Klasyfikacja galaktyk aktywnych

Klasyfikacja galaktyk aktywnych

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana:

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana: odznaczaja się ponadprzeciętnym kontinuum UV

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana: odznaczaja się ponadprzeciętnym kontinuum UV 5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana: odznaczaja się ponadprzeciętnym kontinuum UV 5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana 1/3 to galaktyki spiralne, 1/5 to nieregularne

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana: odznaczaja się ponadprzeciętnym kontinuum UV 5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana 1/3 to galaktyki spiralne, 1/5 to nieregularne 10% Galaktyk Markariana to galaktyki Seyferta

Galaktyki Markariana Cechy Galaktyk Markariana: odznaczaja się ponadprzeciętnym kontinuum UV 5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana 1/3 to galaktyki spiralne, 1/5 to nieregularne 10% Galaktyk Markariana to galaktyki Seyferta wiele galaktyk N i lacertyd to również Galaktyki Markariana

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana.

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana. Cechy Galaktyk N :

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana. Cechy Galaktyk N : Cecha charakterystyczna: małe, bardzo jasne kwazaropodobne jadro i słabe tło. W przypadku bliskich obiektów słabe ramiona spiralne.

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana. Cechy Galaktyk N : Cecha charakterystyczna: małe, bardzo jasne kwazaropodobne jadro i słabe tło. W przypadku bliskich obiektów słabe ramiona spiralne. Wiele z nich to radioźródła, np: 3C371, 3C390.3, 3C459.

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana. Cechy Galaktyk N : Cecha charakterystyczna: małe, bardzo jasne kwazaropodobne jadro i słabe tło. W przypadku bliskich obiektów słabe ramiona spiralne. Wiele z nich to radioźródła, np: 3C371, 3C390.3, 3C459. Galaktyki N często s a zaliczane do galaktyk Seyferta, np. NGC 4152.

Galaktyki N Nazwa pochodzi od Morgana. Cechy Galaktyk N : Cecha charakterystyczna: małe, bardzo jasne kwazaropodobne jadro i słabe tło. W przypadku bliskich obiektów słabe ramiona spiralne. Wiele z nich to radioźródła, np: 3C371, 3C390.3, 3C459. Galaktyki N często sa zaliczane do galaktyk Seyferta, np. NGC 4152. Linie emisyjne w N s a węższe niż w galaktykach Seyferta.

Galaktyki Seyferta (SyG)

Galaktyki Seyferta (SyG) W 1943 Seyfert zauważył, że widma niektórych galaktyk maja silne i szerokie linie w widmach, a galaktyki te maja jaśniejsze zwarte jadra, wygladaj ace jak gwiazdy na tle otoczki. Dla z 0.1 zazwyczaj nie widzimy już otoczki.

Galaktyki Seyferta (SyG) W 1943 Seyfert zauważył, że widma niektórych galaktyk maja silne i szerokie linie w widmach, a galaktyki te maja jaśniejsze zwarte jadra, wygladaj ace jak gwiazdy na tle otoczki. Dla z 0.1 zazwyczaj nie widzimy już otoczki. Jeśli występuje jadro Seyferta, to sa też linie; obecność linii natomiast nie implikuje obecności jadra.

Galaktyki Seyferta (SyG) W 1943 Seyfert zauważył, że widma niektórych galaktyk maja silne i szerokie linie w widmach, a galaktyki te maja jaśniejsze zwarte jadra, wygladaj ace jak gwiazdy na tle otoczki. Dla z 0.1 zazwyczaj nie widzimy już otoczki. Jeśli występuje jadro Seyferta, to sa też linie; obecność linii natomiast nie implikuje obecności jadra. Własności:

Galaktyki Seyferta (SyG) W 1943 Seyfert zauważył, że widma niektórych galaktyk maja silne i szerokie linie w widmach, a galaktyki te maja jaśniejsze zwarte jadra, wygladaj ace jak gwiazdy na tle otoczki. Dla z 0.1 zazwyczaj nie widzimy już otoczki. Jeśli występuje jadro Seyferta, to sa też linie; obecność linii natomiast nie implikuje obecności jadra. Własności: Średnice katowe jader Seyferta sa bardzo małe, np. u 3C120 0. 001.

Galaktyki Seyferta (SyG) W 1943 Seyfert zauważył, że widma niektórych galaktyk maja silne i szerokie linie w widmach, a galaktyki te maja jaśniejsze zwarte jadra, wygladaj ace jak gwiazdy na tle otoczki. Dla z 0.1 zazwyczaj nie widzimy już otoczki. Jeśli występuje jadro Seyferta, to sa też linie; obecność linii natomiast nie implikuje obecności jadra. Własności: Średnice katowe jader Seyferta sa bardzo małe, np. u 3C120 0. 001. Jasność j adra jest większa od jasności reszty galaktyki i może się zmieniać w skali rzędu miesięcy (do 1 roku).

