stringtranslate.com

Сейфертовская галактика

Галактика Циркуль , сейфертовская галактика II типа

Сейфертовские галактики являются одной из двух крупнейших групп активных галактик , наряду с родительскими галактиками квазаров . Они имеют квазароподобные ядра (очень яркие источники электромагнитного излучения, которые находятся за пределами нашей собственной галактики) с очень высокой поверхностной яркостью , спектры которых показывают сильные линии излучения с высокой ионизацией , [1] но в отличие от квазаров, их родительские галактики четко обнаруживаются. [2]

Сейфертовские галактики составляют около 10% всех галактик [3] и являются одними из наиболее интенсивно изучаемых объектов в астрономии , поскольку считается, что они питаются теми же явлениями, которые происходят в квазарах, хотя они ближе и менее яркие, чем квазары. Эти галактики имеют сверхмассивные черные дыры в своих центрах, которые окружены аккреционными дисками падающего материала. Аккреционные диски, как полагают, являются источником наблюдаемого ультрафиолетового излучения. Ультрафиолетовое излучение и линии поглощения обеспечивают лучшую диагностику состава окружающего материала. [4]

В видимом свете большинство сейфертовских галактик выглядят как обычные спиральные галактики , но при изучении в других длинах волн становится ясно, что светимость их ядер сопоставима по интенсивности со светимостью целых галактик размером с Млечный Путь . [5]

Сейфертовские галактики названы в честь Карла Сейферта , который впервые описал этот класс в 1943 году. [6]

Открытие

NGC 1068 ( Мессье 77 ), одна из первых сейфертовских галактик, классифицированных

Сейфертовские галактики были впервые обнаружены в 1908 году Эдвардом А. Фатом и Весто Слайфером , которые использовали Ликскую обсерваторию для изучения спектров астрономических объектов , которые считались « спиральными туманностями ». Они заметили, что NGC 1068 показала шесть ярких линий излучения , что считалось необычным, поскольку большинство наблюдаемых объектов показывали спектр поглощения, соответствующий звездам . [7]

В 1926 году Эдвин Хаббл изучил линии излучения NGC 1068 и двух других подобных «туманностей» и классифицировал их как внегалактические объекты . [8] В 1943 году Карл Кинан Сейферт открыл больше галактик, похожих на NGC 1068, и сообщил, что эти галактики имеют очень яркие звездообразные ядра, которые производят широкие линии излучения. [6] В 1944 году Лебедь А был обнаружен на частоте 160 МГц, [9] и обнаружение было подтверждено в 1948 году, когда было установлено, что это был дискретный источник. [10] Его двойная радиоструктура стала очевидной с использованием интерферометрии . [11] В последующие несколько лет были обнаружены другие радиоисточники , такие как остатки сверхновых . К концу 1950-х годов были обнаружены более важные характеристики сейфертовских галактик, включая тот факт, что их ядра чрезвычайно компактны (< 100 пк, т.е. «неразрешены»), имеют большую массу (≈10 9 ± 1 солнечных масс), а продолжительность пиковых ядерных выбросов относительно коротка (> 10 8 лет). [12]

NGC 5793 — сейфертовская галактика, расположенная на расстоянии более 150 миллионов световых лет от нас в созвездии Весов. [13]

В 1960-х и 1970-х годах были проведены исследования для дальнейшего понимания свойств сейфертовских галактик. Было проведено несколько прямых измерений фактических размеров ядер сейфертовских галактик, и было установлено, что эмиссионные линии в NGC 1068 были созданы в области диаметром более тысячи световых лет. [14] Существовали разногласия по поводу того, имели ли сейфертовские красные смещения космологическое происхождение. [15] Подтверждающие оценки расстояния до сейфертовских галактик и их возраста были ограничены, поскольку их ядра меняют яркость в течение нескольких лет; поэтому аргументы, связанные с расстоянием до таких галактик и постоянной скоростью света, не всегда могут быть использованы для определения их возраста. [15] В тот же период времени были проведены исследования по обследованию, идентификации и каталогизации галактик, включая сейфертовские. Начиная с 1967 года Бенджамин Маркарян опубликовал списки, содержащие несколько сотен галактик, отличающихся очень сильным ультрафиолетовым излучением, причем измерения положения некоторых из них были улучшены в 1973 году другими исследователями. [16] В то время считалось, что 1% спиральных галактик являются сейфертовскими. [17] К 1977 году было обнаружено, что очень немногие сейфертовские галактики являются эллиптическими, большинство из них являются спиральными или спиральными галактиками с перемычкой. [18] В тот же период времени были предприняты усилия по сбору спектрофотометрических данных для сейфертовских галактик. Стало очевидно, что не все спектры сейфертовских галактик выглядят одинаково, поэтому они были подклассифицированы в соответствии с характеристиками их спектров излучения . Было разработано простое разделение на типы I и II, при этом классы зависят от относительной ширины их линий излучения . [19] Позднее было замечено, что некоторые сейфертовские ядра демонстрируют промежуточные свойства, в результате чего их далее подразделяют на типы 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9 (см. Классификацию). [20] [21] Ранние обзоры сейфертовских галактик были смещены в подсчете только самых ярких представителей этой группы. Более поздние обзоры, которые подсчитывают галактики с низкой светимостью и затененными сейфертовскими ядрами, предполагают, что явление Сейферта на самом деле довольно распространено, встречаясь в 16% ± 5% галактик; действительно, несколько десятков галактик, демонстрирующих явление Сейферта, существуют в непосредственной близости (≈27 Мпк) от нашей собственной галактики. [3] Сейфертовские галактики составляют существенную часть галактик, появляющихся в каталоге Маркаряна , списке галактик, демонстрирующих избыток ультрафиолета в своих ядрах. [22]

