V astronomii , An aktivní galaxie je Galaxy ukrývající aktivní jádro (přesněji aktivní galaxie jádro , zkráceně NAG , nebo AGN po anglického termínu aktivní galaktické jádro ). Toto jádro je kompaktní oblast umístěná ve středu galaxie a jejíž svítivost je mnohem intenzivnější než obvykle alespoň v určité oblasti elektromagnetického spektra ( rádiové vlny , infračervené záření , viditelné světlo , ultrafialové záření , rentgenové záření a / nebo gama paprsky ), s vlastnostmi, které ukazují, že tato silná svítivost není hvězdného původu. Záření z NAG by teoreticky výsledkem narůstání pomocí černé díry umístěn ve středu hostitelské galaxie. NAG jsou nejjasnějším spojitým zdrojem elektromagnetického záření ve vesmíru a jako takové umožňují detekci vzdálených objektů; jejich vývoj jako funkce kosmického času také vytváří omezení na kosmologických modelech .
Po dlouhou dobu Tvrdilo se, že NAG by měly být napájeny narůstáním kolem masivních černých děr (v rozsahu od 10 6 do 10 10 hmotností Slunce ). NAG jsou kompaktní a extrémně jasné po dlouhou dobu: narůstání může potenciálně způsobit efektivní přeměnu potenciální a kinetické energie ; obrovské černé díry mají vysoký Eddingtonův limit , což může vysvětlovat trvalou stránku takového jasu jádra. Předpokládá se, že supermasivní černé díry neexistují systematicky ve středu hmotné galaxie: hmotnost černé díry úzce koreluje s rozptylem rychlostí nebo jasem galaktické baňky . Charakteristiky NAG jsou tedy pozorovány, kdykoli se určité množství hmoty blíží sféře vlivu centrální černé díry.
Ve standardním modelu NAG tvoří studené materiály umístěné v blízkosti centrální černé díry akreční disk . Spektrum očekávané pro akreční disk supermasivní černé díry ukazuje vrchol v ultrafialovém a viditelném světle ; kromě toho se nad akrečním diskem tvoří korona horkého materiálu a může způsobit zpětný rozptyl Comptonu větší než energie rentgenového záření. Záření z akrečního disku vzrušuje studené atomové materiály poblíž díry. černá. Velká část primárního výstupu NAG může být zakryta prachem nebo plynem poblíž akrečního disku. Ty absorbují záření a znovu ho vysílají na jiné vlnové délky , nejčastěji ve formě infračerveného záření .
Některé akreční disky vytvářejí trysky , dvojici extrémně rychlých „paprsků“ materiálu, které se objevují v blízkosti disku (směr paprsku lze určit buď momentem hybnosti osy disku nebo osou otáčení černé díry) . Mechanismy výroby paprsků a jejich složení v malém měřítku jsou stále špatně pochopeny, protože pozorování nemohou rozlišovat variace mezi různými teoretickými modely. Jsou viditelné zejména v oblasti rádiových vln ; interferometrii s velmi dlouhou základní linií lze použít ke studiu záření, které emitují na vzdálenosti menší než parsec . Jsou však viditelné na všech vlnových délkách , od rádiových vln po paprsky gama , zejména díky zpětnému rozptylu Comptonu . NAG produkující tryskáče tak mají druhý (potenciální) zdroj nepřetržitých emisí.
Nakonec je důležité mít na paměti, že existuje „radiačně neefektivní“ kategorie řešení rovnic týkajících se narůstání. Nejznámější z nich je narůstání, kterému dominuje tok advekce . U tohoto typu narůstání hmota podstupující narůstání netvoří tenký kotouč, a proto neodvádí energii, kterou získala při pohybu v blízkosti černé díry. Existence tohoto typu narůstání by mohla vysvětlit nedostatek síly záření vyzařovaného supermasivní černou dírou umístěnou ve středu určitých eliptických galaxií . Jinak by se dalo očekávat, že vysoké míry narůstání budou odpovídat vysokým světelnostem. Radiačně neefektivní NAG by také mohly vysvětlit nedostatek mnoha dalších charakteristik u některých NAG vybavených akrečním diskem.
Pro NAG neexistuje žádný jedinečný pozorovací podpis. Níže uvedený seznam spojuje některé důležité prvky, které umožnily identifikaci systémů jako NAG.
Aktivní jádra galaxií jsou obecně rozdělena do dvou tříd: radio-silent ( radio-tichý v angličtině) a radio-noisants ( radio-hlasitý v angličtině). V objektech druhé kategorie trysky a laloky, které nafukují, do značné míry přispívají k světelnosti galaxie, přinejmenším v rádiové doméně. Rádiově tiché objekty jsou jednodušší, protože trysky a podkladové emise lze zanedbávat.
Sjednocené modely NAG seskupují 2 nebo více tříd objektů na základě tradičních pozorovacích klasifikací tím, že navrhují, aby skutečně existoval jeden typ fyzického objektu pozorovaný za různých podmínek. Nejoblíbenějšími sjednocenými modely jsou doposud „modely založené na orientaci“. Z toho vyplývá, že zjevné rozdíly mezi těmito typy objektů jsou jednoduše způsobeny odlišnou orientací vzhledem k zornému poli pozorovatele.
