Ενεργός Γαλαξίας

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Η εικόνα του ΔΤΧ ενός μακριού πίδακα μήκους 5000 ετών φωτός που εκτοξεύεται από το κέντρο του ενεργού γαλαξία Μεσιέ 87. Η μπλε ακτινοβολία σύγχροτρον του πίδακα δημιουργεί έντονη αντίθεση με το κίτρινο χρώμα των άστρων του γαλαξία.

Οι ενεργοί γαλαξίες, ή, σωστότερα, Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες (ΕΓΠ, στη διεθνή βιβλιογραφία Active Galactic Nuclei-AGN), είναι αστροφυσικά αντικείμενα τα οποία συνδέονται με τα κέντρα γαλαξιών στα οποία παρατηρούνται φαινόμενα μη αστρικής προέλευσης. Έχουν μικρό μέγεθος και μεγάλη φωτεινότητα σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, από τα ραδιοκύματα μέχρι τις ακτίνες γ. Οι γαλαξίες που φιλοξενούν ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες ονομάζονται ενεργοί γαλαξίες. Πιστεύεται ότι οι ΕΓΠ είναι προϊόν της συσσώρευσης μάζας γύρω από μία υπέρμαζη μαύρη τρύπα.

Τα κυριότερα χαρακτηριστικά των ΕΓΠ είναι τα εξής:

  • ασυνήθιστα υψηλές λαμπρότητες[1] (L~1042-1048erg/s), οι οποίες σε κάποιες περιπτώσεις φτάνουν μέχρι και 104 φορές τη λαμπρότητα ενός τυπικού γαλαξία (~1044erg/s, που αντιστοιχεί σε εκατό δισεκατομμύρια περίπου ηλιακές λαμπρότητες) και οι οποίες προέρχονται από πολύ μικρές περιοχές (σε σχέση με τους γαλαξίες που τους φιλοξενούν)
  • μη θερμικό συνεχές φάσμα το οποίο εκτείνεται σε πολλές τάξεις μεγέθους της συχνότητας, συχνά από τα ραδιοκύματα μέχρι τις ακτίνες γ[2]
  • έντονες γραμμές εκπομπής στο οπτικό, το υπεριώδες και κάποιες φορές στις ακτίνες Χ, των οποίων η ροή αντιστοιχεί σε σημαντικό ποσοστό της συνεχούς ροής[3][4]
  • έντονη και ταχύτατη μεταβλητότητα σε όλο το φάσμα τους[5][6][7]
  • πίδακες σχετικιστικής ύλης[8][9][10][11][12]
  • υπερφωτεινή κίνηση[13]

Το ιστορικό της ανακάλυψης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πρώτος γαλαξίας που ανακαλύφθηκε ότι είναι ενεργός ήταν ο Μεσιέ 77, όποιος χαρακτηρήστηκε ως τέτοιος από τον Καρλ Σίφερτ το 1943.[14] Ο Μ77 αποτελεί τον πρότυπο ενεργό γαλαξία. Από την άλλη, τα πρώτα κβάζαρ παρατηρήθηκαν ραδιοτηλεσκοπικά την δεκαετία του 1950.[15][16] Το πρώτο κβάζαρ που φωτογραφήθηκε ήταν το 3C 48, το οποίο φαινόταν ως αστέρας 16ου μεγέθους.[17] Όμως, το αντικείμενο που υπέδειξε την αληθινή φύση των κβάζαρ ήταν το 3C 273, όταν ανακαλύφθηκαν από τον Schmidt οι γραμμές φάσματός του μετατοπισμένες έντονα προς το ερυθρό.[18]

Το μυστήριο της πηγής ενέργειας των ΕΓΠ κίνησε το ενδιαφέρον των αστρονόμων από τις αρχές της δεκαετίας του 60'. Η αρχική θεώρηση των ραδιογαλαξιών ως συγκρουόμενους γαλαξίες οδήγησε στην αναγνώριση των ΕΓΠ ως συμπαγείς περιοχές στις οποίες λαμβάνουν χώρα εξαιρετικά βίαια φαινόμενα. Μερικά από τα πρώτα μοντέλα που προτάθηκαν ως πιθανές πηγές ενέργειας για τους ΕΓΠ είναι τα εξής:

Τα μοντέλα της πρώτης κατηγορίας που αναφέρονται παραπάνω βασίζονται σε αστρικούς μηχανισμούς παραγωγής ενέργειας, ήτοι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης.

