الفلك

لمعان مجرة ​​درب التبانة مقارنة بمجرات سيفرت

لمعان مجرة ​​درب التبانة مقارنة بمجرات سيفرت



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تسرد هذه الصفحة إجمالي سطوع مجرة ​​درب التبانة (MW) 4 دولارات مرات 10 ^ {10} دولار $ L _ { rm sol} $، و $ L _ { rm sol} = 3.86 cdot 10 ^ {33} { rm ergs.sec} ^ {- 1} $؛ هذا يعطي لمعانًا كليًا لـ MW لـ 1.54 دولار cdot 10 ^ {44} { rm ergs.sec} ^ {- 1} $.

لكن يمكن أن تحتوي مجرات سيفرت على لمعان $ sim 10 ^ {40} - 10 ^ {42} { rm ergs.sec} ^ {- 1} $، ويرجع ذلك إلى اللمعان العالي للنواة المجرية لسيفرت.

نظرًا لأن MW لا يحتوي على SMBH نشط ، فهل هذا يعني أن MW ساطع بشكل خاص بسبب السطوع العالي للسكان النجميين؟ أم هل فاتني شيء؟


لمعان مجرة ​​درب التبانة مقارنة بمجرات سيفرت - علم الفلك

السياق: في الآونة الأخيرة ، تم العثور على علاقة بين معدل اكتشاف مازر الماء وكثافة تدفق الأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIR) كنتيجة لمسح مايزر 22 جيجاهرتز في عينة تتكون من مجرات شمالية بكثافة تدفق 100 ميكرومتر و gt50 جي وانحدار و GT. -30 درجة.
الأهداف: تم توسيع المسح نحو المجرات ذات الكثافة المنخفضة لتدفق FIR من أجل تأكيد هذا الارتباط واكتشاف مصادر مازر إضافية لدراسات قياس التداخل للمتابعة ذات الصلة.
الطريقة: تمت ملاحظة عينة من 41 مجرة ​​بها 30 Jy & lt S 100 μ m & lt 50 Jy و δ & gt -30 ° مع تلسكوب 100 متر في Effelsberg بحثًا عن خط بخار الماء 22 جيجا هرتز. يبلغ متوسط ​​مستوى الضوضاء 3σ للمسح 40 مللي جول لقناة 1 كم ثانية -1 ، وهو ما يقابل عتبة الكشف عن لمعان مازر الخواص 0.5 لتر ⊙ على مسافة 25 ميجا بكسل.
النتائج: تم الإبلاغ عن اثنين من الاكتشافات: ميجامازر ذو لمعان متماثل ، L ، من ≈35 L في Seyfert / Hii galaxy NGC 613 و kilomaser مع L ≈ 1 L في نظام الاندماج NGC 520. اللمعان العالي ووجود نواة Seyfert يفضّلان ارتباط NGC 613 مع نواة مجرية نشطة. تم اكتشاف الكيلومازر في NGC 520 أيضًا باستخدام مصفوفة كبيرة جدًا ، مما يوفر موضعًا بدقة أقل من الثانية. انبعاث H2O ، الناشئ من منطقة بحجم 0.02 جهاز كمبيوتر مع درجة حرارة سطوع ⪆10 10 كلفن (إذا كانت الاختلافات الملحوظة جوهرية في سحابة (سحابة) التجميع) ، قريبة من أحد مصدري الاتصال الراديوي الموجودين في الداخل فرسخ من NGC 520. من المرجح أن يرتبط مازر ببقايا مستعر أعظم صغير (SNR) ، على الرغم من أنه لا يمكن استبعاد الارتباط مع سطوع منخفض AGN (LLAGN). يتوافق معدل اكتشاف مازر ، مع وجود مصدرين جديدين من أصل 41 مجرة ​​، مع التوقعات المستنبطة من الخصائص الإحصائية لعينة S 100 μ m & gt 50 Jy. تعتبر كيلومسر H2O "سفلية" ، بينما تميل أجهزة H2O megamasers إلى أن تكون "فائقة الإضاءة" فيما يتعلق بسطوع FIR لمجرتهم الأم ، عند مقارنتها بمواقع تشكل النجوم الضخمة في مجرة ​​درب التبانة.

استنادًا إلى الملاحظات باستخدام تلسكوب 100 متر لـ MPIfR (Max-Planck-Institut für Radioastronomie) في إيفيلسبيرج.


توزيع درب التبانة

يتتبع الهيدروجين الذري المحايد (H i) الوسط النجمي (ISM) على مدى واسع من الظروف الفيزيائية. يعتبر خط الانبعاث البالغ 21 سم بمثابة مسبار رئيسي لهيكل وديناميكيات مجرة ​​درب التبانة. بعد حوالي 50 عامًا من الاكتشاف الأول لخط 21 سم ، شهد استكشاف توزيع H i لمجرة درب التبانة نهضة حقيقية. تم تشغيل هذا من خلال العديد من المسوحات واسعة النطاق التي يبلغ طولها 21 سم والتي أصبحت متاحة خلال العقد الماضي. تكشف المسوحات الجديدة في جميع أنحاء السماء عن توزيع الشكل وكثافة الحجم للقرص الغازي حتى حدوده. تكشف مسوحات الطائرات المجرية عالية الدقة عن ثروة من الأصداف والخيوط والمحفزات التي تشهد على إعادة تدوير المادة بين النجوم و ISM. تشير كل هذه النتائج الرصدية إلى أن غاز H i يتتبع ISM المجري الديناميكي بهياكل على جميع المقاييس ، من عشرات الوحدات الفلكية إلى الكيلوبارسك. يمكن اعتبار المجرة قرصًا عنيفًا وتنفسًا محاطًا بغاز شديد الاضطراب فوق المستوى.


محتويات

خلال النصف الأول من القرن العشرين ، كشفت الملاحظات الفوتوغرافية للمجرات القريبة عن بعض الإشارات المميزة لانبعاث النوى المجرية النشطة ، على الرغم من عدم وجود فهم مادي لطبيعة ظاهرة النوى المجرية النشطة. تضمنت بعض الملاحظات المبكرة الكشف الطيفي الأول لخطوط الانبعاث من نوى NGC 1068 و Messier 81 بواسطة إدوارد فاث (نُشر عام 1909) ، [1] واكتشاف الطائرة النفاثة في Messier 87 بواسطة Heber Curtis (نُشر عام 1918). [2] مزيد من الدراسات الطيفية من قبل علماء الفلك بما في ذلك فيستو سليفر ، ميلتون هيوماسون ، ونيكولاس مايال لاحظت وجود خطوط انبعاث غير عادية في بعض نوى المجرة. [3] [4] [5] [6] في عام 1943 ، نشر كارل سيفيرت ورقة بحثية وصف فيها ملاحظات المجرات القريبة ذات النوى اللامعة التي كانت مصادر لخطوط انبعاث واسعة بشكل غير عادي. [7] تضمنت المجرات التي لوحظت كجزء من هذه الدراسة NGC 1068 و NGC 4151 و NGC 3516 و NGC 7469. تُعرف المجرات النشطة مثل هذه باسم مجرات Seyfert تكريما لعمل Seyfert الرائد.

كان تطوير علم الفلك الراديوي حافزًا رئيسيًا لفهم نواة مجرية نشطة. بعض من أقدم المصادر الراديوية التي تم اكتشافها هي مجرات إهليلجية نشطة قريبة مثل Messier 87 و Centaurus A. [8] مصدر راديو آخر ، Cygnus A ، تم تحديده بواسطة Walter Baade و Rudolph Minkowski على أنه مجرة ​​مشوهة بالمد والجزر مع طيف خط انبعاث غير عادي. ، بسرعة دوران تبلغ 16700 كيلومتر في الثانية. [9] أدى المسح الراديوي 3C إلى مزيد من التقدم في اكتشاف مصادر راديو جديدة بالإضافة إلى تحديد مصادر الضوء المرئي المرتبطة بالانبعاثات الراديوية. في الصور الفوتوغرافية ، كانت بعض هذه الأجسام شبه نقطية أو شبه نجمية في المظهر ، وتم تصنيفها على أنها مصادر راديو شبه نجمية (تم اختصارها لاحقًا باسم "أشباه النجوم").

