Сейфертовская галактика - Seyfert galaxy

В Цирковой Галактика, Сейфертовская галактика II типа

Сейфертовские галактики являются одной из двух крупнейших групп активные галактики, вместе с квазары. У них есть квазароподобные ядра (очень светящиеся, далекие и яркие источники электромагнитного излучения) с очень высокой поверхностная яркость чей спектры выявить сильные, высокие-ионизация эмиссионные линии,[1] но, в отличие от квазаров, их родительские галактики легко обнаружить.[2]

Сейфертовские галактики составляют около 10% всех галактик[3] и являются одними из наиболее изученных объектов в астрономия, поскольку считается, что они вызваны теми же явлениями, которые происходят в квазарах, хотя они ближе и менее ярки, чем квазары. Эти галактики имеют сверхмассивные черные дыры в их центрах, которые окружены аккреционные диски падающего материала. Считается, что аккреционные диски являются источником наблюдаемого ультрафиолетового излучения. Ультрафиолетовый выброс и линии поглощения обеспечивают лучшую диагностику состава окружающего материала.[4]

Видел в видимый свет, большинство сейфертовских галактик выглядят как нормальные спиральные галактики, но при изучении на других длинах волн становится ясно, что яркость их ядер сопоставима по интенсивности со светимостью целых галактик размером с Млечный Путь.[5]

Сейфертовские галактики названы в честь Карл Сейферт, которые впервые описали этот класс в 1943 г.[6]

Открытие

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

Сейфертовские галактики были впервые обнаружены в 1908 г. Эдвард А. Фатх и Весто Слайфер, которые использовали Обсерватория Лика смотреть на спектры из астрономические объекты которые считались "спиральные туманности ". Они заметили, что NGC 1068 показал шесть ярких эмиссионные линии, что считалось необычным, поскольку большинство наблюдаемых объектов показывали спектр поглощения соответствующий звезды.[7]

В 1926 г. Эдвин Хаббл посмотрел на эмиссионные линии NGC 1068 и двух других таких «туманностей» и классифицировал их как внегалактические объекты.[8] В 1943 г. Карл Кинан Сейферт обнаружил больше галактик, похожих на NGC 1068, и сообщил, что эти галактики имеют очень яркие звездоподобные ядра, которые производят широкие линии излучения.[6] В 1944 г. 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 интерферометрия.[11] В ближайшие несколько лет другие радиоисточники Такие как сверхновая звезда остатки были обнаружены. К концу 1950-х годов были обнаружены более важные характеристики сейфертовских галактик, включая тот факт, что их ядра чрезвычайно компактны (<100 пк, т.е. «неразрешенные»), имеют большую массу (≈109±1 солнечных масс), а продолжительность пиковых ядерных выбросов относительно коротка (> 108 годы).[12]

NGC 5793 Сейфертовская галактика находится на расстоянии более 150 миллионов световых лет от нас в созвездии Весов.[13]

В 1960-х и 1970-х годах были проведены исследования с целью дальнейшего понимания свойств сейфертовских галактик. Было проведено несколько прямых измерений реальных размеров ядер Сейферта, и было установлено, что эмиссионные линии в NGC 1068 образовывались в области диаметром более тысячи световых лет.[14] Существовали разногласия по поводу того, имеет ли красное смещение Сейферта космологическое происхождение.[15] Подтверждающие оценки расстояния до сейфертовских галактик и их возраста были ограничены, так как их ядра меняются по яркости в течение нескольких лет; поэтому аргументы, касающиеся расстояния до таких галактик и постоянной скорости света, не всегда могут быть использованы для определения их возраста.[15] В то же время были предприняты исследования по обзору, идентификации и каталогизации галактик, включая Сейферты. Начиная с 1967 г. Бенджамин Маркарян опубликовали списки, содержащие несколько сотен галактик, отличающихся очень сильным ультрафиолетовым излучением, при этом измерения положения некоторых из них были улучшены в 1973 году другими исследователями.[16] В то время считалось, что 1% спиральных галактик - это Сейферты.[17] К 1977 году было обнаружено, что очень немногие сейфертовские галактики имеют эллиптическую форму, большинство из них являются спиральными или спиральными галактиками с перемычкой.[18] За тот же период времени были предприняты попытки собрать спектрофотометрический данные для сейфертовских галактик. Стало очевидно, что не все спектры сейфертовских галактик выглядят одинаково, поэтому они были разделены на подклассы в соответствии с характеристиками их галактик. спектры излучения. Было разработано простое разделение на типы I и II, причем классы зависят от относительной ширины их эмиссионные линии.[19] Позже было замечено, что некоторые ядра Сейферта проявляют промежуточные свойства, в результате чего их в дальнейшем разделяют на типы 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9 (см. Классификация ).[20][21] В ранних обзорах сейфертовских галактик учитывались только самые яркие представители этой группы. Более поздние обзоры, в которых подсчитываются галактики с низкой светимостью и затененными ядрами Сейферта, показывают, что явление Сейферта на самом деле довольно распространено 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, входящих в состав Каталог Маркаряна, список галактик, в ядрах которых наблюдается избыток ультрафиолета.[22]

