Aktivní galaktické jádro - Active galactic nucleus

Aktivní galaktické jádro ( AGN ) je kompaktní oblast u středu galaxie , která má tolik vyšší než normální svítivost přes alespoň určitou část elektromagnetického spektra s příznaky, že svítivost není produkován hvězd . Taková přebytečná nestelární emise byla pozorována v rádiových , mikrovlnných , infračervených , optických , ultrafialových , rentgenových a gama paprscích. Galaxii, která hostí AGN, se říká „aktivní galaxie“. Nestelární záření z AGN je teoreticky odvozeno z narůstání hmoty supermasivní černou dírou ve středu její hostitelské galaxie.

Aktivní galaktická jádra jsou nejjasnějšími trvalými zdroji elektromagnetického záření ve vesmíru a jako takové mohou být použity jako prostředek k objevování vzdálených objektů; jejich evoluce jako funkce kosmického času také omezuje modely vesmíru .

Pozorované charakteristiky AGN závisí na několika vlastnostech, jako je hmotnost centrální černé díry, rychlost narůstání plynu do černé díry, orientace akrečního disku , stupeň zatemnění jádra prachem a přítomnost nebo absence trysek .

Na základě jejich pozorovaných charakteristik byla definována řada podtříd AGN; nejsilnější AGN jsou klasifikovány jako kvasary . Blazar je AGN proudem ukázal směrem k Zemi, ve kterém se záření z jetu umocněný relativistické ozařováním svazkem .

Dějiny

Během první poloviny 20. století fotografická pozorování blízkých galaxií detekovala některé charakteristické znaky emise AGN, ačkoli fyzikální chápání podstaty fenoménu AGN dosud neexistovalo. Některá raná pozorování zahrnovala první spektroskopickou detekci emisních čar z jader NGC 1068 a Messier 81 od Edwarda Fatha (publikováno v roce 1909) a objev paprsku v Messieru 87 od Hebera Curtise (publikoval v roce 1918). Další spektroskopické studie astronomů včetně Vesto Sliphera , Miltona Humasona a Nicholase Mayalla zaznamenaly přítomnost neobvyklých emisních čar v některých jádrech galaxií. V roce 1943 Carl Seyfert publikoval článek, ve kterém popsal pozorování blízkých galaxií s jasnými jádry, která byla zdrojem neobvykle širokých emisních čar. Galaxie pozorované v rámci této studie zahrnovaly NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 a NGC 7469. Aktivní galaxie, jako jsou tyto, jsou známé jako galaxie Seyfert na počest Seyfertovy průkopnické práce.

Rozvoj radioastronomie byl hlavním katalyzátorem porozumění AGN. Některé z prvních zjištěných rádiových zdrojů jsou v blízkosti aktivní eliptické galaxie , jako je M87 a Centaurus . Další zdroj rádia, Cygnus A , identifikovali Walter Baade a Rudolph Minkowski jako slabě zkreslenou galaxii s neobvyklým spektrem emisních čar s recesní rychlostí 16 700 kilometrů za sekundu. 3C rádiového průzkumu vedlo k dalšímu pokroku v objevu nových rádiových zdrojů, stejně jako identifikaci viditelné světlo zdroje spojené s radiového vysílání. Na fotografických obrázcích měly některé z těchto objektů téměř bodový nebo kvazihvězdný vzhled a byly klasifikovány jako kvazi-hvězdné rádiové zdroje (později zkráceně „kvazary“).

Sovětský arménský astrofyzik Viktor Ambartsumian představil Active Galactic Nuclei na počátku 50. let minulého století. Na Solvayově konferenci o fyzice v roce 1958 Ambartsumian představil zprávu, v níž argumentoval, že „výbuchy v galaktických jádrech způsobují vytlačení velkého množství hmoty. Aby k těmto výbuchům došlo, musí galaktická jádra obsahovat tělesa obrovské hmotnosti a neznámé povahy. Od tohoto bodu dopředu aktivní galaktická jádra (AGN) se stala klíčovou součástí teorií galaktické evoluce. “ Jeho nápad byl zpočátku přijat skepticky.

