Galaxia Seyfert

Galaxiile Seyfert sunt o clasă de nuclei galactici activi care prezintă linii spectrale din gaze puternic ionizate, ^[1] descoperite de astrofizicianul Carl Keenan Seyfert în 1943 . ^[2]

Clasificare

În 1943, Carl Seyfert a finalizat un studiu asupra unui eșantion de șase galaxii selectate din catalogul Observatorului Mount Wilson . Comparativ cu galaxiile normale, aceste obiecte aveau unele particularități; deși majoritatea erau spirale , regiunile lor centrale au prezentat o luminozitate mult mai mare decât liniile de emisie normale și largi, ceea ce este neobișnuit pentru galaxii. Din acest motiv, au fost imediat considerați o clasă separată de obiecte, având în comun miezul semistelar și liniile de emisie. Un sondaj efectuat de BE Markarian ( 1963 ) ^{[3] a} condus la descoperirea multor alte galaxii Seyfert și la un nou sistem de clasificare, bazat exclusiv pe prezența sau absența liniilor de emisie.

Galaxia Seyfert NGC 7742.

În 1974 au fost împărțiți în două clase distincte, numite Seyfert-1 și Seyfert-2. Două tipuri de linii au fost observate în spectrele galaxiilor Seyfert-1: permise și interzise . Primele erau foarte largi, cu lățimea pe jumătate de înălțime ( FWHM ) corespunzătoare vitezei cuprinse între 1000 și 10000 km / s. Liniile interzise, pe de altă parte, erau mai înguste, iar viteza lor corespunzătoare era de cel mult 1000 km / s. Cu toate acestea, în Seyfert-2, liniile interzise și permise au prezentat proprietăți similare, cu viteze toate în ordinea a 1000 km / s. În general, liniile cu caracteristici similare provin din aceeași zonă a galaxiei, în consecință s-a crezut că în Seyfert-2 ambele tipuri de linii provin din aceeași regiune a nucleului, în timp ce în Seyfert-1 linii interzise și permise formate în două zone diferite a galaxiei.

Prezența liniilor foarte largi ne-a făcut să presupunem existența unei regiuni care mai târziu a devenit cunoscută sub numele de Regiunea Liniilor Largi (BLR), sau Regiunea liniilor largi ; Se crede că fotoionizarea în nori BLR se datorează în prezent unui disc de acumulare foarte fierbinte în jurul sursei centrale. Cele mai înguste linii provin în schimb din regiunea cunoscută sub numele de Regiune de linie îngustă (NLR) sau Regiunea de linii înguste, plasată la o distanță mai mare de centru. Dezvoltarea spectroscopiei a arătat că unele dintre liniile permise au, de asemenea, două componente; ele sunt de fapt formate dintr-o parte centrală îngustă și intensă suprapusă pe aripi largi, dar mult mai slabe. Pentru a explica acest lucru, clasificarea a fost extinsă la clasele intermediare Seyfert, cum ar fi Seyfert-1.5, 1.8 și 1.9. Acest nou model presupunea că galaxiile de tip 2 nu aveau BLR, dar mai târziu s-a arătat că cel puțin unele dintre ele erau prezente, deși era vizibilă doar în lumina polarizată.

Galaxie spirală de Seyfert tip 2 în Busolă

Această descoperire fundamentală a fost esențială în formularea unui model unificat. De fapt, în Seyfert-2, BLR este ascuns de praf concentrat într-o regiune suficient de mică pentru ca NLR să rămână vizibilă. O structură geometrică care se potrivește bine acestei ipoteze este cea a unui tor care înconjoară nucleul. Diferențele dintre diferitele clase Seyfert se datorează probabil unui simplu efect de proiecție. În general, Seyfertii sunt considerați o clasă intermediară de nuclei galactici activi și constituie un procent mic de galaxii. Luminozitatea lor variază de la 5 × 10 ¹² $L_{\odot }$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ pentru cele mai luminoase, cu energii comparabile cu cele ale quasarilor (10 ⁴⁴ erg s ⁻¹ ), în timp ce cele mai slabe, cu luminozitate egală cu 10 ¹¹ $L_{\odot }$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle L _ {\ odot}}$ , sunt confundate cu clasa LINER ( Regiune cu linie cu emisii scăzute de ionizare ). Pentru a distinge galaxiile Seyfert de LINER-uri, ^{sunt utilizate} diagramele de diagnostic propuse de Veilleux & Osterbrock ( 1987 ) ^[4] . Seyfert-urile tind să fie concentrate în primele tipuri morfologice , Sa și Sb, în timp ce mai rar sunt Sc. Seyferts eliptice par a fi rare.

