Aktywne jądro galaktyki

Aktywne jądro galaktyczne ( AGN ) to zwarty obszar w centrum galaktyki , który ma znacznie wyższą niż normalna jasność przynajmniej w części widma elektromagnetycznego, z charakterystyką wskazującą, że jasność nie jest wytwarzana przez gwiazdy . Taką nadmierną emisję niegwiazdową zaobserwowano w radiowych , mikrofalowych , podczerwonych , optycznych , ultrafioletowych , rentgenowskich i gamma . Galaktyka, w której znajduje się AGN, nazywana jest „aktywną galaktyką”. Teoretyzuje się, że 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 służyć do odkrywania odległych obiektów; ich ewolucja jako funkcja czasu kosmicznego również nakłada ograniczenia na modele kosmosu .

Obserwowane cechy AGN zależą od kilku właściwości, takich jak masa centralnej czarnej dziury, szybkość narastania gazu na czarną dziurę, orientacja dysku akrecyjnego, stopień przesłonięcia jądra przez pył oraz obecność lub brak dysz .

Liczne podklasy AGN zostały zdefiniowane na podstawie ich zaobserwowanych cech; najpotężniejsze AGN są klasyfikowane jako kwazary . Blazar to AGN z dżetem skierowanym w stronę Ziemi, w którym promieniowanie z dżetu jest wzmacniane przez wiązkę relatywistyczną .

Historia

Kwazar 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 r.) oraz odkrycie dżetu w Messier 87 przez Hebera Curtisa (opublikowane w 1918 r.). 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, które były źródłem niezwykle szerokich linii emisyjnych. Galaktyki obserwowane w ramach tego badania 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'a i Rudolpha Minkowskiego jako galaktyka zniekształcona pływowo z niezwykłym widmem linii emisyjnych , o prędkości recesji 16 700 kilometrów na sekundę. Przegląd radiowy 3C doprowadził do dalszych postępów w odkrywaniu nowych źródeł radiowych, a także identyfikacji źródeł światła widzialnego związanych z emisją radiową. Na obrazach fotograficznych niektóre z tych obiektów miały wygląd prawie punktowy lub quasi-gwiazdowy i zostały sklasyfikowane jako quasi-gwiazdowe źródła radiowe (później w skrócie „kwazary”).

Radziecki ormiański astrofizyk Viktor Ambartsumian przedstawił aktywne jądra galaktyczne na początku lat pięćdziesiątych. Na Konferencji Fizyki Solvaya w 1958 roku Ambartsumian przedstawił raport, w którym argumentował, że „wybuchy w jądrach galaktycznych powodują wyrzucenie dużych ilości masy. Aby doszło do tych eksplozji, jądra galaktyczne muszą zawierać ciała o ogromnej masie i nieznanej naturze. Od tego momentu forward Active Galactic Nuclei (AGN) stało się kluczowym elementem teorii ewolucji galaktyk”. Jego pomysł został początkowo przyjęty sceptycznie.

Głównym przełomem był pomiar przesunięcia ku czerwieni kwazara 3C 273 , którego dokonał Maarten Schmidt , opublikowany w 1963 r. Schmidt zauważył, że jeśli ten obiekt był pozagalaktyczny (poza Drogą Mleczną , w odległości kosmologicznej), to jego duże przesunięcie ku czerwieni wynoszące 0,158 sugerowało, że był regionem jądrowym galaktyki około 100 razy potężniejszej niż inne zidentyfikowane galaktyki radiowe. Wkrótce potem widma optyczne zostały użyte do zmierzenia przesunięć ku czerwieni rosnącej liczby kwazarów, w tym 3C 48 , jeszcze bardziej odległych przy przesunięciu ku czerwieni wynoszącym 0,37.