Характеристики

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

An активное ядро ​​галактики (AGN) - это компактная область в центре галактики с более высокой, чем обычно, яркость над частями электромагнитный спектр. Галактика с активным ядром 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 колеблется во времени от нескольких часов до нескольких лет. Два крупнейших подкласса активных галактик - это квазары и сейфертовские галактики, основное различие между ними заключается в количестве излучаемого ими излучения. В типичной сейфертовской галактике ядерный источник излучает в видимых длинах волн количество излучения, сравнимое с излучением составляющих всю галактику звезд, в то время как в квазаре ядерный источник ярче, чем составляющие звезды, по крайней мере, в 100 раз.[1][23] У сейфертовских галактик есть чрезвычайно яркие ядра со светимостью от 10 до 10.8 и 1011 солнечные светимости. Только около 5% из них являются радио-яркими; их выбросы умеренные в гамма-лучах и яркие в рентгеновских лучах.[24] Их видимые и инфракрасные спектры показывает очень ярко эмиссионные линии из водород, гелий, азот, и кислород. Эти эмиссионные линии демонстрируют сильные Доплеровское уширение, что означает скорости от 500 до 4000 км / с (от 310 до 2490 миль / с) и, как полагают, происходит около аккреционный диск окружающие центральную черную дыру.[25]

Светимость Эддингтона

Основная статья: Светимость Эддингтона
Активная галактика Маркарян 1018 имеет огромная черная дыра в его ядре.[26]

Нижний предел массы центральной черной дыры можно рассчитать с помощью Светимость Эддингтона.[27] Этот предел возникает из-за того, что свет проявляет радиационное давление. Предположим, что черная дыра окружена диском светящегося газа.[28] И сила притяжения, действующая на электронно-ионные пары в диске, и сила отталкивания, создаваемая радиационным давлением, подчиняются закону обратных квадратов. Если гравитационная сила, оказываемая черной дырой, меньше, чем сила отталкивания из-за давления излучения, диск будет сдуваться давлением излучения.[29][примечание 1]

На изображении представлена ​​модель активного ядра галактики. Центральная черная дыра окружена аккреционным диском, который окружен тором. Показаны широкая область линии и область узкой линии излучения, а также струи, выходящие из ядра.

Выбросы

Эмиссионные линии, наблюдаемые в спектре сейфертовской галактики, могут исходить от поверхности самого аккреционного диска или могут исходить от облаков газа, освещаемых центральным двигателем в ионизационном конусе. Точную геометрию излучающей области трудно определить из-за плохого разрешения галактического центра. Однако каждая часть аккреционного диска имеет разную скорость относительно нашего луча зрения, и чем быстрее газ вращается вокруг черной дыры, тем шире будет линия излучения. Точно так же подсвеченный 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 берут начало 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 изменяться в относительно коротких временных масштабах. Отображение 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 как реакцию на изменения в континууме. Использование отображения реверберации требует предположения, что континуум берет начало в одном центральном источнике.[31] Для 35 AGN отображение реверберации использовалось для расчета массы центральных черных дыр и размера областей широких линий.[32]

Считается, что в нескольких наблюдаемых радиогромких сейфертовских галактиках радиоизлучение синхротронное излучение из струи. Инфракрасное излучение происходит из-за того, что излучение других диапазонов перерабатывается пылью около ядра. Считается, что фотоны с наивысшей энергией создаются обратным Комптоновское рассеяние высокой температурой корона возле черной дыры.[33]

Классификация

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

Сейферты сначала были классифицированы как Тип I или II, в зависимости от эмиссионных линий, показанных их спектрами. Спектры сейфертовских галактик I типа показывают широкие линии, включающие как разрешенные линии, такие как H I, He I или He II, так и более узкие запрещенные линии, такие как O III. На них также видны более узкие разрешенные линии, но даже эти узкие линии намного шире, чем линии нормальных галактик. Однако в спектрах сейфертовских галактик II типа видны только узкие линии, как разрешенные, так и запрещенные. Запрещенные линии спектральные линии, возникающие из-за электронные переходы обычно не допускается правилами отбора квантовая механика, но это все еще имеет небольшую вероятность спонтанного возникновения. Термин «запрещенный» немного вводит в заблуждение, так как вызывающие их переходы электронов не запрещены, но крайне маловероятны.[35]

