stringtranslate.com

Сейфертовская галактика

Галактика Цирк , сейфертовская галактика II типа.

Сейфертовские галактики являются одной из двух крупнейших групп активных галактик наряду с квазарами . У них есть квазароподобные ядра (очень яркие источники электромагнитного излучения, находящиеся за пределами нашей галактики) с очень высокой поверхностной яркостью , спектры которых обнаруживают сильные эмиссионные линии 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 ярки, чем квазары. . Эти галактики имеют в своих центрах сверхмассивные черные дыры , окруженные аккреционными дисками падающего материала. Считается, что аккреционные диски являются источником наблюдаемого ультрафиолетового излучения. Линии ультрафиолетового излучения и 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 сравнима по интенсивности со светимостью целых галактик размером с Млечный Путь . [5]

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

Открытие

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

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 эмиссионных линий , что считалось необычным, поскольку большинство наблюдаемых объектов имели спектр поглощения, соответствующий звездам . [7]

В 1926 году Эдвин Хаббл изучил эмиссионные линии NGC 1068 и двух других таких «туманностей» и классифицировал их как внегалактические объекты . [8] В 1943 году Карл Кинан Сейферт обнаружил еще галактики, подобные NGC 1068, и сообщил, что эти галактики имеют очень яркие звездоподобные ядра, которые производят широкие эмиссионные линии. [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 очевидна с помощью интерферометрии . [11] В последующие несколько лет были обнаружены другие источники радиоизлучения , такие как остатки сверхновых . К концу 1950-х годов были открыты более важные характеристики сейфертовских галактик, в том числе то, что их ядра чрезвычайно компактны (< 100 пк, т.е. «неразрешены»), имеют большую массу (≈10 9±1 массы Солнца) и продолжительность пиковых ядерных выбросов относительно невелика (> 10 8 лет). [12]

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

В 1960-х и 1970-х годах проводились исследования для дальнейшего понимания свойств сейфертовских галактик. Было проведено несколько прямых измерений действительных размеров сейфертовских ядер и установлено, что эмиссионные линии в NGC 1068 возникают в области диаметром более тысячи световых лет. [14] Существовали разногласия по поводу того, имеют ли сейфертовские красные смещения космологическое происхождение. [15] Подтверждение оценок расстояния до сейфертовских галактик и их возраста было ограничено, поскольку их ядра различаются по яркости 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 предприняты исследования по обзору, идентификации и каталогизации галактик, включая сейфертовские. Начиная с 1967 года Бенджамин Маркарян публиковал списки, содержащие несколько сотен галактик, отличающихся очень сильным ультрафиолетовым излучением, причем измерения положения некоторых из них были уточнены 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 представляют собой спиральные галактики или спиральные галактики с перемычкой. [18] В тот же период были предприняты усилия по сбору спектрофотометрических данных для сейфертовских галактик. Стало очевидно, что не все спектры сейфертовских галактик выглядят одинаково, поэтому они были разделены на подклассы в соответствии с характеристиками их спектров излучения . Было разработано простое разделение на типы I и II, причем классы зависят от относительной ширины их эмиссионных линий . [19] Позже было замечено, что некоторые сейфертовские ядра проявляют промежуточные свойства, в результате чего их подразделяют на типы 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9 (см. Классификацию). [20] [21] Ранние обзоры сейфертовских галактик были предвзятыми и учитывали только самых ярких представителей этой группы. Более поздние исследования, в которых подсчитываются галактики с низкой светимостью и скрытыми сейфертовскими ядрами, позволяют предположить, что феномен сейферта на самом деле довольно распространен и встречается 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 значительную часть галактик, представленных в каталоге Маркаряна , списке галактик, демонстрирующих избыток ультрафиолета в своих ядрах. [22]