Характеристики

Оптические и ультрафиолетовые изображения черной дыры в центре NGC 4151, сейфертовской галактики

Активное галактическое ядро ​​(AGN) — это компактная область в центре галактики, которая имеет более высокую, чем обычно, светимость в некоторых частях электромагнитного спектра . Галактика, имеющая активное ядро, называется активной галактикой. Активные галактические ядра являются наиболее яркими источниками электромагнитного излучения во Вселенной, и их эволюция накладывает ограничения на космологические модели. В зависимости от типа их светимость меняется в течение времени от нескольких часов до нескольких лет. Два крупнейших подкласса активных галактик — это квазары и сейфертовские галактики, основное различие между которыми заключается в количестве испускаемого ими излучения. В типичной сейфертовской галактике ядерный источник испускает на видимых длинах волн количество излучения, сопоставимое с излучением всех звезд, составляющих галактику, в то время как в квазаре ядерный источник ярче звезд, составляющих ее, по крайней мере, в 100 раз. [1] [23] Сейфертовские галактики имеют чрезвычайно яркие ядра, светимость которых составляет от 10 8 до 10 11 светимостей Солнца. Только около 5% из них являются радиояркими; их излучение умеренно в гамма-лучах и ярко в рентгеновских лучах. [24] Их видимые и инфракрасные спектры показывают очень яркие линии излучения водорода , гелия , азота и кислорода . Эти линии излучения демонстрируют сильное доплеровское уширение , что подразумевает скорости от 500 до 4000 км/с (от 310 до 2490 миль/с), и, как полагают, возникают вблизи аккреционного диска, окружающего центральную черную дыру. [25]

светимость Эддингтона

Активная галактика Маркарян 1018 имеет в своем ядре сверхмассивную черную дыру . [26]

Нижний предел массы центральной черной дыры можно вычислить с помощью светимости Эддингтона . [27] Этот предел возникает из-за того, что свет проявляет давление излучения. Предположим, что черная дыра окружена диском светящегося газа. [28] Как сила притяжения, действующая на пары электрон-ион в диске, так и сила отталкивания, оказываемая давлением излучения, следуют закону обратных квадратов. Если сила гравитации, оказываемая черной дырой, меньше силы отталкивания, обусловленной давлением излучения, диск будет сдут давлением излучения. [29] [примечание 1]

Модель активного галактического ядра. Центральная черная дыра окружена аккреционным диском, который окружен тором. Показаны область широких линий и область узких линий излучения, а также струи, выходящие из ядра.

Выбросы

Эмиссионные линии, видимые в спектре сейфертовской галактики, могут исходить от поверхности самого аккреционного диска или от газовых облаков, освещенных центральным двигателем в ионизационном конусе. Точную геометрию излучающей области трудно определить из-за плохого разрешения галактического центра. Однако каждая часть аккреционного диска имеет различную скорость относительно нашей линии зрения, и чем быстрее газ вращается вокруг черной дыры, тем шире будет эмиссионная линия. Аналогично, освещенный дисковый ветер также имеет скорость, зависящую от положения. [30]

Считается, что узкие линии возникают из внешней части активного галактического ядра, где скорости ниже, в то время как широкие линии возникают ближе к черной дыре. Это подтверждается тем фактом, что узкие линии не изменяются заметно, что подразумевает, что излучающая область большая, в отличие от широких линий, которые могут меняться в относительно коротких временных масштабах. Картирование реверберации — это метод, который использует эту изменчивость, чтобы попытаться определить местоположение и морфологию излучающей области. Этот метод измеряет структуру и кинематику излучающей области широкой линии, наблюдая изменения в излучаемых линиях в ответ на изменения в континууме. Использование картирования реверберации требует предположения, что континуум возникает в одном центральном источнике. [31] Для 35 AGN картирование реверберации использовалось для расчета массы центральных черных дыр и размера областей широких линий. [32]