Zásadním průlomem bylo měření červeného posuvu kvasaru 3C 273 od Maartena Schmidta , publikované v roce 1963. Schmidt poznamenal, že pokud byl tento objekt extragalaktický (mimo Mléčnou dráhu , v kosmologické vzdálenosti), pak jeho velký červený posun 0,158 znamenal, že byla jaderná oblast galaxie asi 100krát silnější než jiné rádiové galaxie, které byly identifikovány. Krátce poté byla k měření červených posunů rostoucího počtu kvasarů včetně 3C 48 , ještě vzdálenějších při červeném posunu 0,37, použita optická spektra .

Obrovské svítivosti těchto kvasarů a také jejich neobvyklé spektrální vlastnosti naznačovaly, že jejich zdrojem energie nemohly být obyčejné hvězdy. Akrece plynu na supermasivní černou díru byla jako zdroj síly kvasarů v novinách navržena Edwinem Salpeterem a Jakovem Zeldovičem v roce 1964. V roce 1969 Donald Lynden-Bell navrhl, aby blízké galaxie obsahovaly supermasivní černé díry ve svých centrech jako relikvie „mrtvých“ „kvazary a tato narůstání černé díry byla zdrojem energie pro nestelární emise v blízkých galaxiích Seyfert. V 60. a 70. letech minulého století raná rentgenová astronomická pozorování ukázala, že Seyfertovy galaxie a kvasary jsou mocnými zdroji rentgenové emise, která pochází z vnitřních oblastí akrečních disků černé díry.

Dnes jsou AGN hlavním tématem astrofyzikálního výzkumu, pozorovacího i teoretického . Výzkum AGN zahrnuje observační průzkumy s cílem nalézt AGN v širokých rozsazích svítivosti a červeného posuvu, zkoumání kosmického vývoje a růstu černých děr, studie fyziky narůstání černé díry a emise elektromagnetického záření z AGN, zkoumání vlastností trysek a odlivy hmoty z AGN a dopad narůstání černé díry a aktivity kvasaru na vývoj galaxií .

Modely

UGC 6093 je klasifikována jako aktivní galaxie, což znamená, že je hostitelem aktivního galaktického jádra.

Po dlouhou dobu se tvrdí, že AGN musí být napájen narůstání hmoty na masivní černé díry (10 6 až 10 10 krát sluneční hmota ). AGN jsou kompaktní a trvale extrémně světelné. Akrece může potenciálně poskytnout velmi efektivní přeměnu potenciální a kinetické energie na záření a masivní černá díra má vysokou Eddingtonovu svítivost , a v důsledku toho může poskytnout pozorovanou vysokou trvalou svítivost. Nyní se věří, že supermasivní černé díry existují v centrech většiny, ne -li všech hmotných galaxií, protože hmotnost černé díry dobře koreluje s rychlostním rozptylem galaktické boule ( vztah M – sigma ) nebo se svítivostí vyboulení. Charakteristiky podobné AGN se tedy očekávají vždy, když se zásoba materiálu pro akreci dostane do sféry vlivu centrální černé díry.

Akreční disk

Ve standardním modelu AGN tvoří studený materiál v blízkosti černé díry akreční disk . Disipativní procesy v akrečním disku přenášejí hmotu dovnitř a hybnost ven, přičemž způsobují zahřívání akrečního disku. Očekávané spektrum akrečního disku vrcholí v optickém ultrafialovém vlnovém pásmu; nad akrečním diskem se navíc tvoří koróna horkého materiálu a může inverzně-Comptonův rozptyl fotonů až k energiím rentgenového záření. Záření z akrečního disku vzrušuje studený atomový materiál blízko černé díry a ten zase vyzařuje na určitých emisních linkách . Velká část záření AGN může být zakryta mezihvězdným plynem a prachem v blízkosti akrečního disku, ale (v ustáleném stavu) to bude znovu vyzařováno v jiném vlnovém pásmu, s největší pravděpodobností infračerveném.

Relativistické trysky

Snímek pořízený Hubbleovým vesmírným teleskopem z letounu o délce 5 000 světelných let vyvrženého z aktivní galaxie M87 . Modré synchrotronové záření kontrastuje se žlutým světlem hvězd z hostitelské galaxie.