Ogromna jasność tych kwazarów, a także ich niezwykłe właściwości spektralne wskazywały, że ich źródłem energii nie mogą być zwykłe gwiazdy. Akrecja gazu na supermasywnej czarnej dziurze została zasugerowana jako źródło mocy kwazarów w artykułach Edwina Salpetera i Jakowa Zeldowicza z 1964 roku. W 1969 roku Donald Lynden-Bell zaproponował, że pobliskie galaktyki zawierają supermasywne czarne dziury w swoich centrach jako relikty „martwych " kwazarów, a akrecja czarnej dziury była źródłem energii dla emisji niegwiazdowej w pobliskich galaktykach Seyferta. W latach 60. i 70. wczesne astronomii rentgenowskiej wykazały, że galaktyki i kwazary Seyferta są potężnymi źródłami emisji promieniowania rentgenowskiego, które pochodzi z wewnętrznych obszarów dysków akrecyjnych czarnych dziur.

Obecnie AGN są głównym tematem badań astrofizycznych, zarówno obserwacyjnych , jak i teoretycznych . Badania AGN obejmują badania obserwacyjne w celu znalezienia 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 sklasyfikowana jako galaktyka aktywna, co oznacza, że ​​posiada aktywne jądro galaktyczne.

Od dawna argumentowano, że AGN musi być zasilany przez akrecję masy na masywnych czarnych dziurach (10 6 do 10 10 mas Słońca ) . AGN są zarówno kompaktowe, jak i uporczywie niezwykle świecące. Akrecja może potencjalnie zapewnić bardzo wydajną konwersję energii potencjalnej i kinetycznej na promieniowanie, a masywna czarna dziura ma wysoką jasność Eddingtona , w wyniku czego 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 ( zależność M-sigma ) lub z jasnością zgrubienia. W związku z tym oczekuje się cech podobnych do AGN, ilekroć dostawa materiału do akrecji znajdzie się w strefie wpływów centralnej czarnej dziury.

Dysk akrecyjny

Główny artykuł: Dysk akrecyjny

W standardowym modelu AGN zimna materia w pobliżu czarnej dziury tworzy dysk akrecyjny . Procesy dyssypacyjne w dysku akrecyjnym transportują materię do wewnątrz i moment pędu na zewnątrz, powodując jednocześnie nagrzewanie się dysku akrecyjnego. Oczekiwane widmo szczytowe dysku akrecyjnego w paśmie fal optyczno-ultrafioletowych; ponadto korona gorącego materiału tworzy się nad dyskiem akrecyjnym i może rozpraszać fotony w kierunku odwrotnym Comptona do energii promieniowania rentgenowskiego. Promieniowanie z dysku akrecyjnego wzbudza zimną materię atomową w pobliżu czarnej dziury, która z kolei promieniuje na określonych liniach emisyjnych . Duża część promieniowania AGN może być przesłonięta przez gaz i pył międzygwiezdny w pobliżu dysku akrecyjnego, ale (w stanie ustalonym) zostanie ponownie wypromieniowana w innym paśmie fal, najprawdopodobniej w podczerwieni.

Dżety relatywistyczne

Główny artykuł: relatywistyczny odrzutowiec
Zdjęcie wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a przedstawiające dżet o długości 5000 lat świetlnych wyrzucony z aktywnej galaktyki M87 . Niebieskie promieniowanie synchrotronowe kontrastuje z żółtym światłem gwiazd z galaktyki macierzystej.

Niektóre dyski akrecyjne wytwarzają strumienie bliźniaczych, silnie skolimowanych i szybkich wypływów, które pojawiają się w przeciwnych kierunkach z bliskiej odległości od dysku. Kierunek wyrzucania strumienia jest określony albo przez oś momentu pędu dysku akrecyjnego, albo przez oś obrotu czarnej dziury. Mechanizm produkcji dżetów, a nawet skład dżetów w bardzo małych skalach, nie jest obecnie zrozumiały ze względu na zbyt niską rozdzielczość instrumentów astronomicznych. Dżety mają swoje najbardziej oczywiste efekty obserwacyjne w paśmie fal radiowych, gdzie interferometria o bardzo długiej linii bazowej może być wykorzystana do badania promieniowania synchrotronowego, które emitują w rozdzielczościach poniżej parseków . Jednak promieniują one we wszystkich pasmach fal, od radia po zakres promieniowania gamma, poprzez synchrotron i proces rozpraszania odwrotnego Comptona , dlatego dżety AGN są drugim potencjalnym źródłem każdego obserwowanego promieniowania kontinuum.