قدم عالم الفيزياء الفلكية السوفيتي الأرمني فيكتور أمبارتسوميان نوى المجرة النشطة في أوائل الخمسينيات من القرن الماضي. [10] في مؤتمر سولفاي للفيزياء في عام 1958 ، قدم أمبارتسوميان تقريرًا يجادل فيه بأن "الانفجارات في نوى المجرة تتسبب في طرد كميات كبيرة من الكتلة. ولكي تحدث هذه الانفجارات ، يجب أن تحتوي نوى المجرة على أجسام ذات كتلة ضخمة وطبيعة غير معروفة. من هذه النقطة فصاعدًا ، أصبحت نوى المجرة النشطة (AGN) مكونًا رئيسيًا في نظريات تطور المجرات. " [11] تم قبول فكرته في البداية بتشكك. [12] [13]

كان الاختراق الرئيسي هو قياس الانزياح الأحمر للكوازار 3C 273 بواسطة مارتن شميدت ، الذي نُشر في عام 1963. [14] لاحظ شميت أنه إذا كان هذا الجسم خارج المجرة (خارج مجرة ​​درب التبانة ، على مسافة كونية) فإن انزياحه الأحمر الكبير بمقدار 0.158 يشير ضمنيًا إلى أنها كانت المنطقة النووية لمجرة أقوى بحوالي 100 مرة من المجرات الراديوية الأخرى التي تم تحديدها. بعد ذلك بوقت قصير ، تم استخدام الأطياف الضوئية لقياس الانزياح الأحمر لعدد متزايد من الكوازارات بما في ذلك 3C 48 ، وهي أكثر بعدًا عند الانزياح الأحمر 0.37. [15]

أشارت اللمعان الهائل لهذه الكوازارات بالإضافة إلى خصائصها الطيفية غير العادية إلى أن مصدر قوتها لا يمكن أن يكون نجومًا عادية. اقترح إدوين سالبيتر وياكوف زيلدوفيتش في عام 1964 أن تراكم الغاز على ثقب أسود هائل كمصدر لقوة الكوازارات في عام 1964. [16] في عام 1969 اقترح دونالد ليندن بيل أن المجرات القريبة تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها كآثار. من الكوازارات "الميتة" ، وكان تراكم الثقب الأسود هذا هو مصدر الطاقة للانبعاثات غير النجمية في مجرات سيفرت القريبة. [17] في الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي ، أظهرت الملاحظات المبكرة لعلم الفلك بالأشعة السينية أن مجرات سيفرت والكوازارات هي مصادر قوية لانبعاث الأشعة السينية ، والتي تنشأ من المناطق الداخلية لأقراص تراكم الثقب الأسود.

اليوم ، النوى المجرية النشطة موضوعًا رئيسيًا للبحث في الفيزياء الفلكية ، على الصعيدين الرصدي والنظري. يشمل بحث AGN المسوحات القائمة على الملاحظة للعثور على نواة مجرية نشطة عبر نطاقات واسعة من اللمعان والانزياح الأحمر ، وفحص التطور الكوني ونمو الثقوب السوداء ، ودراسات فيزياء تراكم الثقب الأسود وانبعاث الإشعاع الكهرومغناطيسي من النوى المجرية النشطة ، وفحص خصائص النفاثات وتدفقات المادة من النوى المجرية النشطة ، وتأثير تراكم الثقب الأسود ونشاط الكوازار على تطور المجرات.

لقد قيل لفترة طويلة [19] أن النوى المجرية النشطة يجب أن تعمل بالطاقة عن طريق تراكم الكتلة في الثقوب السوداء الهائلة (10 6 إلى 10 10 أضعاف الكتلة الشمسية). النوى المجرية النشطة مضغوطة ومضيئة للغاية باستمرار. يمكن أن يؤدي التراكم إلى تحويل فعال للغاية للطاقة الكامنة والحركية إلى إشعاع ، كما أن الثقب الأسود الهائل له لمعان إيدنجتون العالي ، ونتيجة لذلك ، يمكن أن يوفر لمعانًا ثابتًا عاليًا مرصودًا. يُعتقد الآن أن الثقوب السوداء الهائلة موجودة في مراكز معظم المجرات الضخمة إن لم يكن كلها لأن كتلة الثقب الأسود ترتبط بشكل جيد مع سرعة تشتت الانتفاخ المجري (علاقة M – sigma) أو مع لمعان الانتفاخ. [20] وبالتالي ، فمن المتوقع وجود خصائص شبيهة بالنواة المجرية النشطة عندما يأتي إمداد مادة للتراكم ضمن مجال تأثير الثقب الأسود المركزي.

تنامي القرص تحرير

في النموذج القياسي لـ AGN ، تشكل المادة الباردة القريبة من الثقب الأسود قرصًا تراكميًا. تنقل العمليات التبادلية في قرص التنامي المادة إلى الداخل والزخم الزاوي للخارج ، بينما تتسبب في تسخين قرص التراكم. يبلغ الطيف المتوقع لقرص التنامي ذروته في النطاق الموجي البصري فوق البنفسجي بالإضافة إلى ذلك ، يتشكل إكليل من المواد الساخنة فوق قرص التراكم ويمكن أن يقوم بعكس كومبتون الفوتونات المبعثرة حتى طاقات الأشعة السينية. يثير الإشعاع الصادر من قرص التراكم مادة ذرية باردة بالقرب من الثقب الأسود وهذا بدوره يشع في خطوط انبعاث معينة. قد يتم حجب جزء كبير من إشعاع AGN بواسطة الغاز بين النجمي والغبار بالقرب من قرص التراكم ، ولكن (في حالة الاستقرار) سيتم إعادة إشعاع هذا في بعض الموجات الأخرى ، على الأرجح الأشعة تحت الحمراء.

تحرير الطائرات النسبية

تنتج بعض أقراص التراكم نفثات من التدفقات الخارجة المزدوجة والمتوازنة للغاية والسريعة التي تظهر في اتجاهين متعاكسين بالقرب من القرص. يتم تحديد اتجاه التدفق النفاث إما عن طريق محور الزخم الزاوي لقرص التراكم أو محور الدوران للثقب الأسود. إن آلية إنتاج الطائرات النفاثة والتكوين النفاث على نطاقات صغيرة جدًا غير مفهومة في الوقت الحالي نظرًا لأن دقة الأجهزة الفلكية منخفضة جدًا. تتميز النفاثات بتأثيرات الملاحظة الأكثر وضوحًا في النطاق الموجي الراديوي ، حيث يمكن استخدام قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا لدراسة الإشعاع السنكروتروني الذي ينبعث منه عند درجات دقة المقاييس شبه الفلكية. ومع ذلك ، فإنها تشع في جميع نطاقات الموجات من الراديو إلى نطاق أشعة جاما عبر السنكروترون وعملية تشتت كومبتون العكسية ، وبالتالي فإن نفاثات النوى المجرية النشطة هي المصدر المحتمل الثاني لأي إشعاع متصل مرصود.

تحرير AGN غير الفعال إشعاعيًا

توجد فئة من الحلول "غير الفعالة إشعاعيًا" للمعادلات التي تحكم التراكم. وأكثرها شهرة هو تدفق التنامي المسيطر (ADAF) ، [21] ولكن توجد نظريات أخرى. في هذا النوع من التراكم ، وهو أمر مهم لمعدلات التراكم التي تقل كثيرًا عن حد إدينجتون ، لا تشكل المادة التراكمية قرصًا رقيقًا ، وبالتالي لا تشع بكفاءة الطاقة التي اكتسبتها أثناء تحركها بالقرب من الثقب الأسود. تم استخدام التراكم غير الفعال إشعاعيًا لشرح عدم وجود إشعاع قوي من نوع AGN من الثقوب السوداء الضخمة في مراكز المجرات الإهليلجية في عناقيد ، حيث قد نتوقع معدلات تراكم عالية وما يقابلها من لمعان مرتفع. [22] من المتوقع أن تفتقر النوى المجرية النشطة غير الفعالة إشعاعيًا إلى العديد من السمات المميزة للنواة المجرية النشطة المعيارية مع قرص تراكم.