Характеристики

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

Активное ядро ​​галактики (АЯГ) — это компактная область в центре галактики, светимость которой в некоторых частях электромагнитного спектра превышает нормальную . Галактика, имеющая активное ядро, называется активной галактикой. Активные ядра галактик являются наиболее яркими источниками электромагнитного излучения во Вселенной, и их эволюция накладывает ограничения на космологические модели. В зависимости от типа их светимость варьируется во времени от нескольких часов до нескольких лет. Двумя крупнейшими подклассами активных галактик являются квазары и сейфертовские галактики, основная разница между которыми заключается в количестве излучаемого ими излучения. В типичной сейфертовской галактике ядерный источник излучает в видимых длинах волн количество излучения, сравнимое с количеством излучения, составляющего звезды всей галактики, тогда как в квазаре ядерный источник ярче, чем составляющие звезды, по крайней мере, в 100 раз . 1] [23] Сейфертовские галактики имеют чрезвычайно яркие ядра со светимостью от 10 8 до 10 11 солнечной светимости. Лишь около 5% из них радиояркие; их излучение умеренное в гамма-лучах и яркое в рентгеновских лучах. [ 24] Их видимые и инфракрасные спектры показывают очень яркие линии излучения водорода , гелия , азота и кислорода . Эти эмиссионные линии демонстрируют сильное доплеровское уширение , что предполагает скорости от 500 до 4000 км/с (от 310 до 2490 миль/с), и считается, что они 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 рассчитать, используя светимость Эддингтона . [27] Этот предел возникает из-за того, что свет испытывает радиационное давление. Предположим, что черная дыра окружена диском светящегося газа. [28] Как гравитационная сила притяжения, действующая на электрон-ионные пары в диске, так и сила отталкивания, оказываемая радиационным давлением, подчиняются закону обратных квадратов. Если гравитационная сила, действующая на черную дыру, меньше силы отталкивания, обусловленной радиационным давлением, диск будет сдуваться радиационным давлением. [29] [примечание 1]

Модель активного ядра галактики. Центральная черная дыра окружена аккреционным диском, окруженным тором. Показаны область широкой линии и область узкой линии излучения, а также струи, выходящие из ядра.

Выбросы

Эмиссионные линии, видимые в спектре сейфертовской галактики, могут исходить от поверхности самого аккреционного диска или от облаков газа, освещенных центральной машиной в ионизационном конусе. Точную геометрию излучающей области определить сложно из-за плохого разрешения центра галактики. Однако каждая часть аккреционного диска имеет разную скорость относительно луча нашего зрения, и чем быстрее газ вращается вокруг черной дыры, тем шире будет линия излучения. Аналогично, освещенный дисковый ветер также имеет скорость, зависящую от положения. [30]

Считается, что узкие линии происходят из внешней части активного ядра галактики, где скорости ниже, а широкие линии возникают ближе к черной дыре. Это подтверждается тем фактом, что узкие линии не изменяются заметно, что означает, что излучающая область велика, 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 за изменениями излучаемых линий в ответ на изменения в континууме. Использование карт реверберации требует предположения, что континуум возникает из одного центрального источника. [31] Для 35 AGN картирование реверберации использовалось для расчета массы центральных черных дыр и размера областей широких линий. [32]

Считается, что в тех немногих радио-громких сейфертовских галактиках, которые наблюдались, радиоизлучение представляет собой синхротронное излучение джета. Инфракрасное излучение возникает из-за излучения в других диапазонах, перерабатываемого пылью вблизи ядра. Считается, что фотоны с самой высокой энергией создаются в результате обратного комптоновского рассеяния высокотемпературной короной вблизи черной дыры. [33]

Классификация

NGC 1097 — пример сейфертовской галактики. В центре галактики находится сверхмассивная черная дыра массой 100 миллионов солнечных масс. Область вокруг черной дыры испускает большое количество радиации от вещества, падающего в черную дыру. [34]

Сейферты сначала были классифицированы как Тип I или II, в зависимости от эмиссионных линий, показанных в их спектрах. Спектры сейфертовских галактик типа I показывают широкие линии, которые включают как разрешенные линии, такие как HI, 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, чем линии, показанные обычными галактиками. Однако в спектрах сейфертовских галактик типа II наблюдаются только узкие линии, как разрешенные, так и запрещенные. Запрещенные линии — это спектральные линии, возникающие из-за электронных переходов, которые обычно не разрешены правилами отбора квантовой механики , но которые все же имеют небольшую вероятность спонтанного возникновения. Термин «запрещенный» немного вводит в заблуждение, поскольку вызывающие их электронные переходы не запрещены, но крайне маловероятны. [35]

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

В некоторых случаях в спектрах наблюдаются 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 за несколько лет. Однако характерная широкая эмиссионная линия Ha редко, если вообще когда-либо, исчезала. [37] Происхождение различий между сейфертовскими галактиками типа I и типа II пока не известно. 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 сейферты типа II на самом деле относятся к типу 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, поэтому отбираем высокоскоростные облака в области излучения с широкими линиями, движущиеся вокруг сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, находится в центре галактики. Напротив, в сейфертовских галактиках типа II активные ядра затемнены и видны только более холодные внешние области, расположенные дальше от области излучения широких линий облаков. Эта теория известна как «Схема объединения» сейфертовских галактик. [38] [39] Однако пока неясно, может ли эта гипотеза объяснить все наблюдаемые различия между этими двумя типами. [38]

Сейфертовские галактики I типа.