Některé akreční disky produkují trysky dvojitých, vysoce kolimovaných a rychlých odtoků, které se vynořují v opačných směrech z blízkosti disku. Směr ejekce paprsku je určen buď osou hybnosti akrečního disku, nebo osou rotace černé díry. Mechanismus výroby paprsků a vlastně složení paprsků ve velmi malých měřítcích nejsou v současné době chápány kvůli příliš nízkému rozlišení astronomických přístrojů. Trysky mají své nejzjevnější pozorovací efekty v rádiovém vlnovém pásmu, kde lze použít interferometrii s velmi dlouhou základní linií ke studiu synchrotronového záření, které vyzařují v rozlišeních subparsekálních stupnic. Vyzařují však ve všech vlnových pásmech od rádia až po rozsah gama záření prostřednictvím synchrotronu a procesu inverzního a Comptonova rozptylu , a proto jsou trysky AGN druhým potenciálním zdrojem jakéhokoli pozorovaného kontinuálního záření.

Radiačně neefektivní AGN

Existuje třída „radiačně neefektivních“ řešení rovnic, které řídí akreci. Nejznámější z nich je Advection Dominated Accraine Flow (ADAF), ale existují i ​​jiné teorie. V tomto typu akrece, která je důležitá pro rychlosti akrece hluboko pod Eddingtonovou hranicí , akreční hmota netvoří tenký kotouč a následně nevyzařuje účinně energii, kterou získala, když se pohybovala blízko černé díry. K vysvětlení nedostatku silného záření typu AGN z masivních černých děr v centrech eliptických galaxií v kupách byla použita radiačně neefektivní narůstání, kde bychom jinak mohli očekávat vysokou míru narůstání a odpovídajícím způsobem vysokou svítivost. Očekává se, že radiačně neefektivní AGN bude postrádat mnoho charakteristických rysů standardních AGN s akrečním kotoučem.

Zrychlení částic

AGN jsou kandidátským zdrojem kosmických paprsků s vysokou a ultra vysokou energií (viz také odstředivý mechanismus zrychlení ) .

Pozorovací charakteristiky

Neexistuje jediný pozorovací podpis AGN. Níže uvedený seznam pokrývá některé funkce, které umožnily identifikaci systémů jako AGN.

  • Emise jaderného optického kontinua. To je viditelné, kdykoli existuje přímý pohled na akreční disk. Trysky mohou také přispět k této složce emise AGN. Optická emise má hrubě závislost na mocnině na vlnové délce.
  • Jaderná infračervená emise. To je viditelné vždy, když jsou akreční disk a jeho prostředí zakryty plynem a prachem v blízkosti jádra a poté znovu emitovány („přepracování“). Jelikož se jedná o tepelnou emisi, lze ji odlišit od jakékoli emise související s paprskem nebo diskem.
  • Široké optické emisní čáry. Ty pocházejí ze studeného materiálu blízko centrální černé díry. Čáry jsou široké, protože emitující materiál se otáčí kolem černé díry vysokými rychlostmi, což způsobuje rozsah Dopplerových posunů emitovaných fotonů.
  • Úzké optické emisní čáry. Ty pocházejí ze vzdálenějšího studeného materiálu, a proto jsou užší než široké linie.
  • Vysílání rádiového kontinua. To je vždy způsobeno tryskáčem. Ukazuje spektrum charakteristické pro synchrotronové záření.
  • Rentgenová kontinuální emise. To může vzniknout jak z paprsku, tak z horké korony akrečního disku prostřednictvím procesu rozptylu: v obou případech ukazuje spektrum mocninného zákona. V některých radio-tichých AGN existuje kromě složky energetického zákona nadbytek emise měkkého rentgenového záření. Původ měkkých rentgenových paprsků není v současné době jasný.
  • Emise rentgenové linie. To je výsledek osvětlení studených těžkých prvků rentgenovým kontinuem, které způsobuje fluorescenci rentgenových emisních čar, z nichž nejznámější je funkce železa kolem 6,4 keV . Tato čára může být úzká nebo široká: relativisticky rozšířené železné linie lze použít ke studiu dynamiky akrečního disku velmi blízko jádra a tedy povahy centrální černé díry.