النوى المجرية النشطة مصدر مرشح للأشعة الكونية ذات الطاقة العالية والفائقة (انظر أيضًا آلية التسارع بالطرد المركزي).

لا يوجد توقيع رصد واحد للنواة المجرية النشطة. تغطي القائمة أدناه بعض الميزات التي سمحت بتعريف الأنظمة على أنها AGN.

  • انبعاث مستمر نووي ضوئي. يكون هذا مرئيًا عندما يكون هناك عرض مباشر لقرص التنامي. يمكن أن تساهم النفاثات أيضًا في هذا المكون من انبعاث AGN. يعتمد الإصدار البصري تقريبًا على قانون الطاقة على الطول الموجي.
  • انبعاث الأشعة تحت الحمراء النووية. يكون هذا مرئيًا عندما يكون قرص التنامي وبيئته محجوبًا بالغاز والغبار بالقرب من النواة ثم يعاد انبعاثه ("إعادة المعالجة"). نظرًا لأنه انبعاث حراري ، يمكن تمييزه عن أي انبعاث نفاث أو انبعاث متعلق بالقرص.
  • خطوط انبعاث بصرية واسعة. تأتي هذه من مادة باردة قريبة من الثقب الأسود المركزي. الخطوط عريضة لأن المادة المنبعثة تدور حول الثقب الأسود بسرعات عالية مسببة نطاقًا من انزياحات دوبلر للفوتونات المنبعثة.
  • ضيق خطوط الانبعاث البصري. هذه تأتي من مادة باردة بعيدة ، وبالتالي فهي أضيق من الخطوط العريضة.
  • انبعاث استمرارية الراديو. هذا دائما بسبب طائرة. يظهر الطيف المميز للإشعاع السنكروتروني.
  • انبعاث استمرارية الأشعة السينية. يمكن أن ينشأ هذا من نفاثة ومن الهالة الساخنة لقرص التنامي عبر عملية تشتت: في كلتا الحالتين يظهر طيف قانون الطاقة. في بعض النوى النشطة الراديوية الهادئة ، هناك فائض في انبعاث الأشعة السينية الناعمة بالإضافة إلى مكون قانون الطاقة. أصل الأشعة السينية اللينة غير واضح في الوقت الحاضر.
  • انبعاث خط الأشعة السينية. هذا نتيجة لإضاءة العناصر الثقيلة الباردة بواسطة سلسلة الأشعة السينية التي تسبب تألق خطوط انبعاث الأشعة السينية ، وأشهرها ميزة الحديد حول 6.4 كيلو فولت. قد يكون هذا الخط ضيقًا أو واسعًا: يمكن استخدام خطوط الحديد الموسعة نسبيًا لدراسة ديناميكيات قرص التنامي القريب جدًا من النواة وبالتالي طبيعة الثقب الأسود المركزي.

من الملائم تقسيم النوى المجرية النشطة إلى فئتين ، يطلق عليهما تقليديًا اسم الراديو الهادئ وبصوت عالٍ. الأجسام ذات الصوت العالي لها مساهمات انبعاث من كل من النفاثة (النفاثات) والفصوص التي تنفخها النفاثات. تهيمن مساهمات الانبعاث هذه على لمعان النوى المجرية النشطة عند الأطوال الموجية الراديوية وربما عند بعض أو كل الأطوال الموجية الأخرى. تعتبر الأجسام ذات الهدوء الراديوي أبسط حيث يمكن إهمال أي انبعاث متعلق بالطائرات النفاثة في جميع الأطوال الموجية.

غالبًا ما تكون مصطلحات AGN محيرة ، لأن الفروق بين الأنواع المختلفة من AGN تعكس أحيانًا الاختلافات التاريخية في كيفية اكتشاف الكائنات أو تصنيفها في البداية ، بدلاً من الاختلافات المادية الحقيقية.

راديو هادئ AGN Edit

    (البطانات). كما يوحي الاسم ، تُظهر هذه الأنظمة مناطق خط انبعاث نووي ضعيفة فقط ، ولا توجد أي تواقيع أخرى لانبعاثات النوى المجرية النشطة. من المثير للجدل [23] ما إذا كانت كل هذه الأنظمة حقيقية AGN (مدعومة بالتراكم على ثقب أسود فائق الكتلة). إذا كانت كذلك ، فإنها تشكل أدنى فئة لمعان من النوى النشطة الراديوية الهادئة. قد يكون بعضها من نظائرها الراديوية الهادئة لمجرات الراديو منخفضة الإثارة (انظر أدناه). . كانت Seyferts هي أول فئة مميزة من النوى المجرية النشطة تم تحديدها. إنها تُظهر انبعاثًا نوويًا مستمرًا للمدى البصري ، وخطوط انبعاث ضيقة وعريضة في بعض الأحيان ، وأحيانًا انبعاث قوي للأشعة السينية النووية وأحيانًا نفاث راديوي ضعيف صغير الحجم. تم تقسيمها في الأصل إلى نوعين معروفين باسم Seyfert 1 و 2: Seyfert 1s تظهر خطوط انبعاث واسعة قوية بينما Seyfert 2s لا ، ومن المرجح أن تظهر Seyfert 1s انبعاث أشعة سينية منخفض الطاقة قوي. توجد أشكال مختلفة من التفصيل حول هذا المخطط: على سبيل المثال ، يُشار أحيانًا إلى Seyfert 1s ذات الخطوط العريضة الضيقة نسبيًا باسم Seyfert 1s ذات الخطوط الضيقة. عادة ما تكون المجرات المضيفة لـ Seyferts عبارة عن مجرات حلزونية أو غير منتظمة.
  • الكوازارات الراديوية الهادئة / QSOs. هذه في الأساس إصدارات أكثر إشراقًا من Seyfert 1s: التمييز تعسفي ويتم التعبير عنه عادةً من حيث الحجم البصري المحدود. كانت الكوازارات في الأصل "شبه نجمية" في الصور الضوئية حيث كان لها لمعان بصري أكبر من لمعان المجرة المضيفة. إنها تُظهر دائمًا انبعاثًا بصريًا مستمرًا قويًا ، وانبعاثًا مستمرًا للأشعة السينية ، وخطوط انبعاث بصرية واسعة وضيقة. يستخدم بعض علماء الفلك مصطلح QSO (جسم شبه نجمي) لهذه الفئة من النوى المجرية النشطة ، حيث يحتفظون بـ "الكوازار" للأجسام ذات الصوت العالي ، بينما يتحدث آخرون عن الكوازارات الراديوية الهادئة والصوت العالي. يمكن أن تكون المجرات المضيفة للكوازارات حلزونية أو غير منتظمة أو إهليلجية. هناك علاقة بين لمعان الكوازار وكتلة المجرة المضيفة ، حيث تسكن الكوازارات الأكثر لمعانًا أكبر المجرات (المجرات الإهليلجية).
  • "Quasar 2s". عن طريق القياس مع Seyfert 2s ، هذه كائنات ذات لمعان شبيه بالكوازار ولكن بدون انبعاث نووي بصري قوي أو انبعاث خط عريض. وهي نادرة في الدراسات الاستقصائية ، على الرغم من تحديد عدد من الكوازارات 2 المرشحة المحتملة.

Radio-loud AGN Edit

انظر المقال الرئيسي Radio galaxy لمناقشة السلوك الواسع النطاق للطائرات. هنا ، تتم مناقشة النوى النشطة فقط.