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

В некоторых случаях в спектрах видны как широкие, так и узкие разрешенные линии, поэтому они классифицируются как промежуточный тип между типом I и типом II, например, тип 1.5 Seyfert. Спектры некоторых из этих галактик изменились с Типа 1.5 на Тип II за несколько лет. Однако характерная широкая Hα линия излучения редко, если вообще, исчезла.[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 было очень трудно обнаружить широкие компоненты спектральных линий. Некоторые считают, 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 производим замеры высокоскоростных облаков в области излучения широкой линии, движущихся вокруг сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, находится в центре галактики. Напротив, в сейфертовских галактиках типа II активные ядра не видны, и видны только более холодные внешние области, расположенные дальше от области излучения широкой линии 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 I типа

NGC 6814 - сейфертовская галактика с очень переменным источником рентгеновского излучения.[40]

Сейферты I типа - очень яркие источники ультрафиолетовый свет и Рентгеновские лучи в дополнение к видимому свету, исходящему от их ядер. В их спектрах есть два набора эмиссионных линий: узкие линии с шириной (измеренной в единицах скорости) в несколько сотен км / с и широкие линии шириной до 104 км / с.[41] Широкие линии берут начало над аккреционным диском сверхмассивной черной дыры, которая, как считается, питает галактику, в то время как узкие линии проходят за пределами области широких линий аккреционного диска. Оба выброса вызваны сильно ионизированным газом. Излучение широкой линии возникает в области шириной 0,1–1 парсек. Область излучения широкой линии RBLR, можно оценить по временной задержке, соответствующей времени, необходимому свету для прохождения от непрерывного источника до газа, излучающего линию.[24]

Сейфертовские галактики II типа

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

Сейфертовские галактики типа II имеют характерное яркое ядро, а также кажутся яркими при наблюдении с инфракрасный длины 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 звание настоящей сейфертовской галактики II типа.[44] В некоторых сейфертовских галактиках типа II анализ с помощью метода, называемого спектрополяриметрией (спектроскопия поляризованный свет компонент) выявил затемненные области I типа. На случай, если NGC 1068, был измерен ядерный свет, отраженный от пылевого облака, что заставило ученых поверить в присутствие скрывающей пыли тор вокруг яркого континуума и ядра широкой линии излучения. Если смотреть на галактику сбоку, то ядро ​​косвенно наблюдается через отражение газом и пылью выше и ниже тора. Это отражение вызывает поляризация.[45]

Сейфертовские галактики типа 1.2, 1.5, 1.8 и 1.9

NGC 1275, Сейфертовская галактика типа 1.5

В 1981 г. Дональд Остерброк ввел обозначения Типа 1.5, 1.8 и 1.9, где подклассы основаны на оптическом виде спектра, причем численно более крупные подклассы имеют более слабые компоненты широкой линии по сравнению с узкими линиями.[46] Например, тип 1.9 показывает только широкий компонент в Hα линия, а не в более высоком порядке Линии Бальмера. В типе 1.8 очень слабые широкие линии могут быть обнаружены в Hβ линии, а также Hα, даже если они очень слабые по сравнению с Hα. В Типе 1.5 сила линий Hα и Hβ сопоставима.[47]

Другие сейфертовские галактики

Мессье 94, галактика с Сейфертовским ЛАЙНЕР ядро

В дополнение к 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 или которые можно рассматривать как их подклассы. Очень похожи на Сейферты низкоионизирующие радиогалактики с узкими линиями излучения (LINER), открытые в 1980 году. Эти галактики имеют сильные линии излучения слабоионизированных или нейтральных атомов, в то время как линии излучения сильно ионизированных атомов относительно слабы для сравнения. ЛАЙНЕРЫ имеют много общих черт с Сейфертами низкой светимости. Фактически, если смотреть в видимом свете, глобальные характеристики родительских галактик неразличимы. Кроме того, они оба показывают широкую область излучения линий, но область излучения линий в ЛАЙНЕРАХ имеет более низкую плотность, чем в Сейфертах.[48] Примером такой галактики является M104 в созвездии Девы, также известное как Сомбреро Галактика.[49] Галактика, которая одновременно является LINER и Сейфертовским типом I, - это NGC 7213, галактика, которая относительно близка по сравнению с другими AGN.[50] Другой очень интересный подкласс - это галактики типа I с узкими линиями (NLSy1), которые в последние годы стали предметом обширных исследований.[51] У них намного более узкие линии, чем у широких линий классических галактик I типа, крутые жесткие и мягкие рентгеновские спектры и сильное излучение Fe [II].[52] Их свойства предполагают, что галактики NLSy1 являются молодыми галактическими ядрами с высокими темпами аккреции, что указывает на 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 сверхъестественными инфракрасными галактиками или галактиками типа II.[54]