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

Сейферты типа I — очень яркие источники ультрафиолетового света и рентгеновских лучей в дополнение к видимому свету, исходящему из их ядер. В их спектрах имеется два набора эмиссионных линий: 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, а узкие линии проходят за пределами области широких линий аккреционного диска. Оба выброса вызваны сильно ионизированным газом. Излучение широкой линии возникает в области поперечника 0,1–1 парсек. Область излучения широкой линии, R BLR , можно оценить по временной задержке, соответствующей времени, затраченному свету на путь от источника непрерывного излучения до газа, излучающего линии. [24]

Сейфертовские галактики типа II

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

Сейфертовские галактики типа II имеют характерное яркое ядро, а также кажутся яркими, если смотреть в инфракрасном диапазоне. [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 роль настоящей сейфертовской галактики типа II. [44] В некоторых сейфертовских галактиках типа II анализ с помощью метода, называемого спектрополяриметрией (спектроскопия компонента поляризованного света ), 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 ядра с широкой эмиссионной линией. Если смотреть на галактику сбоку, ядро ​​можно наблюдать косвенно через отражение от газа и пыли 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 типа 1.5, 1.8 и 1.9, где подклассы основаны на оптическом виде спектра, при этом численно более крупные подклассы имеют более слабые компоненты широких линий по сравнению с узкими линиями. [46] Например, тип 1.9 показывает только широкую компоненту в линии Ha , а не в бальмеровских линиях более высокого порядка . В типе 1.8 очень слабые широкие линии могут быть обнаружены как в линиях Hβ , так и в линиях Hα, даже если они очень слабы по сравнению с Hα. В типе 1.5 силы линий Hα и Hβ сопоставимы. [47]

Другие сейфертовские галактики

Мессье 94 , галактика с сейфертовским ядром LINER.

Помимо сейфертовской прогрессии от типа I к типу II (включая тип 1.2 к типу 1.9), существуют и другие типы галактик, которые очень похожи на сейфертовские галактики или которые можно рассматривать как их подклассы. Очень похожи на сейфертовские радиогалактики с узкой линией излучения с низкой ионизацией (LINER), открытые в 1980 году. Эти галактики имеют сильные линии излучения слабо ионизованных или нейтральных атомов, в то время как линии излучения сильно ионизированных атомов относительно слабы по сравнению с ними. ЛАЙНЕРЫ имеют много общих черт с сейфертами низкой светимости. Фактически, если смотреть в видимом свете, глобальные характеристики родительских галактик неразличимы. Кроме того, они оба демонстрируют широкую область линейного излучения, но область линейного излучения в LINER имеет меньшую плотность, чем в сейфертах. [48] ​​Примером такой галактики является M104 в созвездии Девы, также известная как Галактика Сомбреро . [49] Галактика, которая одновременно является LINER и сейфертовским типом I, — это NGC 7213 , галактика, которая находится относительно близко по сравнению с другими АЯГ. [50] Еще одним очень интересным подклассом являются галактики типа I с узкими линиями (NLSy1), которые в последние годы стали предметом обширных исследований. [51] Они имеют 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 позволяют предположить, что галактики NLSy1 представляют собой молодые АЯГ с высокими темпами аккреции, что предполагает относительно небольшую, но растущую массу центральной черной дыры. [53] Существуют теории, предполагающие, что NLSy1 являются галактиками на ранней стадии эволюции, и были предложены связи между ними и сверхяркими инфракрасными галактиками или галактиками типа II. [54]