Při nízké svítivosti jsou objekty, které je třeba sjednotit, Seyfertovy galaxie. Sjednocené modely navrhují, aby Seyfert 1 byl pozorován s přímým pohledem na aktivní jádro; jak vidíme jádro Seyfertu 2 skrz zakrývající struktury, které mění emisní čáry, které pozorujeme na Zemi. Základní myšlenkou akrečních modelů závislých na orientaci je, že dva objekty, které zjevně patří do různých kategorií, mohou patřit do stejné, jsou-li pozorovány různými zornými úhly. Standardní obraz sestává z torusu neprůhledného materiálu obklopujícího akreční disk. Musí být dostatečně tlustý, aby skryl široké čáry, ale dostatečně tenký, aby umožnil průchod úzkých čar, které jsou pozorovány v obou třídách objektů. Takový torus byl poprvé pozorován kolem aktivního jádra galaxie Cygnus A ; jeho průměr by byl 528 ks a jeho výška 286 ks . Seyfert 2 je vidět skrz tento torus. Na vnější straně tohoto torusu jsou materiály schopné odklonit část jaderných emisí směrem k naší přímce, což nám umožňuje pozorovat určité emise rentgenových paprsků a viditelného světla, a v některých případech paprsků světla. “Široké vysílání - ty jsou pak silně polarizovány, což ukazuje, že byly odkloněny, a dokazují, že některé Seyfert 2 ve skutečnosti „obsahují“ skrytý Seyfert 1. Infračervená pozorování tuto teorii podporují.
Při silnější svítivosti nahrazují kvasary místo Seyferta 1, ale odpovídající „kvasary 2“ jsou dosud hypotetické. Pokud nemají odchylující se složku Seyfert 2, bude obtížné je detekovat, kromě jejich jemných linií a silných rentgenových paprsků.
Historicky se práce na sjednocování radiofrekvenčních objektů soustředila na velmi jasné radio-hlučné kvasary. Ty mohou být spojeny svými úzkými emisními linkami analogickým způsobem jako sjednocení Seyferta 1 a 2 (ale bez komplikací reflektorové složky: radiogalaxie emitující úzké linie nevykazují žádné kontinuální jaderné emise ani žádný odražený rentgenový tok, ačkoli občas vyzařují polarizované široké čáry). Rozsáhlé rádiové struktury těchto objektů poskytly důkaz, že modely sjednocení založené na orientaci jsou pravdivé. Důkazy poskytnuté rentgenovými pozorováními, pokud jsou k dispozici, podporují tezi sjednocení: rádiové galaxie ukazují důkazy o zatemnění torusem hmoty, zatímco kvasary ne. Je však třeba dbát na to, aby hlučné objekty měly i součást týkající se malých paprsků, proto je nutné uchýlit se k vysokému rozlišení, aby bylo možné ve velkém měřítku oddělit tepelné emise od horkých plynů. Při malém úhlu k přímce pohledu dominují tryskám obraz a můžeme vidět některé odrůdy blazaru.
Většina radiogalaxií jsou však slabé a slabě vzrušené objekty. Ty nepředstavují silné linie optických emisí jaderného původu - ať už úzké nebo široké -, mají v optice spojitou čáru, která je zcela relativní k paprsku, a jejich emise v paprskech X také pocházejí ze samotného paprsku. Tyto objekty nelze sjednotit s kvasary, i když obsahují velmi jasné objekty v rádiové doméně, protože torus nikdy nebude schopen maskovat oblast úzkých čar v požadovaném rozsahu a také proto, že infračervené studie ukazují, že „nemají skrytá jaderná složka. Ve skutečnosti neexistuje absolutně žádný důkaz o existenci torusu v těchto objektech. Proto velmi pravděpodobně tvoří samostatnou třídu, ve které se počítají pouze emise související s tryskami. V malých úhlech přímky budou vypadat jako objekty BL Lac.
Aktivní galaxie po dlouhou dobu držely rekord v největším rudém posunu díky své vysoké svítivosti (jak v optice, tak v rádiových vlnách): stále mají svoji roli při studiu počátků vesmíru . Nyní však víme, že NAG neodmyslitelně poskytují velmi zaujatý obraz „typické“ galaxie s vysokým červeným posuvem.
Studie vývoje populací NAG je zajímavější. Zdá se, že většina tříd světelných NAG (radio-silent and radio-noisy) byla v mladém vesmíru mnohem početnější. To naznačuje, že masivní černé díry se formovaly relativně brzy a že podmínky pro vznik světelných NAG byly v raných dobách vesmíru snadněji dostupné - například ve středu galaxií bylo mnohem více studeného plynu, než vůbec žádný Nyní. To také znamená, že velké množství objektů, které byly světelnými kvasary, je mnohem méně nebo dokonce téměř temné. Vývoj populací NAG při slabém osvětlení je mnohem méně omezený kvůli obtížnosti detekce a pozorování těchto objektů při vysokých rudých posuvech.