  • تتصرف الكوازارات ذات الصوت العالي تمامًا مثل الكوازارات الراديوية الهادئة مع إضافة انبعاث من طائرة نفاثة. وبالتالي فهي تُظهر انبعاثًا بصريًا مستمرًا قويًا ، وخطوط انبعاث واسعة وضيقة ، وانبعاث أشعة سينية قويًا ، بالإضافة إلى انبعاث راديو نووي وغالبًا ما يكون ممتدًا.
  • تتميز فئات "Blazars" (كائنات BL Lac و OVV quasars) بانبعاثات ضوئية متغيرة بسرعة وانبعاث ضوئي مستقطب وراديو وانبعاث أشعة سينية. لا تظهر كائنات BL Lac أي خطوط انبعاث ضوئية ، واسعة أو ضيقة ، بحيث لا يمكن تحديد انزياحها الأحمر إلا من خلال ميزات في أطياف المجرات المضيفة. قد تكون ميزات خط الانبعاث غائبة في جوهرها أو تغرق ببساطة بواسطة المكون الإضافي المتغير. في الحالة الأخيرة ، قد تصبح خطوط الانبعاث مرئية عندما يكون المكون المتغير عند مستوى منخفض. [24] تتصرف كوازارات OVV مثل الكوازارات ذات الصوت الراديوي القياسي مع إضافة مكون سريع التغير. في كلا فئتي المصدر ، يُعتقد أن الانبعاث المتغير ينشأ في نفاثة نسبية موجهة بالقرب من خط البصر. تعمل التأثيرات النسبية على تضخيم كل من لمعان الطائرة ومدى التباين.
  • المجرات الراديوية. تُظهر هذه الكائنات انبعاث راديو نووي وممتد. خصائص النوى المجرية النشطة الأخرى الخاصة بهم غير متجانسة. يمكن تقسيمها على نطاق واسع إلى فصول منخفضة الإثارة وعالية الإثارة. [25] [26] لا تُظهر الأجسام منخفضة الإثارة أي خطوط انبعاث ضيقة أو عريضة قوية ، وقد تتأثر خطوط الانبعاث بآلية مختلفة. [27] يتوافق انبعاثها النووي من الأشعة السينية والبصرية مع نشأتها تمامًا في طائرة نفاثة. [28] [29] قد يكونون أفضل المرشحين الحاليين لـ AGN مع تراكم غير فعال إشعاعيًا. على النقيض من ذلك ، فإن الأجسام عالية الإثارة (مجرات الراديو ذات الخطوط الضيقة) لها أطياف خط انبعاث مماثلة لتلك الموجودة في Seyfert 2s. من المحتمل أن تتضمن الفئة الصغيرة من المجرات الراديوية ذات الخطوط العريضة ، والتي تُظهر انبعاثًا ضوئيًا نوويًا قويًا نسبيًا ، بعض الأجسام التي هي ببساطة كوازارات منخفضة السطوع عالية الصوت. المجرات المضيفة للمجرات الراديوية ، بغض النظر عن نوع خط انبعاثها ، هي في الأساس مجرات إهليلجية.

تقترح النماذج الموحدة أن فئات الرصد المختلفة للـ AGN هي نوع واحد من الأشياء المادية التي تمت ملاحظتها في ظل ظروف مختلفة. النماذج الموحدة المفضلة حاليًا هي "نماذج موحدة قائمة على التوجه" مما يعني أنها تقترح أن الاختلافات الواضحة بين الأنواع المختلفة من الكائنات تنشأ ببساطة بسبب توجهاتها المختلفة للمراقب. [31] [32] ومع ذلك ، فقد تمت مناقشتها (انظر أدناه).

تحرير توحيد الراديو الهادئ

عند اللمعان المنخفض ، فإن الأجسام التي يجب توحيدها هي مجرات سيفرت. تقترح نماذج التوحيد أنه في Seyfert 1s يكون للمراقب رؤية مباشرة للنواة النشطة. في Seyfert 2 ، يتم ملاحظة النواة من خلال بنية غامضة تمنع الرؤية المباشرة للتواصل البصري أو منطقة الخط العريض أو انبعاث الأشعة السينية (الناعمة). تتمثل الفكرة الرئيسية لنماذج التراكم المعتمد على الاتجاه في أن هذين النوعين من الكائنات يمكن أن يكونا متماثلين في حالة ملاحظة زوايا معينة فقط على خط البصر. الصورة القياسية عبارة عن طارة تحجب المواد المحيطة بقرص التراكم. يجب أن تكون كبيرة بما يكفي لإخفاء منطقة الخط العريض ولكنها ليست كبيرة بما يكفي لإخفاء منطقة الخطوط الضيقة ، والتي تظهر في كلا فئتي الكائن. يُرى Seyfert 2 من خلال الطارة. يوجد خارج الطارة مادة يمكنها تشتيت بعض الانبعاثات النووية في خط رؤيتنا ، مما يسمح لنا برؤية سلسلة متصلة من الأشعة السينية والأشعة السينية ، وفي بعض الحالات ، خطوط انبعاث عريضة - وهي مستقطبة بشدة ، مما يدل على امتلاكها مبعثرة وإثبات أن بعض Seyfert 2s تحتوي بالفعل على Seyfert 1s المخفية. تدعم ملاحظات الأشعة تحت الحمراء لنواة Seyfert 2 هذه الصورة أيضًا.

في اللمعان العالي ، تحل الكوازارات محل Seyfert 1s ، ولكن كما ذكرنا سابقًا ، فإن "الكوازار 2s" المقابل بعيد المنال في الوقت الحاضر. إذا لم يكن لديهم مكون التشتت في Seyfert 2 ، فسيكون من الصعب اكتشافهم إلا من خلال انبعاثهم من الخطوط الضيقة والأشعة السينية القاسية.

تحرير توحيد صوت الراديو

تاريخيًا ، ركز العمل على توحيد الصوت الراديوي على النجوم الكوازارات عالية السطوع العالية. يمكن توحيد هذه المجرات الراديوية ذات الخطوط الضيقة بطريقة مماثلة مباشرة لتوحيد Seyfert 1/2 (ولكن بدون تعقيد الكثير في طريق مكون الانعكاس: لا تظهر المجرات الراديوية ضيقة الخطوط أي اتصال ضوئي نووي أو تنعكس X -ray ، على الرغم من أنها تظهر أحيانًا انبعاث خط عريض مستقطب). توفر الهياكل الراديوية واسعة النطاق لهذه الكائنات دليلاً دامغًا على صحة النماذج الموحدة القائمة على الاتجاه. [33] [34] [35] أدلة الأشعة السينية ، حيثما توفرت ، تدعم الصورة الموحدة: تظهر المجرات الراديوية دليلًا على التعتيم من طارة ، في حين أن النجوم الزائفة لا تفعل ذلك ، على الرغم من أنه يجب توخي الحذر لأن الأجسام ذات الصوت العالي لها أيضًا المكون المرتبط بالطائرات اللينة غير الممتصة ، والدقة العالية ضرورية لفصل الانبعاثات الحرارية عن بيئة الغاز الساخن واسعة النطاق للمصادر. [36] في الزوايا الصغيرة جدًا لخط البصر ، تسود الإشعاع النسبي ، ونرى اشتعالًا من بعض التنوع.

ومع ذلك ، فإن مجموعة المجرات الراديوية تهيمن عليها تمامًا أجسام منخفضة السطوع ومنخفضة الإثارة. هذه لا تظهر خطوط انبعاث نووي قوية - واسعة أو ضيقة - لها استمرارية بصرية تبدو مرتبطة تمامًا بالطائرات النفاثة ، [28] وانبعاثاتها من الأشعة السينية تتوافق أيضًا مع قادمة من طائرة نفاثة ، مع عدم وجود نواة شديدة الامتصاص. المكون بشكل عام. [29] لا يمكن توحيد هذه الأجسام مع الكوازارات ، على الرغم من أنها تتضمن بعض الأجسام عالية السطوع عند النظر إلى البث الراديوي ، نظرًا لأن الحلقة لا يمكنها أبدًا إخفاء منطقة الخطوط الضيقة إلى المدى المطلوب ، وبما أن دراسات الأشعة تحت الحمراء تظهر أنها تمتلك لا يوجد عنصر نووي مخفي: [37] في الواقع لا يوجد دليل على وجود طارة في هذه الأشياء على الإطلاق. على الأرجح ، يشكلون فئة منفصلة يكون فيها الانبعاثات المتعلقة بالطائرات فقط مهمة. عند الزوايا الصغيرة على خط البصر ، ستظهر ككائنات BL Lac. [38]

انتقادات للتوحيد الراديوي الهادئ تحرير

في الأدبيات الحديثة حول نواة الخلية النشطة ، التي تخضع لنقاش حاد ، يبدو أن مجموعة متزايدة من الملاحظات تتعارض مع بعض التنبؤات الرئيسية للنموذج الموحد ، على سبيل المثال أن لكل Seyfert 2 نواة Seyfert 1 مظلمة (منطقة مخفية ذات خط عريض).