Эволюция

Большинство активных галактик очень далеки и имеют большие размеры. Доплеровские сдвиги. Это говорит о том, что активные галактики существовали в ранней Вселенной и из-за космическое расширение, удаляются от Млечный Путь на очень высоких скоростях. Квазары - самые далекие активные галактики, некоторые из них наблюдаются на расстоянии 12 миллиардов световых лет от нас. Сейфертовские галактики гораздо ближе квазаров.[55] Поскольку свет имеет конечную скорость, смотреть на большие расстояния во Вселенной эквивалентно оглядыванию назад во времени. Следовательно, наблюдение активных ядер галактик на больших расстояниях и их небольшое количество в соседней Вселенной предполагает, что они были гораздо более распространены в ранней Вселенной,[56] подразумевая, что активные галактические ядра могли быть ранними стадиями галактическая эволюция. Это приводит к вопросу о том, каковы будут местные (современные) аналоги AGN, обнаруженные на больших красных смещениях. Было высказано предположение, что NLSy1s могут быть аналогами квазаров с малым красным смещением, обнаруженных на больших красных смещениях (z> 4). У них много схожих свойств, например: высокий металличность или аналогичная картина эмиссионных линий (сильное Fe [II], слабое O [III]).[57] Некоторые наблюдения предполагают, что излучение АЯГ 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, обусловленных их разной ориентацией по отношению к наблюдательному лучу зрения. Такие модели называются унифицированными моделями. Унифицированные модели объясняют разницу между галактиками типа I и типа II как результат того, что галактики типа II окружены затемняющими торами, которые мешают телескопам видеть область широкой линии. Квазары и блазары легко помещается в эту модель.[58] Основная проблема такой схемы объединения состоит в том, чтобы объяснить, почему одни AGN громкие по радио, а другие - тихие. Было высказано предположение, что эти различия могут быть связаны с различиями во вращении центральной черной дыры.[41]

Примеры

Вот несколько примеров сейфертовских галактик:

  • Цирковой Галактика, имеет кольца газа, выброшенного из его центра
  • Центавр А или же NGC 5128, очевидно, самая яркая сейфертовская галактика, если смотреть с Земли; гигантская эллиптическая галактика, также классифицированная как радиогалактика, известная своим релятивистская струя протяженностью более миллиона световых лет.
  • Лебедь А, первая идентифицированная радиогалактика и самый яркий радиоисточник на небе, наблюдаемый на частотах выше 1 ГГц.
  • Мессье 51а (NGC 5194), Галактика Водоворот, одна из самых известных галактик на небе.[59]
  • Мессье 66 (NGC 3627), часть Лев Триплет
  • Мессье 77 (NGC 1068), одна из первых классифицированных сейфертовских галактик.[60]
  • Мессье 81 (NGC 3031), вторая по яркости сейфертовская галактика на небе после Центавра A
  • Мессье 88 (NGC 4501), член большой Скопление Девы и одна из самых ярких сейфертовских галактик на небе.
  • Мессье 106 (NGC 4258), одна из самых известных сейфертовских галактик,[61][62] имеет водяной пар мегамазер в его ядре видно по линии орто-H на частоте 22 ГГц.2О.[63]
  • NGC 262, пример галактики с протяженным газовым гало H I[64]
  • NGC 1097, имеет четыре узкие оптические струи, выходящие из ядра
  • NGC 1275, центральная черная дыра которого производит самую низкую B-квартира заметка когда-либо записанная[65]
  • NGC 1365, известный своей центральной черной дырой, вращающейся почти со скоростью света[66]
  • NGC 1566, одна из первых сейфертовских галактик, классифицированных[60]
  • NGC 1672, имеет ядро, охваченное интенсивными областями звездообразования
  • NGC 1808, также галактика со вспышкой звездообразования
  • NGC 3079, имеет гигантский пузырь горячего газа, выходящий из его центра
  • NGC 3185, участник группы Hickson 44
  • NGC 3259, а также сильный источник рентгеновских лучей
  • NGC 3783, а также сильный источник рентгеновских лучей
  • NGC 3982, также галактика со вспышкой звездообразования
  • NGC 4151, имеет в центре две сверхмассивные черные дыры.
  • NGC 4395, пример галактика с низкой поверхностной яркостью с черная дыра средней массы в его центре.
  • NGC 4725, одна из самых близких и ярких сейфертовских галактик к Земле; имеет очень длинное спиралевидное облако газа, окружающее его центр, видимое в инфракрасном диапазоне.
  • NGC 4945, галактика, относительно близкая к Центавру А.
  • NGC 5033, имеет ядро ​​Сейферта, смещенное от его кинематического центра.
  • NGC 5548, пример линзовидной Сейфертовской галактики
  • NGC 6240, также классифицируется как сверхъестественная инфракрасная галактика (ULIRG)
  • NGC 6251, самая яркая в рентгеновском диапазоне радиогалактика с низким возбуждением в Каталог 3CRR[67]
  • NGC 7479, спиральная галактика с рукавами, открывающимися в направлении, противоположном оптическим рукавам
  • NGC 7742, спиральная галактика без перемычки; также известная как галактика жареных яиц
  • IC 2560, спиральная галактика с ядром, похожим на NGC 1097