Το πρώτο μοντέλο που που εισήγαγε την έννοια ενός μοναδικού αντικειμένου ως πηγή θερμοπυρηνικής και βαρυτικής ενέργειας στους ενεργούς γαλαξίες ήταν εκείνο των Hoyle και Fowler το 1963,[23][24] σύμφωνα με το οποίο ένα υπερμαζικό άστρο μάζας ~ 108 ηλιακών μαζών είναι σε θέση να εξηγήσει τις φαρδιές γραμμές εκπομπής των γαλαξιών τύπου Σίφερτ. Οι ίδιοι συγγραφείς πρότειναν επίσης ότι ένα τοροειδές μαγνητικό πεδίο γύρω από τον υπερμαζικό αστέρα θα μπορούσε να αποθηκεύσει αρκετή ενέργεια ώστε να οδηγήσει σε εκρήξεις και πίδακες σχετικιστικής ύλης όπως στον Μεσιέ 87.

Οι πρώτοι που πρότειναν την σημερινά αποδεκτή ιδέα των δίσκων προσαύξησης γύρω από υπερμαζικές μελανές οπές ήταν οι Salpeter[25] και Zeldovich το 1964. Σύμφωνα με το μοντέλο ενός δίσκου προσαύξησης γύρω από μία μη περιστρεφόμενη μελανή οπή, η συνολική βαρυτική ενέργεια ανά μονάδα μάζας που απελευθερώνεται ισούται με 0.057c2, αρκετή για να εξηγήσει τα παρατηρούμενα ποσά εκλυόμενης ενέργειας σε έναν λαμπρό ΕΓΠ. Ο Salpeter στο άρθρο του αναφέρει επίσης ότι η διαδικασία της προσαύξησης πιθανώς να οφείλεται σε τυρβώδη φαινόμενα.

Ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας στους ΕΓΠ πιστεύεται πλέον ότι οφείλεται στην απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από υλικό (σκόνη, αέριο) που δημιουργεί ένα δίσκο (ο λεγόμενος δίσκος προσαύξησης) και στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης μαύρης τρύπας μάζας 106-1010 ηλιακών μαζών ή παραπάνω.

Είδη ενεργών γαλαξιακών πυρήνων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Agn diagram.jpg

Η κατηγοριοποίηση των ΕΓΠ γίνεται με βάση δύο κυρίως χαρακτηριστικά: το αν παρουσιάζουν έντονη ραδιοεκπομπή και το αν και με ποια ένταση παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής. Οι ΕΓΠ που παρουσιάζουν έντονη ραδιοεκπομπή αναφέρονται διεθνώς ως radio-loud, δηλαδή ραδιοϊσχυροί, ενώ στην αντίθετη περίπτωση αναφέρονται ως radio-quiet ή ραδιοασθενείς. Αυτή η κατηγοριοποίηση παρουσιάζεται στο διπλανό διάγραμμα ως κάθετη ταξινόμηση. Οι ΕΓΠ τώρα αναφέρονται ως Τύπου 1 αν παρουσιάζουν πλατιές γραμμές εκπομπής, ως Τύπου 2 αν εμφανίζουν στενές γραμμές εκπομπής και ως Τύπου 0 αν εμφανίζουν ασθενείς ή καθόλου γραμμές εκπομπής. Η κατηγοριοποίηση αυτή παρουσιάζεται ως οριζόντια ταξινόμηση στο ίδιο διάγραμμα. Η κατηγοριοποίηση σε ραδιοϊσχυρούς και ραδιοασθενείς δεν είναι απόλυτη, και έχει να κάνει με το αν η λαμπρότητα του ΕΓΠ στα ραδιοκύματα είναι συγκρίσιμη με τη λαμπρότητά του στο ορατό. ΕΓΠ των οποίων η λαμπρότητα στα ραδιοκύματα είναι 3-4 τάξεις μεγέθους από τη λαμπρότητα στο ορατό κατατάσσονται ως ραδιοασθενείς, διαφορετικά θεωρούνται ραδιοϊσχυροί. Ένα ποσοστό 10-15% των ΕΓΠ είναι ραδιοϊσχυροί.

