Active Galaxy -Wikipedia、無料百科事典

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アクティブな銀河 – 銀河、かなりの量のエネルギーが通常の成分、すなわち星、ほこり、星間ガスによって放出されません。エネルギーのこの部分は、活性銀河のタイプに応じて、赤外線、電波、紫外線、X線、ガンマ放射として広範囲の電磁スペクトルで放出できます。

銀河の活動は、その核で発生するプロセスの結果であるため、「アクティブな銀河」と「アクティブな銀河のtest丸」という用語は、特に英語（特に英語では同じ意味で使用されることがよくあります。 アクティブな銀河 と 活性銀河核 、要するにagn）。銀河の活性な部分では、ラインストーンが観察されます – 非常に長い距離で伸びる可能性のある物質の流れが観察され、したがって広範な構造（例：Radiogalactics、Quasars）を供給します。ただし、すべての場合において、活性核または中央の「エンジン」は基本的なエネルギー源です。

標準モデルは、10の重量のスーパーマスティブブラックホールに落ちるときにエネルギーが生成されると想定しています 5 – 十 十

m ⊙ {displaystyle m_ {odot}}

（太陽質量）（Vestergaard et al。、2008; Ghosh etal。2008）。勢いの瞬間が、問題が降着円盤に落ちる理由です。エネルギーの散逸は重度の加熱につながり、この問題が高温血漿になることを引き起こします。イオン化および移動する血漿は、ダイナモ磁気水力学的メカニズムを介して出現する強力な磁場の源となります。

ブラックホールが周囲の空間からすべてのほこりとガスを吸収すると、活性銀河核が大量の放射線を放出して停止し、通常の銀河になるようです。このモデルの確認は、乳白色の中央にあり、近くの銀河の他のブラックホールにある超マスティブなブラックホールのようです。これは、より多くの燃料が利用できるようになった初期の宇宙で、クエーサーがより一般的であるように見える理由をかなり良い方法で説明しています。

このモデルでは、同じソースと思われるさまざまな種類の銀河核の存在も説明しています。それらが異なるように見えるという事実は、これらのオブジェクトが観察される異なる角度や、ブラックホールの燃料として利用可能なガスとダストの量から生じます。

これらのオブジェクトの最終的な分類と観測された多様性の原因に関する多くのタイプのアクティブな銀河と、専門家の間での議論を区別しています。
現在、観測されたアクティブな銀河の特性は、視野角、輝度、無線体積の3つのパラメーターに決定的な程度に依存しているようです。これは、オブジェクトを統一しようとする多くの試みの大成功です。つまり、個々のアクティブ銀河の間に劇的な観察された違いがある理由を見つけることです。オブジェクトの分類は、これら3つのパラメーターのそれぞれに対して独立して実行されます。

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無線ボリューム [ 編集 | コードを編集します ]

アクティブな銀河の約10％は、ラジオ範囲で他の銀河よりも間違いなく明るいため、Cychy Radioと呼ばれています。無線ボリュームを記述する正式なパラメーターは、電波波範囲内の放射線ストリームの光範囲の放射線ストリームの比（色V）です。オブジェクトの非常に大きなサンプルでのこれらのパラメーターの値の分布の検査（White etal。2007）
銀河の約90％の無線量が0〜10（典型的な値は約2）であり、その後、施設の10％が最大1000の円までほぼ均等な分布で到達する値を持っていることを示しています。

ブラザーズ（つまり、ラウドクエーサー、ラッテルチドと放射性乳房。また、セイファート銀河の一部、さらに正確にはNLS1サブクラスの一部は、ラジオラウド銀河（すなわち、大音量のクエーサーと骨格と放射性物質です。

放射性能薬は、無線放射を放出する施設の異種のグループです。それらのほとんどは大きな対称的なパッチを持っており、そこから無線放射の大部分が登場します。それらのいくつかは、核から出て葉に続いて、食事やジェット（最も有名なものの1つは、バージンクラスターの巨大なM87銀河です）を持っています。これは、主に他のパラメーター（明るさと観測角）への依存性が原因であるため、オブジェクトの年齢も重要です。

観測角 – 広い排出系統の発生 [ 編集 | コードを編集します ]