Typy aktivní galaxie

Je vhodné rozdělit AGN do dvou tříd, běžně nazývaných radio-tiché a radio-hlasité. Rádio-hlasité předměty mají emisní příspěvky jak z paprsků, tak z laloků, které trysky nafukují. Tyto emisní příspěvky dominují svítivosti AGN na rádiových vlnových délkách a případně na některých nebo všech ostatních vlnových délkách. Rádio-tiché objekty jsou jednodušší, protože paprsek a emise související s paprskem lze na všech vlnových délkách zanedbávat.

Terminologie AGN je často matoucí, protože rozdíly mezi různými typy AGN někdy odrážejí historické rozdíly v tom, jak byly objekty objeveny nebo původně klasifikovány, než skutečné fyzické rozdíly.

Rádio-tichý AGN

  • Oblasti linií jaderných emisních linií s nízkou ionizací (LINER). Jak naznačuje název, tyto systémy vykazují pouze slabé oblasti linií jaderných emisních linií a žádné další podpisy emisí AGN. Je diskutabilní, zda všechny tyto systémy jsou skutečné AGN (poháněné akrecí na supermasivní černou díru). Pokud ano, představují třídu nejnižší svítivosti radio tichého AGN. Některé mohou být radio-tichými analogy rádiových galaxií s nízkou excitací (viz níže).
  • Seyfertovy galaxie . Seyferty byly nejdříve odlišnou třídou AGN, která měla být identifikována. Ukazují emise jaderného kontinua s optickým dosahem, úzké a příležitostně široké emisní čáry, příležitostně silné emise jaderného rentgenového záření a někdy slabé malé rádiové paprsky. Původně byly rozděleny do dvou typů známých jako Seyfert 1 a 2: Seyfert 1s vykazují silné široké emisní linie, zatímco Seyfert 2s nikoli, a Seyfert 1s pravděpodobně vykazují silné nízkoenergetické rentgenové záření. Existují různé formy zpracování tohoto schématu: například Seyfert 1s s relativně úzkými širokými čarami se někdy označuje jako úzký line Seyfert 1s. Hostitelské galaxie Seyfertů jsou obvykle spirální nebo nepravidelné galaxie.
  • Rádio-tiché kvazary /QSO. V zásadě se jedná o světelnější verze Seyfertu 1s: rozlišení je libovolné a obvykle se vyjadřuje omezující optickou velikostí. Kvazary byly původně v optických obrazech „kvazihvězdné“, protože měly optické svítivosti větší než jejich hostitelská galaxie. Vždy vykazují silnou emisi optického kontinua, rentgenovou kontinuální emisi a široké a úzké optické emisní čáry. Někteří astronomové pro tuto třídu AGN používají termín QSO (kvazi-hvězdný objekt), vyhrazující si „kvazar“ pro radio-hlasité objekty, zatímco jiní hovoří o radioklidných a radio-hlasitých kvasarech. Hostitelské galaxie kvasarů mohou být spirály, nepravidelné nebo eliptické. Mezi svítivostí kvasaru a hmotností jeho hostitelské galaxie existuje korelace v tom, že nejsvítivější kvasary obývají nejhmotnější galaxie (eliptické).
  • „Quasar 2s“. Analogicky se Seyfertem 2s se jedná o objekty s kvazarovými světelnými zdroji, ale bez silných emisí optického jaderného kontinua nebo širokopásmové emise. V průzkumech je jich málo, přestože byla identifikována řada možných kandidátních kvazarů 2.

Rádiový reproduktor AGN

Viz hlavní článek Rádio galaxie, kde je diskuse o velkém chování proudových letadel. Zde jsou diskutována pouze aktivní jádra.