Se presupune că sursa centrală de energie a tuturor tipurilor de AGN , inclusiv în cazul Seyferts, este o gaură neagră supermasivă, totuși dovada existenței sale este exclusiv indirectă: de exemplu, prezența jeturilor relativiste cu o axă stabilă, a unui spectru energie mare și luminozitate mare. De fapt, energia eliberată de discul de acumulare al găurii negre se îndepărtează de fapt sub formă de jeturi de materie și fotoni . Ca primă aproximare, tendința spectrului este o lege a puterii cu exponent între 0 și 1 și este dată de radiația sincrotronă și de procesul auto-Compton . Intensitatea emisiei continue arată o creștere de la lungimile de undă mai mici ( banda X ) către optică , pentru a atinge un vârf în jur de 100 µm și a scădea rapid în radiu , unde emisia este de 10 ³ - 10 de ⁴ ori mai mică decât în radio- galaxii strălucitoare. De fapt, Seyfert-urile sunt clasificate ca radio-silențioase.

Regiune de linie largă

Regiunea cea mai interioară a galaxiilor se numește Regiunea liniei largi (BLR) și este vizibilă doar în galaxiile Seyfert-1 și în clasele intermediare. Liniile late prezent sunt cele ale seriei Balmer , heii λ4686, HEI λ5876 în optică și în ultraviolet Lyα , CIV λ1549 și [CIII] λ1909, în plus față de MgII λ2800. Aceste linii se datorează fotoionizării gazului interstelar de către continuumul produs de discul de acumulare al găurii negre. Densitatea acestor regiuni este neapărat destul de mare datorită absenței liniilor interzise. Deoarece nivelul de ionizare este aproximativ același pentru BLR-ul tuturor obiectelor, se presupune că dimensiunea sa crește pe măsură ce luminozitatea sursei crește. De exemplu, se estimează că quasarii, de 100 de ori mai luminoși decât un Seyfert, au un BLR de 10 ori mai mare. Mai multe proprietăți fizice pot fi derivate din liniile spectrului. Densitatea este de ordinul 10 ¹⁰ cm ⁻³ , iar temperatura este de aproximativ 10 ⁴ K. O altă proprietate fizică importantă este parametrul de ionizare, definit ca:

U={\frac {1}{n_{e}c}}\int _{13.6{\text{ eV}}}^{+\infty }{\frac {F_{\nu }}{h\nu }}d\nu

{\ displaystyle U = {\ frac {1} {n_ {e} c}} \ int _ {13.6 {\ text {eV}}} ^ {+ \ infty} {\ frac {F _ {\ nu}} { h \ nu}} d \ nu}

{\ displaystyle U = {\ frac {1} {n_ {e} c}} \ int _ {13.6 {\ text {eV}}} ^ {+ \ infty} {\ frac {F _ {\ nu}} { h \ nu}} d \ nu}

Rețineți că depinde de luminozitatea sursei, distanța norului de centru și densitatea numerică a electronilor liberi. După cum s-a demonstrat în 1990 ^[5] , parametrul este obținut din raportul dintre intensitatea liniilor [OIII] λ5007 și [OII] λ3727. Luminozitatea este dată de combinația dintre puterea continuului ionizant și forma spectrului; dacă are un indice spectral mai mic de -1, luminozitatea este dominată de fotoni de înaltă frecvență care ionizează gazul. În prezent, cea mai probabilă estimare a parametrului de ionizare în BLR este de aproximativ 2 × 10 ⁻³ .

