Klasyfikacja galaktyk aktywnych

Klasyfikacja galaktyk aktywnych
Galaktyki Markariana
Cechy Galaktyk Markariana:
Galaktyki Markariana
Cechy Galaktyk Markariana:
odznaczaja˛ sie˛ ponadprzecietnym
˛
kontinuum UV
Galaktyki Markariana
Cechy Galaktyk Markariana:
odznaczaja˛ sie˛ ponadprzecietnym
˛
kontinuum UV
5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana
Galaktyki Markariana
Cechy Galaktyk Markariana:
odznaczaja˛ sie˛ ponadprzecietnym
˛
kontinuum UV
5% wszystkich galaktyk to Galaktyki Markariana
1/3 to galaktyki spiralne, 1/5 to nieregularne
Galaktyki Markariana
Cechy Galaktyk Markariana:
odznaczaja˛ sie˛ ponadprzecietnym
˛
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˛ sie˛ ponadprzecietnym
˛
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” cz˛esto sa˛ 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” cz˛esto sa˛ zaliczane do galaktyk Seyferta, np.
NGC 4152.
Linie emisyjne w “N” sa˛ weższe
˛
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 wystepuje
˛
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 wystepuje
˛
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 wystepuje
˛
jadro
˛
Seyferta, to sa˛ też linie; obecność linii natomiast nie
implikuje obecności jadra.
˛
Własności:
Średnice katowe
˛
jader
˛
Seyferta sa˛ bardzo małe, np. u
3C120 – 0.00 001.
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 wystepuje
˛
jadro
˛
Seyferta, to sa˛ też linie; obecność linii natomiast nie
implikuje obecności jadra.
˛
Własności:
Średnice katowe
˛
jader
˛
Seyferta sa˛ bardzo małe, np. u
3C120 – 0.00 001.
Jasność jadra
˛
jest wieksza
˛
od jasności reszty galaktyki i
może sie˛ zmieniać w skali rz˛edu miesiecy
˛ (do 1 roku).
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
2
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
SyG 2 – wszystkie linie podobnej szerokości szerokie;
profile asymetryczne.
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
2
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
SyG 2 – wszystkie linie podobnej szerokości szerokie;
profile asymetryczne.
Jadra
˛
SyG 2 sa˛ wieksze
˛
od jader
˛
SyG 1 i słabsze w
stosunku do całkowitej jasności.
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
2
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
SyG 2 – wszystkie linie podobnej szerokości szerokie;
profile asymetryczne.
Jadra
˛
SyG 2 sa˛ wieksze
˛
od jader
˛
SyG 1 i słabsze w
stosunku do całkowitej jasności.
SyG 1 maja˛ lepiej rozwiniet
˛ a˛ strukture˛ spiralna.
˛ Do
porównań zazwyczaj używa sie˛ linii Hβ i OIII.
Galaktyki Seyferta (SyG)
Linie w SyG maja˛ szerokości rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
2
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
SyG 2 – wszystkie linie podobnej szerokości szerokie;
profile asymetryczne.
Jadra
˛
SyG 2 sa˛ wieksze
˛
od jader
˛
SyG 1 i słabsze w
stosunku do całkowitej jasności.
SyG 1 maja˛ lepiej rozwiniet
˛ a˛ strukture˛ spiralna.
˛ Do
porównań zazwyczaj używa sie˛ linii Hβ 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 rz˛edu od 103 km/s (linie
wzbronione) do 104 km/s (linie dozwolone).
Podział:
1
2
SyG 1 – szerokie linie wodorowe, linie zabronione – weższe
˛
SyG 2 – wszystkie linie podobnej szerokości szerokie;
profile asymetryczne.
Jadra
˛
SyG 2 sa˛ wieksze
˛
od jader
˛
SyG 1 i słabsze w
stosunku do całkowitej jasności.
SyG 1 maja˛ lepiej rozwiniet
˛ a˛ strukture˛ spiralna.
˛ Do
porównań zazwyczaj używa sie˛ linii Hβ 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 ciagłe
˛
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 wiec
˛ 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 wiec
˛ radiowo nie sa˛ zbyt
silne.
SyG nie sa˛ 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 wiec
˛ radiowo nie sa˛ zbyt
silne.
SyG nie sa˛ silnymi źródłami promieniowania
rentgenowskiego.