Эволюция

Большинство активных галактик очень далеки и демонстрируют 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 — самые дальние активные галактики, некоторые из них наблюдаются на расстоянии 12 миллиардов световых лет. Сейфертовские галактики гораздо ближе, чем квазары. [55] Поскольку скорость света ограничена, смотреть на большие расстояния во Вселенной эквивалентно взгляду назад во времени. Таким образом, наблюдение активных галактических ядер на больших расстояниях и их редкость в ближайшей Вселенной позволяют предположить, 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 могут быть местные (современные) аналоги АЯГ, обнаруженные на больших красных смещениях. Было высказано предположение, что NLSy1s могут быть аналогами квазаров с небольшими красными смещениями, обнаруженными с большими красными смещениями ( z > 4). У них много схожих свойств, например: высокая металличность или схожий характер эмиссионных линий (сильный Fe [II], слабый O [III]). [57] Некоторые наблюдения показывают, что излучение АЯГ из ядра не является сферически симметричным и что ядро ​​часто демонстрирует аксиальную симметрию, при этом излучение выходит в конической области. На основе этих наблюдений были разработаны модели, объясняющие различные классы АЯГ из-за их различной ориентации относительно луча наблюдения. Такие модели называются унифицированными моделями. Унифицированные модели объясняют разницу между галактиками типа I и типа II тем, что галактики типа II окружены затемняющими торами, которые не позволяют телескопам видеть область широкой линии. Квазары и блазары довольно легко умещаются в эту модель. [58] Основная проблема такой схемы объединения состоит в попытке объяснить, почему некоторые АЯГ являются радиогромкими, а другие — радиотихими. Было высказано предположение, что эти различия могут быть связаны с различиями во вращении центральной черной дыры. [41]

Примеры

Вот несколько примеров сейфертовских галактик:

Смотрите также

Примечания

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

    Мы выводим направленную наружу радиационную силу F rad так же, как и для звезд, предполагающих сферическую симметрию:

    где p — импульс, t — время, c — скорость света , E — энергия, σ t — томсоновское сечение, а L — светимость.

    Светимость черной дыры должна быть меньше, чем светимость Эддингтона L Eddington , которая дается, когда:

    где M ☉ — масса Солнца , а L ☉ — светимость Солнца. [ нужны дальнейшие объяснения ]

    Следовательно, учитывая наблюдаемую светимость (которая будет меньше светимости Эддингтона), можно оценить приблизительный нижний предел массы центральной черной дыры в центре активной галактики. Этот вывод представляет собой широко используемое приближение; но если принять во внимание фактическую геометрию аккреционных дисков, окажется, что результаты могут значительно отличаться от классического значения.