لذلك ، لا يمكن للمرء أن يعرف ما إذا كان الغاز في جميع مجرات Seyfert 2 متأينًا بسبب التأين الضوئي من مصدر واحد غير نجمي متصل في المركز أو بسبب تأين الصدمة من على سبيل المثال. انفجار نجمي نووي مكثف. تكشف الدراسات الطيفية الاستقطابية [39] أن 50٪ فقط من Seyfert 2 تظهر منطقة خط عريض مخفية وبالتالي تقسم مجرتين Seyfert 2 إلى مجموعتين. يبدو أن فئتي السكان تختلفان في لمعانهما ، حيث تكون Seyfert 2s بدون منطقة خط عريض مخفية أقل إضاءة بشكل عام. [40] يشير هذا إلى أن غياب منطقة الخط العريض مرتبط بانخفاض نسبة إدينجتون ، وليس التعتيم.

قد يلعب عامل تغطية الطارة دورًا مهمًا. تتنبأ بعض نماذج الطارة [41] [42] كيف يمكن لـ Seyfert 1s و Seyfert 2s الحصول على عوامل تغطية مختلفة من الاعتماد على اللمعان ومعدل التراكم لعامل تغطية الطارة ، وهو أمر تدعمه الدراسات في الأشعة السينية لـ AGN. [43] تقترح النماذج أيضًا اعتماد معدل التراكم لمنطقة الخط العريض وتوفر تطورًا طبيعيًا من المحركات الأكثر نشاطًا في Seyfert 1s إلى Seyfert 2s "الميتة" [44] ويمكن أن تفسر الانهيار الملحوظ لـ نموذج موحد في سطوع منخفض [45] وتطور منطقة الخط العريض. [46]

بينما تُظهر دراسات نواة مجرية نشطة مفردة انحرافات مهمة عن توقعات النموذج الموحد ، كانت نتائج الاختبارات الإحصائية متناقضة. إن أهم الاختبارات الإحصائية التي يتم إجراؤها من خلال المقارنات المباشرة للعينات الإحصائية من Seyfert 1s و Seyfert 2s هي إدخال تحيزات الاختيار بسبب معايير الاختيار متباينة الخواص. [47] [48]

دراسة المجرات المجاورة بدلاً من المجرات النشطة نفسها [49] [50] [51] اقترحت أولاً أن عدد الجيران كان أكبر بالنسبة لسيفرت 2 مقارنةً بسيفرت 1 ، بما يتعارض مع النموذج الموحد. اليوم ، بعد التغلب على القيود السابقة لأحجام العينات الصغيرة والاختيار متباين الخواص ، أظهرت الدراسات التي أجريت على الجيران من مئات إلى الآلاف من AGN [52] أن جيران Seyfert 2 هم في جوهرهم أكثر غبارًا وتشكيلًا للنجوم من Seyfert 1s وعلاقة بين نوع النوى المجرية النشطة ، مورفولوجيا المجرة المضيفة وتاريخ الاصطدام. علاوة على ذلك ، تؤكد دراسات الحشد الزاوي [53] لنوعين من نواة مجرية نشطة أنهما يقيمان في بيئات مختلفة وتظهر أنهما يقيمان داخل هالات المادة المظلمة ذات الكتل المختلفة. تتوافق دراسات البيئة المجرية النشطة مع نماذج التوحيد القائمة على التطور [54] حيث يتحول Seyfert 2s إلى Seyfert 1s أثناء الاندماج ، مما يدعم النماذج السابقة من التنشيط المدفوع بالاندماج لنواة Seyfert 1.

في حين أن الجدل حول سلامة كل دراسة فردية لا يزال سائدًا ، إلا أنهم يتفقون جميعًا على أن أبسط النماذج القائمة على زاوية المشاهدة لتوحيد AGN غير مكتملة. يبدو أن Seyfert-1 و Seyfert-2 يختلفان في تكوين النجوم وقوة محرك AGN. [55]

في حين أنه لا يزال من الممكن أن يظهر Seyfert 1 المحجوب على أنه Seyfert 2 ، لا يجب أن تستضيف جميع Seyfert 2s Seyfert مظلل 1. فهم ما إذا كان هو نفس المحرك الذي يقود كل Seyfert 2s ، والاتصال بـ AGN بصوت عالٍ ، تظل آليات تباين بعض نوى المجرة النشطة التي تختلف بين النوعين في نطاقات زمنية قصيرة جدًا ، وربط نوع النوى المجرية النشطة بالبيئة الصغيرة والكبيرة ، من القضايا المهمة التي يجب دمجها في أي نموذج موحد لنواة المجرة النشطة.

لفترة طويلة ، احتفظت المجرات النشطة بجميع السجلات لأعلى الأجسام ذات الانزياح الأحمر المعروفة سواء في الطيف البصري أو الطيف الراديوي ، بسبب لمعانها العالي. لا يزال لديهم دور يلعبونه في دراسات الكون المبكر ، ولكن من المسلم به الآن أن النوى المجرية النشطة تعطي صورة شديدة التحيز للمجرة "النموذجية" ذات الانزياح الأحمر العالي.

يبدو أن معظم الفئات المضيئة من AGN (بصوت عالٍ وراديو هادئ) كانت أكثر عددًا في الكون المبكر. يشير هذا إلى أن الثقوب السوداء الضخمة تشكلت في وقت مبكر وأن ظروف تكوين نوى مجرية نشطة مضيئة كانت أكثر شيوعًا في الكون المبكر ، مثل توافر الغاز البارد بشكل أكبر بالقرب من مركز المجرات مما هو عليه الآن. كما يشير أيضًا إلى أن العديد من الأشياء التي كانت ذات يوم كوازارات مضيئة أصبحت الآن أقل إضاءة أو هادئة تمامًا. إن تطور مجموعة النوى المجرية النشطة منخفضة الإضاءة غير مفهومة جيدًا نظرًا لصعوبة مراقبة هذه الكائنات عند الانزياحات الحمراء العالية.


أكمل الوحدة الفلكية التاسعة & quot The Milky Way ومجرات أخرى & quot

الوحدة الرابعة (من خمسة) في علم الفلك ب- الفصل الثاني.

أربعة دروس PowerPoint شاملة مع روابط فيديو قصيرة وملاحظات فارز الشرائح للمدرس أربعة برامج مراجعة مع أوراق عمل PDF ملونة قابلة للطباعة إرشادات / ملاحظات الطلاب والأنشطة التي تتوافق مع الوحدة التاسعة "درب التبانة والمجرات الأخرى". مشروعان لمختبر إنترنت للطلاب أو أسئلة ويب حول "المجرات". أربعة أنشطة موجهة للطلاب / كتب مدرسية في برنامج Word. اقترح المناهج / المنشطون مهام الكتاب المدرسي في Word ومجلد التقييم - اختباران واختبار وحدة (الاختيار من متعدد) مع مفاتيح الإجابة في كل من Word و PDF. يتم أيضًا تضمين أحدث قراءات الفصول في PDF. تستند مهام وأنشطة الكتب المدرسية على الطبعة الثامنة "علم الفلك اليوم".