  • Rádio-hlasité kvazary se chovají přesně jako radio-tiché kvazary s přidáním emise z paprsku. Vykazují tedy silnou emisi optického kontinua, široké a úzké emisní čáry a silnou rentgenovou emisi spolu s jadernou a často rozšířenou rádiovou emisí.
  • TřídyBlazars “ ( objekty BL Lac a kvazary OVV ) se vyznačují rychle proměnlivou, polarizovanou optickou, rádiovou a rentgenovou emisí. Objekty BL Lac nevykazují žádné optické emisní čáry, široké ani úzké, takže jejich červené posuny lze určit pouze z prvků ve spektrech jejich hostitelských galaxií. Funkce emisní linie mohou být vnitřně chybějící nebo jednoduše zaplaveny další proměnnou složkou. V druhém případě mohou být emisní čáry viditelné, když je proměnná složka na nízké úrovni. Kvazary OVV se chovají více jako standardní radio-hlasité kvazary s přidáním rychle proměnné složky. V obou třídách zdroje se předpokládá, že proměnná emise pochází z relativistického paprsku orientovaného blízko zorného pole. Relativistické efekty umocňují jak svítivost paprsku, tak amplitudu variability.
  • Rádiové galaxie. Tyto objekty vykazují jaderné a rozšířené rádiové emise. Jejich další vlastnosti AGN jsou heterogenní. Lze je obecně rozdělit na třídy s nízkou a vysokou excitací. Objekty s nízkou excitací nevykazují žádné silné úzké nebo široké emisní čáry a emisní čáry, které mají, mohou být buzeny jiným mechanismem. Jejich optické a rentgenové jaderné emise jsou v souladu s původem čistě v paprsku. Mohou to být nejlepší současní kandidáti na AGN s radiačně neefektivním narůstáním. Objekty s vysokou excitací (rádiové galaxie s úzkou linií) mají naopak spektra emisní čáry podobná spektra Seyfert 2s. Malá třída širokopásmových rádiových galaxií, které vykazují relativně silné jaderné optické kontinuální emise, pravděpodobně zahrnuje některé objekty, které jsou jednoduše rádiovými kvazary s nízkou svítivostí. Hostitelské galaxie rádiových galaxií, bez ohledu na jejich typ emisní linie, jsou v podstatě vždy eliptické.
Vlastnosti různých typů galaxií
Typ galaxie Aktivní

jádra

Emisní linie Rentgenové paprsky Přebytek Silný

rádio

Trysky Variabilní Rádio

hlasitý

Úzký Široký UV Far-IR
Normální Ne slabý Ne slabý Ne Ne Ne Ne Ne Ne
VLOŽKA neznámý slabý slabý slabý Ne Ne Ne Ne Ne Ne
Seyfert I. Ano Ano Ano nějaký nějaký Ano málo Ne Ano Ne
Seyfert II Ano Ano Ne nějaký nějaký Ano málo Ne Ano Ne
Quasar Ano Ano Ano nějaký Ano Ano nějaký nějaký Ano nějaký
Blazar Ano Ne nějaký Ano Ano Ne Ano Ano Ano Ano
BL Lac Ano Ne ne/slabý Ano Ano Ne Ano Ano Ano Ano
OVV Ano Ne silnější než BL Lac Ano Ano Ne Ano Ano Ano Ano
Rádio galaxie Ano nějaký nějaký nějaký nějaký Ano Ano Ano Ano Ano

Sjednocení druhů AGN

Sjednocené modely navrhují, aby různé pozorovací třídy AGN byly jediným typem fyzického objektu pozorovaného za různých podmínek. Aktuálně oblíbené jednotné modely jsou „jednotné modely založené na orientaci“, což znamená, že navrhují, aby zjevné rozdíly mezi různými typy objektů vznikaly jednoduše kvůli jejich rozdílné orientaci vůči pozorovateli. Diskutuje se o nich (viz níže).

Rádio-tiché sjednocení

Při nízké svítivosti jsou objekty, které mají být sjednoceny, Seyfertovy galaxie. Modely sjednocení navrhují, aby v Seyfertu 1s měl pozorovatel přímý pohled na aktivní jádro. V Seyfertu 2s je jádro pozorováno pomocí zatemňující struktury, která brání přímému pohledu na optické kontinuum, oblast se širokými čarami nebo (měkkou) rentgenovou emisi. Klíčový pohled na akreční modely závislé na orientaci je, že dva typy objektů mohou být stejné, pokud jsou pozorovány pouze určité úhly k linii pohledu. Standardní obrázek je torus zatemňujícího materiálu obklopujícího akreční disk. Musí být dostatečně velká, aby zakryla oblast širokých čar, ale ne dostatečně velká, aby zakryla oblast úzkých čar, která je vidět v obou třídách objektů. Seyfert 2s jsou vidět skrz torus. Mimo torus je materiál, který může rozptýlit část jaderné emise do našeho zorného pole, což nám umožňuje vidět určité optické a rentgenové kontinuum a v některých případech široké emisní čáry-které jsou silně polarizované, což ukazuje, že mají byly rozptýleny a dokázaly, že některé Seyfert 2s opravdu obsahují skryté Seyfert 1s. Infračervená pozorování jader Seyfert 2s také podporují tento obrázek.