Рекомендации

  1. ^ Аб Петерсон, Брэдли М. (1997). Введение в активные ядра галактик. Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-47911-0.
  2. ^ Петров, Г.Т., изд. (2004). «Активные ядра галактик». Болгарская академия наук/Институт астрономии . Проверено 9 декабря 2013 г.
  3. ^ аб Майолино, Р.; Рике, GH (1995). «Низкая светимость и затемненные сейфертовские ядра в близлежащих галактиках». Астрофизический журнал . 454 : 95–105. Бибкод : 1995ApJ...454...95M. дои : 10.1086/176468 .
  4. ^ Дэвидсен, Артур Ф. (1993). «Астрономия дальнего ультрафиолета в ходе миссии космического корабля «Астро-1». Наука . 259 (5093): 327–334. Бибкод : 1993Sci...259..327D. дои : 10.1126/science.259.5093.327. PMID  17832344. S2CID  28201406. Архивировано из оригинала 11 октября 2013 года.
  5. ^ Сопер, DE "Сейфертовские галактики". Университет Орегона . Архивировано из оригинала 23 октября 2013 года . Проверено 11 октября 2013 г.
  6. ^ аб Сейферт, Карл К. (1943). «Ядерная эмиссия в спиральных туманностях». Астрофизический журнал . 97 : 28–40. Бибкод : 1943ApJ....97...28S. дои : 10.1086/144488.
  7. ^ «Знакомство с активными галактиками». OpenLearn . Открытый университет . Проверено 9 декабря 2013 г.
  8. ^ Хаббл, Эдвин П. (1926). «Внегалактические туманности». Астрофизический журнал . 64 : 321–369. Бибкод : 1926ApJ....64..321H. дои : 10.1086/143018.
  9. ^ Ребер, Гроте (1944). «Космическая Статика». Астрофизический журнал . 100 : 279–287. Бибкод : 1944ApJ...100..279R. дои : 10.1086/144668 . S2CID  51638960.
  10. ^ Болтон, Дж.Г.; Стэнли, Дж.Дж. (1948). «Наблюдения за переменным источником космического радиочастотного излучения в созвездии Лебедя». Австралийский журнал научных исследований А. 1 : 58–69. Бибкод : 1948AuSRA...1...58B. дои : 10.1071/ch9480058.
  11. ^ Хэнбери Браун, Р.; Дженнисон, Колорадо; Дас Гупта, МК (1952). «Очевидные угловые размеры дискретных радиоисточников: наблюдения в Джодрелл-Бэнк, Манчестер». Природа . 170 (4338): 1061–1063. Бибкод : 1952Natur.170.1061H. дои : 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. ^ «Тайны в основе NGC 5793». SpaceTelescope.org . Снимок недели, сделанный Хабблом. 17 марта 2014 года . Проверено 12 апреля 2014 г.
  14. ^ Уокер, МФ (1968). «Исследование внегалактических туманностей. V. Движения в сейфертовской галактике NGC 1068». Астрофизический журнал . 151 : 71–97. Бибкод : 1968ApJ...151...71W. дои : 10.1086/149420 .
  15. ^ аб Видман, Дэниел В. (1977). «Сейфертовские галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 15 :69–95. Бибкод : 1977ARA&A..15...69Вт. дои : 10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
  16. ^ Петерсон, SD (1973). «Оптические положения галактик Маркара». Астрофизический журнал . 78 (9): 811–827. Бибкод : 1973AJ.....78..811P. дои : 10.1086/111488 .
  17. ^ де Ванкулер, Г.; де Ванкулер, А. (1968). Фотографические, фотометрические и спектроскопические наблюдения сейфертовских галактик . Материалы конференции по сейфертовским галактикам и родственным объектам. 14–16 февраля 1968 г. Университет Аризоны. Астрономический журнал . Том. 73, нет. 9. стр. 858–861. Бибкод : 1968AJ.....73..858D. дои : 10.1086/110717.
  18. ^ Адамс, Томас Ф. (1977). «Обзор сейфертовских галактик на основе крупномасштабной электронно-оптической пластины». Приложение к астрофизическому журналу . 33 : 19–34. Бибкод : 1977ApJS...33...19A. дои : 10.1086/190416.
  19. ^ Видман, Д.В. (1973). «Фотометрическое исследование галактик Маркариана». Астрофизический журнал . 183 : 29–40. Бибкод : 1973ApJ...183...29W. дои : 10.1086/152205.
  20. ^ Остерброк, Делавэр; Коски, АТ (1976). «NGC 4151 и Маркарян 6: две сейфертовские галактики промежуточного типа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 176 : 61–66. Бибкод : 1976MNRAS.176P..61O. дои : 10.1093/mnras/176.1.61p.
  21. ^ Остерброк, Делавэр; Мартель, А. (1993). «Спектроскопическое исследование образца сейфертовских галактик CfA». Астрофизический журнал . 414 (2): 552–562. Бибкод : 1993ApJ...414..552O. дои : 10.1086/173102.
  22. ^ Шлосман, И. (6 мая 1999 г.). «Сейфертовские галактики». Университет Кентукки . Проверено 30 октября 2013 г.
