Seyfert qalaktikası

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
Seyfert Galaxy NGC 7742

Seyfert qalaktikası, kvazarlarla birlikdə, aktiv qalaktikanın ən böyük iki qrupundan biridir. Onlar spektrlari güclü, yüksək ionizasiya emissiya xətləri aşkar edən çox yüksək səth parlaqlığına malik quasar kimi nüvələrə (çox parlaq, uzaq və parlaq elektromaqnit radiasiya qaynaqları) malikdirlər [1], lakin quasarlardan fərqli olaraq, onların ev sahibi qalaktikaları aşkar şəkildə aşkar olunur [2].

Seyfert qalaktikaları bütün qalaktikalrın təxminən 10% -ni təşkil edir və astronomiyada ən sıx tədqiq edilən obyektlərdəndir, çünki quasarlarda baş verən eyni hadisələrlə əlaqəli olduğu düşünülür, baxmayaraq ki, onlar quasarlardan daha az və parlaqdır . Bu qalaktikalar , onların düşərgələrindəki akset diskləri ilə əhatə olunan mərkəzlərində süpermasiyalı qara deşiklərə malikdirlər. Accretion diskləri müşahidə olunan ultrabənövşəyi radiasiyanın mənbəyidir. Ultraviyole emissiya və udma xətləri ətrafdakı materialın tərkibində ən yaxşı diaqnostikasını təmin edir. [3]

Görünən işıqda görülən çox Seyfert qalaktikaları normal spiral qalaktikalar kimi görünür, lakin digər dalğa uzunluğunda tədqiq edildikdə, öz nüvələrinin parlaqlığının bütün qalaktikalar parlaqlığına Südyolu ölçüsünə nisbətən müqayisəli intensivliyi olduğu aydın olur [4].

Seyfert qalaktikaları ilk olaraq 1943-cü ildə bu sinfi təsvir edən Karl Seyfertin adını daşıyır. [5]

Kəşfi.[redaktə | əsas redaktə]

Seyfert qalaktikalrı 1908-ci ildə Leyk Rəsədxanasından "spiral nebulae" olduğu düşünülmüş astronomik obyektlərin spektrlərinə baxmaq üçün istifadə edən Edward A. Fath və Vesto Slipher tərəfindən aşkar edilmişdir. NGC 1068-nin göründüyü kimi, ən çox obyektlərin ulduzlara cavab verən bir spektr spektri olduğu qeyri-adi hesab edilən altı parlaq emissiya xəttini göstərdi. [6]

Seyfert Sextet full

1926-cı ildə Edwin Hubble NGC 1068 və digər iki "bulutsu" emissiya xətlərinə baxdı və onları ekstraqalaktik obyektlər kimi təsvir etdi. [7] 1943-cü ildə Carl Keenan Seyfert NGC 1068-yə oxşar olan daha çox qalaktikalaı aşkar edib və bu qalaktikaların geniş emissiya hatları istehsal edən çox parlaq parlaq nüvələrə malik olduğunu bildirdi. [8] 1944-cü ildə Cygnus A 160 MHz-də aşkarlanıb [9] və 1948-ci ildə təsbit edilərək müəyyən bir qaynaq olduğunu təsbit etdi. [10] Onun ikiqat radio quruluşu interferometriya istifadə ilə aydın oldu. [11]Yaxın bir neçə il ərzində supernova qalıqları kimi digər radio qaynaqları aşkar edilmişdir. 1950-ci illərin sonlarına qədər, Seyfert qalaktikalarının daha əhəmiyyətli xüsusiyyətləri, onların nüvələrinin olduqca kompakt (<100 pc, yəni "həll edilməmiş") olması, yüksək kütləə (≈109 ± 1 günəş kütləsi), pik nüvə emissiyasının müddəti nisbətən qısa olmasıdır.(> 108 il).[12]

