen iki türe ayrıldılar: Seyfert 1'ler güçlü geniş emisyon çizgileri gösterirken Seyfert 2'ler göstermez ve Seyfert 1'lerin güçlü düşük enerjili X-ışını emisyonu gösterme olasılığı daha yüksektir. Bu şema üzerinde çeşitli detaylandırma biçimleri mevcuttur: örneğin, nispeten dar geniş çizgilere sahip Seyfert 1'lere bazen dar çizgi Seyfert 1'ler olarak atıfta bulunulur. Seyfertlerin ev sahibi gökadaları genellikle sarmal veya düzensiz gökadalardır.
• Radyo sessiz kuasarlar / QSO'lar. Bunlar esasen Seyfert 1'lerin daha parlak versiyonlarıdır: ayrım keyfidir ve genellikle sınırlayıcı bir optik büyüklük olarak ifade edilir. Kuasarlar, ev sahibi galaksininkinden daha büyük optik parlaklıklara sahip oldukları için optik görüntülerde orijinal olarak "yarı-yıldız" idi. Her zaman güçlü optik süreklilik emisyonu, X-ışını sürekliliği emisyonu ve geniş ve dar optik emisyon çizgileri gösterirler. Bazı gökbilimciler, bu AGN sınıfı için QSO (Quasi-Stellar Object) terimini kullanır ve radyo-yüksek sesli nesneler için 'kuasar'ı ayırırken, diğerleri radyo-sessiz ve radyo-yüksek sesli kuasarlardan bahseder. Kuasarların ev sahibi gökadaları spiraller, düzensizler veya eliptikler olabilir. Kuasarın parlaklığı ile ev sahibi gökadanın kütlesi arasında bir korelasyon vardır, çünkü en parlak kuasarlar en büyük gökadalarda (eliptikler) yaşar.
• 'Quasar 2'ler'. Seyfert 2'lere benzer şekilde, bunlar kuasar benzeri parlaklığa sahip, ancak güçlü optik nükleer süreklilik emisyonu veya geniş hat emisyonu olmayan nesnelerdir. Bir dizi olası kuasar 2 tanımlanmış olsa da, bunlar anketlerde azdır.

Radyo yüksek sesli AGN

Jetlerin büyük ölçekli davranışlarının bir tartışması için ana makale Radyo galaksisine bakın . Burada sadece aktif çekirdekler tartışılmaktadır.

• Radyo yüksek sesli kuasarlar, bir jetten emisyon eklenmesiyle tam olarak radyo sessiz kuasarlar gibi davranır. Böylece, nükleer ve genellikle genişletilmiş radyo emisyonu ile birlikte güçlü optik sürekli emisyon, geniş ve dar emisyon çizgileri ve güçlü X-ışını emisyonu gösterirler.
• “ Blazars ” ( BL Lac nesneleri ve OVV kuasarları ) sınıfları, hızla değişken, polarize optik, radyo ve X-ışını emisyonu ile ayırt edilir. BL Lac nesneleri, geniş veya dar hiçbir optik emisyon çizgileri göstermez, bu nedenle kırmızıya kaymaları yalnızca ev sahibi gökadalarının tayflarındaki özelliklerden belirlenebilir. Emisyon hattı özellikleri, özünde mevcut olmayabilir veya ek değişken bileşen tarafından basitçe doldurulabilir. İkinci durumda, değişken bileşen düşük bir seviyede olduğunda emisyon çizgileri görünür hale gelebilir. OVV kuasarları, hızla değişen bir bileşenin eklenmesiyle daha çok standart radyo-yüksek sesli kuasarlar gibi davranır. Her iki kaynak sınıfında da, değişken emisyonun, görüş hattına yakın yönlendirilmiş göreli bir jetten kaynaklandığına inanılmaktadır. Göreceli etkiler, hem jetin parlaklığını hem de değişkenliğin genliğini yükseltir.
• Radyo galaksileri. Bu nesneler nükleer ve genişletilmiş radyo emisyonu gösterir. Diğer AGN özellikleri heterojendir. Genel olarak düşük uyarma ve yüksek uyarma sınıflarına ayrılabilirler. Düşük uyarımlı nesneler, güçlü dar veya geniş emisyon çizgileri göstermez ve sahip oldukları emisyon çizgileri farklı bir mekanizma tarafından uyarılabilir. Optik ve X-ışını nükleer emisyonları, tamamen bir jetten kaynaklanan ile tutarlıdır. Radyatif olarak verimsiz birikim ile AGN için mevcut en iyi adaylar olabilirler. Buna karşılık, yüksek uyarımlı nesneler (dar hatlı radyo galaksileri), Seyfert 2'lerinkine benzer emisyon hattı spektrumlarına sahiptir. Nispeten güçlü nükleer optik süreklilik emisyonu sergileyen geniş hatlı radyo gökadalarının küçük sınıfı, muhtemelen sadece düşük parlaklığa sahip radyo yüksek sesli kuasarlar olan bazı nesneleri içerir. Radyo gökadaların ev sahibi gökadaları, emisyon çizgisi türleri ne olursa olsun, esasen her zaman eliptiktir.