Ραδιοασθενείς ΕΓΠ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Χαμηλού ιονισμού πυρηνικές γραμμων εκπομπής περιοχές, οι οποίοι όπως λέει το όνομα παρουσιάζουν μόνο ασθενείς πυρηνικές γραμμών εκπομπής περιοχές και κανένα άλλο χαρακτηριστικών ΕΓΠ. Είναι αμφίβολο το κατά πόσο είνα ΕΓΠ.
  • Γαλαξίες Σίφερτ που είναι η πρώτη τάξη ΕΓΠ που αναγνωρίστηκε.
  • Ραδιοήσυχοι quasars που ονομάζονται QSO. Το ακρώνυμο προέρχεται από τη φράση Quasi Stellar Objects, δηλαδή Ημι-Αστρικά Αντικείμενα, επειδή τα αντικείμενα αυτά παρουσιάζονται στον ουρανό ως σημεία, δηλαδή σαν άστρα. Αυτό σημαίνει ότι στις περισσότερες περιπτώσεις δεν μπορούμε να διακρίνουμε τον γαλαξία που τα περικλείει, διότι είναι πολύ μακρινά αντικείμενα και ο ΕΓΠ είναι πολύ λαμπρός, με αποτέλεσμα η ακτινοβολία του πυρήνα να υπερισχύει δραματικά της οποιασδήποτε ακτινοβολίας την οποία εκπέμπει ο γαλαξίας στον οποίο ανήκει ο πυρήνας. Οι γαλαξίες Σίφερτ, αντίθετα, είναι αρκετά κοντά μας ώστε να μπορούμε να διακρίνουμε τον γαλαξία γύρω από τον ενεργό πυρήνα. Σε αυτό βοηθάει και το γεγονός ότι οι κοντινοί ΕΓΠ είναι συνήθως ασθενέστεροι από τους μακρινούς quasars, οι οποίοι βρίσκονται μακριά σε κοσμικό χρόνο.

Ραδιοϊσχυροί ΕΓΠ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Όπως βλέπουμε και στο διάγραμμα, οι ραδιοϊσχυροί ΕΓΠ περιλαμβάνουν περισσότερα είδη, παρόλο που αποτελούν την πληθυσμιακή μειοψηφία των ΕΓΠ. Αυτό συμβαίνει επειδή αυτοί οι γαλαξίες έχουν έναν ή δύο πίδακες, μέσω των οποίων εκτοξεύουν υλικό από τις κεντρικές περιοχές τους στο διαγαλαξιακό χώρο. Οι πίδακες δημιουργούν ποικίλα φαινόμενα, όπως για παράδειγμα τους ραδιολοβούς, οι οποίοι γεμίζουν με υλικό που μεταφέρεται εκεί από τους πίδακες και ακτινοβολούν μέσω της διαδικασίας σύγχροτρον στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Τέτοιοι ΕΓΠ είναι:

  • Ραδιοϊσχυρά κβάζαρ, τα οποία συμπεριφέρονται όπως τα ραδιοασθενοί quasar, αλλά παρουσιάζουν και ένα πίδακα υλικών
  • Μπλέιζαρ που ξεχωρίζει από την γρήγορη αλλαγή στην εκπομπή πολωμένου φωτός, ραδιοκυματών και ακτίνων Χ.
  • Ραδιογαλαξίες, οι οποίοι παρουσιάζουν πυρηνική και εκτεταμένη εκπομπή ραδιοκυμάτων. Τα υπόλοιπα χαρακτηριστικά του είναι ετερογενή.