В нескольких радиогромких сейфертовских галактиках, которые были обнаружены, радиоизлучение, как полагают, представляет собой синхротронное излучение от струи. Инфракрасное излучение обусловлено излучением в других диапазонах, перерабатываемым пылью вблизи ядра. Считается, что фотоны с самой высокой энергией создаются обратным комптоновским рассеянием высокотемпературной короной вблизи черной дыры. [33]

Классификация

NGC 1097 является примером сейфертовской галактики. Сверхмассивная черная дыра с массой в 100 миллионов солнечных масс находится в центре галактики. Область вокруг черной дыры испускает большое количество излучения от материи, падающей в черную дыру. [34]

Сейфертовские галактики были сначала классифицированы как Тип I или II, в зависимости от линий излучения, показанных их спектрами. Спектры сейфертовских галактик типа I показывают широкие линии, которые включают как разрешенные линии, такие как H I, He I или He II, так и более узкие запрещенные линии, такие как O III. Они также показывают некоторые более узкие разрешенные линии, но даже эти узкие линии намного шире линий, показанных обычными галактиками. Однако спектры сейфертовских галактик типа II показывают только узкие линии, как разрешенные, так и запрещенные. Запрещенные линии — это спектральные линии, которые возникают из-за электронных переходов , обычно не разрешенных правилами отбора квантовой механики , но которые все еще имеют небольшую вероятность спонтанного возникновения. Термин «запрещенный» немного вводит в заблуждение, поскольку электронные переходы, вызывающие их, не запрещены, но крайне маловероятны. [35]

NGC 6300 — галактика II типа в южном созвездии Жертвенника . [36]

В некоторых случаях спектры показывают как широкие, так и узкие разрешенные линии, поэтому их классифицируют как промежуточный тип между типом I и типом II, например, сейфертовский тип 1.5. Спектры некоторых из этих галактик изменились с типа 1.5 на тип II в течение нескольких лет. Однако характерная широкая линия излучения Hα редко, если вообще когда-либо, исчезала. [37] Происхождение различий между сейфертовскими галактиками типа I и типа II пока неизвестно. Есть несколько случаев, когда галактики были идентифицированы как тип II только потому, что широкие компоненты спектральных линий было очень трудно обнаружить. Некоторые полагают, что все сейфертовские галактики типа II на самом деле являются типом I, где широкие компоненты линий невозможно обнаружить из-за угла, под которым мы находимся по отношению к галактике. В частности, в сейфертовских галактиках типа I мы наблюдаем центральный компактный источник более или менее напрямую, тем самым отбирая высокоскоростные облака в области широких линий излучения, движущиеся вокруг сверхмассивной черной дыры, которая, как полагают, находится в центре галактики. Напротив, в сейфертовских галактиках типа II активные ядра скрыты, и видны только более холодные внешние области, расположенные дальше от области широких линий излучения облаков. Эта теория известна как «схема объединения» сейфертовских галактик. [38] [39] Однако пока не ясно, может ли эта гипотеза объяснить все наблюдаемые различия между двумя типами. [38]

Сейфертовские галактики типа I

NGC 6814 — сейфертовская галактика с крайне переменным источником рентгеновского излучения. [40]

Сейфертовские галактики типа I являются очень яркими источниками ультрафиолетового и рентгеновского света в дополнение к видимому свету, исходящему из их ядер. В их спектрах есть два набора линий излучения: узкие линии с шириной (измеренной в единицах скорости) в несколько сотен км/с и широкие линии с шириной до 10 4 км/с. [41] Широкие линии возникают над аккреционным диском сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, питает галактику, в то время как узкие линии возникают за пределами области широких линий аккреционного диска. Оба вида излучения вызваны сильно ионизированным газом. Излучение широких линий возникает в области шириной 0,1–1 парсек. Область излучения широких линий, R BLR , можно оценить по временной задержке, соответствующей времени, необходимому свету для прохождения от источника континуума до газа, излучающего линии. [24]

Сейфертовские галактики II типа

NGC 3081 известна как сейфертовская галактика II типа, характеризующаяся своим ослепительным ядром. [42]