Při vyšších světelnostech zaujímají kvazary místo Seyfert 1s, ale, jak již bylo řečeno, odpovídající „kvazar 2s“ jsou v současné době nepolapitelné. Pokud nemají rozptylovou složku Seyfert 2s, bylo by těžké je detekovat, kromě jejich světelné úzké linie a tvrdé rentgenové emise.

Rádio-hlasité sjednocení

Historicky se práce na radiofrekvenčním sjednocení soustředila na vysoce svítivé radio-hlasité kvasary. Ty lze sjednotit pomocí úzkopásmových rádiových galaxií způsobem, který je přímo analogický s unifikací Seyfert 1/2 (ale bez komplikací, které jsou v cestě odrazové složky: úzkopásmové rádiové galaxie nevykazují žádné jaderné optické kontinuum ani odražené X -ray komponenta, i když občas vykazují polarizovanou širokopásmovou emisi). Rozsáhlé rádiové struktury těchto objektů poskytují přesvědčivý důkaz, že jednotné modely založené na orientaci jsou skutečně pravdivé. Rentgenové důkazy, pokud jsou k dispozici, podporují jednotný obraz: rádiové galaxie vykazují důkazy o zatemnění torusem, zatímco kvazary nikoli, i když je třeba dávat pozor, protože radiofrekvenční objekty mají také měkkou neabsorbovanou složku související s paprskem a vysokou rozlišení je nutné k oddělení tepelných emisí od velkého prostředí horkých plynů zdrojů. Ve velmi malých úhlech k zornému poli dominuje relativistické vyzařování a vidíme blazar nějaké rozmanitosti.

Populaci rádiových galaxií však zcela dominují objekty s nízkou svítivostí a nízkým buzením. Ty nevykazují silné linie jaderných emisí-široké nebo úzké-mají optická kontinua, která se zdají být zcela spojená s paprskem, a jejich rentgenová emise je také v souladu s pocházením čistě z paprsku, obecně bez silně absorbované jaderné složky . Tyto objekty nelze sjednotit s kvasary, přestože při pohledu na radiovou emisi obsahují některé objekty s vysokou svítivostí, protože torus nikdy nemůže skrýt úzkou linii v požadovaném rozsahu a protože infračervené studie ukazují, že nemají žádnou skrytou jadernou složka: ve skutečnosti neexistuje žádný důkaz pro torus v těchto objektech. S největší pravděpodobností tvoří samostatnou třídu, ve které jsou důležité pouze emise související s tryskami. V malých úhlech k zornému poli budou vypadat jako objekty BL Lac.

Kritika radionuklidového sjednocení

V nedávné literatuře o AGN, která je předmětem intenzivní diskuse, se zdá, že rostoucí soubor pozorování je v rozporu s některými klíčovými predikcemi sjednoceného modelu, např. Že každý Seyfert 2 má zakryté jádro Seyfert 1 (skrytý široký -line region).

Nelze proto vědět, zda je plyn ve všech galaxiích Seyfert 2 ionizován kvůli fotoionizaci z jediného ne-hvězdného zdroje kontinua ve středu, nebo v důsledku šokové ionizace například z intenzivních jaderných výbuchů hvězd. Spektropolarimetrické studie ukazují, že pouze 50% Seyfert 2 vykazuje skrytou oblast širokých čar a rozdělilo tak galaxie Seyfert 2 na dvě populace. Zdá se, že se tyto dvě skupiny populací liší svou svítivostí, kde Seyfert 2 bez skryté širokosměrné oblasti jsou obecně méně zářivé. To naznačuje, že absence širokých linií je spojena s nízkým Eddingtonovým poměrem, a nikoli s zatemněním.