Φάσμα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μία από τις πρώτες ενδείξεις για την μη αστρική προέλευση των φαινομένων που σχετίζονται με τους ΕΓΠ προήλθε από τα τυπικά φάσματα αυτών. Σε αντίθεση με τα φάσματα των «φυσιολογικών» γαλαξιών,[26] τα φάσματα των ΕΓΠ είναι συνεχή, μη θερμικής προέλευσης, και σε ορισμένες περιπτώσεις εκτείνονται και επτά τάξεις μεγέθους συχνοτήτων.[27][28] Επιπροσθέτως, τα φάσματα των ΕΓΠ παρουσιάζουν, σε αρκετές περιπτώσεις, έντονες γραμμές εκπομπής.[3]

Σύμφωνα με το μοντέλο των λεπτών δίσκων προσαύξησης, το αναμενόμενο φάσμα ενός ΕΓΠ θα πρέπει να κορυφώνεται στα μπλε-υπεριώδη μήκη κύματος (το λεγόμενο Big Blue Bump[29]). Παρ' όλα αυτά, τα τυπικά φάσματα ιδιαίτερα των κβάζαρ δείχνουν ότι υπάρχει σημαντική συνεισφορά στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος, στο υπέρυθρο, στις ακτίνες-Χ και σε ορισμένες περιπτώσεις ακόμα και στις ακτίνες γ. Αν και δεν υπάρχει ακόμα ικανοποιητική εξήγηση όσον αφορά τις πηγές που προκαλούν την παρατηρούμενη συνεισφορά στις προαναφερθείσες περιοχές του φάσματος, υπάρχουν διάφορα μοντέλα που επιχειρούν να εξηγήσουν τα φάσματα των ΕΓΠ.

Συνεχές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το συνεχές φάσμα των ΕΓΠ κυριαρχείται από ένα μεγάλο μέρος του φάσματος, τυπικά από τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος μέχρι τις ακτίνες-Χ. Τα ακριβή χαρακτηριστικά του φάσματος κάθε ΕΓΠ εξαρτάται από το είδος του.[27]

  • Υπέρυθρα μήκη κύματος: Όπως και στους κανονικούς γαλαξίες, η πηγή των υπέρυθρων μηκών κύματος πιστεύεται ότι είναι η διάχυτη σκόνη που περιβάλλει τους ΕΓΠ. Συγκεκριμένα, η σκόνη πιστεύεται ότι απορροφά την ακτινοβολία που παράγει ο δίσκος και την επανακτινοβολεί στην περιοχή του υπέρυθρου.

Γραμμές εκπομπής[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η πρώτη συστηματική μελέτη των παραμέτρων των περιοχών από τις οποίες προέρχονται λεπτές γραμμές εκπομπής στα αντικείμενα αυτά έγινε από τον Woltjer το 1959.[34] Στη σχετική του δημοσίευση, ο Woltjer χρησιμοποίησε τα δεδομένα για τις απαγορευμένες γραμμές [SΙΙ] και [OΙΙΙ] σε γαλαξίες Σίφερτ και υπολόγισε ότι η αριθμητική πυκνότητα ηλεκτρονίων και η θερμοκρασία στις περιοχές από τις οποίες προέρχονται τα δεδομένα είναι ≈ 104 cm−3 και ≈ 20,000 Κ αντίστοιχα. Κατέληξε επίσης στο συμπέρασμα ότι η φυσική διάμετρος των περιοχών από όπου προέρχονται οι γραμμές εκπομπής στους γαλαξίες που μελέτησε είναι της τάξης των 100 pc ή λιγότερο.

Στην ίδια δημοσίευση, ο Woltjer πρότεινε ότι οι φαρδιές γραμμές εκπομπής που παρατηρούνται στους γαλαξίες τύπου Σίφερτ προέρχονται από μία διαφορετική περιοχή, στην οποία [βαρυτικά] δέσμιο αέριο περιστρέφεται με μεγάλες ταχύτητες (η περιστροφική κίνηση προκαλεί διαπλάτυνση μίας γραμμής εκπομπής λόγω του φαινομένου Ντόπλερ[35]).