يتم الآن تضمين مجلد ورقة عمل الفيديو والذي يوفر رابط الفيديو إلى youtube في العنوان إذا كان قرص DVD أو شريط الفيديو غير متاح. يتم تضمين مراجعة تفاعلية kahoot.it و quizziz.com المكونة من 20 سؤالًا في نهاية كل درس من دروس PowerPoint (توجد الروابط في الشريحة الأخيرة). يعد الاختبار / المراجعة المكونة من 20 سؤالًا أو ما يقارب ذلك محددًا بالدرس وطريقة ممتعة للتحقق من فهم الطالب للمادة.

يمكن أيضًا العثور على الدروس / البرامج الفردية (وليس التقييمات) بشكل منفصل في متجر AstronomyDad.

تتضمن المصطلحات في هذه الوحدة ما يلي:

مجرة درب التبانة ، مجرة ​​، مجرة ​​حلزونية ، هيكل مجري ، حجم مجري ، قرص مجري ، انتفاخ مجري ، هالة مجرية ، أركتوروس ، NGC 6744 ، نجوم متغيرة ، نجوم RR Lyrae ، Cepheids ، نجوم متغيرة نابضة ، علاقة فترة اللمعان ، الشموع القياسية ، المجرة المسافات ، السنة المجرية ، الشمس ، تشكل مجرة ​​درب التبانة ، تلسكوب هابل الفضائي ، الكون ، نجوم الهالة ، الأذرع الحلزونية ، الهالة المجرية ، تكوين المجرات ، رسم الخرائط الراديوية ، ذراع الجبار ، موجات الكثافة الحلزونية ، التركيب الحلزوني ، قانون كبلر الثالث ، هالة مظلمة ، داكنة مادة ، مادة باريونية ، عدسات الجاذبية ، الكتلة المفقودة ، مجموعات المجرات ، الثقوب السوداء ، الثقوب السوداء الهائلة ، الكتلة الشمسية ، سحابة ماجلان الكبيرة ، سحابة ماجلان الصغيرة ، LMC ، SMC ، المجرات القزمة ، NGC 1512 ، NGC 1365 ، M87 ، تشارلز ميسير ، إدوين هابل ، فرديناند ماجلان ، المجرات الساتلية ، قانون هابل ، ثابت هابل ، الانزياح الأحمر ، اللوالب المحظورة ، مجموعة العذراء ، العناقيد الفائقة ، المجموعة المحلية ، مرصد سيرو تولولو ، صحراء أتاكاما ، الشموع القياسية ، متغيرات سيفيد ، RR Lyrae النجوم ، المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، V = H * D ، عمر الكون ، حجم الكون ، المجرات النشطة ، المجرات العادية ، مجرات Seyfert ، المجرات الراديوية ، الإشعاع غير النجمي ، الإشعاع السنكروتروني ، هيكل الهالة الأساسية ، الكوازارات ، مجرة ​​"Tadpole" UGC 10124 ، اندماج المجرات ، NGC 7318 ، نفاثات عالية الطاقة ، قرص تراكم ، أبيل 52 ، تطور المجرات ، أندروميدا ، ميلكوميدا ، ميلكدروميدا

تم ترخيص الوحدة الفلكية الكاملة التاسعة "مجرة درب التبانة والمجرات الأخرى" بواسطة astronomydad بموجب ترخيص Creative Commons Attribution 3.0 Unported License.


16 مجرة

(أ) مجموعة من العديد من المجرات ، كل منها يتكون من مئات المليارات من النجوم. تقع هذه المجموعة من المجرات ، المسماة بـ Coma Cluster ، على بعد أكثر من 100 مليون جهاز كمبيوتر من الأرض.

(ب) حديثة تلسكوب هابل الفضائي صورة لجزء من الكتلة.

كتلة الغيبوبة. الكائن الأزرق المسنن في أعلى اليمين هو نجم قريب. باقي الأجسام كلها مجرات.

Hubble in 1924 used 2.4 m telescope at Mount Wilson to classify galaxies. Using the photographics plates, he divided all the galaxies into four main groups which is known as Hubble Galaxy Classification : Spirals (S), Barred Spirals (SB), Ellipticals (E), Irregulars (Irr)

They are classified according to the size of their central bulge.

As we progress from type Sa to Sb to Sc, the bulges become smaller and the spiral arms tend to become less tightly wound.

The components of spiral galaxies are the same as in our own galaxy: disk, core, halo, bulge, and spiral arms.

Sombrero Galaxy The Sombrero Galaxy, a spiral system seen edge-on. Officially cataloged as M104, this galaxy has a dark band composed of interstellar gas and dust. The large size of this galaxy’s central bulge marks it as type سا , even though its spiral arms cannot be seen from our perspective. The inset shows this galaxy in IR , highlighting its dust content in false-colored pink.

The variation from SBa to SBc is similar to that for the spirals except that now the spiral arms begin at either end of a bar through the galactic center.

In frame (c), the bright star is a foreground object in our own Galaxy the object at top center is another galaxy that is probably interacting with NGC 6872.

(a) S0 (or lenticular) galaxies contain a disk and a bulge, but no interstellar gas and no spiral arms. They are in many respects intermediate ما بين E7 ellipticals and سا spirals in their properties.

(b) SB0 galaxies are similar to S0 galaxies, except for a bar of stellar material extending beyond the central bulge.

Ellipticals are classified according to their shape from E0 (almost كروي ) to E7 (the most elongated )

They lack spiral structure, and neither shows evidence of cool interstellar dust or gas, although each has an extensive X-ray halo of hot gas that extends far beyond the visible portion of the galaxy.

Note in (c): M110 is a dwarf elliptical companion to the much larger Andromeda Galaxy.

The Magellanic Clouds are dwarf irregular (Irr I) galaxies, gravitationally bound to our own Milky Way Galaxy. They orbit our Galaxy and accompany it on its trek through the cosmos.

Both have distorted, irregular shapes, although some observers claim they can discern a single spiral arm in the Large Cloud.

Bottom panel: Some irregular (Irr II) galaxies.

(a) The strangely shaped galaxy NGC 1427A is probably plunging headlong into a group of several other galaxies (not shown), causing huge rearrangements of its stars, gas, and dust.

(b) The galaxy M82 seems to show an explosive appearance.

Cepheids extend the distance scale to 25 Mpc. However,

Some galaxies have no Cepheids.

Most of them are farther away then 25 Mpc

Therefore a new distance measures are needed: Tully–Fisher relation correlates a galaxy’s rotation speed (which can be measured using the Doppler effect) to its لمعان .

A galaxy’s rotation causes some of the radiation it emits to be blueshifted and some to be redshifted (relative to what the emission would be from an unmoving source).

From a distance, when the radiation from the galaxy is combined into a single beam and analyzed spectroscopically, the redshifted and blueshifted components combine to produce a broadening of the galaxy’s spectral lines.

The amount of broadening is a direct measure of the rotation speed of the galaxy.

Type I Supernovae have about the same luminosity, as the process by which they happen doesn’t allow for much variation.

They can be used as “standard candles” and which can therefore be used to determine distance using their apparent magnitude.

It is made up of nearly 50 galaxies within approximately 1 Mpc of our Milky Way Galaxy.

Only a few are spirals most of the rest are dwarf-elliptical or irregular galaxies, only some of which are shown here.

The inset map (top right) shows the Milky Way in relation to some of its satellite galaxies.

The photographic insets (top left) show two well-known neighbors of the Andromeda Galaxy (M31): the spiral galaxy M33 and the dwarf elliptical galaxy M32 (also visible in Figure 23.2a, a larger-scale view of the Andromeda system).

Such a group of galaxies, held together by its own gravity, is called a galaxy cluster .

It contains about 3500 galaxies . It is about 17 Mpc away from Earth.

Many large spiral and elliptical galaxies can be seen.

The inset shows several galaxies surrounding the giant elliptical known as M86.

An even bigger elliptical galaxy, M87, noted at the bottom.

It contains huge numbers of galaxies and resides roughly 1 billion parsecs from Earth.

Virtually every patch of light in this photograph is a separate galaxy .

We also see many galaxies colliding, some tearing matter from one another, others merging into single systems.