AGN türlerinin birleştirilmesi

Birleşik modeller, farklı gözlemsel AGN sınıflarının, farklı koşullar altında gözlemlenen tek bir fiziksel nesne türü olduğunu öne sürer. Halihazırda tercih edilen birleşik modeller 'yönlendirmeye dayalı birleşik modeller'dir, yani farklı nesne türleri arasındaki bariz farklılıkların sadece gözlemciye farklı yönelimleri nedeniyle ortaya çıktığını öne sürerler. Ancak bunlar tartışılır (aşağıya bakınız).

Radyo sessiz birleştirme

Düşük parlaklıklarda birleştirilecek nesneler Seyfert gökadalarıdır. Birleştirme modelleri, Seyfert 1'lerde gözlemcinin aktif çekirdeğin doğrudan bir görüşüne sahip olduğunu öne sürer. Seyfert 2s'de çekirdek, optik sürekliliğin, geniş-çizgi bölgesinin veya (yumuşak) X-ışını emisyonunun doğrudan görülmesini engelleyen bir örtücü yapı aracılığıyla gözlenir. Yönlendirmeye bağlı yığılma modellerinin temel kavrayışı, görüş hattına yalnızca belirli açılar gözlenirse iki tür nesnenin aynı olabileceğidir. Standart resim taşımaktadır torus toplanma diski çevreleyen malzemeyi engellemeyecek. Geniş çizgi bölgesini kapatacak kadar büyük olmalı, ancak her iki nesne sınıfında da görülen dar çizgi bölgesini kapatacak kadar büyük olmamalıdır. Torusun içinden Seyfert 2'ler görülüyor. Torusun dışında, nükleer emisyonun bir kısmını görüş hattımıza dağıtabilen, bazı optik ve X-ışını sürekliliğini ve bazı durumlarda geniş emisyon çizgilerini görmemize izin veren, güçlü bir şekilde polarize olmuş, sahip olduklarını gösteren malzeme vardır. bazı Seyfert 2'lerin gerçekten gizli Seyfert 1'leri içerdiğini kanıtladı. Seyfert 2'lerin çekirdeklerinin kızılötesi gözlemleri de bu resmi desteklemektedir.

Daha yüksek parlaklıklarda, Seyfert 1'lerin yerini kuasarlar alır, ancak daha önce belirtildiği gibi, karşılık gelen 'kuasar 2'ler şu anda anlaşılması zor. Seyfert 2'lerin saçılma bileşenine sahip değillerse, parlak dar çizgileri ve sert X-ışını emisyonları dışında tespit edilmeleri zor olacaktır.

Radyo-yüksek sesle birleştirme

Tarihsel olarak, radyo-yüksek sesle birleştirme üzerine yapılan çalışmalar, yüksek parlaklığa sahip radyo-yüksek sesle kuasarlar üzerinde yoğunlaşmıştır. Bunlar, Seyfert 1/2 birleşmesine doğrudan benzer bir şekilde dar hatlı radyo gökadalarıyla birleştirilebilir (ancak bir yansıma bileşeni yolunda çok fazla karmaşıklık olmadan: dar hatlı radyo gökadaları hiçbir nükleer optik süreklilik veya yansıyan X göstermezler). -ray bileşeni, ara sıra polarize geniş hat emisyonu gösterseler de). Bu nesnelerin büyük ölçekli radyo yapıları, oryantasyona dayalı birleşik modellerin gerçekten doğru olduğuna dair güçlü kanıtlar sağlar. Röntgen kanıtları, mevcut olduğunda, birleşik resmi desteklemektedir: radyo gökadaları, bir simitten gelen karartmanın kanıtını gösterirken, kuasarlar göstermez, ancak radyo-yüksek sesli nesnelerin aynı zamanda yumuşak bir absorbe edilmemiş jet ile ilgili bileşene sahip olması nedeniyle dikkatli olunmalıdır. Kaynakların büyük ölçekli sıcak gaz ortamından termal emisyonu ayırmak için çözünürlük gereklidir. Görüş hattına çok küçük açılarda, göreli ışınlama hakimdir ve çeşitli çeşitlerde bir blazar görüyoruz.