Η κεντρική μηχανή[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε γενικές γραμμές, ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας στους ΕΓΠ πιστεύεται πλέον ότι οφείλεται στην απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από υλικό που περιστρέφεται γύρω από μία υπέρμαζη μελανή οπή και σχηματίζει έναν δίσκο προσαύξηση. Το υλικό αυτό στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης μελανής οπής (μάζας 106-1010 ηλιακών μαζών) λόγω κάποιου μηχανισμού που αποσπά στροφορμή από αυτό (ο ακριβής φύση του οποίου δεν είναι ακόμα πλήρως γνωστή). Η διαδικασία αυτή θερμαίνει σταδιακά το δίσκο όσο πλησιάζουμε προς το κέντρο, με αποτέλεσμα εκείνος να ακτινοβολεί.

Το παραπάνω μοντέλο έχει υποστηριχθεί από τα τέλη του 60' και αποτελεί το λεγόμενo καθιερωμένο μοντέλο των ΕΓΠ.[36]

Μέγεθος[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σταδιακή αύξηση της φωτεινότητας μίας σφαίρας ως προς παρατηρητή Ο. Η ακτίνα της σφαίρας είναι R, ενώ η απόσταση της επιφάνειας της σφαίρας από τον παρατηρητή στο σημείο Ο είναι l2.

Ένας τρόπος να εκτιμηθεί το μέγεθος ενός τυπικού ΕΓΠ είναι μέσω ενός απλού γεωμετρικού επιχειρήματος (δείτε για παράδειγμα το βιβλίο των Carroll & Ostlie σελ. 1109-1110). Γνωρίζοντας ότι πολλά Κβάζαρ (όπως ο 3C 273) εμφανίζουν μεταβολές στο οπτικό/υπεριώδες μέρος του φάσματός τους της τάξης του ~ 30% σε χρονικά διαστήματα τυπικά της τάξης των μερικών ημερών, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι στην μεταβολή αυτή θα πρέπει να έχει λάβει μέρος το σύνολο της πηγής.

Υποθέτοντας ότι η πηγή είναι σφαιρική και ότι μία δεδομένη χρονική στιγμή (ως προς το σύστημα αναφοράς της πηγής) λαμβάνει χώρα ένα φαινόμενο ταυτόχρονα σε όλη της την έκταση με αποτέλεσμα να παρατηρηθεί μία δραστική αλλαγή στο φάσμα της, τότε λόγω της πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός η «πληροφορία» της αλλαγής που θα μετρήσει ένας παρατηρητή σε ένα σημείο Ο πάνω στη Γη θα έχει κάποια καθυστέρηση μεταξύ του σημείου της πηγής που βρίσκεται πλησιέστερα στον παρατηρητή και οποιουδήποτε άλλου σημείου στην επιφάνειά της. Πράγματι, στα φάσματα των κβάζαρ οι αλλαγές που παρατηρούνται είναι σταδιακές και όχι απότομες.

Αν ℓ1 και ℓ2 οι αποστάσεις των σημείων της πηγής που βρίσκονται μακρύτερα και πλησιέστερα στον παρατηρητή Ο (δείτε το σχετικό σχήμα στα δεξιά), τότε από βασικές τριγωνομετρικές σχέσεις ισχύει ότι:

 \cos{\theta}=\frac{\ell_2+R}{\ell_1}

Αν το αντικείμενο βρίσκεται πολύ μακριά από τον παρατηρητή, τότε η γωνία θ είναι μικρή και ισχύει κατά προσέγγιση ότι cosθ ≈ 1. Συνεπώς,

 \Delta\ell\approx R

όπου Δℓ=ℓ1-ℓ2. Αν λοιπόν ξεκινήσει ένα φωτεινό σήμα από το σημείο που βρίσκεται σε απόσταση ℓ2 από τον παρατηρητή Ο και φτάσει σε αυτόν τη χρονική στιγμή t, τότε το φωτεινό σήμα που βρίσκεται σε απόσταση ℓ1=ℓ2+Δℓ από τον ίδιο παρατηρητή θα φτάσει σε εκείνον τη χρονική στιγμή t+Δt, όπου