Este posibil să se facă presupuneri cu privire la distribuția pe care gazul BLR o presupune. Având în vedere spectrul legii puterii cu indicele α = -1, relația dintre fluxul de Hα și cel al continuumului poate fi determinată și comparată cu observațiile. Ceea ce se observă este o valoare mult mai mică decât se aștepta dacă gazul absoarbe toată energia continuumului, de aceea o parte din aceasta trebuie să scape și să se disperseze în mod direct în spațiul interstelar . Singurul model acceptabil pentru a explica acest comportament este că gazul nu este distribuit într-o carcasă sferică, ci mai degrabă grupat în nori . O problemă legată de cea menționată tocmai este conservarea unor astfel de nori în BLR; de fapt, acestea ar trebui să se extindă la viteza locală a sunetului și să se disipeze rapid. Pentru a depăși această problemă, se poate presupune că norii fac parte dintr-o structură mai mare de gaz, care, prin presiunea sa , i- ar ține pe loc. Cu toate acestea, acest lucru contrastează cu cele spuse anterior, deoarece numai norii sunt ionizați. Nici măcar torul molecular nu poate explica această închidere, astfel încât singura concluzie acceptabilă este că norii de gaz sunt un fenomen tranzitoriu, care sunt înlocuiți cu material care se deplasează spre regiunea centrală din mediul înconjurător.

Luminozitatea unui rând este dată de ecuația:

L=j\cdot V

{\ displaystyle L = j \ cdot V}

{\ displaystyle L = j \ cdot V}

Unde j este coeficientul de emisie al liniei și V volumul ocupat de gaz. Deoarece luminozitatea liniei Hα este legată de masa gazului emitent și de coeficientul j, se poate obține următoarea relație:

L(H\alpha )=4.3\times 10^{19}n_{e}M_{\odot }

{\ displaystyle L (H \ alpha) = 4,3 \ ori 10 ^ {19} n_ {e} M _ {\ odot}}

{\ displaystyle L (H \ alpha) = 4,3 \ ori 10 ^ {19} n_ {e} M _ {\ odot}}

Din observații se constată că luminozitatea Hα pentru AGN în general este între 10 ³⁸ și 10 ⁴⁴ erg s ⁻¹ ; presupunând densitatea 10 ¹⁰ cm ⁻³ , se poate deduce că în cele mai puternice surse masa este doar 10 ⁸ $M_{\odot }$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ , în timp ce pentru obiectele mai puțin luminoase masa corespunzătoare este doar 1 $M_{\odot }$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ . Cu toate acestea, acest lucru este adevărat în aproximarea uniformității gazelor; eliminând această ipoteză, valoarea masei este cuprinsă între 1 și 10 ⁴ $M_{\odot }$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ . Din prima ecuație este posibil să se obțină volumul gazului BLR, care, ținând cont de natura sa globulară, dă o valoare minimă de 1 Pc. Această limită inferioară, pentru un Seyfert-1 slab, este redusă la doar 3 × 10 ^-5 Pc.

Torus molecular

S-a spus că în lumina polarizată prezența BLR a fost detectată și într-un Seyfert-2, NGC 1068 . Cel mai simplu mecanism care explică acest fenomen este prezența unei oglinzi de boabe de praf și electroni, care reflectă lumina care vine din regiunea centrală, polarizând-o. Aceste pulberi sunt probabil concentrate pe un toro molecular care înconjoară BLR și care conține suficient material pentru a fi opace atât la razele X dure, care nu sunt observate în spectrul Seyfert-2, cât și la fotonii ionizanți care provin de pe discul de acumulare al găurii. .negru central. Observațiile oferă o valoare de extincție maximă de 50 de magnitudini , iar masa torului este calculată la aproximativ 10 ⁹ $M_{\odot }$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ .

Fiind compus din molecule , torul nu poate fi prea aproape de regiunile centrale, altfel radiația ar disocia imediat compușii și, în plus, boabele de praf s-ar evapora. Raza minimă suficientă pentru stabilitate este de aproximativ un parsec , deci acest obiect este foarte compact. Partea interioară a torului este evident afectată direct de radiația ionizantă, prin urmare se află într-o stare complet disociată. Pereții interiori se evaporă rapid, devenind o sursă de vânt ionizat de particule din miezul activ. Îndepărtându-se de sursă, numărul de fotoni ionizanti scade rapid, permițând existența moleculelor și a boabelor de praf.