All galaxies (with a couple of nearby exceptions) seem to be moving away from us, with the redshift of their motion correlated with their distance

Optical spectra of several galaxies named on the right.

Both the extent of the redshift (denoted by the horizontal red arrows) and the distance from the Milky Way Galaxy to each galaxy (numbers in center column) زيادة from top to bottom.

The vertical yellow arrow in each spectrum highlights a particular spectral feature (a pair of dark absorption lines).

The horizontal red arrows indicate how this feature shifts to longer wavelengths in spectra of more distant galaxies.

The white lines at the top and bottom of each spectrum are laboratory references.

Plots of recessional velocity against distance:

(a) for nearby galaxies shown above

(b) for numerous other galaxies within about 1 billion pc of Earth.

The relationship (slope of the line) is characterized by Hubble’s constant ح 0:

recessional velocity = ح 0 × distance

The currently accepted value for Hubble’s constant

ح 0 = 70 km/s/Mpc

Measuring distances using Hubble’s law actually works better on farther away objects random motions are overwhelmed by the recessional velocity.

Hubble’s law tops the hierarchy of distance measurement techniques.

It is used to find the distances of astronomical objects all the way out to the limits of the observable universe.

About 20-25% of all galaxies don't fit to Hubble Classification.

They are far too luminous .

They are different than "Normal Galaxies": Luminosity & Type of Radiation.

Excess luminosity is due to Non-stellar Radiation .

When a galaxy interact with its neighbor it might trigger an outburst of star formation - called starbust galaxies .

Excess luminosity might be also due to activity in and around the galactic center .

Star Formation Rings around the center

The active galaxy NGC 7742 . It resembles a fried egg, with a ring of blue star-forming regions surrounding a very bright yellow core that spans about 1 kpc. It combines star formation with intense emission from its central nucleus.

They resemble normal spiral galaxies

But their cores are thousands of times more luminous.

(أ) The Circinus galaxy with a bright compact core.

It is one of the closest active galaxies.

(b) The rapid variations in the luminosity indicate that the core must be extremely compact.

The variation is Radio wavelength. However, optical and X-ray luminosities vary as well.

(أ) Centaurus A Radio Lobes

(b) It has a giant radio-emitting lobes extending a million parsecs or more beyond the central galaxy.

This entire object is thought to be the result of a collision between two galaxies that took place about 500 million years ago.

The lobes are shown here in pastel false colors, with decreasing intensity from red to yellow to green to blue.

The inset (at right) shows an X-ray image of one of the lobes up close, proving that at least the jets in the inner parts of the lobes emit X rays .

(Left) M86. The radio emission comes from a bright central nucleus, which is surrounded by an extended, less-intense radio halo.

(Right) A central energy source produces high-speed jets of matter that interact with intergalactic gas to form radio lobes.

The system may appear to us as either radio lobes or a core-dominated radio galaxy , depending on our location with respect to the jets and lobes.

The giant elliptical galaxy M87 (also called Virgo A) is displayed here in a series of zooms.

(a) A long optical exposure of the galaxy’s halo and embedded central region.

(b) A short optical exposure of its core and an intriguing jet of matter , on a somewhat smaller scale.

(c) An IR image of M87’s jet, examined more closely compared with (b).

The bright point at left marks the bright nucleus of the galaxy the bright blob near the center of the image corresponds to the bright “knot” visible in the jet in (b).

They are named as Quasi Stellar Objects they are starlike in apparance but have very unusual spectral lines.

(a) The bright quasar 3C 273 displays a luminous jet of matter, but the main body of the quasar is starlike in appearance.

(b) The jet extends for about 30 kpc and can be seen better in this high-resolution image.

(Right - Top) Optical spectrum of the distant quasar 3C 273.

Notice both the redshift and the widths of the three hydrogen spectral lines marked as حβ, حγ, and حδ.

The redshift indicates the quasar’s enormous distance . The width of the lines implies rapid internal motion within the quasar.

(Right - Bottom) Typical Quasar

1) Quasars are the most luminous objects in the universe.

2) Quasars's much greater distance makes it appear fainter than the stars - but intrinsically it is much, much birghter.

high لمعان

nonstellar energy emission

variable energy output, indicating small nucleus

jets and other signs of explosive activity

broad emission lines , indicating rapid rotation

The energy source in AGN holds that these objects are powered by material accreting onto a supermassive black hole .

As matter spirals toward the hole, it heats up, producing large amounts of energy.

At the same time, high-speed jets of gas may be ejected عمودي to the accretion disk, forming the jets و lobes seen in many active objects.

المجالات المغناطيسية generated in the disk are carried by the jets out to the radio lobes, where they play a crucial role in producing the observed radiation.

The accretion disk is whole clouds of interstellar gas and dust they may radiate away as much as 10–20% of their mass before disappearing.

(a) A combined optical/radio image of the giant elliptical galaxy NGC 4261, in the Virgo Cluster, shows a white visible galaxy at center, from which blue-orange (false-color) radio lobes extend for about 60 kpc.

(b) A close-up photograph of the galaxy’s nucleus reveals a 100-pc-diameter disk surrounding a bright hub thought to harbor a black hole .

Recent images and spectra of M87 support the idea of a rapidly whirling accretion disk at the galaxy’s heart.

(a) An image of the central region of M87 shows the galaxy’s bright nucleus and jet.

(b) A magnified view of the nucleus suggests a spiral swarm of stars, gas, and dust.

(c) Spectral-line features observed on opposite sides of the nucleus show opposite Doppler shifts.

The implication is that an accretion disk spins perpendicular to the jet and that at its center is a black hole having some 3 billion times the mass of the Sun.

The accretion disk surrounding a massive black hole consists of hot gas at many different temperatures (hottest nearest the center).

When viewed from above or below , the disk radiates a broad spectrum of electromagnetic energy extending into the X-ray band.

However, the dusty infalling gas that ultimately powers the system is thought to form a rather fat, donut-shaped region outside the accretion disk (shown here in dull red), which effectively absorbs much of the high-energy radiation reaching it, re-emitting it mainly in the form of cooler, infrared radiation .

Thus, when the accretion disk is viewed from the side , strong infrared emission is observed.

For systems with jets (as shown here), the appearance of the jet, radiating mostly radio waves and X rays, also depends on the viewing angle.


Galaxy Geometry

There are many geometries of galaxies including the spiral galaxy characteristic of our own Milky Way. The above image is a segment of the remarkable deep field photograph made by the Hubble Space Telescope, every visible object except for the one obvious foreground star seems to be another galaxy. An even deeper view was obtained in the Hubble Ultra Deep Field in 2003-04. The Extreme Deep Field dated 2012 added greater resolution.


Elliptical galaxies usually have very little gas or dust and hence little evidence of new star formation. The spiral galaxies may have an abundance of gas and dust and show evidence of star formation in the form of lots of hot blue stars.


صفات

An active galactic nucleus (AGN) is a compact region at the center of a galaxy that has a higher than normal luminosity over portions of the electromagnetic spectrum. A galaxy having an active nucleus is called an active galaxy. Active galactic nuclei are the most luminous sources of electromagnetic radiation in the Universe, and their evolution puts constraints on cosmological models. Depending on the type, their luminosity varies over a timescale from a few hours to a few years. The two largest subclasses of active galaxies are quasars and Seyfert galaxies, the main difference between the two being the amount of radiation they emit. In a typical Seyfert galaxy, the nuclear source emits at visible wavelengths an amount of radiation comparable to that of the whole galaxy's constituent stars, while in a quasar, the nuclear source is brighter than the constituent stars by at least a factor of 100. [1][23]  Seyfert galaxies have extremely bright nuclei, with luminosities ranging between 10 8  and 10 11  solar luminosities. Only about 5% of them are radio bright their emissions are moderate in gamma rays and bright in X-rays. [24]  Their visible and infrared spectra shows very bright emission lines of hydrogen, helium, nitrogen, and oxygen. These emission lines exhibit strong Doppler broadening, which implies velocities from 500 to 4,000 km/s (310 to 2,490 mi/s), and are believed to originate near an accretion disc surrounding the central black hole. [25]

Eddington luminosity

A lower limit to the mass of the central black hole can be calculated using the Eddington luminosity. [27]  This limit arises because light exhibits radiation pressure. Assume that a black hole is surrounded by a disc of luminous gas. [28]  Both the attractive gravitational force acting on electron-ion pairs in the disc and the repulsive force exerted by radiation pressure follow an inverse-square law. If the gravitational force exerted by the black hole is less than the repulsive force due to radiation pressure, the disc will be blown away by radiation pressure. [29][note 1]

The image shows a model of an active galactic nucleus. The central black hole is surrounded by an accretion disc, which is surrounded by a torus. The broad line region and narrow line emission region are shown, as well as jets coming out of the nucleus.