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maj a szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone).

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maj a szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział:

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maj a szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maj a szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe 2 SyG 2 wszystkie linie podobnej szerokości szerokie; profile asymetryczne.

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maja szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe 2 SyG 2 wszystkie linie podobnej szerokości szerokie; profile asymetryczne. Jadra SyG 2 sa większe od jader SyG 1 i słabsze w stosunku do całkowitej jasności.

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maja szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe 2 SyG 2 wszystkie linie podobnej szerokości szerokie; profile asymetryczne. Jadra SyG 2 sa większe od jader SyG 1 i słabsze w stosunku do całkowitej jasności. SyG 1 maja lepiej rozwinięta strukturę spiralna. Do porównań zazwyczaj używa się linii H β i OIII.

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maja szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe 2 SyG 2 wszystkie linie podobnej szerokości szerokie; profile asymetryczne. Jadra SyG 2 sa większe od jader SyG 1 i słabsze w stosunku do całkowitej jasności. SyG 1 maja lepiej rozwinięta strukturę spiralna. Do porównań zazwyczaj używa się linii H β i OIII. 1% wszystkich galaktyk spiralnych SyG. w porównaniu do galaktyk normalnych tego samego typu sa do 1.5 mag jaśniejsze.

Galaktyki Seyferta (SyG) Linie w SyG maja szerokości rzędu od 10 3 km/s (linie wzbronione) do 10 4 km/s (linie dozwolone). Podział: 1 SyG 1 szerokie linie wodorowe, linie zabronione węższe 2 SyG 2 wszystkie linie podobnej szerokości szerokie; profile asymetryczne. Jadra SyG 2 sa większe od jader SyG 1 i słabsze w stosunku do całkowitej jasności. SyG 1 maja lepiej rozwinięta strukturę spiralna. Do porównań zazwyczaj używa się linii H β i OIII. 1% wszystkich galaktyk spiralnych SyG. w porównaniu do galaktyk normalnych tego samego typu sa do 1.5 mag jaśniejsze. SyG rzadko kiedy sa eliptyczne (5%). Na ogół sa Sb i Sc.

Galaktyki Seyferta (SyG) Widmo ci agłe jest bardziej płaskie niż w galaktykach normalnych.

Galaktyki Seyferta (SyG) Widmo ciagłe jest bardziej płaskie niż w galaktykach normalnych. Promieniowanie radiowe: w SyG 2 jest silniejsze niż w SyG 1. Region promieniujacy radiowo ma od 10 pc do kilku kpc. 10% SyG sa obiektami 3C, a więc radiowo nie sa zbyt silne.

Galaktyki Seyferta (SyG) Widmo ciagłe jest bardziej płaskie niż w galaktykach normalnych. Promieniowanie radiowe: w SyG 2 jest silniejsze niż w SyG 1. Region promieniujacy radiowo ma od 10 pc do kilku kpc. 10% SyG sa obiektami 3C, a więc radiowo nie sa zbyt silne. SyG nie s a silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego.

Galaktyki Seyferta (SyG) Widmo ciagłe jest bardziej płaskie niż w galaktykach normalnych. Promieniowanie radiowe: w SyG 2 jest silniejsze niż w SyG 1. Region promieniujacy radiowo ma od 10 pc do kilku kpc. 10% SyG sa obiektami 3C, a więc radiowo nie sa zbyt silne. SyG nie sa silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego. Bolometryczna jasność SyG zawiera się w przedziale od 2.5 10 9 L do 2.5 10 12 L.

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac.

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac. Własności lacertyd:

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac. Własności lacertyd: Brak linii emisyjnych.

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac. Własności lacertyd: Brak linii emisyjnych. Zmienność we wszystkich zakresach widma.

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac. Własności lacertyd: Brak linii emisyjnych. Zmienność we wszystkich zakresach widma. Nietermiczne kontinuum najsilniejsze w podczerwieni.

Lacertydy Nazwa pochodzi od prototypowego obiektu BL Lac. Własności lacertyd: Brak linii emisyjnych. Zmienność we wszystkich zakresach widma. Nietermiczne kontinuum najsilniejsze w podczerwieni. Silna i zmienna polaryzacja (do 30%).

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami:

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności. Możliwe wyjaśnienia braku linii w widmach lacertyd:

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności. Możliwe wyjaśnienia braku linii w widmach lacertyd: Za silne kontinuum.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności. Możliwe wyjaśnienia braku linii w widmach lacertyd: Za silne kontinuum. Za szerokie linie.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności. Możliwe wyjaśnienia braku linii w widmach lacertyd: Za silne kontinuum. Za szerokie linie. Za mało UV, żeby wzbudzić linie optyczne.