Radialnie nieefektywny AGN

Istnieje klasa „nieefektywnych radiacyjnie” rozwiązań równań rządzących akrecją. Istnieje kilka teorii, ale najbardziej znaną z nich jest Advection Dominated Accretion Flow (ADAF). W tego typu akrecji, która jest ważna dla tempa akrecji znacznie poniżej granicy Eddingtona , akreująca materia nie tworzy cienkiego dysku, a co za tym idzie, nie promieniuje wydajnie energii, którą nabyła, zbliżając 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 spodziewać się wysokich szybkości akrecji i odpowiednio wysokiej jasności. Oczekuje się, że nieefektywny radiacyjnie AGN będzie pozbawiony wielu charakterystycznych cech standardowego AGN z dyskiem akrecyjnym.

Przyspieszenie cząstek

promieniowania kosmicznego o wysokiej i ultrawysokiej energii (patrz także Odśrodkowy mechanizm przyspieszania ) .

Charakterystyka obserwacyjna

Nie ma jednej sygnatury obserwacyjnej AGN. Poniższa lista obejmuje niektóre funkcje, które umożliwiły identyfikację systemów jako AGN.

  • Jądrowa emisja kontinuum optycznego. Jest to widoczne, gdy istnieje bezpośredni widok dysku akrecyjnego. Dżety mogą również przyczyniać się do tego składnika emisji AGN. Emisja optyczna ma z grubsza zależność mocy 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 („ponowne przetwarzanie”). Ponieważ jest to emisja termiczna, można ją odróżnić od jakiejkolwiek emisji związanej z dżetem lub dyskiem.
  • Szerokie optyczne linie emisyjne. Pochodzą one z zimnej materii blisko centralnej czarnej dziury. Linie są szerokie, ponieważ emitująca materia krąży wokół czarnej dziury z dużą prędkością, powodując zakres przesunięć Dopplera emitowanych fotonów.
  • Wąskie optyczne linie emisyjne. Pochodzą one z bardziej odległego zimnego materiału, a więc są węższe niż szerokie linie.
  • Emisja kontinuum radiowego. Jest to zawsze spowodowane odrzutowcem. Pokazuje widmo charakterystyczne dla promieniowania synchrotronowego.
  • Emisja kontinuum rentgenowskiego. Może to powstać zarówno z dżetu, jak iz gorącej korony dysku akrecyjnego poprzez proces rozpraszania: w obu przypadkach pokazuje widmo prawa potęgowego. W niektórych cichych radiowo AGN występuje nadmiar emisji miękkiego promieniowania rentgenowskiego oprócz składnika prawa mocy. Pochodzenie miękkich promieni rentgenowskich nie jest obecnie jasne.
  • Emisja linii rentgenowskiej. Jest to wynikiem oświetlenia zimnych, ciężkich pierwiastków przez kontinuum promieniowania rentgenowskiego, które powoduje fluorescencję linii emisyjnych promieniowania rentgenowskiego, z których najlepiej poznaną cechą jest żelazo o energii około 6,4 keV . Ta linia może być wąska lub szeroka: relatywistycznie poszerzone linie żelaza mogą być użyte do badania dynamiki dysku akrecyjnego bardzo blisko jądra, a tym samym natury centralnej czarnej dziury.

Typy galaktyk aktywnych

Wygodnie jest podzielić AGN na dwie klasy, tradycyjnie nazywane radio-cichymi i radio-głośnymi. Obiekty głośne radiowo mają wkład emisji zarówno z dyszy (strumieni), jak i płatów, które nadmuchują dysze. Te wkłady emisji dominują w jasności AGN na długościach fal radiowych i prawdopodobnie na niektórych lub wszystkich innych długościach fal. Ciche obiekty radiowe są prostsze, ponieważ dżety i wszelkie związane z nimi emisje można pominąć 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 radiowo AGN