  • Сейфертовская галактика Мессье 51

  • Сейфертовская галактика Мессье 88

  • Сейфертовская галактика Центавр A

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Гравитационная сила Fгравитация черной дыры можно рассчитать с помощью:
    куда грамм является гравитационная постоянная, мп это масса протона и MBH,р - масса и радиус черной дыры соответственно.
    Получаем внешнюю радиационную силу Fрад как мы делаем для звезд, предполагающих сферическую симметрию:
    куда п импульс, т время, c это скорость света, E это энергия, σт - поперечное сечение Томсона и L это светимость.
    Светимость черной дыры должна быть меньше светимости Эддингтона. LЭддингтон, который выдается, когда:
         
    куда Mсолнечный это масса солнце и Lсолнечный это солнечная светимость.
    Поэтому, учитывая наблюдаемую светимость (которая была бы меньше светимости Эддингтона), можно приблизительно оценить нижний предел массы центральной черной дыры в центре активной галактики. Этот вывод является широко используемым приближением; но когда учитывается фактическая геометрия аккреционных дисков, оказывается, что результаты могут значительно отличаться от классических значений.

Рекомендации

  1. ^ а б Петерсон, Брэдли М. (1997). Введение в активные галактические ядра. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-47911-0.
  2. ^ Петров Г.Т. / Под ред. (2004). «Активные ядра галактик». Болгарская академия наук / Институт астрономии. Получено 9 декабря 2013.
  3. ^ а б Майолино, Р .; Рике, Г. Х. (1995). "Ядра Сейферта с низкой светимостью и затемненные в близлежащих галактиках". Астрофизический журнал. 454: 95–105. Bibcode:1995ApJ ... 454 ... 95M. Дои:10.1086/176468.
  4. ^ Дэвидсен, Артур Ф. (1993). "Астрономия в дальнем ультрафиолетовом диапазоне на космическом шаттле Astro-1". Наука. 259 (5093): 327–334. Bibcode:1993Наука ... 259..327Д. Дои:10.1126 / science.259.5093.327. PMID  17832344. Архивировано из оригинал 11 октября 2013 г.
  5. ^ Сопер, Д. Э. "Сейфертовские галактики". Орегонский университет. Архивировано из оригинал 23 октября 2013 г.. Получено 11 октября 2013.
  6. ^ а б Сейферт, Карл К. (1943). «Ядерная эмиссия в спиральных туманностях». Астрофизический журнал. 97: 28–40. Bibcode:1943ApJ .... 97 ... 28S. Дои:10.1086/144488.
  7. ^ «Введение в активные галактики». OpenLearn. Открытый университет. Получено 9 декабря 2013.
  8. ^ Хаббл, Эдвин П. (1926). «Внегалактические туманности». Астрофизический журнал. 64: 321–369. Bibcode:1926ApJ .... 64..321H. Дои:10.1086/143018.
  9. ^ Ребер, Гроте (1944). «Космическая статика». Астрофизический журнал. 100: 279–287. Bibcode:1944ApJ ... 100..279R. Дои:10.1086/144668.
  10. ^ Bolton, J.G .; Стэнли, Дж. Дж. (1948). «Наблюдения за переменным источником космического радиочастотного излучения в созвездии Лебедя». Австралийский журнал научных исследований A. 1: 58–69. Bibcode:1948 г.AuSRA ... 1 ... 58B. Дои:10.1071 / ch9480058.
  11. ^ Hanbury Brown, R .; Jennison, R.C .; Дас Гупта, М. К. (1952). «Видимые угловые размеры дискретных радиоисточников: наблюдения в Джодрелл Банке, Манчестер». Природа. 170 (4338): 1061–1063. Bibcode:1952Натура.170.1061H. Дои:10.1038 / 1701061a0.
  12. ^ Торрес-Папаки, Хуан Пабло. «ТЕМА 1. Введение. Активные ядра галактик: история и обзор» (PDF). Университет Гуанахуато. Получено 8 октября 2013.
  13. ^ «Секреты в основе NGC 5793». SpaceTelescope.org. Хабблский снимок недели. 17 марта 2014 г.. Получено 12 апреля 2014.