  23. ↑ Поппинг, Герго (18 июля 2008 г.). «Галактики-хозяева АЯГ и их окружающая среда» (PDF) . Университет Гронингена . Проверено 9 декабря 2013 г.
  24. ^ аб Масси, М. «Активные галактики» (PDF) . Радиоастрономический институт Макса Планка . Проверено 10 ноября 2013 г.
  25. ^ Остерброк, Дональд Э.; Ферланд, Гэри Дж. (2006). Астрофизика газовых туманностей и активных ядер галактик . Саусалито, Калифорния: Университетские научные книги. ISBN 978-1-891389-34-4.
  26. ^ «Голодная черная дыра возвращает в тень блестящую галактику» . www.eso.org . Проверено 20 сентября 2016 г.
  27. ^ Хайнцеллер, Д.; Душл, WJ (2007). «О пределе Эддингтона в аккреционных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (3): 1146–1154. arXiv : astro-ph/0610742 . Бибкод : 2007MNRAS.374.1146H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11233.x. S2CID  9747465.
  28. ^ Ёсида, Сигеру. «Предел Эддингтона». Кафедра физики Университета Тиба . Проверено 7 декабря 2013 г.
  29. ^ Бландфорд, Роджер Д. «Активные галактики и квазизвездные объекты, аккреция». Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . Проверено 6 декабря 2013 г.
  30. ^ Гоад, MR; Користа, КТ; Рафф, Эй Джей (2012). «Широкая область эмиссионных линий: место слияния внешнего аккреционного диска с внутренним краем пыльного тора». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 3086–3111. arXiv : 1207.6339 . Бибкод : 2012MNRAS.426.3086G. дои : 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, КМ; Каспи, С.; Малкан, Массачусетс; и другие. (2004). «Центральные массы и размеры областей широких линий активных галактических ядер. II. Однородный анализ большой базы данных карт реверберации». Астрофизический журнал . 613 (2): 682–699. arXiv : astro-ph/0407299 . Бибкод : 2004ApJ...613..682P. дои : 10.1086/423269. S2CID  16308360.
  33. ^ Хаардт, Ф.; Мараски, Л. (1991). «Двухфазная модель рентгеновского излучения сейфертовских галактик». Письма астрофизического журнала . 380 : L51–L54. Бибкод : 1991ApJ...380L..51H. дои : 10.1086/186171.
  34. ^ «Странник, танцующий танец звезд и космоса». SpaceTelescope.org . Снимок недели, сделанный Хабблом. 24 декабря 2012 г.
  35. ^ «Запрещенные строки». Британская энциклопедия . 2013 . Проверено 27 ноября 2013 г.
  36. ^ «Телескоп новой технологии ESO вновь посещает NGC 6300» . Картинка недели ESO . Европейская южная обсерватория . Проверено 3 марта 2015 г.
  37. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2006). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Аддисон-Уэсли . стр. 1085–1086. ISBN 978-0-321-44284-0.
  38. ^ abc Прадхан, Анил К.; Нахар, Султана Н. (2011). Атомная астрофизика и спектроскопия . Издательство Кембриджского университета . стр. 278–304. ISBN 978-0-521-82536-8.
  39. ^ Сингх, Виреш; Шастри, Праджвал; Рисалити, Гвидо (2011). «Рентгеновские спектральные свойства сейфертовских галактик и схема объединения». Астрономия и астрофизика . 532 : А84. arXiv : 1101.0252 . Бибкод : 2011A&A...532A..84S. дои : 10.1051/0004-6361/201016387. S2CID  118486527.
  40. ^ "Спиральная снежинка". spacetelescope.org . Проверено 9 мая 2016 г.
  41. ^ AB Армитидж, Фил (2004). «Астрофизика 2, лекция 27: Активные галактики — Единая модель» (PDF) . ASTR 3830 Конспект лекций . Университет Колорадо в Боулдере . Проверено 10 ноября 2013 г.
  42. ^ "Золотые кольца звездообразования". SpaceTelescope.org . Снимок недели, сделанный Хабблом. 9 июня 2014 года . Проверено 12 июня 2014 г.
  43. ^ Морган, Сиобан. «Далекие и странные галактики». Конспекты курса астрономии и дополнительные материалы . Университет Северной Айовы . Проверено 10 октября 2013 г.
  44. ^ Мэтт, Г.; и другие. (6 апреля 2012 г.). «Рентгеновский спектр Сузаку NGC 3147». Астрономия и астрофизика . 540 . А111. arXiv : 1204.0946 . Бибкод : 2012A&A...540A.111M. дои : 10.1051/0004-6361/201118729. S2CID  59123588.
  45. ^ Бартель, Питер (1991). «Активные галактики и квазизвездные объекты, взаимосвязи различных типов». В Маране, Стивен П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Уайли-Интерсайенс . ISBN 978-0-471-28941-8.