  • Regiony jądrowych linii emisji o niskiej jonizacji (LINER). Jak sama nazwa wskazuje, systemy te wykazują tylko słabe jądrowe regiony linii emisji i żadnych innych sygnatur emisji AGN. Dyskusyjne jest, czy wszystkie takie systemy są prawdziwymi AGN (zasilane przez akrecję na supermasywnej czarnej dziurze). Jeśli tak, stanowią najniższą klasę jasności radio-cichego AGN. Niektóre z nich mogą być cichymi radiowo analogami galaktyk radiowych o niskim wzbudzeniu (patrz poniżej).
  • Galaktyki Seyferta . Seyfertowie byli najwcześniej zidentyfikowaną odrębną klasą AGN. Pokazują emisję kontinuum jądrowego w zakresie optycznym, wąskie i czasami szerokie linie emisyjne, czasami silną emisję jądrowego promieniowania rentgenowskiego, a czasami słaby dżet 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 z większym prawdopodobieństwem wykazują silną niskoenergetyczną emisję promieniowania rentgenowskiego. Istnieją różne formy opracowania tego schematu: na przykład jedynki Seyferta ze stosunkowo wąskimi szerokimi liniami są czasami określane jako jedynki Seyferta z wąskimi liniami. Galaktyki macierzyste Seyferta to zazwyczaj galaktyki spiralne lub nieregularne.
  • Radio-ciche kwazary / QSO. Są to zasadniczo bardziej świecące wersje Seyferta 1: rozróżnienie jest arbitralne i zwykle wyraża się je jako ograniczającą wielkość optyczną. Kwazary były pierwotnie „quasi-gwiazdami” na obrazach optycznych, ponieważ miały jasność optyczną większą niż ich galaktyka macierzysta. Zawsze wykazują silną emisję kontinuum optycznego, emisję kontinuum rentgenowskiego oraz szerokie i wąskie optyczne linie emisyjne. 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. Galaktyki macierzyste kwazarów mogą być spiralne, nieregularne lub eliptyczne. Istnieje korelacja między jasnością kwazara a masą jego galaktyki macierzystej, polegająca na tym, że najjaśniejsze kwazary zamieszkują najbardziej masywne galaktyki (eliptyczne).
  • „Kwazar 2s”. Analogicznie do 2 Seyferta, są to obiekty o jasności podobnej do kwazara, ale bez silnej optycznej emisji kontinuum jądrowego lub emisji szerokoliniowej. Są rzadkie w przeglądach, chociaż zidentyfikowano wiele potencjalnych kandydatów na kwazar 2.

Głośny radiowo AGN

Zobacz główny artykuł Galaktyka radiowa , aby zapoznać się z omówieniem zachowania dżetów na dużą skalę. Tutaj omawiane są tylko aktywne jądra.

  • Radio-głośne kwazary zachowują się dokładnie jak radio-ciche kwazary z dodatkiem emisji z dżetu. W ten sposób wykazują silną emisję kontinuum optycznego, szerokie i wąskie linie emisyjne oraz silną emisję promieniowania rentgenowskiego, wraz z emisją jądrową i często rozszerzoną emisją radiową.
  • „ Blazarów ” ( obiekty BL Lac i kwazary OVV ) wyróżniają się szybko zmienną, spolaryzowaną emisją optyczną, radiową i rentgenowską. Obiekty BL Lac nie wykazują optycznych linii emisyjnych, szerokich ani wąskich, więc ich przesunięcia ku czerwieni można określić jedynie na podstawie cech w widmach ich galaktyk macierzystych. Cechy linii emisyjnych mogą być z natury nieobecne lub po prostu zalane 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 składnika szybkozmiennego. Uważa się, że w obu klasach źródeł zmienna emisja pochodzi z relatywistycznego dżetu zorientowanego blisko linii wzroku. Efekty relatywistyczne wzmacniają zarówno jasność dżetu, jak i amplitudę zmienności.
  • Galaktyki radiowe. Obiekty te wykazują jądrową i rozszerzoną emisję radiową. Ich inne właściwości AGN są heterogeniczne. Można je ogólnie podzielić na klasy o niskim i wysokim wzbudzeniu. Obiekty o niskim wzbudzeniu nie wykazują silnych wąskich ani szerokich linii emisyjnych, a linie emisyjne, które mają, mogą być wzbudzane przez inny mechanizm. Ich optyczna i rentgenowska emisja jądrowa jest zgodna z pochodzeniem wyłącznie z dżetu. Mogą być najlepszymi obecnymi kandydatami na AGN z radiacyjnie nieefektywną akrecją. Dla kontrastu, obiekty o wysokim wzbudzeniu (galaktyki radiowe o wąskiej linii) mają widma linii emisyjnych podobne do widm Seyferta 2. Mała klasa szerokopasmowych galaktyk radiowych, które wykazują stosunkowo silną jądrową emisję kontinuum optycznego, prawdopodobnie zawiera obiekty, które są po prostu kwazarami o niskiej jasności i głośnymi falami radiowymi. Galaktyki macierzyste galaktyk radiowych, niezależnie od rodzaju ich linii emisyjnych, są zasadniczo zawsze eliptyczne.
Cechy różnych typów galaktyk
Rodzaj galaktyki Aktywny