  14. ^ Уокер, М. Ф. (1968). "Исследования внегалактических туманностей. V. Движение в Сейфертовской галактике NGC 1068". Астрофизический журнал. 151: 71–97. Bibcode:1968ApJ ... 151 ... 71 Вт. Дои:10.1086/149420.
  15. ^ а б Видман, Дэниел В. (1977). "Сейфертовские галактики". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 15: 69–95. Bibcode:1977ARA & A..15 ... 69 Вт. Дои:10.1146 / annurev.aa.15.090177.000441.
  16. ^ Петерсон, С. Д. (1973). «Оптические положения галактик Маркаряна». Астрофизический журнал. 78 (9): 811–827. Bibcode:1973AJ ..... 78..811P. Дои:10.1086/111488.
  17. ^ de Vancouleurs, G .; де Ванкулер, А. (1968). Фотографические, фотометрические и спектральные наблюдения сейфертовских галактик. Материалы конференции по сейфертовским галактикам и связанным с ними объектам. 14–16 февраля 1968 года. Университет Аризоны. Астрономический журнал. 73 (9). С. 858–861. Bibcode:1968AJ ..... 73..858D. Дои:10.1086/110717.
  18. ^ Адамс, Томас Ф. (1977). "Обзор сейфертовских галактик на основе крупномасштабной пластины телекамеры". Приложение к астрофизическому журналу. 33: 19–34. Bibcode:1977ApJS ... 33 ... 19A. Дои:10.1086/190416.
  19. ^ Видман, Д. У. (1973). «Фотометрическое исследование галактик Маркаряна». Астрофизический журнал. 183: 29–40. Bibcode:1973ApJ ... 183 ... 29 Вт. Дои:10.1086/152205.
  20. ^ Остерброк, Д. Э .; Коски, А. Т. (1976). «NGC 4151 и Маркарян 6: две сейфертовские галактики промежуточного типа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 176: 61–66. Bibcode:1976МНРАС.176П..61О. Дои:10.1093 / mnras / 176.1.61p.
  21. ^ Остерброк, Д.E .; Мартель, А. (1993). «Спектроскопическое исследование выборки CfA сейфертовских галактик». Астрофизический журнал. 414 (2): 552–562. Bibcode:1993ApJ ... 414..552O. Дои:10.1086/173102.
  22. ^ Шлосман И. (6 мая 1999 г.). "Сейфертовские галактики". Университет Кентукки. Получено 30 октября 2013.
  23. ^ Поппинг, Гергё (18 июля 2008 г.). «Материнские галактики AGN и их окружение» (PDF). Гронингенский университет. Получено 9 декабря 2013.
  24. ^ а б Масси, М. «Активные галактики» (PDF). Институт радиоастрономии Макса Планка. Получено 10 ноября 2013.
  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 тени сияющую галактику». www.eso.org. Получено 20 сентября 2016.
  27. ^ Heinzeller, D .; Душль, В. Дж. (2007). «О пределе Эддингтона в аккреционных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 374 (3): 1146–1154. arXiv:astro-ph / 0610742. Bibcode:2007МНРАС.374.1146Х. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11233.x.
  28. ^ Ёсида, Сигэру. «Предел Эддингтона». Кафедра физики Университета Чиба. Получено 7 декабря 2013.
  29. ^ Блэндфорд, Роджер Д. «Активные галактики и квазизвездные объекты, аккреция». Внегалактическая база данных НАСА / IPAC. Получено 6 декабря 2013.
  30. ^ Гоуд, М. Р .; Користа, К. Т .; Руфф, А. Дж. (2012). «Широкая область эмиссионных линий: слияние внешнего аккреционного диска с внутренним краем пыльного тора». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 426 (4): 3086–3111. arXiv:1207.6339. Bibcode:2012МНРАС.426.3086Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21808.x.
  31. ^ Peterson, B.M .; Хорн, К. (2004). «Эхокартирование активных ядер галактик». Astronomische Nachrichten. 325 (3): 248–251. arXiv:astro-ph / 0407538. Bibcode:2004АН .... 325..248П. Дои:10.1002 / asna.200310207.