1960-1970-ci illərdə Seyfert qalaktikasının xüsusiyyətlərini daha da dərk etmək üçün araşdırma aparıldı. Seyfert nüvələrinin faktiki ölçülərinin birbaşa birbaşa ölçülməsi alınmış və NGC 1068-də emissiya xətlərinin bir bölgədə min illik yüngül diametrdə istehsal olunduğu müəyyən edilmişdir [13]Seyfərin redresiyalarının kosmoloji köklü olub olmadığına dair mübahisələr var idi. [14]Seyfert qalaktikalarına məsafənin təxminini təsdiqləmək və onların yaşı məhdud idi, çünki onların nüvəsi parlaqlıqla bir neçə il müddətində dəyişir; buna görə də belə qalaktikalara məsafələr və müntəzəm işıq sürəti ilə bağlı arqumentlər həmişə yaşlarını müəyyən etmək üçün istifadə edilə bilməz. [15] Eyni dövrdə, Seyferts də daxil olmaqla, qalaktikaların araşdırılması, təsbit edilməsi və kataloqlandırılmasına dair tədqiqatlar aparılmışdır. 1967-ci ildən bəri Benjamin Markarian, çox güclü ultrabənövşəyi emissiya ilə seçilən bir neçə yüz gökadadan ibarət siyahıları dərc etdirmişdir. Onların bəzilərinin 1973-cü ildə digər tədqiqatçılar tərəfindən düzəldilməsi istiqamətində ölçülər var.[16] O dövrdə spiral qalaktikaların 1% -i Seyfts idi. [17] 1977-ci ilə qədər az sayda Seyfert qalaktikaları eliptik olub, əksəriyyəti normal və ya spiral galaktikalara mane olurdu. [18] Eyni dövrdə, Seyfert qalaktikalar üçün spektrofotometrik məlumat toplamaq üçün səylər edilmişdir. Seyfert qalaktikalarından bütün spektrlərin eyni olmadığını aydınlaşdırdılar ki, onların emissiya spektrlərinin xüsusiyyətlərinə görə subclassified edilmişdir. I və II tiplərinə sadə bir bölmə, emissiya xətlərinin nisbi genişliyinə görə siniflər ilə hazırlanmışdır. [19]Sonradan bəzi Seyfert nüvələrinin ara xüsusiyyətləri göstərildiyi, onların 1,2, 1,5, 1,8 və 1,9 tiplərinə daha da subclassləşdirilməsinə gətirib çıxardıqları qeyd edildi (Sınıflandırmaya baxın). [20] [21]Seyfert qalaktikalar üçün erkən tədqiqatlar bu qrupun yalnız ən parlaq nümayəndələri sayılırdı. Daha az parlaqlıq və Seyfert nüvəsi ilə örtülü qalaktikalar sayılan daha yeni anketlər Seyfert fenomeni həqiqətən olduqca yayılmış olduğunu göstərir və qalaktikaların 16% ± 5% -də meydana gəlir; həqiqətən, Seyfert fenomenini nümayiş etdirən bir neçə düzəldilmiş qalaktikalar bizim öz qalaktikamızın yaxınlığında (≈27 Mpc) var. Seyfert qalaktikalar Markarist kataloqunda görünən qalaktikalar əhəmiyyətli bir qismini təşkil edir, onların nüvələrində ultrabənövşəyi çoxluğunu göstərən qalaktikalar siyahısıdır. [22]

Xüsusiyyətləri.[redaktə | əsas redaktə]

Seyfert galaxy NGC4151 (GL-2002-001035)

Aktiv qalaktik nüvəli (AGN) elektromaqnit spektrinin hissələrinə nisbətən normal parlaqlıqdan daha yüksək olan bir qalaktikanın mərkəzində kompakt bir bölgədir. Aktiv bir nüvəyə malik bir qalaktika aktiv bir adlanır. Aktiv qalaktik nüvələr Kainatın elektromaqnit radiasiyasının ən parlaq mənbəyidir və onların təkamülü kosmoloji modellərə məhdudiyyət qoyur. Türündən asılı olaraq, onların parlaqlıqları bir neçə saatdan bir neçə ilədək bir müddətə dəyişir. Aktiv qalaktikanın iki böyük alt sinfi quasarlar və Seyfert qalaktikalarıdır, ikincisi arasındakı əsas fərq radiasiya miqdarıdır. Tipik bir Seyfert qalaktikasında, nüvə qaynağı görünən dalğa uzunluğunda, bütün qalaksinin qurucu ulduzları ilə müqayisə edilə bilən radiasiya miqdarını verir, kvazar isə nüvə mənbəyi ən azı 100 faktöründən ibarət olan ulduzlardan daha parlaqdır. [23]Seyfert qalaktikaları son dərəcə parlaq nüvələrə malikdir, 108 ilə 1011 günəş parlaqlığı arasında dəyişən parlaqlıq. Onların yalnız təxminən 5% -i rəngarəngdir; onların emissiyaları gamma şüaları və X-şüalarında parlaqdır. [24] Onların görünən və infraqırmızı spektrlərində hidrogen, helyum, azot və oksigen çox parlaq emissiya xətləri göstərilir. Bu emissiya xəttləri güclü Doppler genişlənməsini nümayiş etdirir, bu da 500 km-dən 4000 km / s-ə qədər (310-2.490 ml / s) və orta qara nöqtəni əhatə edən bir accretion diskinə yaxınlaşdığına inanır.[24]