jądra

 Linie emisyjne promienie rentgenowskie Nadmiar Mocny

radio

 Odrzutowce Zmienny Radio

głośny
Wąski Szeroki UV dalekiej podczerwieni
Normalny (bez AGN) NIE słaby NIE słaby NIE NIE NIE NIE NIE NIE
LINIOWIEC nieznany słaby słaby słaby NIE NIE NIE NIE NIE NIE
Sefert I Tak Tak Tak Niektóre Niektóre Tak kilka NIE Tak NIE
Seyferta II Tak Tak NIE Niektóre Niektóre Tak kilka 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 / słaby Tak Tak NIE Tak Tak Tak Tak
OVV Tak NIE mocniejszy niż BL Lac Tak Tak NIE Tak Tak Tak Tak
Galaktyka radiowa Tak Niektóre Niektóre Niektóre Niektóre Tak Tak Tak Tak Tak

Unifikacja gatunków AGN

Zunifikowane modele AGN

Zunifikowane modele sugerują, że różne klasy obserwacyjne AGN to pojedynczy typ obiektu fizycznego obserwowany w różnych warunkach. Obecnie preferowane zunifikowane modele to „ujednolicone modele oparte na orientacji”, co oznacza, że ​​zakładają, że widoczne różnice między różnymi typami obiektów wynikają po prostu z ich różnych orientacji dla obserwatora. Jednak są one przedmiotem dyskusji (patrz poniżej).

Bezgłośna unifikacja

Przy niskiej jasności obiektami, które mają zostać zjednoczone, są galaktyki Seyferta. Modele unifikacji sugerują, że w Seyfert 1s obserwator ma bezpośredni widok na aktywne jądro. W Seyfert 2s jądro obserwuje się przez zaciemniającą strukturę, która uniemożliwia bezpośredni widok kontinuum optycznego, obszaru szerokich linii lub (miękkiej) emisji promieniowania rentgenowskiego. Kluczowym spostrzeżeniem modeli akrecji zależnych od orientacji jest to, że dwa typy obiektów mogą być takie same, jeśli obserwowane są tylko określone kąty w stosunku do linii wzroku. Standardowe zdjęcie przedstawia torus zaciemniającej materii otaczającej 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 2s są widoczne przez torus. Na zewnątrz torusa znajduje się materia, która może rozproszyć część emisji jądrowej w naszym polu widzenia, pozwalając nam zobaczyć kontinuum optyczne i rentgenowskie, a w niektórych przypadkach szerokie linie emisyjne – które są silnie spolaryzowane, co pokazuje, że mają 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 zastępują jedynki Seyferta, ale, jak już wspomniano, odpowiadające im „kwazary 2” są obecnie nieuchwytne. Gdyby nie miały składnika rozpraszającego Seyferta 2, byłyby trudne do wykrycia, z wyjątkiem ich świecącej emisji wąskoliniowej i twardego promieniowania rentgenowskiego.