Bolometryczna jasność SyG zawiera sie˛ w przedziale od
2.5 × 109 L do 2.5 × 1012 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 pomiedzy
˛
lacertydami a galaktykami “N” i kwazarami:
Lacertydy
Różnice pomiedzy
˛
lacertydami a galaktykami “N” i kwazarami:
Brak linii emisyjnych.
Lacertydy
Różnice pomiedzy
˛
lacertydami a galaktykami “N” i kwazarami:
Brak linii emisyjnych.
Bardziej strome widmo.
Lacertydy
Różnice pomiedzy
˛
lacertydami a galaktykami “N” i kwazarami:
Brak linii emisyjnych.
Bardziej strome widmo.
Nie sa˛ rozległymi radioźródłami.
Lacertydy
Różnice pomiedzy
˛
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 pomiedzy
˛
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 pomiedzy
˛
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 pomiedzy
˛
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 pomiedzy
˛
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 pomiedzy
˛
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 sie˛ 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 sie˛ że w AGN-ach sa˛
supermasywne BH (SMBH).
Niech centrum galaktyki promieniuje z moca˛ rz˛edu 1013 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 bedzie
˛
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 sie˛ że w AGN-ach sa˛
supermasywne BH (SMBH).
Niech centrum galaktyki promieniuje z moca˛ rz˛edu 1013 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 bedzie
˛
tak
wielka, że dojdzie do kolapsu i powstania BH.
Pytanie: czy ciśnienie promieniowania nie zatrzyma akrecji?
Jasność Eddingtona
Ciśnienie hydrostatyczne:
dP
Mρ
= −ρg = −G 2
dr
r
Jasność Eddingtona
Ciśnienie hydrostatyczne:
dP
Mρ
= −ρg = −G 2
dr
r
Ciśnienie promieniowania:
dP
σT ρ L
=−
dr
mp c 4πr 2
gdzie: mp to masa protonu a σT to przekrój Thomsona.
Jasność Eddingtona
Ciśnienie hydrostatyczne:
dP
Mρ
= −ρg = −G 2
dr
r
Ciśnienie promieniowania:
dP
σT ρ L
=−
dr
mp c 4πr 2
gdzie: mp to masa protonu a σT to przekrój Thomsona.
Porównanie stronami daje:
LEdd = 4π
GMmp c
M
M
' 1.38 × 1031
[W] = 3.3 × 104
L
σT
M
M Jasność Eddingtona a masa BH
Mamy zatem:
LEdd /L = 3.3 × 104 M• /M
Jasność Eddingtona a masa BH
Mamy zatem:
LEdd /L = 3.3 × 104 M• /M
Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z
L ∼ 1013 L , to aby spełniony był konieczny do podtrzymania
akrecji warunek: L < LEdd , musi zachodzić: M• > 108.5 M .
Jasność Eddingtona a masa BH
Mamy zatem:
LEdd /L = 3.3 × 104 M• /M
Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z
L ∼ 1013 L , to aby spełniony był konieczny do podtrzymania
akrecji warunek: L < LEdd , musi zachodzić: M• > 108.5 M .
Możemy jeszcze wprowadzić pojecie
˛
eddingtonowskiego
tempa akrecji:
LEdd
M• −1 L
ṀEdd ≡
= 3.3 × 104
2
M
c
c2
gdzie to sprawność zamiany masy na energie˛ w procesie
akrecji. Zwykle przyjmuje sie:
˛ ' 0.1.
Jasność Eddingtona a masa BH
Mamy zatem:
LEdd /L = 3.3 × 104 M• /M
Przykładowo: jeśli obserwujemy, że AGN promieniuje z
L ∼ 1013 L , to aby spełniony był konieczny do podtrzymania
akrecji warunek: L < LEdd , musi zachodzić: M• > 108.5 M .
Możemy jeszcze wprowadzić pojecie
˛
eddingtonowskiego
tempa akrecji:
LEdd
M• −1 L
ṀEdd ≡
= 3.3 × 104
2
M
c
c2
gdzie to sprawność zamiany masy na energie˛ w procesie
akrecji. Zwykle przyjmuje sie:
˛ ' 0.1. Po podstawieniu
wartości liczbowych za L i c otrzymujemy:
ṀEdd = 2.23
M•
[M /rok]
108 M