Сейфертовские галактики типа II имеют характерное яркое ядро, а также кажутся яркими при наблюдении в инфракрасном диапазоне длин волн. [43] Их спектры содержат узкие линии, связанные с запрещенными переходами, и более широкие линии, связанные с разрешенными сильными дипольными или интеркомбинационными переходами. [38] NGC 3147 считается лучшим кандидатом на то, чтобы быть настоящей сейфертовской галактикой типа II. [44] В некоторых сейфертовских галактиках типа II анализ с помощью метода, называемого спектрополяриметрией (спектроскопия поляризованного светового компонента), выявил затемненные области типа I. В случае NGC 1068 был измерен ядерный свет, отраженный от пылевого облака, что заставило ученых поверить в наличие затемняющего пылевого тора вокруг яркого континуума и широкого эмиссионного ядра. Когда галактика рассматривается сбоку, ядро ​​косвенно наблюдается через отражение газом и пылью выше и ниже тора. Это отражение вызывает поляризацию . [ 45]

Сейфертовские галактики типов 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9

NGC 1275 , сейфертовская галактика типа 1.5

В 1981 году Дональд Остерброк ввел обозначения Тип 1.5, 1.8 и 1.9, где подклассы основаны на оптическом виде спектра, причем численно большие подклассы имеют более слабые компоненты широких линий по сравнению с узкими линиями. [46] Например, Тип 1.9 показывает только широкий компонент в линии Hα , а не в линиях Бальмера более высокого порядка . В Типе 1.8 очень слабые широкие линии могут быть обнаружены в линиях Hβ , а также Hα, даже если они очень слабы по сравнению с Hα. В Типе 1.5 сила линий Hα и Hβ сопоставима. [47]

Другие сейфертовские галактики

Мессье 94 , галактика с сейфертовским ядром LINER

В дополнение к сейфертовской прогрессии от типа I к типу II (включая тип 1.2 к типу 1.9), существуют другие типы галактик, которые очень похожи на сейфертов или которые можно рассматривать как их подклассы. Очень похожи на сейфертовские радиогалактики с узкими линиями излучения с низкой ионизацией (LINER), открытые в 1980 году. Эти галактики имеют сильные линии излучения от слабоионизированных или нейтральных атомов, в то время как линии излучения от сильно ионизированных атомов относительно слабы по сравнению с ними. LINER имеют много общих черт с сейфертовскими галактиками с низкой светимостью. Фактически, если смотреть в видимом свете, глобальные характеристики их родительских галактик неразличимы. Кроме того, они обе показывают широкую область излучения линий, но область излучения линий в LINER имеет меньшую плотность, чем в сейфертовских галактиках. [48] ​​Примером такой галактики является M104 в созвездии Девы, также известная как галактика Сомбреро . [49] Галактика, которая является как LINER, так и сейфертовской галактикой типа I, — это NGC 7213 , галактика, которая находится относительно близко по сравнению с другими активными ядрами галактик. [50] Еще одним очень интересным подклассом являются галактики типа I с узкими линиями (NLSy1), которые в последние годы стали предметом обширных исследований. [51] У них гораздо более узкие линии, чем широкие линии классических галактик типа I, крутые жесткие и мягкие рентгеновские спектры и сильное излучение Fe[II]. [52] Их свойства предполагают, что галактики NLSy1 являются молодыми активными ядрами галактик с высокими темпами аккреции, что предполагает относительно небольшую, но растущую массу центральной черной дыры. [53] Существуют теории, предполагающие, что NLSy1 — это галактики на ранней стадии эволюции, и были предложены связи между ними и сверхъяркими инфракрасными галактиками или галактиками типа II. [54]

Эволюция

Большинство активных галактик очень далеки и показывают большие доплеровские смещения . Это говорит о том, что активные галактики возникли в ранней Вселенной и из-за космического расширения удаляются от Млечного Пути на очень высоких скоростях. Квазары являются самыми далекими активными галактиками, некоторые из них наблюдаются на расстоянии 12 миллиардов световых лет. Сейфертовские галактики намного ближе, чем квазары. [55] Поскольку свет имеет конечную скорость, взгляд на большие расстояния во Вселенной эквивалентен взгляду назад во времени. Поэтому наблюдение активных галактических ядер на больших расстояниях и их редкость в близлежащей Вселенной предполагает, что они были гораздо более распространены в ранней Вселенной, [56] подразумевая, что активные галактические ядра могли быть ранними стадиями галактической эволюции . Это приводит к вопросу о том, какими были бы локальные (современные) аналоги активных галактических ядер, обнаруженных при больших красных смещениях. Было высказано предположение, что NLSy1 могут быть небольшими красными аналогами квазаров, обнаруженных при больших красных смещениях ( z > 4). У них много схожих свойств, например: высокая металличность или схожий рисунок эмиссионных линий (сильный Fe [II], слабый O [III]). [57] Некоторые наблюдения показывают, что излучение AGN из ядра не является сферически симметричным и что ядро ​​часто демонстрирует осевую симметрию, при этом излучение выходит в конической области. На основе этих наблюдений были разработаны модели для объяснения различных классов AGN из-за их различной ориентации по отношению к лучу зрения наблюдения. Такие модели называются унифицированными моделями. унифицированные модели объясняют разницу между галактиками типа I и типа II как результат того, что галактики типа II окружены затеняющими торами, которые не позволяют телескопам видеть область широкой линии. Квазары и блазары можно довольно легко вписать в эту модель. [58] Основная проблема такой схемы объединения заключается в попытке объяснить, почему некоторые AGN являются радиогромкими, а другие — радиотихими. Было высказано предположение, что эти различия могут быть вызваны различиями во вращении центральной черной дыры. [41]