ほとんどの活性銀河の放射スペクトルは、強力な放射系統の発生によって特徴付けられます。これらのラインの中で2つの基本的なタイプが区別されました：狭い排出ラインと広い排出ライン。一部のオブジェクトには、スペクトルに狭い線と幅の両方がありますが、一部のオブジェクトは狭い排出ラインのみが特徴付けます。これらの系統から来る活性核の領域は、広い排出系統の面積と狭い排出系統の面積と呼ばれます。ラインの拡大は輝くガスの動き（ドップラー効果）の結果であり、中央のブラックホールの重力場のガス速度はブラックホールに近づくほど、ガスが位置するため、広い排出ラインの面積は狭い排出ラインの面積よりもブラックホールに近づいています。当初、一部のオブジェクトに広範囲の排出系統がなかった理由はわかりませんでした。 Antonuccie and Miller（1985）の作品は、これが対称性の軸に対してオブジェクトを大きな角度で見たときの日常的な粉塵トーラスによる中央領域があいまいな結果であることを示したことでした。
したがって、観測角の観点から、オブジェクトを以下に分割します。

  • タイプ1オブジェクト（幅広い排出ラインとアクティブなtest丸の中央エリアの未払いのビュー）
  • タイプ2オブジェクト（広い排出ラインなし）。

タイプ1には、ほぼすべてのクエーサー、Seyferta Type 1銀河、および広い排出系統を備えた放射性ラージが含まれます。タイプ2には、いくつかのクエーサー、セイファータタイプ2の銀河、狭い放射系統を持つ放射性物質が含まれます。

おそらく、活動性の低い銀河の場合、広範囲の放射系統の欠如が粉塵を覆い隠すのではなく、内部領域にクールな降着ディスクがないため、この領域の実際の欠如から生じるタイプ2のオブジェクトがあります。現在、研究の主題です。

ラジオラウド施設では、狭い相対的に動くジェットが発生しているため、静かなラジオ施設よりも観測角がさらに重要です。非常に小さな角度で観察されるオブジェクトはブレザールです。

中央ブラックホールの質量に関連する明るさ（付加のペース） [ 編集 | コードを編集します ]

ブラックホールの質量に関連するアクティブな銀河の明確さも、降着の過程に決定的な影響を及ぼします。エディントンの明るさに対するオブジェクトの明るさの比は、落下物質の密度とその冷却に関連しています。この観点から、アクティブな銀河は3つのクラスに分けることができます。

  • 銀河は強くアクティブです – エディントンの明るさに対する透明度の比率について。1。このグループには、主にクエーサーといくつかのセイファート銀河（SO -CALLED NLS1）が含まれます。これらのオブジェクトでは、付着は基本的にクールな降着ディスクを介して発生します
  • 中程度のアクティブ銀河 – エディントンの明るさに対する明確さの比率については、約0.01。このグループには、Seyfertの銀河と放射性能薬の一部が含まれています。これらのオブジェクトにはクールな降着ディスクがありますが、ブラックホールのすぐ近くには拡張されていない可能性があります。ブラックホールのすぐ近くでは、ディスクが壊れ、光学的に薄い血漿が形成されます。
  • 銀河はあまり活動的ではありません -0.0001未満のエディントンの明るさに対する明確さの比率について。そのような施設では、このようなクールなディスクはまったく発生しない可能性があります。しかし、活動性の低い銀河の研究は、それらのtest丸の明るさが低く、銀河の星の放出から核の排出を分離するのが難しいため、観察するのは困難です。このクラスは、実際には、天の川などの非アクティブな銀河のクラスと間接的に組み合わされています。

歴史的に、オブジェクトは、エディントンの明快さと明確さの比率ではなく、親銀河、すなわちクエーサーと銀河を観察する可能性のために分割されていました。観察技術の進行がこの境界線を曖昧にしました（たとえば、ハッブルの宇宙望遠鏡は、3C 273を含む最も近いクエーサーの母銀河の観察を可能にしました）。一方、エディントンの明るさに対する明瞭度比に応じた分類は、総明るさと広範囲の放射スペクトル（光学およびx -ray）を決定するか、ブラックホールの質量を決定する必要があるため、より困難です。

1268、NGC 1375、NGC 2165、NGC 327、NGC 3783、NGC 4152、NGC 53009、NGC 7469、Missier 87

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