Lacertydy Różnice pomiędzy lacertydami a galaktykami N i kwazarami: Brak linii emisyjnych. Bardziej strome widmo. Nie sa rozległymi radioźródłami. W QSO i N nie ma takiej zmienności. Możliwe wyjaśnienia braku linii w widmach lacertyd: Za silne kontinuum. Za szerokie linie. Za mało UV, żeby wzbudzić linie optyczne. Za mało gazu.

Argument za obecnościa BH w AGN-ach Typowy cytat z artykułu o AGN-ach: It is widely accepted that the origin of AGN activity is accretion of matter onto a massive black hole at the center of a galaxy (Lynden-Bell 1969). A zatem od paru już dekad zakłada się że w AGN-ach sa supermasywne BH (SMBH).

Argument za obecnościa BH w AGN-ach Typowy cytat z artykułu o AGN-ach: It is widely accepted that the origin of AGN activity is accretion of matter onto a massive black hole at the center of a galaxy (Lynden-Bell 1969). A zatem od paru już dekad zakłada się że w AGN-ach sa supermasywne BH (SMBH). Niech centrum galaktyki promieniuje z moca rzędu 10 13 L. (Obserwujemy to w kwazarach.) Źródłem takich mocy może tylko być akrecja na SMBH. Lynden-Bell pokazał bowiem, że nawet gdyby przyjać, iż źródłem energii jest synteza jadrowa, to masa zarówno substratów jak i produktów tejże będzie tak wielka, że dojdzie do kolapsu i powstania BH.

Argument za obecnościa BH w AGN-ach Typowy cytat z artykułu o AGN-ach: It is widely accepted that the origin of AGN activity is accretion of matter onto a massive black hole at the center of a galaxy (Lynden-Bell 1969). A zatem od paru już dekad zakłada się że w AGN-ach sa supermasywne BH (SMBH). Niech centrum galaktyki promieniuje z moca rzędu 10 13 L. (Obserwujemy to w kwazarach.) Źródłem takich mocy może tylko być akrecja na SMBH. Lynden-Bell pokazał bowiem, że nawet gdyby przyjać, iż źródłem energii jest synteza jadrowa, to masa zarówno substratów jak i produktów tejże będzie tak wielka, że dojdzie do kolapsu i powstania BH. Pytanie: czy ciśnienie promieniowania nie zatrzyma akrecji?

Jasność Eddingtona Ciśnienie hydrostatyczne: dp dr = ρg = G Mρ r 2

Jasność Eddingtona Ciśnienie hydrostatyczne: dp dr Ciśnienie promieniowania: = ρg = G Mρ r 2 dp dr = σ T ρ L m p c 4πr 2 gdzie: m p to masa protonu a σ T to przekrój Thomsona.

Jasność Eddingtona Ciśnienie hydrostatyczne: dp dr Ciśnienie promieniowania: = ρg = G Mρ r 2 dp dr = σ T ρ L m p c 4πr 2 gdzie: m p to masa protonu a σ T to przekrój Thomsona. Porównanie stronami daje: L Edd = 4π GMm pc σ T 1.38 10 31 M M [W] = 3.3 104 M M L

Jasność Eddingtona a masa BH Mamy zatem: L Edd /L = 3.3 10 4 M /M

Jasność Eddingtona a masa BH Mamy zatem: L Edd /L = 3.3 10 4 M /M Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z L 10 13 L, to aby spełniony był konieczny do podtrzymania akrecji warunek: L < L Edd, musi zachodzić: M > 10 8.5 M.

Jasność Eddingtona a masa BH Mamy zatem: L Edd /L = 3.3 10 4 M /M Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z L 10 13 L, to aby spełniony był konieczny do podtrzymania akrecji warunek: L < L Edd, musi zachodzić: M > 10 8.5 M. Możemy jeszcze wprowadzić pojęcie eddingtonowskiego tempa akrecji: Ṁ Edd L Edd ɛc 2 = 3.3 104 M M ɛ 1 L c 2 gdzie ɛ to sprawność zamiany masy na energię w procesie akrecji. Zwykle przyjmuje się: ɛ 0.1.

Jasność Eddingtona a masa BH Mamy zatem: L Edd /L = 3.3 10 4 M /M Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z L 10 13 L, to aby spełniony był konieczny do podtrzymania akrecji warunek: L < L Edd, musi zachodzić: M > 10 8.5 M. Możemy jeszcze wprowadzić pojęcie eddingtonowskiego tempa akrecji: Ṁ Edd L Edd ɛc 2 = 3.3 104 M M ɛ 1 L c 2 gdzie ɛ to sprawność zamiany masy na energię w procesie akrecji. Zwykle przyjmuje się: ɛ 0.1. Po podstawieniu wartości liczbowych za L i c otrzymujemy: M Ṁ Edd = 2.23 10 8 M [M /rok]