  46. ^ Остерброк, Делавэр (1981). «Сейфертовские галактики со слабыми широкими линиями излучения H-альфа». Астрофизический журнал . 249 : 462–470. Бибкод : 1981ApJ...249..462O. дои : 10.1086/159306.
  47. ^ "Сейфертовские галактики". Калифорнийский технологический институт . Проверено 10 октября 2013 г.
  48. ^ Хо, Луис К. (1996). «Оптическая спектроскопия LINER и сейфертовских ядер малой светимости» (PDF) . Серия конференций ASP . 103 : 103. arXiv : astro-ph/9605190 . Бибкод : 1996ASPC..103..103H.
  49. ^ Хекман, ТМ (1980). «Оптический и радиообзор ядер ярких галактик. Активность в ядрах нормальных галактик». Астрономия и астрофизика . 87 (1–2): 152–164. Бибкод : 1980A&A....87..152H.
  50. ^ Старлинг, RLC; Пейдж, MJ; Брандуарди-Раймонт, Г.; Бривелд, А.А.; Сория, Р.; и другие. (2005). «Галактика сейфертовского лайнера NGC 7213: наблюдение XMM-Ньютона ». Астрофизика и космическая наука . 300 (1–3): 81–86. arXiv : astro-ph/0412017 . Бибкод : 2005Ap&SS.300...81S. дои : 10.1007/s10509-005-1174-y. S2CID  17692793.
  51. ^ Остерброк, Делавэр; Погге, RW (1985). «Спектры узколинейных сейфертовских галактик 1». Астрофизический журнал . 297 : 166–176. Бибкод : 1985ApJ...297..166O. дои : 10.1086/163513.
  52. ^ Боллер, Т.; Брандт, Западная Нью; Финк, Х. (1996). «Мягкие рентгеновские свойства узколинейных сейфертовских галактик 1». Астрономия и астрофизика . 305 : 53. arXiv : astro-ph/9504093 . Бибкод : 1996A&A...305...53B.
  53. ^ Матур, С.; Групе, Д. (2005). «Рост черной дыры путем аккреции». Астрономия и астрофизика . 432 (2): 463–466. arXiv : astro-ph/0407512 . Бибкод : 2005A&A...432..463M. дои : 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». НАСА / GSFC . Проверено 21 ноября 2013 г.
  56. ^ «Квазары». Астрономия 162 Конспект лекций . Университет Теннесси , факультет физики и астрономии . Проверено 21 ноября 2013 г.
  57. ^ Матур, С. (2000). «Узкие линии сейфертовских галактик 1 и эволюция галактик и активных галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 314 (4): Л17. arXiv : astro-ph/0003111 . Бибкод : 2000MNRAS.314L..17M. дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03530.x. S2CID  18989750.
  58. ^ Холлидей, Ян (1969). «Достижения в астрономии сейфертовских галактик и квазаров». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 91. Бибкод : 1969JRASC..63...91H.
  59. ^ Скальци, Джон (2003). Грубый путеводитель по Вселенной . Грубые гиды. п. 250. ИСБН 978-1-85828-939-7.
  60. ^ Аб де Вокулёр, Жерар (апрель 1973 г.). «Южные галактики. VI. Распределение светимости в сейфертовской галактике NGC 1566». Астрофизический журнал . 181 : 31–50. Бибкод : 1973ApJ...181...31D. дои : 10.1086/152028.
  61. ^ Хамфрис, EML; Гринхилл, LJ; Рид, MJ; Аргон, Алабама; Моран, Дж. М. (2004). «Улучшенное мазерное расстояние до NGC 4258». Бюллетень Американского астрономического общества . 36 : 1468. Бибкод : 2004AAS...205.7301H.
  62. ^ Немиров, Р.; Боннелл, Дж., ред. (15 февраля 2000 г.). «M106: спиральная галактика со странным ядром». Астрономическая картина дня . НАСА .
  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, Дж.С.; Аллен, Юго-Запад; Кроуфорд, CS; Ивасава, К.; и другие. (сентябрь 2003 г.). «Глубокое наблюдение Чандрой скопления Персея: толчки и рябь». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 344 (3): L43–L47. arXiv : astro-ph/0306036 . Бибкод : 2003MNRAS.344L..43F. дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06902.x. S2CID  11086312.
  66. ↑ Рейнольдс, Кристофер С. (28 февраля 2013 г.). «Астрофизика: черные дыры во вращении». Природа . 494 (7438): 432–433. Бибкод : 2013Natur.494..432R. дои : 10.1038/494432а . ПМИД  23446411.
  67. ^ Эванс, Д.А.; Саммерс, AC; Хардкасл, MJ; Крафт, РП; Ганди, П.; и другие. (ноябрь 2011 г.). « Вид Сузаку на соединение диска и струи в радиогалактике с низким возбуждением NGC 6251». Письма астрофизического журнала . 741 (1): Л4. arXiv : 1109.6584 . Бибкод : 2011ApJ...741L...4E. дои : 10.1088/2041-8205/741/1/L4. S2CID  50061438.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с сейфертовскими галактиками .