Seyfert Galaxy

En Seyfert-galakse er en type aktiv galakse som er vert for en aktiv kjerne. Denne kjernen produserer spektrale utslippslinjer fra høyt ionisert gass . De er vanligvis spiralgalakser . Dens utslipp produseres ved akkresjon av materie i det supermassive sorte hullet som ligger i midten.

Historikk

I 1908 oppdaget Edward A. Fath utslippslinjer i et spektrum av "spiraltåken" NGC 1068 . [ 1 ] Spekteret var sammensatt av absorpsjonslinjer sammen med utslippslinjer som de man ser i gasståker. Carl K. Seyfert oppdager i 1943 at noen galakser har en kjerne, tilsynelatende punktlig, som er opphavet til disse utslippslinjene. [ 2 ] Dette er det første systematiske arbeidet som leter etter denne spesielle typen galakser. Utslippet fra disse galaksene var veldig likt utslippslinjene til en planetarisk tåke lagt over et typisk spekter av en stjerne som Solen (type G). Bredden på linjene tilskrives av Seyfert til Doppler-skiftet , og dermed oppnås hastigheter på opptil 8500 km/s i kjernefysisk sone. Dette vil tilsvare at veldig varm gass beveger seg i høy hastighet, i motsetning til gjennomsnittshastigheten på 300 km/s for stjerner og gass i en normal spiralgalakse.

Kjennetegn ved Seyfert-galakser

Seyfert-galakser er oppkalt etter oppdageren deres, den amerikanske astronomen Carl Seyfert . De er vanligvis spiralgalakser. I noen tilfeller er det sentrale området veldig lyst, så lyst at det kan overgå resten av selve galaksen.

Spektrum

Det elektromagnetiske spekteret til Seyfert-galakser har emisjonslinjer av hydrogen , helium , nitrogen og oksygen som er bemerkelsesverdige for deres lysstyrke.

Det er to typer linjer i det synlige spekteret :

Seyfert-galakser er klassifisert som Type 1 eller Type 2, avhengig av om spekteret viser smale og brede utslippslinjer, eller bare smale. Type 1 viser rekombinasjonslinjer, både brede og tynne, overlappende og tynne forbudte linjer; Type 2 viser bare tynne linjer både tillatt og forbudt. Noen forfattere har utvidet klassifiseringen avhengig av den relative intensiteten mellom de smale og brede komponentene (f.eks. Type 1.5 eller Type 1.9).

Variabilitet

Den elektromagnetiske strålingen som kommer fra kjernen til Seyfert-galaksene (både som kontinuum og noen emisjonslinjer) varierer med tiden. I enkelte tilfeller varierer den med mindre enn ett år, noe som innebærer at utslippsområdet må være mindre enn et lysår stort. Enkle astronomiske beregninger indikerer at strålingen som kommer fra kjernen er i størrelsesorden 1-100 ganger lysstyrken som sendes ut av en normalstor spiralgalakse, så det er overraskende at en så "liten" region, i størrelsesorden et år lyser. som sett genererer energien tilsvarende den som sendes ut av milliarder av galakser 100 000 ganger større. Spekteret til kontinuumet avslører videre at opprinnelsen til strålingen ikke er termisk , det vil si at den ikke skyldes en opphopning av normale stjerner. Videre er kjernen lyssterk i praktisk talt hele spektralområdet: fra gammastråler , gjennom røntgenstråler , ultrafiolette stråler , synlige , infrarøde og radiobølger . En slik mengde stråling gjennom hele det elektromagnetiske spekteret i et så "lite" område krever en utrolig energisk mekanisme.

Opprinnelsen til sendingen

Den bemerkelsesverdige bredden til utslippslinjene tilskrives en relativt stor hastighetsfordeling i gassen som sender ut strålingen. Hvis vi tar i betraktning Doppler-effekten , det vil si skiftet i bølgelengde eller frekvens av elektromagnetisk stråling på grunn av hastigheten til kilden, kan vi deretter utlede hastighetene som den emitterende gassen er funnet. Disse skyene har hastigheter mellom 500 og 4000 km/s, og antas å stamme fra et sett med tåker som befinner seg i en viss avstand fra en veldig intens sentral kilde til elektromagnetisk stråling.