Примеры

Вот несколько примеров сейфертовских галактик:

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Гравитационную силу F grav черной дыры можно рассчитать с помощью: где G — гравитационная постоянная , m p — масса протона , а M BH , r — масса и радиус черной дыры соответственно.

    Мы выводим силу внешнего излучения F rad так же, как и для звезд, предполагая сферическую симметрию: где p — импульс, t — время, c — скорость света , E — энергия, σ t — поперечное сечение Томсона, а L — светимость.

    Светимость черной дыры должна быть меньше светимости Эддингтона L Edd , т.е. которая определяется из соотношения: где M ☉ — масса Солнца , а L ☉ — светимость Солнца.

    Поэтому, учитывая наблюдаемую светимость (которая будет меньше светимости Эддингтона), можно оценить приблизительный нижний предел массы центральной черной дыры в центре активной галактики. Этот вывод является широко используемым приближением; но когда принимается во внимание фактическая геометрия аккреционных дисков, обнаруживается, что результаты могут значительно отличаться от классического значения.

Ссылки

  1. ^ ab Peterson, Bradley M. (1997). Введение в активные ядра галактик. Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-47911-0.
  2. ^ Петров, ГТ, ред. (2004). "Активные ядра галактик". Болгарская академия наук/Институт астрономии . Получено 9 декабря 2013 г.
  3. ^ ab Maiolino, R.; Rieke, GH (1995). "Низкая светимость и скрытые сейфертовские ядра в соседних галактиках". The Astrophysical Journal . 454 : 95–105. Bibcode : 1995ApJ...454...95M. doi : 10.1086/176468 .
  4. ^ Дэвидсен, Артур Ф. (1993). «Дальнеультрафиолетовая астрономия в миссии космического челнока Astro-1». Science . 259 (5093): 327–334. Bibcode :1993Sci...259..327D. doi :10.1126/science.259.5093.327. PMID  17832344. S2CID  28201406. Архивировано из оригинала 11 октября 2013 г.
  5. ^ Soper, DE "Seyfert Galaxies". University of Oregon . Архивировано из оригинала 23 октября 2013 г. Получено 11 октября 2013 г.
  6. ^ ab Сейферт, Карл К. (1943). «Ядерная эмиссия в спиральных туманностях». The Astrophysical Journal . 97 : 28–40. Bibcode :1943ApJ....97...28S. doi :10.1086/144488.
  7. ^ "Введение в активные галактики". OpenLearn . Открытый университет . Получено 9 декабря 2013 г. .
  8. ^ Хаббл, Эдвин П. (1926). «Внегалактические туманности». The Astrophysical Journal . 64 : 321–369. Bibcode : 1926ApJ....64..321H. doi : 10.1086/143018.
  9. ^ Ребер, Гроте (1944). «Космическая статика». The Astrophysical Journal . 100 : 279–287. Bibcode : 1944ApJ...100..279R. doi : 10.1086/144668 . S2CID  51638960.
  10. ^ Болтон, Дж. Г.; Стэнли, Г. Дж. (1948). «Наблюдения за переменным источником космического радиочастотного излучения в созвездии Лебедя». Австралийский журнал научных исследований A. 1 : 58–69. Bibcode : 1948AuSRA...1...58B. doi : 10.1071/ch9480058.
  11. ^ Hanbury Brown, R.; Jennison, RC; Das Gupta, MK (1952). «Видимые угловые размеры дискретных радиоисточников: наблюдения в Джодрелл-Бэнк, Манчестер». Nature . 170 (4338): 1061–1063. Bibcode :1952Natur.170.1061H. doi :10.1038/1701061a0. S2CID  4275818.
  12. ^ Торрес-Папаки, Хуан Пабло. «ТЕМА 1. Введение Активные ядра галактик: история и обзор» (PDF) . Университет Гуанахуато . Проверено 8 октября 2013 г.
  13. ^ "Секреты в сердце NGC 5793". SpaceTelescope.org . Изображение недели с телескопа Хаббл. 17 марта 2014 г. Получено 12 апреля 2014 г.
  14. ^ Уокер, МФ (1968). «Исследования внегалактических туманностей. V. Движения в сейфертовской галактике NGC 1068». The Astrophysical Journal . 151 : 71–97. Bibcode : 1968ApJ...151...71W. doi : 10.1086/149420 .