Eddington parlaqlığı.[redaktə | əsas redaktə]

Orta qara çuxur kütləsinə aşağı sərhəd Eddington parlaqlığı ilə hesablana bilər. [25] Bu sərhəd radiasiya təzyiqini nümayiş etdirdiyi üçün yaranır. Qara bir çuxurun parlaq qazın bir disklə əhatə etdiyi ehtimal edilir. [26] Diskdə elektron-ion cütləri üzərində fəaliyyət göstərən cazibədar cazibə qüvvəsi və radiasiya təzyiqinə məruz qalan itmə qüvvəsi ters-kvadrat qanununu təqib edir. Qara çuxur tərəfindən çəkilən qravitasiya qüvvəsi radiasiya təzyiqinə görə itələmə gücündən azdırsa, disk radiasiya təzyiqi ilə partladılacaq [27]

Emissiyalar[redaktə | əsas redaktə]

This image from the MUSE instrument on ESO’s Very Large Telescope shows the active galaxy Markarian 1018, which has a supermassive black hole at its core. The faint loops of light around the galaxy are a result of its interaction and merger with another galaxy in the recent past.

Bir Seyfert qalaktikasının spektrində görülən emissiya xətləri aktyor diskinin səthindən çıxa bilər və ya ionlaşma konusunun mərkəzi mühərriki tərəfindən işıqlandırılmış qaz buludlarından yarana bilər. Qalaktik mərkəzin yoxsulluğundan dolayı yayma bölgəsinin həqiqi geometrinin müəyyən edilməsi çətindir. Lakin, accretion diskinin hər bir hissəsi gözümüzün xəttinə nisbətən fərqli bir sürətə malikdir və qazın daha sürətli olduğu qara dəlik ətrafında dönərsə, daha geniş emissiya xətti olacaqdır. Eyni şəkildə işıqlandırılmış bir disk küləyi də mövqeyə bağlı bir sürətə sahibdir. [28]

Dar xəttlər, aktual qalaktik nüvənin xarici hissəsindən, velosipedlərin aşağı olduğu yerdən gəlir, geniş xətlər isə qara deşikə yaxınlaşır. Bu, dar xətlərin aşkarlana biləcək dərəcədə fərqlənməməsi ilə təsdiqlənir ki, bu yayılma bölgəsinin nisbətən qısa müddətdə dəyişə biləcəyi geniş xəttlərə zidd olduğunu göstərir. Reverberation Xəritəçəkmə, bu dəyişkənliyi yayan bölgənin yerini və morfologiyasını təyin etməyə çalışmaq üçün istifadə edən bir texnikadır. Bu texnika yayılmış xətlərdəki dəyişiklikləri davamlılıq dəyişikliyinə cavab olaraq müşahidə etməklə geniş xətt yayan bölgənin strukturu və kinematikasını ölçür. Roverberation Xəritəçəkmə istifadə müntəzəm bir vahid mənbəyində baş verən fərziyyə tələb edir. [29]35 AGN üçün, mərkəzi qövsəki qələmlərin kütləsini və geniş xətt bölgələrinin ölçüsünü hesablamaq üçün reverberasiya Xəritəçəkmə istifadə edilmişdir.

Gözlənilən bir neçə radio-səsli Seyfert galaktikalarında emissiyasının sinkrotron emissiyasını təmsil etdiyi düşünülür. İnfraqırmızı emissiya, digər lentlərdə nüvənin yaxınlığında tozla işlənən radiasiyaya bağlıdır. Ən yüksək enerji fotonlarının qara dəliyin yaxınlığında yüksək temperaturlu bir korona tərəfindən tərtib Compton səpilməsindən yaranacağına inanılır. [30]

Təsnifat.[redaktə | əsas redaktə]