Krycí faktor torusu může hrát důležitou roli. Některé torusové modely předpovídají, jak mohou Seyfert 1s a Seyfert 2s získat různé krycí faktory na základě závislosti na světelnosti a rychlosti akrece faktoru pokrývajícího torus, což je podpořeno studiemi na rentgenovém záření AGN. Modely také naznačují závislost širokopásmové oblasti na rychlosti přírůstku a poskytují přirozený vývoj od aktivnějších motorů v Seyfert 1s k „mrtvějším“ Seyfert 2s a mohou vysvětlit pozorovaný rozpad jednotného modelu při nízkých světelnostech a vývoj širokorozchodné oblasti.

Zatímco studie jednotlivých AGN ukazují významné odchylky od očekávání jednotného modelu, výsledky statistických testů byly rozporuplné. Nejdůležitějším krátkým příchodem statistických testů přímým porovnáním statistických vzorků Seyfert 1s a Seyfert 2s je zavedení zkreslení výběru kvůli anizotropním kritériím výběru.

Studium sousedních galaxií namísto AGN nejprve navrhlo, že počet sousedů byl větší pro Seyfert 2s než pro Seyfert 1s, což je v rozporu s jednotným modelem. Dnes, po překonání předchozích omezení malých velikostí vzorků a anizotropního výběru, studie sousedů stovek až tisíců AGN ukázaly, že sousedé Seyfertu 2s jsou vnitřně prašnější a vytvářejí více hvězd než Seyfert 1s a spojení mezi typem AGN, morfologie hostitelské galaxie a historie kolizí. Kromě toho studie úhlového shlukování dvou typů AGN potvrzují, že se nacházejí v různých prostředích, a ukazují, že se nacházejí v halách temné hmoty různých hmot. Studie prostředí AGN jsou v souladu s unifikačními modely založenými na evoluci, kde se Seyfert 2s během fúze transformují na Seyfert 1s, přičemž podporují dřívější modely aktivace jader Seyfert 1 řízené fúzí.

Přestože stále panují spory o správnosti každé jednotlivé studie, všichni se shodují na tom, že nejjednodušší modely založené na úhlu pohledu AGN Unification nejsou úplné. Zdá se, že Seyfert-1 a Seyfert-2 se liší tvorbou hvězd a výkonem motoru AGN.

I když stále může platit, že zakrytý Seyfert 1 se může jevit jako Seyfert 2, ne všechny Seyfert 2s musí hostit zakrytý Seyfert 1. Pochopení, zda je to stejný motor, který pohání všechny Seyfert 2s, připojení k rádiovému AGN, mechanismy variability některých AGN, které se mezi těmito dvěma typy liší ve velmi krátkých časových měřítcích, a připojení typu AGN k prostředí malého a velkého rozsahu zůstávají důležitými otázkami, které je třeba začlenit do jakéhokoli jednotného modelu aktivních galaktických jader.

Kosmologické využití a evoluce

Aktivní galaxie po dlouhou dobu držely všechny rekordy pro objekty s nejvyšším červeným posunem známé buď v optickém nebo rádiovém spektru, kvůli jejich vysoké svítivosti. Stále mají svou roli ve studiích raného vesmíru, ale nyní se uznává, že AGN poskytuje vysoce předpojatý obraz „typické“ galaxie s vysokým červeným posunem.

Zdá se, že většina světelných tříd AGN (radio-loud and radio-quiet) byla v raném vesmíru mnohem početnější. To naznačuje, že se masivní černé díry vytvořily brzy a že podmínky pro tvorbu světelných AGN byly v raném vesmíru běžnější, například mnohem vyšší dostupnost chladného plynu v blízkosti centra galaxií než v současnosti. Z toho také vyplývá, že mnoho objektů, které kdysi byly světelnými kvasary, jsou nyní mnohem méně zářivé nebo zcela v klidu. Vývoj populace AGN s nízkou svítivostí je mnohem méně dobře pochopen kvůli obtížnosti pozorování těchto objektů při vysokých červených posunech.

Viz také

  • Vztah M – sigma
  • Quasar  - aktivní galaktické jádro obsahující supermasivní černou díru
  • Rádio galaxie  - typy aktivních galaktických jader, které jsou velmi světelné na rádiových vlnových délkách
  • Relativistický paprsek  - Paprsek ionizované hmoty proudící podél osy rotujícího astronomického objektu
  • Supermasivní černá díra  - největší typ černé díry; obvykle se nacházejí ve středu galaxií

Reference

externí odkazy