  15. ^ ab Weedman, Daniel W. (1977). "Галактики Сейферта". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 15 : 69–95. Bibcode : 1977ARA&A..15...69W. doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
  16. ^ Петерсон, SD (1973). «Оптические положения галактик Маркаряна». The Astrophysical Journal . 78 (9): 811–827. Bibcode :1973AJ.....78..811P. doi : 10.1086/111488 .
  17. ^ де Ванкулёрс, Г.; де Ванкулёрс, А. (1968). Фотографические, фотометрические и спектроскопические наблюдения сейфертовских галактик . Труды конференции по сейфертовским галактикам и связанным с ними объектам. 14–16 февраля 1968 г. Университет Аризоны. Астрономический журнал . Т. 73, № 9. С. 858–861. Bibcode : 1968AJ.....73..858D. doi : 10.1086/110717.
  18. ^ Адамс, Томас Ф. (1977). «Обзор сейфертовских галактик на основе крупномасштабной пластины ЭОП». Приложение к Astrophysical Journal . 33 : 19–34. Bibcode : 1977ApJS...33...19A. doi : 10.1086/190416.
  19. ^ Видман, Д. В. (1973). «Фотометрическое исследование галактик Маркаряна». Астрофизический журнал . 183 : 29–40. Bibcode : 1973ApJ...183...29W. doi : 10.1086/152205.
  20. ^ Остерброк, Д. Э.; Коски, А. Т. (1976). «NGC 4151 и Маркарян 6: две сейфертовские галактики промежуточного типа». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 176 : 61–66. Bibcode : 1976MNRAS.176P..61O. doi : 10.1093/mnras/176.1.61p .
  21. ^ Остерброк, Д. Э.; Мартель, А. (1993). «Спектроскопическое исследование выборки CfA сейфертовских галактик». The Astrophysical Journal . 414 (2): 552–562. Bibcode : 1993ApJ...414..552O. doi : 10.1086/173102.
  22. ^ Шлосман, И. (6 мая 1999 г.). «Галактики Сейферта». Университет Кентукки . Получено 30 октября 2013 г.
  23. ^ Поппинг, Гергё (18 июля 2008 г.). "AGN host galaxies and their environment" (PDF) . Университет Гронингена . Получено 9 декабря 2013 г. .
  24. ^ ab Massi, M. "Active Galaxies" (PDF) . Институт радиоастрономии Макса Планка . Получено 10 ноября 2013 г. .
  25. ^ Остерброк, Дональд Э.; Ферланд, Гэри Дж. (2006). Астрофизика газовых туманностей и активных ядер галактик . Саусалито, Калифорния: University Science Books. ISBN 978-1-891389-34-4.
  26. ^ "Голодная черная дыра возвращает блестящую галактику в тень". www.eso.org . Получено 20 сентября 2016 г.
  27. ^ Хайнцеллер, Д.; Душл, В. Дж. (2007). «О пределе Эддингтона в аккреционных дисках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 374 (3): 1146–1154. arXiv : astro-ph/0610742 . Bibcode : 2007MNRAS.374.1146H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11233.x . S2CID  9747465.
  28. ^ Ёсида, Сигэру. «Предел Эддингтона». Физический факультет, Университет Тиба . Получено 7 декабря 2013 г.
  29. ^ Блэндфорд, Роджер Д. «Активные галактики и квазизвездные объекты, аккреция». База данных внегалактических объектов NASA/IPAC . Получено 6 декабря 2013 г.
  30. ^ Goad, MR; Korista, KT; Ruff, AJ (2012). «Широкая область эмиссионной линии: слияние внешнего аккреционного диска с внутренним краем пылевого тора». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 426 (4): 3086–3111. arXiv : 1207.6339 . Bibcode : 2012MNRAS.426.3086G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21808.x . S2CID  118607563.
  31. ^ Петерсон, Б.М.; Хорн, К. (2004). «Эхокартирование активных ядер галактик». Астрономические Нахрихтен . 325 (3): 248–251. arXiv : astro-ph/0407538 . Бибкод : 2004AN....325..248P. дои : 10.1002/asna.200310207. S2CID  119387961.
  32. ^ Петерсон, Б. М.; Феррарезе, Л.; Гилберт, К. М.; Каспи, С.; Малкан, МА; и др. (2004). «Центральные массы и размеры областей широких линий активных ядер галактик. II. Однородный анализ большой базы данных картографирования реверберации». The Astrophysical Journal . 613 (2): 682–699. arXiv : astro-ph/0407299 . Bibcode :2004ApJ...613..682P. doi :10.1086/423269. S2CID  16308360.