Bununla birlikte, radyo galaksilerinin popülasyonuna tamamen düşük parlaklığa sahip, düşük uyarımlı nesneler hakimdir. Bunlar, geniş veya dar güçlü nükleer emisyon çizgileri göstermezler, tamamen jetle ilgili gibi görünen optik sürekliliğe sahiptirler ve X-ışını emisyonları ayrıca, genel olarak yoğun bir şekilde emilen nükleer bileşen olmadan tamamen bir jetten gelmekle tutarlıdır. . Bu cisimler, radyo emisyonuna bakıldığında bazı yüksek parlaklıklı cisimler içerseler de, torus asla dar çizgi bölgesini gereken ölçüde gizleyemediği ve kızılötesi araştırmalar onların gizli nükleeri olmadığını gösterdiği için kuasarlarla birleştirilemez. bileşen: aslında bu nesnelerde bir simit olduğuna dair hiçbir kanıt yoktur. Büyük olasılıkla, yalnızca jetle ilgili emisyonun önemli olduğu ayrı bir sınıf oluştururlar. Görüş hattına küçük açılarda, BL Lac nesneleri olarak görünürler.

Radyo sessiz birleşmesinin eleştirisi

AGN hakkındaki son literatürde, yoğun bir tartışmaya konu olan, artan bir dizi gözlem, Birleşik Model'in bazı temel tahminleriyle çelişiyor gibi görünmektedir, örneğin, her Seyfert 2'nin gizlenmiş bir Seyfert 1 çekirdeği (gizli bir geniş -çizgi bölgesi).

Bu nedenle, tüm Seyfert 2 gökadalarındaki gazın, merkezdeki tek bir yıldız olmayan süreklilik kaynağından fotoiyonizasyon nedeniyle mi yoksa örneğin yoğun nükleer yıldız patlamalarından kaynaklanan şok iyonizasyonu nedeniyle mi iyonize olduğu bilinemez. Spektropolarimetrik çalışmalar, Seyfert 2'lerin yalnızca %50'sinin gizli bir geniş çizgi bölgesi gösterdiğini ve bu nedenle Seyfert 2 gökadalarını iki popülasyona ayırdığını ortaya koymaktadır. İki popülasyon sınıfı, parlaklıklarına göre farklılık gösteriyor gibi görünmektedir; burada, gizli bir geniş çizgi bölgesi olmayan Seyfert 2'ler genellikle daha az aydınlıktır. Bu, geniş çizgi bölgesinin yokluğunun kararmaya değil, düşük Eddington oranına bağlı olduğunu gösterir.

Torusun örtücü faktörü önemli bir rol oynayabilir. Bazı torus modelleri, Seyfert 1'lerin ve Seyfert 2'lerin, torus örtme faktörünün parlaklık ve yığılma hızı bağımlılığından farklı örtücü faktörleri nasıl elde edebileceğini tahmin eder, bu, AGN'nin röntgenindeki çalışmalarla desteklenen bir şeydir. Modeller ayrıca geniş hat bölgesinin bir artış hızı bağımlılığını öne sürer ve Seyfert 1'lerdeki daha aktif motorlardan daha "ölü" Seyfert 2'lere doğal bir evrim sağlar ve birleşik modelin düşük parlaklıklarda gözlemlenen bozulmasını açıklayabilir ve geniş hat bölgesinin evrimi.

Tek AGN çalışmaları, birleşik modelin beklentilerinden önemli sapmalar gösterirken, istatistiksel testlerden elde edilen sonuçlar çelişkili olmuştur. Seyfert 1'ler ve Seyfert 2'lerin istatistiksel örneklerinin doğrudan karşılaştırılması yoluyla istatistiksel testlerin en önemli eksikliği, anizotropik seçim kriterlerinden kaynaklanan seçim yanlılıklarının ortaya çıkmasıdır.