Zjednoczenie głośne w radiu

Historycznie rzecz biorąc, prace nad unifikacją głośnych fal radiowych koncentrowały się na kwazarach o dużej jasności i głośnych falach radiowych. Można je zunifikować z wąskimi galaktykami radiowymi w sposób bezpośrednio analogiczny do unifikacji Seyferta 1/2 (ale bez wielu komplikacji związanych ze składową odbicia: wąskoliniowe galaktyki radiowe nie wykazują jądrowego kontinuum optycznego ani odbitego X składową -ray, chociaż czasami wykazują spolaryzowaną emisję szerokoliniową). Wielkoskalowe struktury radiowe tych obiektów dostarczają przekonujących dowodów na to, że ujednolicone modele oparte na orientacji są naprawdę prawdziwe. Dowody rentgenowskie, jeśli są dostępne, wspierają jednolity obraz: galaktyki radiowe wykazują oznaki przesłaniania przez torus, podczas gdy kwazary nie, chociaż należy zachować ostrożność, ponieważ obiekty głośne radiowo mają również miękki, niezaabsorbowany składnik związany z dżetem i wysokie rozdzielczość jest konieczna, aby oddzielić emisję termiczną od wielkoskalowego środowiska gorącego gazu źródła. Przy bardzo małych kątach w stosunku do linii wzroku dominuje relatywistyczna wiązka i widzimy pewną odmianę blazara.

Jednak populacja galaktyk radiowych jest całkowicie zdominowana przez obiekty o niskiej jasności i niskim wzbudzeniu. Nie wykazują one silnych jądrowych linii emisyjnych - szerokich lub wąskich - mają ciągi optyczne, które wydają się być całkowicie związane z dżetami, a ich emisja promieniowania rentgenowskiego jest również zgodna z pochodzeniem wyłącznie z dżetu, bez ogólnie silnie absorbowanego składnika jądrowego . Obiektów tych nie można zunifikować z kwazarami, mimo że obejmują one niektóre obiekty o dużej jasności, patrząc na emisję radiową, ponieważ torus nigdy nie może ukryć obszaru wąskiej linii w wymaganym stopniu, a badania w podczerwieni pokazują, że nie mają one ukrytej energii jądrowej komponent: w rzeczywistości nie ma żadnych dowodów na istnienie torusa w tych obiektach. Najprawdopodobniej tworzą one odrębną klasę, w której istotna jest tylko emisja związana z dżetem. Pod niewielkimi kątami w stosunku do linii wzroku będą wyglądać jak obiekty BL Lac.

Krytyka zjednoczenia radio-cichego

W najnowszej literaturze na temat AGN, będącej przedmiotem intensywnej debaty, coraz więcej obserwacji wydaje się być w konflikcie z niektórymi kluczowymi przewidywaniami Jednolitego Modelu, np. że każdy Seyfert 2 ma zasłonięte jądro Seyferta 1 (ukryty szeroki 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 jonizacji szokowej z np. intensywnych wybuchów jądrowych. Badania spektropolarymetryczne ujawniają, że tylko 50% galaktyk Seyferta 2 wykazuje ukryty obszar szerokich linii, a tym samym dzieli galaktyki Seyferta 2 na dwie populacje. Wydaje się, że dwie klasy populacji różnią się jasnością, przy czym 2 Seyferta bez ukrytego regionu szerokich linii są generalnie mniej jasne. Sugeruje to, że brak regionu szerokich linii jest związany z niskim współczynnikiem Eddingtona, a nie z zaciemnieniem.

Czynnik pokrywający torusa może odgrywać ważną rolę. Niektóre modele torusów przewidują, w jaki sposób Seyfert 1s i Seyfert 2s mogą uzyskać różne współczynniki pokrycia na podstawie zależności współczynnika pokrycia torusa od jasności i szybkości akrecji, co poparto badaniami rentgenowskimi AGN. Modele sugerują również zależność od tempa akrecji regionu szerokich linii i zapewniają naturalną ewolucję od bardziej aktywnych silników w Seyfert 1 do bardziej „martwych” Seyferta 2 i mogą wyjaśnić obserwowany rozkład ujednoliconego modelu przy niskich jasnościach i ewolucja regionu szerokich linii.