  33. ^ Haardt, F.; Maraschi, L. (1991). "Двухфазная модель рентгеновского излучения сейфертовских галактик". The Astrophysical Journal Letters . 380 : L51–L54. Bibcode : 1991ApJ...380L..51H. doi : 10.1086/186171.
  34. ^ «Странник, танцующий танец звезд и космоса». SpaceTelescope.org . Фотография недели с телескопа Хаббл. 24 декабря 2012 г.
  35. ^ "Запретные строки". Encyclopaedia Britannica . 2013. Получено 27 ноября 2013 .
  36. ^ "ESO's New Technology Telescope Revisits NGC 6300". ESO Picture of the Week . Европейская южная обсерватория . Получено 3 марта 2015 г.
  37. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2006). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Эддисон-Уэсли . С. 1085–1086. ISBN 978-0-321-44284-0.
  38. ^ abc Прадхан, Анил К.; Нахар, Султана Н. (2011). Атомная астрофизика и спектроскопия . Cambridge University Press . С. 278–304. ISBN 978-0-521-82536-8.
  39. ^ Сингх, Виреш; Шастри, Праджвал; Рисалити, Гвидо (2011). "Спектральные свойства рентгеновских лучей сейфертовских галактик и схема объединения". Астрономия и астрофизика . 532 : A84. arXiv : 1101.0252 . Bibcode : 2011A&A...532A..84S. doi : 10.1051/0004-6361/201016387. S2CID  118486527.
  40. ^ "Спиральная снежинка". spacetelescope.org . Получено 9 мая 2016 г. .
  41. ^ ab Armitage, Phil (2004). "Astrophysics 2, lecture 27: Active galaxies - the Unified Model" (PDF) . ASTR 3830 Lecture Notes . University of Colorado Boulder . Получено 10 ноября 2013 г. .
  42. ^ "Золотые кольца звездообразования". SpaceTelescope.org . Изображение недели Хаббла. 9 июня 2014 г. Получено 12 июня 2014 г.
  43. ^ Морган, Сиобан. «Далекие и странные галактики». Заметки по курсу астрономии и дополнительные материалы . Университет Северной Айовы . Получено 10 октября 2013 г.
  44. ^ Мэтт, Г. и др. (6 апреля 2012 г.). "Рентгеновский спектр Сузаку NGC 3147". Астрономия и астрофизика . 540. A111. arXiv : 1204.0946 . Bibcode : 2012A&A...540A.111M. doi : 10.1051/0004-6361/201118729. S2CID  59123588.
  45. ^ Бартель, Питер (1991). «Активные галактики и квазизвездные объекты, взаимосвязи различных типов». В Маран, Стивен П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Wiley-Interscience . ISBN 978-0-471-28941-8.
  46. ^ Osterbrock, DE (1981). «Сейфертовские галактики со слабыми широкими линиями излучения H alpha». The Astrophysical Journal . 249 : 462–470. Bibcode : 1981ApJ...249..462O. doi : 10.1086/159306.
  47. ^ "Галактики Сейферта". Калифорнийский технологический институт . Получено 10 октября 2013 г.
  48. ^ Хо, Луис К. (1996). "Оптическая спектроскопия LINER и сейфертовских ядер с низкой светимостью" (PDF) . Серия конференций ASP . 103 : 103. arXiv : astro-ph/9605190 . Bibcode : 1996ASPC..103..103H.
  49. ^ Хекман, ТМ (1980). «Оптическое и радиообследование ядер ярких галактик — активность в нормальных ядрах галактик». Астрономия и астрофизика . 87 (1–2): 152–164. Bibcode : 1980A&A....87..152H.
  50. ^ Starling, RLC; Page, MJ; Branduardi-Raymont, G.; Breeveld, AA; Soria, R.; et al. (2005). "The Seyfert-Liner Galaxy NGC 7213: An XMM-Newton Observation". Astrophysics and Space Science . 300 (1–3): 81–86. arXiv : astro-ph/0412017 . Bibcode :2005Ap&SS.300...81S. doi :10.1007/s10509-005-1174-y. S2CID  17692793.
  51. ^ Остерброк, Д. Э.; Погге, Р. В. (1985). «Спектры галактик сейфертовского типа 1 с узкими линиями». The Astrophysical Journal . 297 : 166–176. Bibcode : 1985ApJ...297..166O. doi : 10.1086/163513.