Și aici, ca și în BLR, gazul trebuie concentrat în nori , altfel viteza mare de rotație, mai mare de 100 km s- ¹ , ar face ca praful să se încălzească prin frecare , distrugându-le. Orientarea torului este cauza diferenței dintre diferitele clase de galaxii Seyfert. Dacă axa sa de simetrie este perpendiculară pe planul cerului, regiunile centrale vor fi vizibile, iar obiectul ne va apărea ca un Seyfert-1. La diferite înclinații, se vor obține clasele intermediare, iar atunci când axa se află în planul cerului, BLR va deveni invizibil, făcând galaxia să apară ca un Seyfert-2.

Regiunea de linie îngustă

Regiunea liniei înguste (NRL, în italiană: Regiunea liniei înguste ) este regiunea situată între 10 Pc și 1 KPc distanță de nucleul galactic activ, prezent în toate tipurile de Seyfert. Valorile vitezei observate de FWHM ale liniilor sunt foarte variabile, deși rămân sub sau ajung la maximum o mie de kilometri pe secundă. Prezența liniilor interzise în spectrul NLR indică imediat că densitatea este destul de scăzută în comparație cu cea din regiunile cele mai interioare, chiar dacă este supusă unor variații largi, fluctuând între 10² cm ⁻³ în zonele exterioare până la 10 ^6-8 cm ⁻³ pe interior. Gazul conține , în general , optic gros , cu toate acestea, valoarea ridicată a raportului dintre heii λ4686 / Hβ linii sugerează că există , de asemenea , nori optic subțire, deoarece unele modele prezic. Din liniile lui [SII] și [OIII] este posibil să se obțină densitatea și temperatura electronilor, care sunt respectiv în ordinea 10 ³ −10 ⁴ cm ⁻³ și 1-2 x 10 ⁴ K. Parametrul de ionizare, definit mai sus, în NLR este de aproximativ 10 ^-2 . Prezența pulberilor face, de asemenea, necesară corectarea spectrului pentru roșeață . Intensitatea liniilor din seria Balmer este destul de apropiată de cea teoretică, deci orice deviere poate fi atribuită înroșirii. Raportul Hα / Hβ, de exemplu, trebuie să fie în valoare de aproximativ 2,8, prin urmare este posibil să se calculeze absorbția cunoscută raportul R dintre intensitatea celor două linii:

A_{v}\simeq 6.8\times \log _{10}{\frac {R}{2.8}}

{\ displaystyle A_ {v} \ simeq 6.8 \ times \ log _ {10} {\ frac {R} {2.8}}}

{\ displaystyle A_ {v} \ simeq 6.8 \ times \ log _ {10} {\ frac {R} {2.8}}}

În general, NLR poate fi împărțit în două părți. Primul este adevăratul NLR, în care fotoionizarea se datorează exclusiv sursei centrale și care prezintă interacțiuni cinematice cu orice plasmă care emite radio. Cele mai intense linii observate în această regiune sunt dubletul interzis al lui [OIII] λλ 5007, 4959, dar există și alte linii interzise, cum ar fi [NII] sau [SII]. Regiunea ultraperiferică, pe de altă parte, este Regiunea de linie de emisie extinsă (EELR), cunoscută și sub numele de Regiunea de linie îngustă extinsă (ENLR), unde se află gazul ionizat în afara NLR și ale cărui mișcări sunt mai similare cu cele ale discul galactic . Emisiile EELR s-ar putea datora mediului interstelar fotoionizat din nucleul galactic activ central, dar în unele cazuri și stelelor fierbinți de tip spectral OB.

Această regiune din Seyfert apare adesea limitată la o structură conică dublă centrată pe nucleu, numită con de ionizare . Existența acestui con se datorează prezenței torului ecuatorial în jurul sursei centrale și a BLR. Radiația emanată din nucleul galactic activ este izotropă , cu toate acestea, torul și prezența prafului nu îl fac complet uniform, dând naștere la variații ale gradelor de ionizare ale diferitelor părți ale EELR.