Seyferts ilk növbədə I və ya II kimi təsvir edilmişdir, onların spektrləri ilə göstərilən emissiya xətlərindən asılı olaraq. I Tipi Seyfert qalaktikalarının spektrləri, H I, O I və ya II kimi hər iki icazə verilən xəttləri və O III kimi daha az sərhədləri əhatə edən geniş xətləri göstərir. Onlar da bir az daralmış xəttləri göstərirlər, amma bu dar hatlar belə normal qalaktikalar tərəfindən göstərilən xətlərdən daha genişdir. Lakin, Tip II Seyfert qalakt spektrlərikalarının yalnız icazə verilmiş və qadağan edilmiş dar xəttlər göstərir. Qadağan xətlər kvant mexanikasının seçki qaydalarına normal icazə verilməyən elektron keçişləri səbəbindən baş verən spektrli xəttlərdir, lakin hələlik spontan şəkildə baş verən kiçik bir ehtimalı var. "Qadağan" termini bir az yanıltıcıdır, çünki onlara səbəb olan elektron keçidləri qadağandır, lakin olduqca qeyri-mümkündür. [31]

ESO’s New Technology Telescope Revisits NGC 6300

Bəzi hallarda spektr həm geniş, həm də dar icazə verilən xəttləri göstərir, buna görə Tip I və II tipləri arasında Tip 1.5 Seyfert kimi aralıq bir növü kimi təsnif edilir. Bu qalaktikaların bəzi spektrləri bir neçə il ərzində Tip 1.5-dən II tipinə dəyişdi. Lakin xarakterik geniş Hα emissiya xətti nadir hallarda olsa da, yox olur. [32]Tip I və Tip II Seyfert qalaktikaları arasındakı fərqlərin mənşəyi hələ bilinməyib. Gökəklərin Tip II olaraq təyin olunduğu bir neçə hal var, çünki spektral xətlərin geniş komponentləri aşkar etmək çox çətin idi. Bəzilərinin fikrincə, bütün Tip II Seyferts əslində I tipikdir, burada xətlərin geniş komponentləri qalaktikaya aid olduğumuz açıdan görə aşkar etmək mümkün deyil. Xüsusilə, Tip I Seyfert qalaktikala, mərkəzi kompakt mənbəni daha çox və ya daha az birbaşa müşahidə edirik, beləliklə qalaksiyanın mərkəzində olduğu düşünülmüş qara dəlik ətrafında hərəkət edən geniş xətt emissiya bölgəsində yüksək sürət buludlarının nümunəsi. Əksinə, Tip II Seyfert qalaktikalarında aktiv nüvələr qaranlıqdır və buludların geniş xətt emissiyası bölgəsindən daha uzaq olan yalnız soyuq xarici bölgələr görünər.