  32. ^ Peterson, B.M .; Ferrarese, L .; Гилберт, К. М .; Kaspi, S .; Malkan, M. A .; и другие. (2004). "Центральные массы и размеры широких областей активных ядер галактик. II. Однородный анализ большой базы данных реверберационных карт". Астрофизический журнал. 613 (2): 682–699. arXiv:astro-ph / 0407299. Bibcode:2004ApJ ... 613..682P. Дои:10.1086/423269.
  33. ^ Haardt, F .; Мараски, Л. (1991). «Двухфазная модель рентгеновского излучения сейфертовских галактик». Письма в астрофизический журнал. 380: L51 – L54. Bibcode:1991ApJ ... 380L..51H. Дои:10.1086/186171.
  34. ^ «Странник танцует танец звезд и космоса». SpaceTelescope.org. Хабблский снимок недели. 24 декабря 2012 г.
  35. ^ «Запрещенные строки». Британская энциклопедия. 2013. Получено 27 ноября 2013.
  36. ^ "Новый технологический телескоп ESO пересматривает NGC 6300". Изображение недели ESO. Европейская южная обсерватория. Получено 3 марта 2015.
  37. ^ Кэрролл, Брэдли У .; Остли, Дейл А. (2006). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Эддисон-Уэсли. С. 1085–1086. ISBN  978-0-321-44284-0.
  38. ^ а б c Pradhan, Anil K .; Нахар, Султана Н. (2011). Атомная астрофизика и спектроскопия. Издательство Кембриджского университета. С. 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: A84. arXiv:1101.0252. Bibcode:2011A & A ... 532A..84S. Дои:10.1051/0004-6361/201016387.
  40. ^ "Снежинка спиральная". spacetelescope.org. Получено 9 мая 2016.
  41. ^ а б Армитаж, Фил (2004). «Астрофизика 2, лекция 27: Активные галактики - Единая модель» (PDF). Конспект лекций ASTR 3830. Университет Колорадо в Боулдере. Получено 10 ноября 2013.
  42. ^ «Золотые кольца звездообразования». SpaceTelescope.org. Хабблский снимок недели. 9 июня 2014 г.. Получено 12 июн 2014.
  43. ^ Морган, Сиобан. «Далекие и странные галактики». Примечания к курсу астрономии и дополнительные материалы. Университет Северной Айовы. Получено 10 октября 2013.
  44. ^ Matt, G .; и другие. (6 апреля 2012 г.). «Рентгеновский спектр Сузаку NGC 3147». Астрономия и астрофизика. 540. A111. arXiv:1204.0946. Bibcode:2012A & A ... 540A.111M. Дои:10.1051/0004-6361/201118729.
  45. ^ Бартел, Питер (1991). «Активные галактики и квазизвездные объекты, взаимосвязи разных типов». В Маране, Стивен П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики. Wiley-Interscience. ISBN  978-0-471-28941-8.
  46. ^ Остерброк Д. Э. (1981). «Сейфертовские галактики со слабыми широкими эмиссионными линиями H альфа». Астрофизический журнал. 249: 462–470. Bibcode:1981ApJ ... 249..462O. Дои:10.1086/159306.
  47. ^ "Сейфертовские галактики". Калифорнийский технологический институт. Получено 10 октября 2013.
  48. ^ Хо, Луис К. (1996). «Оптическая спектроскопия ЛАЙНЕРОВ и ядер Сейферта низкой светимости» (PDF). Серия конференций ASP. 103: 103. arXiv:Astro-ph / 9605190. Bibcode:1996ASPC..103..103H.
  49. ^ Хекман, Т. М. (1980). «Оптический и радиообзор ядер ярких галактик - Активность в ядрах нормальных галактик». Астрономия и астрофизика. 87 (1–2): 152–164. Bibcode:1980A&A .... 87..152H.
  50. ^ Starling, R.L.C .; Пейдж, М. Дж .; Branduardi-Raymont, G .; Breeveld, A. A .; Soria, R .; и другие. (2005). "Сейфертовская галактика NGC 7213: An XMM-Ньютон Наблюдение ». Астрофизика и космическая наука. 300 (1–3): 81–86. arXiv:Astro-ph / 0412017. Bibcode:2005Ap и SS.300 ... 81S. Дои:10.1007 / s10509-005-1174-у.
  51. ^ Остерброк, Д. Э .; Погге, Р. В. (1985). «Спектры галактик Сейферта-1 с узкими линиями». Астрофизический журнал. 297: 166–176. Bibcode:1985ApJ ... 297..166O. Дои:10.1086/163513.