Fotonii cu energie ridicată sunt capabili să pătrundă adânc în nori , ionizând parțial gazele neutre, dar și boabele de praf prezente în conuri, oferind astfel un număr mare de electroni cu energie cinetică ridicată. Datorită presiunii radiațiilor , se formează și vânturi care transportă materia către regiunile ultraperiferice ale Seyfert. Pentru a confirma acest lucru, se observă că liniile NLR prezintă o asimetrie ^[6] : aripile lor sunt de fapt ușor extinse spre regiunea albastră a spectrului ( blueshift ), ceea ce indică un flux de materie din galaxie și se apropie de-a lungul liniei de vedere . În general, fluxul din partea opusă a galaxiei, care ar trebui să pară redshifted, este invizibil din cauza prafului, cu toate acestea, în Seyferts care au surse radio duble sau triple, este posibil, de asemenea, să vedeți această redshift în vecinătatea radiolobii . În aceste obiecte liniile apar mărite la bază și în centru până la FWHM egal cu 1000 km s ⁻¹ .

Unele Seyferts, după cum sa menționat deja, arată și activitate radio. În acest caz, emisiile de NLR sunt strâns corelate cu această activitate, cu linii mai intense care provin din jeturi sau din regiunile din jurul radiolobilor. Studiile spectroscopice arată FWHM ridicate pentru aceste emisii, ceea ce indică o interacțiune dinamică semnificativă a gazului ionizat cu structurile care emit radio. Rețineți că EELR-urile, pe de altă parte, nu prezintă nicio interacțiune cu emisiile radio. Boabele de praf conținute în conuri se pot comporta și ca oglinzi, datorită secțiunii lor transversale mari. Fotonii sunt de fapt deviați și, în acest fel, este posibil să se vadă regiuni care altfel ar fi ascunse. Existența acestui efect poate fi dedusă din prezența polarizării liniare a luminii provenite din NLR. Chiar și electronii cu temperatură ridicată pot polariza radiația nucleului galactic activ prin împrăștierea Thomson , deși sunt mult mai puțin eficienți decât boabele de praf, iar norii cu o adâncime optică Thomson destul de mare sunt extrem de rare la distanțe mari de zonele cele mai interioare.

Notă

^ LS Sparke, JS Gallagher III, Galaxies in the Universe: An Introduction , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 978-0-521-67186-6 .
^ CK Seyfert, Emisia nucleară în nebulozele spirale , în Astrophysical Journal , vol. 97, 1943, pp. 28–40, Bibcode : 1943ApJ .... 97 ... 28S , DOI : 10.1086 / 144488 .
^ Markarian, BE 1963, Soobshcheniya Byurakanskoj Observatorii Akademiya Nauk Armyanskoj SSR Erevan, 34, 19.
^ Veilleux, S. și Osterbrock, DE 1987, în Star Formation in Galaxies, 737-740.
^ Penston, MV, Robinson, A., Alloin, D., Appenzeller, I., Aretxaga, I., Axon, DJ, Baribaud, T., Barthel, P., Baum, SA, Boisson, C., de Bruyn , AG, Clavel, J., Colina, L., Dennefeld, M., Diaz, A., Dietrich, M., Durret, F., Dyson, JE, Gondhalekar, P., van Groningen, E., Jablonka, P., Jackson, N., Kollatschny, W., Laurikainen, E., Lawrence, A., Masegosa, J., McHardy, I., Meurs, EJA, Miley, G., Moles, M., O'Brien , P., O'Dea, C., del Olmo, A., Pedlar, A., Perea, J., Perez, E., Perez-Fournon, I., Perry, J., Pilbratt, G., Rees , M., Robson, I., Rodriguez-Pascual, P., Rodriguez Espinosa, JM, Santos-Lleo, M., Schilizzi, R., Stasinska, G., Stirpe, GM, Tadhunter, C., Terlevich, E ., Terlevich, R., Unger, S., Vila-Vilaro, V., Vilchez, J., Wagner, SJ, Ward, MJ, & Yates, GJ 1990, A&A, 236, 53.
^ Whittle, M. și Murdin, P. 2000, Enciclopedia Astronomiei și Astrofizicii.