  52. ^ Боллер, Т.; Брандт, В. Н.; Финк, Х. (1996). "Свойства мягкого рентгеновского излучения галактик сейфертовского типа 1 с узкими линиями". Астрономия и астрофизика . 305 : 53. arXiv : astro-ph/9504093 . Bibcode : 1996A&A...305...53B.
  53. ^ Матур, С.; Групе, Д. (2005). «Рост чёрных дыр путём аккреции». Астрономия и астрофизика . 432 (2): 463–466. arXiv : astro-ph/0407512 . Bibcode : 2005A&A...432..463M. doi : 10.1051/0004-6361:20041717. S2CID  15736260.
  54. ^ Комосса, Стефани (апрель 2008 г.). «Узколинейные сейфертовские галактики 1». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Серия конференций . 32 : 86–92. arXiv : 0710.3326 . Бибкод : 2008RMxAC..32...86K.
  55. ^ "Активные галактики и квазары". NASA / GSFC . Получено 21 ноября 2013 г.
  56. ^ "Квазары". Astronomy 162 Lecture Notes . University of Tennessee , Department of Physics & Astronomy . Получено 21 ноября 2013 г.
  57. ^ Матур, С. (2000). "Узкие сейфертовские галактики 1-го типа и эволюция галактик и активных галактик". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 314 (4): L17. arXiv : astro-ph/0003111 . Bibcode : 2000MNRAS.314L..17M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03530.x . S2CID  18989750.
  58. ^ Холлидей, Ян (1969). «Достижения в астрономии: сейфертовские галактики и квазары». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 91. Bibcode : 1969JRASC..63...91H.
  59. ^ Скальци, Джон (2003). The Rough Guide to the Universe . Rough Guides. стр. 250. ISBN 978-1-85828-939-7.
  60. ^ ab de Vaucouleurs, Gérard (апрель 1973 г.). «Южные галактики. VI. Распределение светимости в сейфертовской галактике NGC 1566». The Astrophysical Journal . 181 : 31–50. Bibcode : 1973ApJ...181...31D. doi : 10.1086/152028.
  61. ^ Хамфрис, EML; Гринхилл, LJ; Рид, MJ; Аргон, AL; Моран, JM (2004). "Улучшенное расстояние до мазера NGC 4258". Бюллетень Американского астрономического общества . 36 : 1468. Бибкод : 2004AAS...205.7301H.
  62. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., ред. (15 февраля 2000 г.). "M106: спиральная галактика со странным ядром". Астрономическая картинка дня . NASA .
  63. ^ "М 106". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 1 июля 2014 г.
  64. ^ Бехти, Надя Бен; Винкель, Бенджамин; Рихтер, Филипп; Керп, Юрген; Кляйн, Ульрих (сентябрь 2011 г.). «О происхождении газообразных гало галактик - газа низкой плотности в гало Млечного Пути». В фон Берлепш, Регина (ред.). Увеличение: Космос в высоком разрешении . Ежегодное собрание Астрономического общества. Боннский университет. 15–16 сентября 2010 г. Обзоры современной астрономии. Том. 23. Джон Уайли и сыновья. стр. 117–130. arXiv : 1102.5205 . дои : 10.1002/9783527644384.ch7. ISBN 9783527411139.
  65. ^ Фабиан, AC; Сандерс, JS; Аллен, SW; Кроуфорд, CS; Ивасава, K.; и др. (сентябрь 2003 г.). «Глубокое наблюдение Чандра за скоплением Персея: толчки и рябь». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 344 (3): L43–L47. arXiv : astro-ph/0306036 . Bibcode : 2003MNRAS.344L..43F. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06902.x . S2CID  11086312.
  66. ^ Рейнольдс, Кристофер С. (28 февраля 2013 г.). «Астрофизика: Черные дыры в спине». Nature . 494 (7438): 432–433. Bibcode :2013Natur.494..432R. doi : 10.1038/494432a . PMID  23446411.
  67. ^ Эванс, ДА; Саммерс, А.К.; Хардкасл, М.Дж.; Крафт, Р.П.; Ганди, П.; и др. (ноябрь 2011 г.). « Вид Сузаку на связь диска и струи в низковозбужденной радиогалактике NGC 6251». The Astrophysical Journal Letters . 741 (1): L4. arXiv : 1109.6584 . Bibcode : 2011ApJ...741L...4E. doi : 10.1088/2041-8205/741/1/L4. S2CID  50061438.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме сейфертовские галактики .