Podczas gdy badania pojedynczego AGN wykazują istotne odchylenia od oczekiwań ujednoliconego modelu, wyniki testów statystycznych były sprzeczne. Najważniejszą wadą testów statystycznych polegających na bezpośrednim porównaniu próbek statystycznych Seyferta 1 i Seyferta 2 jest wprowadzenie błędów selekcji z powodu anizotropowych kryteriów selekcji.

Badanie sąsiednich galaktyk, a nie samych AGN, po raz pierwszy zasugerowało, że liczba sąsiadów była większa dla Seyferta 2 niż dla Seyferta 1, co jest sprzeczne z ujednoliconym modelem. Dzisiaj, po przezwyciężeniu wcześniejszych ograniczeń małych rozmiarów próbek i selekcji anizotropowej, badania sąsiadów setek do tysięcy AGN wykazały, że sąsiedzi Seyferta 2 są z natury bardziej zapyleni i bardziej gwiazdotwórczy niż Seyferta 1 i związek między typem AGN, morfologia galaktyk macierzystych i historia kolizji. Co więcej, badania skupisk 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 modelami unifikacji opartymi na ewolucji, w których 2 Seyferta przekształcają się w 1 Seyferta podczas fuzji, wspierając wcześniejsze modele aktywacji jąder Seyferta 1 opartej na fuzji.

Chociaż nadal przeważają kontrowersje dotyczące solidności każdego indywidualnego badania, wszyscy zgadzają się co do tego, że najprostsze modele Ujednolicenia AGN oparte na kącie widzenia są niekompletne. Seyfert-1 i Seyfert-2 wydają się różnić w formowaniu gwiazd i mocy silnika AGN.

Chociaż nadal może być ważne, że zasłonięty Seyfert 1 może pojawić się jako Seyfert 2, nie wszystkie Seyfert 2 muszą mieć zasłonięty Seyfert 1. Zrozumienie, czy to ten sam silnik napędza wszystkie Seyfert 2, połączenie z głośnym radiowo AGN, mechanizmy zmienności niektórych AGN, które różnią się między dwoma typami w bardzo krótkich skalach czasowych, oraz połączenie typu AGN ze środowiskiem na małą i dużą skalę, pozostają ważnymi kwestiami do włączenia do dowolnego zunifikowanego modelu aktywnych jąder galaktycznych.

Badanie Swift / BAT AGN opublikowane w lipcu 2022 r. Dodaje wsparcie dla „modelu unifikacji regulowanego promieniowaniem” nakreślonego w 2017 r. W tym modelu względna szybkość akrecji (określana jako „współczynnik Eddingtona”) czarnej dziury ma znaczący wpływ na obserwowanych cechach AGN. Wydaje się, że czarne dziury z wyższymi współczynnikami Eddingtona są bardziej niezasłonięte, ponieważ usunęły lokalnie zaciemniający materiał w bardzo krótkim czasie.

Zastosowania kosmologiczne i ewolucja

Przez długi czas aktywne galaktyki były rekordzistami 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 wysokim przesunięciu ku czerwieni.

Wydaje się, że we wczesnym wszechświecie było dużo jaśniejszych klas AGN (radio-głośnych i radio-cichych). Sugeruje to, że masywne czarne dziury powstały wcześnie i że warunki do powstawania świecących AGN były bardziej powszechne we wczesnym Wszechświecie, na przykład znacznie większa niż obecnie dostępność zimnego gazu w pobliżu centrum galaktyk. Oznacza to również, że wiele obiektów, które kiedyś były świecącymi kwazarami, jest teraz znacznie mniej świecących lub całkowicie nieaktywnych. Ewolucja populacji AGN o niskiej jasności jest znacznie gorzej poznana ze względu na trudność obserwowania tych obiektów przy dużych przesunięciach ku czerwieni.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Active_galactic_nucleus&oldid=1135212420 ”