Emissions

The emission lines seen on the spectrum of a Seyfert galaxy may come from the surface of the accretion disc itself, or may come from clouds of gas illuminated by the central engine in an ionization cone. The exact geometry of the emitting region is difficult to determine due to poor resolution of the galactic center. However, each part of the accretion disc has a different velocity relative to our line of sight, and the faster the gas is rotating around the black hole, the broader the emission line will be. Similarly, an illuminated disc wind also has a position-dependent velocity. [30]

The narrow lines are believed to originate from the outer part of the active galactic nucleus, where velocities are lower, while the broad lines originate closer to the black hole. This is confirmed by the fact that the narrow lines do not vary detectably, which implies that the emitting region is large, contrary to the broad lines which can vary on relatively short timescales. Reverberation mapping is a technique which uses this variability to try to determine the location and morphology of the emitting region. This technique measures the structure and kinematics of the broad line emitting region by observing the changes in the emitted lines as a response to changes in the continuum. The use of reverberation mapping requires the assumption that the continuum originates in a single central source. [31]  For 35 AGN, reverberation mapping has been used to calculate the mass of the central black holes and the size of the broad line regions. [32]

In the few radio-loud Seyfert galaxies that have been observed, the radio emission is believed to represent synchrotron emission from the jet. The infrared emission is due to radiation in other bands being reprocessed by dust near the nucleus. The highest energy photons are believed to be created by inverse Compton scattering by a high temperature corona near the black hole. [33]


GRB 110328A: First ever observation of a newly formed quasar!

Nascent Quasar GRB 110328A

When a formerly quiescent galactic nucleus is observed by astronomers to suddenly begin radiating high energy emission, it is probably natural for them at first to avoid interpreting the sighting as the birth of a quasar and instead propose something on a far smaller less dramatic scale. Knowing very well the psychology of his astronomer peers, Sir Fred Hoyle forsaw a similar sighting downplay in his science fiction story The Inferno (1973). His story was about astronomers first sighting the explosion of our own galactic nucleus, its sudden activation into the quasar state. A passage from his book describes how some members on the astronomical discovery team at first wrongly concluded that what they had discovered was a supernova explosion:

“Except this supernova does seem unusually bright,” interjected Tom Cook.
“Has brightened up still more,” announced Bill Gaynor, who had just come in. “Didn’t go to bed. I stayed up till it rose—in the east, about an hour ago.”
“What is it now?”
“I’d say about minus eight.” [25 times brighter than Venus]
There was a whistle around the common room.
“More like a bloody quasar than a supernova,” muttered someone.
A long silence followed this remark. It was broken by Almond. “Which would explain something that’s been worrying the hell out of me.”
“What’s that, Dr. Almond?” Gaynor asked, his eyes red with lack of sleep.
“Why the position of the thing is so precisely the same as the Galactic center. It’s obvious really, isn’t it? The center of the Galaxy has blown up.” Almond’s deep voice was grave as he made this pronouncement.

The Inferno, Sir Fred Hoyle and Geoffrey Hoyle
passage quoted in Earth Under Fire by P. LaViolette

We may be seeing the same sequence of events playing out in real life with the discovery of the source GRB 110328A which may actually prove to be a quasar, the first ever to be seen turning on. The initial appearance of this X-ray and gamma ray source was first detected by the Swift telescope on March 28, 2011. It was found to be located at the center of a galaxy in the constellation of Draco situated about 3.8 billion light years away (z = 0.35).

Seeing that the source continued its highly energetic activity even days afterward, astronomers began to realize that what they had been observing was something other than a mere gamma ray burst (GRB). Most gamma ray bursts, on the other hand, last from a minute or so to several hours at most. But in seeking an alternate interpretation, astronomers have leaned towards the less dramatic and proposed that we are observing a “supermassive black hole” that is in the process of tidally disrupting and consuming a passing star.

For example, on April 14th, after the source had been active for over two weeks, astronomers Almeida and De Angelis proposed just this in a paper they had submitted for publication to علم الفلك والفيزياء الفلكية مجلة. They propose that we are seeing a black hole having a mass of

10 7 solar masses ripping apart and consuming a red giant star of mass 0.5 to 5 solar masses which had happened to orbit too close to it. They state that if their theory is correct, we should expect that the intense X-ray emission from GRB 110328A to not last more than a few weeks to a few months, i.e., the time taken for the red giant star’s mass to become completely consumed. In fact in their April 14th paper to علم الفلك والفيزياء الفلكية, they state that the emission should be seen to begin to fade within a few days to a few months.

Now more than a week has passed since the date they posted their paper, so the predicted lower limit of a “few days” has been well exceeded. If the source continues its current variable activity after a few months from now, then like Dr. Almond in Hoyle’s novel, astronomers will be forced to consider the inevitable, that what we are seeing is more like a “bloody quasar” than the transitory burp of a black hole!

I predict that GRB 110328A is a quasar and that we just happen to be viewing it at a point in its cycle when it has happened to turn on. I would prefer not to call it a supermassive black hole as has become customary in astronomy for the reason that I don’t believe in the existence of black holes. I prefer to use the more neutral term galactic core or alternatively supermassive mother star. Here are some facts to consider that favor the interpretation that GRB 110328A is a quasar:

1) the X-ray emission is coming from the exact center of the host galaxy, hence from its core. Similarly, quasars are known to be galactic nuclei in their active state, hence a galactic core observed during its active phase.

2) the average long-term emission coming from GRB 110328A is seen to have an intensity in the range of what is observed to come from a quasar. That is, quasars typically have X-ray luminosities that range from 10 43 to 10 48 ergs/s whereas Almeida and De Angelis report that this object has an average X-ray luminosity of about 2.5 X 10 47 erg/s. So GRB 110328A is near the upper end of the quasar luminosity range.

3) Whereas the X-ray luminosity from quasars is observed to erratically vary by many fold over a period of anywhere from hours to weeks, similarly the emission from GRB 110328A has been observed to vary erratically on a timescale of a few hours to a day, very similar to a more rapidly varying quasar.

4) Like a quasar, GRB 110328A emits synchrotron radio emission. Radio emission from this source was reported on April 11th by Brunthaler et al.

X-ray intensity light curve for source GRB 110328A

X-ray intensity lightcurve for quasar PDS 456.

Considering that we may be observing for the first time the onset of a quasar, there are several interesting things that we can learn from GRB 110328A.
First we can get an idea about the rapidity of the onset of the quasar state. The observed event occurred without prior warning and reached maximum intensity within 15 minutes . I have previously stated that we could expect a similar sneak attack from the core of our own Galaxy. (GRB 110328A instead lies several billion light years away. So we need not worry about it.)
Second, when it initially turned on, its luminosity was about 20 times greater than the value it attained days later. At its initial onset it achieved a luminosity of around 5 X 10 48 ergs/s in two peak events separated a day apart. Hence in its first days it would have been one of the most luminous quasars in the sky. This is very significant. For it implies that a first strike from our own galactic core may deliver its most deadly effects in the first day or two, with intensities an order of magnitude greater than what we would later be exposed to.


شاهد الفيديو: عظمة خلق الله سبحانه للارض ومجرة التبانة حجمنا مقارنة مع المجرات (أغسطس 2022).