Bibliografie

Ian Robson, Nucleii galactici activi
DE Osterbrock, Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei , Active Science Books, 1989, ISBN 0-935702-22-9 .

Alte proiecte

Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre Galaxy Seyfert

linkuri externe

( EN ) Seyfert Galaxy / Seyfert Galaxy (altă versiune) , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.

Controlul autorității	LCCN (EN) sh87001641 · GND (DE) 4181123-9

Portalul Deep Sky Objects : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de obiecte non-stelare

[sparkegallagher2007-1] LS Sparke, JS Gallagher III, Galaxies in the Universe: An Introduction , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 978-0-521-67186-6 .

[seyfert1943-2] CK Seyfert, Emisia nucleară în nebulozele spirale , în Astrophysical Journal , vol. 97, 1943, pp. 28–40, Bibcode : 1943ApJ .... 97 ... 28S , DOI : 10.1086 / 144488 .

[3] Markarian, BE 1963, Soobshcheniya Byurakanskoj Observatorii Akademiya Nauk Armyanskoj SSR Erevan, 34, 19.

[4] Veilleux, S. și Osterbrock, DE 1987, în Star Formation in Galaxies, 737-740.

[5] Penston, MV, Robinson, A., Alloin, D., Appenzeller, I., Aretxaga, I., Axon, DJ, Baribaud, T., Barthel, P., Baum, SA, Boisson, C., de Bruyn , AG, Clavel, J., Colina, L., Dennefeld, M., Diaz, A., Dietrich, M., Durret, F., Dyson, JE, Gondhalekar, P., van Groningen, E., Jablonka, P., Jackson, N., Kollatschny, W., Laurikainen, E., Lawrence, A., Masegosa, J., McHardy, I., Meurs, EJA, Miley, G., Moles, M., O'Brien , P., O'Dea, C., del Olmo, A., Pedlar, A., Perea, J., Perez, E., Perez-Fournon, I., Perry, J., Pilbratt, G., Rees , M., Robson, I., Rodriguez-Pascual, P., Rodriguez Espinosa, JM, Santos-Lleo, M., Schilizzi, R., Stasinska, G., Stirpe, GM, Tadhunter, C., Terlevich, E ., Terlevich, R., Unger, S., Vila-Vilaro, V., Vilchez, J., Wagner, SJ, Ward, MJ, & Yates, GJ 1990, A&A, 236, 53.

[6] Whittle, M. și Murdin, P. 2000, Enciclopedia Astronomiei și Astrofizicii.

[1]

[2]

[3] a

sunt utilizate

[5]

[6]

V · D · M Clasificare galactică
Eliptice (E)	Eliptice (E0, E1, E2, E3, E4, E5, E6. E7)
Galaxie spirală	Spiral (S, Sa, Sb, Sc) · Intermediar (SAB) · Barred (SB, SBa, SBb, SBc) · Magellanica (Sm, SAm, SABM, SBM) · Grand Design · Super Spiral · Floculant spiralat
Intermediar	Lenticular (E8, S0, SA0, SB0, SAB0)
Pitici	Eliptic (dE) · Spiral (dS) · Irregular (dI) · Sferoidal (dSph) · Ultra-compact (UCD)
Peculiares (Pec)	Donut · Pentru inel polar · Irregular (Irr)
Activ (AGN)	Radio galaxie · radio galaxie în formă de X · Quasar · Blazar · BL Lacertae · Seyfert · Markarian · LINER · Jet relativist
Galaxii energetice	LIRG · galaxie starburst · pitic galaxie compact albastru · Galaxy Pea
Activitate redusă	LSB Galaxy · Galaxy ultra difuz · Galaxy Dark
Interacțiuni	Galaxie de câmp · Marea galactică · Grupuri și grupuri de galaxii · Grup de galaxii · Cluster de galaxii · Cluster de quasare · BCG · Galaxie fosilă · Galaxii care interacționează · Galaxie satelit · Curent stelar · Supercluster de galaxii · Filamente și pereți · Gol și Supervuoti