Hver sky (eller sett med skyer) har en forskjellig hastighet i forhold til siktelinjen vår, og jo raskere gassen spinner rundt det sorte hullet , desto bredere er linjen. De smale linjene antas å stamme fra det ytterste settet med skyer hvor rotasjonshastigheten er lavere, mens de brede linjene stammer fra skyer som er relativt nær emitterende kilde.

Denne beskrivelsen stemmer overens med det faktum at det ikke påvises variasjon i de smale linjene, noe som betyr at regionen som avgir dem er langt fra den sentrale kilden; i kontrast er de store linjene variable på korte tidsskalaer.

Regionen som sender ut de tynne linjene kalles NLR (narrow line region) og antas å bestå av et sett med skyer som ligger mellom 1 og 1000 pct. fra den sentrale utslippskilden. Dens tetthet er lav nok til å produsere, i tillegg til de tradisjonelle hydrogen- og helium-rekombinasjonslinjene, forbudt linjeemisjon, det vil si emisjon fra visse nøytrale eller ioniserte atomer som i eksiterte tilstander kan produsere svært lav elektromagnetisk stråling sannsynlighet for emisjon nettopp pga. den lave tettheten som råder der.

Regionen som sender ut de brede linjene kalles BLR (broad line region). Den ligger sannsynligvis omtrent 0,05 pct. fra den sentrale kilden og dens tetthet er høyere enn NLR, nok til å ikke danne forbudte linjer. Men ja rekombinasjonslinjer av hydrogen og helium.

Samlet modell

Modellen utviklet i løpet av de siste 40 årene som forklarer dette fenomenet er som følger: det er et supermassivt sort hull i sentrum av disse galaksene, med masser i størrelsesorden 10 8 -10 9 solmasser. Noen få astronomiske enheter unna ligger en skive av gassformig materiale som utsettes for viskøse krefter med enorm turbulens og på grunn av dette faller mot det sorte hullet. Dette medfører et bemerkelsesverdig tap av gravitasjonspotensialenergi, som er enormt, tatt i betraktning den enorme massen til sentrallegemet. Tapet av potensiell energi resulterer i en enorm frigjøring av strålingsenergi, hovedsakelig i de ultrafiolette og røntgenområdene. Denne kilderegionen er kjent som akkresjonsskiven. Strålingen som kommer derfra er så intens at den fører til at elektroner går tapt fra atomene som utgjør skyene som befinner seg i områder som allerede er ganske langt unna. Kilden sies da å sende ut fotoioniserende stråling. Gassskyene ioniseres, men før eller siden kommer systemet i likevekt: det er ionisering, men også den omvendte prosessen: rekombinasjon. Da blir skyene nær (BLR) og fjernt (NLR) selve strålingskilder. For å forklare hvorfor det er noen Seyfert-galakser av type 1 og andre av type 2, introduseres et ekstra element: tilstedeværelsen av et skjulende materiale mellom NLR og BLR i form av en torus, som består av støv og molekylær gass . En galakse er av typen Seyfert 2 fordi den sett fra jorden har en orientering slik at toroid hindrer observasjon av BLR: vi ser bare tynne linjer. En galakse er av typen Seyfert 1 fordi, når den observeres fra Jorden, er dens orientering slik at torusen ikke hindrer observasjonen av området nærmest akkresjonsskiven, det vil si BLR. [ 3 ]

I noen type 2-galakser kan de brede komponentene i rekombinasjonslinjene observeres i polarisert lys fordi lyset spres av en varm, gassformig halo som omgir kjernen, slik at de kan observeres indirekte. Denne effekten ble først observert i galaksen NGC 1068 , en Seyfert Type 2 -galakse. [ 4 ]

Referanser

  1. ↑ Fath, EA (1908). "Bulletin Number 149 - Spektrene til noen spiraltåker og kuleformede stjernehoper." . Lick Observatory Bulletin 5 . 71-77 . 
  2. ↑ Seyfert, C.K. (1943). "Atomutslipp i spiraltåker." . AstrophysicalJournal97 . _ 28-+ . 
  3. ^ Antonucci, Robert (1993). "Samlede modeller for aktive galaktiske kjerner og kvasarer" . Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk 31 . 473-521 . 
  4. ^ Antonucci, RRJ og Miller, JS (1985). "Spektropolarimetri og naturen til NGC 1068" . Astrofysisk tidsskrift 297 . 621-632 . 

Bibliografi

Eksterne lenker