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. Peterson, Bradley M. (1997). An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47911-0.
  2. Petrov, G. T., ed. (2004). "Active Galaxy Nuclei". Bulgarian Academy of Sciences/Institute of Astronomy. Retrieved 9 December 2013.
  3. Davidsen, Arthur F. (1993). "Far-Ultraviolet Astronomy on the Astro-1 Space Shuttle Mission". Science. 259 (5093): 327–334. Bibcode:1993Sci...259..327D. doi:10.1126/science.259.5093.327. PMID 17832344. Archived from the original on 11 October 2013.
  4. Davidsen, Arthur F. (1993). "Far-Ultraviolet Astronomy on the Astro-1 Space Shuttle Mission". Science. 259 (5093): 327–334. Bibcode:1993Sci...259..327D. doi:10.1126/science.259.5093.327. PMID 17832344. Archived from the original on 11 October 2013.
  5. Seyfert, Carl K. (1943). "Nuclear Emission in Spiral Nebulae". The Astrophysical Journal. 97: 28–40. Bibcode:1943ApJ....97...28S. doi:10.1086/144488.
  6. "Introduction to active galaxies". OpenLearn. The Open University. Retrieved 9 December 2013.
  7. Hubble, Edwin P. (1926). "Extragalactic nebulae". The Astrophysical Journal. 64: 321–369. Bibcode:1926ApJ....64..321H. doi:10.1086/143018.
  8. Bolton, J. G.; Stanley, G. J. (1948). "Observations on the Variable Source of Cosmic Radio Frequency Radiation in the Constellation of Cygnus". Australian Journal of Scientific Research A. 1: 58–69. Bibcode:1948AuSRA...1...58B. doi:10.1071/ch9480058.
  9. Reber, Grote (1944). "Cosmic Static". The Astrophysical Journal. 100: 279–287. Bibcode:1944ApJ...100..279R. doi:10.1086/144668.
  10. Bolton, J. G.; Stanley, G. J. (1948). "Observations on the Variable Source of Cosmic Radio Frequency Radiation in the Constellation of Cygnus". Australian Journal of Scientific Research A. 1: 58–69. Bibcode:1948AuSRA...1...58B. doi:10.1071/ch9480058.
  11. Hanbury Brown, R.; Jennison, R. C.; Das Gupta, M. K. (1952). "Apparent Angular Sizes of Discrete Radio Sources: Observations at Jodrell Bank, Manchester". Nature. 170 (4338): 1061–1063. Bibcode:1952Natur.170.1061H. doi:10.1038/1701061a0.
  12. Torres-Papaqui, Juan Pablo. "TEMA 1. Introduction Active Galactic Nuclei: History and Overview" (PDF). Universidad de Guanajuato. Retrieved 8 October 2013.
  13. Walker, M. F. (1968). "Studies of Extragalactic Nebulae. V. Motions in the Seyfert Galaxy NGC 1068". The Astrophysical Journal. 151: 71–97. Bibcode:1968ApJ...151...71W. doi:10.1086/149420.
  14. Weedman, Daniel W. (1977). "Seyfert Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 15: 69–95. Bibcode:1977ARA&A..15...69W. doi:10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
  15. Weedman, Daniel W. (1977). "Seyfert Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 15: 69–95. Bibcode:1977ARA&A..15...69W. doi:10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
  16. Peterson, S. D. (1973). "Optical Positions of the Markarian Galaxies". The Astrophysical Journal. 78 (9): 811–827. Bibcode:1973AJ.....78..811P. doi:10.1086/111488.
  17. de Vancouleurs, G.; de Vancouleurs, A. (1968). Photographic, Photometric, and Spectroscopic Observations of Seyfert Galaxies. Proceedings of the Conference on Seyfert Galaxies and Related Objects. 14–16 February 1968. University of Arizona. The Astronomical Journal. 73 (9). pp. 858–861. Bibcode:1968AJ.....73..858D. doi:10.1086/110717.
  18. Adams, Thomas F. (1977). "A Survey of the Seyfert Galaxies Based on Large-Scale Image-Tube Plate". The Astrophysical Journal Supplement. 33: 19–34.
  19. Weedman, D. W. (1973). "A Photometric Study of Markarian Galaxies". The Astrophysical Journal. 183: 29–40.
  20. Osterbrock, D. E.; Koski, A. T. (1976). "NGC 4151 and Markarian 6: Two intermediate-type Seyfert galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 176: 61–66.
  21. Osterbrock, D. E.; Martel, A. (1993). "Spectroscopic study of the CfA sample of Seyfert galaxies". The Astrophysical Journal. 414 (2): 552–562.
  22. Shlosman, I. (6 May 1999). "Seyfert Galaxies". University of Kentucky. Retrieved 30 October2013.
  23. Popping, Gergö (18 July 2008). "AGN host galaxies and their environment" (PDF). University of Groningen. Retrieved 9 December 2013.
  24. Osterbrock, Donald E.; Ferland, Gary J. (2006). Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei. Sausalito, CA: University Science Books. ISBN 978-1-891389-34-4.
  25. Heinzeller, D.; Duschl, W. J. (2007). "On the Eddington limit in accretion discs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (3): 1146–1154. arXiv:astro-ph/0610742 .
  26. Yoshida, Shigeru. "The Eddington Limit". Department of Physics, Chiba University. Retrieved 7 December 2013.
  27. Blandford, Roger D. "Active Galaxies and Quasistellar Objects, Accretion". NASA/IPAC Extragalactic Database. Retrieved 6 December 2013.
  28. Goad, M. R.; Korista, K. T.; Ruff, A. J. (2012). "The broad emission-line region: the confluence of the outer accretion disc with the inner edge of the dusty torus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (4): 3086–3111
  29. Peterson, B. M.; Horne, K. (2004). "Echo mapping of active galactic nuclei". Astronomische Nachrichten. 325 (3): 248–251. arXiv:astro-ph/0407538 
  30. Peterson, B. M.; Ferrarese, L.; Gilbert, K. M.; Kaspi, S.; Malkan, M. A.; et al. (2004). "Central Masses and Broad-Line Region Sizes of Active Galactic Nuclei. II. A Homogeneous Analysis of a Large Reverberation-Mapping Database". The Astrophysical Journal. 613 (2): 682–699
  31. "Forbidden lines". Encyclopædia Britannica. 2013. Retrieved 27 November 2013.
  32. Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2006). An Introduction to Modern Astrophysics (2nd ed.). Addison-Wesley. pp. 1085–1086. ISBN 0-321-44284-9.