  52. ^ Boller, T .; Brandt, W. N .; Финк, Х. (1996). «Мягкие рентгеновские свойства узкополосных галактик Сейферта-1». Астрономия и астрофизика. 305: 53. arXiv:Astro-ph / 9504093. Bibcode:1996A & A ... 305 ... 53B.
  53. ^ Mathur, S .; Группа, Д. (2005). «Рост черной дыры путем аккреции». Астрономия и астрофизика. 432 (2): 463–466. arXiv:astro-ph / 0407512. Bibcode:2005A&A ... 432..463M. Дои:10.1051/0004-6361:20041717.
  54. ^ Комосса, Стефани (апрель 2008 г.). "Узкополосные галактики Сейферта-1". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Серия конференций. 32: 86–92. arXiv:0710.3326. Bibcode:2008RMxAC..32 ... 86К.
  55. ^ «Активные галактики и квазары». НАСА /GSFC. Получено 21 ноября 2013.
  56. ^ "Квазары". Астрономия 162 Конспект лекций. Университет Теннесси, Кафедра физики и астрономии. Получено 21 ноября 2013.
  57. ^ Матур, С. (2000). "Узкие линии Сейфертовских 1 галактик и эволюция галактик и активных галактик". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 314 (4): L17. arXiv:Astro-ph / 0003111. Bibcode:2000МНРАС.314Л..17М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2000.03530.x.
  58. ^ Холлидей, Ян (1969). "Достижения в астрономии сейфертовских галактик и квазаров". Журнал Королевского астрономического общества Канады. 63: 91. Bibcode:1969JRASC..63 ... 91H.
  59. ^ Скальци, Джон (2003). Грубый путеводитель по Вселенной. Грубые направляющие. п. 250. ISBN  978-1-85828-939-7.
  60. ^ а б де Вокулёр, Жерар (Апрель 1973 г.). «Южные галактики. VI. Распределение светимости в Сейфертовской галактике NGC 1566». Астрофизический журнал. 181: 31–50. Bibcode:1973ApJ ... 181 ... 31D. Дои:10.1086/152028.
  61. ^ Humphreys, E. M. L .; Гринхилл, Л. Дж .; Reid, M. J .; Argon, A. L .; Моран, Дж. М. (2004). «Увеличенное расстояние мазера до NGC 4258». Бюллетень Американского астрономического общества. 36: 1468. Bibcode:2004AAS ... 205.7301H.
  62. ^ Nemiroff, R .; Боннелл, Дж., Ред. (15 февраля 2000 г.). "M106: Спиральная галактика со странным ядром". Астрономическая картина дня. НАСА.
  63. ^ «М 106». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 1 июля 2014.
  64. ^ Бехти, Надя Бен; Винкель, Бенджамин; Рихтер, Филипп; Керп, Юрген; Кляйн, Ульрих (сентябрь 2011 г.). "О происхождении газовых ореолов галактик - газа низкой плотности в гало Млечного Пути". В фон Берлепш, Регина (ред.). Увеличение: космос в высоком разрешении. Ежегодное собрание Astronomische Gesellschaft. Боннский университет. 15–16 сентября 2010 г. Обзоры по современной астрономии. 23. Джон Вили и сыновья. С. 117–130. arXiv:1102.5205. Дои:10.1002 / 9783527644384.ch7. ISBN  9783527411139.
  65. ^ Fabian, A.C .; Sanders, J. S .; Allen, S.W .; Crawford, C. S .; Iwasawa, K .; и другие. (Сентябрь 2003 г.). "Глубина Чандра наблюдение скопления Персей: толчки и рябь ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 344 (3): L43 – L47. arXiv:Astro-ph / 0306036. Bibcode:2003МНРАС.344Л..43Ф. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06902.x.
  66. ^ Рейнольдс, Кристофер С. (28 февраля 2013 г.). «Астрофизика: черные дыры в спине». Природа. 494 (7438): 432–433. Bibcode:2013Натура.494..432р. Дои:10.1038 / 494432a. PMID  23446411.
  67. ^ Эванс, Д. А .; Саммерс, A.C .; Hardcastle, M. J .; Kraft, R.P .; Gandhi, P .; и другие. (Ноябрь 2011 г.). "The Сузаку Вид связи диск-струя в радиогалактике низкого возбуждения NGC 6251 ». Письма в астрофизический журнал. 741 (1): L4. arXiv:1109.6584. Bibcode:2011ApJ ... 741L ... 4E. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 741/1 / L4.

внешняя ссылка