AGN yerine komşu gökadaları incelemek, ilk önce Birleşik Model'in aksine, komşuların sayısının Seyfert 2'ler için Seyfert 1'lerden daha büyük olduğunu öne sürdü. Bugün, küçük örneklem boyutları ve anizotropik seçimin önceki sınırlamalarının üstesinden gelerek, yüzlerce ila binlerce AGN'lik komşular üzerinde yapılan çalışmalar, Seyfert 2'lerin komşularının özünde Seyfert 1'lerden daha tozlu ve daha fazla yıldız oluşturucu olduğunu ve AGN tipi arasında bir bağlantı olduğunu göstermiştir. ev sahibi galaksi morfolojisi ve çarpışma geçmişi. Ayrıca, iki AGN tipinin açısal kümeleme çalışmaları, farklı ortamlarda bulunduklarını ve farklı kütlelerin karanlık madde haleleri içinde bulunduklarını doğrulamaktadır. AGN çevre çalışmaları, birleşme sırasında Seyfert 2'lerin Seyfert 1'lere dönüştüğü ve Seyfert 1 çekirdeğinin birleşmeye dayalı aktivasyonunun önceki modellerini desteklediği evrime dayalı birleştirme modelleriyle uyumludur.

Her bir bireysel çalışmanın sağlamlığı konusundaki tartışmalar hala geçerli olsa da, hepsi AGN Unification'ın en basit bakış açısına dayalı modellerinin eksik olduğu konusunda hemfikirdir. Seyfert-1 ve Seyfert-2, yıldız oluşumu ve AGN motor gücünde farklılık gösteriyor gibi görünüyor.

Gizlenmiş bir Seyfert 1'in Seyfert 2 olarak görünebilmesi hala geçerli olsa da, tüm Seyfert 2'lerin gizlenmiş bir Seyfert 1'i barındırması gerekmez. Çok kısa zaman ölçeklerinde iki tip arasında değişen bazı AGN'lerin değişkenlik mekanizmaları ve AGN tipinin küçük ve büyük ölçekli çevreye bağlantısı, herhangi bir birleşik aktif galaktik çekirdek modeline dahil edilmesi için önemli konular olmaya devam etmektedir.

Kozmolojik kullanımlar ve evrim

Aktif gökadalar , yüksek parlaklıkları nedeniyle uzun bir süre optik veya radyo tayfında bilinen en yüksek kırmızıya kaymalı nesneler için tüm kayıtları elinde tuttu . Erken evren araştırmalarında hala oynayacakları bir rolleri var, ancak şimdi bir AGN'nin "tipik" yüksek kırmızıya kaymalı galaksinin oldukça taraflı bir resmini verdiği kabul ediliyor.

AGN'nin (radyo-yüksek sesli ve radyo-sessiz) çoğu aydınlık sınıfı, erken evrende çok daha fazla sayıda görünmektedir. Bu, büyük kara deliklerin erken dönemde oluştuğunu ve gökadaların merkezine yakın bir yerde şimdiye kıyasla çok daha yüksek bir soğuk gaz mevcudiyeti gibi, erken evrende parlak AGN oluşumu için koşulların daha yaygın olduğunu göstermektedir. Ayrıca, bir zamanlar parlak kuasar olan birçok nesnenin artık çok daha az parlak veya tamamen hareketsiz olduğunu ima eder. Düşük parlaklığa sahip AGN popülasyonunun evrimi, bu nesneleri yüksek kırmızıya kaymalarda gözlemlemenin zorluğu nedeniyle çok daha az anlaşılmıştır.

Ayrıca bakınız

• M-sigma ilişkisi
• Kuasar  - Süper kütleli bir kara delik içeren aktif galaktik çekirdek
• Radyo galaksi  - Radyo dalga boylarında çok parlak olan aktif galaktik çekirdek türleri
• Göreceli jet  - Dönen bir astronomik nesnenin ekseni boyunca akan iyonize madde ışını
• Süper kütleli kara delik  – En büyük kara delik türü; genellikle galaksilerin merkezinde bulunur

Referanslar

Dış bağlantılar

• İlgili Medya Aktif galaktik çekirdeklerin Wikimedia Commons