 \Delta t=\frac{\Delta\ell}{c}\approx \frac{R}{c}

και c η ταχύτητα του φωτός. Όμως, στην περίπτωση μίας παρατηρούμενης μεταβολής στο φάσμα ενός ΕΓΠ το χρονικό διάστημα Δt θα αντιστοιχεί στο χρονικό διάστημα που διαρκεί η παρατηρούμενη αυτή μεταβολή. Θεωρώντας ότι η σχετική ταχύτητα μεταξύ του παρατηρητή Ο και της πηγής είναι πολύ μικρότερη από την ταχύτητα του φωτός, η παραπάνω σχέση μπορεί να λυθεί ως προς την ακτίνα R της πηγής για ένα τυπικό χρονικό διάστημα Δt ~ 1 ημέρα. Το αποτέλεσμα στο οποίο καταλήγει κανείς για το μέγεθος της πηγής είναι ότι

 R\lesssim 10^{13}\textrm{cm}\simeq 100\ \textrm{AU}

Το μέγεθος αυτό αντιστοιχεί σε 2.5 φορές περίπου τη μέση απόσταση μεταξύ του Ήλιου και του Πλούτωνα. Μία τέτοια μικροσκοπική περιοχή (σε σχέση με έναν ολόκληρο γαλαξία) είναι ισχυρή ένδειξη ότι τα φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ δεν μπορούν να οφείλονται σε αστρικά φαινόμενα, καθώς το τεράστιο πλήθος των άστρων που απαιτούνται για την εξήγηση των εκλυόμενων ποσοτήτων ενέργειας στους ΕΓΠ δεν μπορεί να δημιουργήσει ένα σταθερό βαρυτικά δέσμιο σύστημα.

Μάζα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υπάρχουν πολλά επιχειρήματα βασισμένα σε πειραματικά δεδομένα τα οποία είναι σε θέση να εκτιμήσουν τις τυπικά αναμενόμενες μάζες των ΕΓΠ. Ορισμένα από τα βασικότερα επιχειρήματα αναφέρονται παρακάτω.

α) Λαμπρότητα

Η τυπική λαμπρότητα ενός ΕΓΠ είναι της τάξης του 1045 erg/s. Υποθέτοντας ότι έχουμε σφαιρική πρόσπτωση υλικού στη μηχανή που παράγει την παρατηρούμενη ενέργεια του ΕΓΠ, τότε η μέγιστη δυνατή τιμή της λαμπρότητας ισούται με την λαμπρότητα Έντιγκτον, η οποία εξαρτάται μόνο από τη μάζα M του κεντρικού αντικειμένου:

 \begin{align} L_{\textrm{Edd}}\simeq 1.5\times10^{38}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)\ \textrm{erg}/\textrm{s} \end{align}

Αφού λοιπόν η μετρούμενη συνολική λαμπρότητα του ΕΓΠ πρέπει να είναι πάντα μικρότερη (ή ίση) με τη λαμπρότητα Έντιγκτον,

 L\le L_{\textrm{Edd}} \Rightarrow M\gtrsim\frac{L(\textrm{erg}/\textrm{s})}{1.5\times10^{38}}\ M_{\odot}

Η παραπάνω σχέση θέτει ένα κάτω όριο για τη μάζα ενός ΕΓΠ δεδομένης λαμπρότητας. Αντικαθιστώντας μία τιμή για τη λαμπρότητα ~ 1045 erg/s,

 M\gtrsim 6.7\times10^{6}M_{\odot}

Το αποτέλεσμα αυτό, σε συνδυασμό με το εμπειρικά διαπιστωμένο γεγονός ότι τα φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ λαμβάνουν χώρα σε εξαιρετικά μικρές περιοχές αποτελεί μία ακόμη ισχυρή ένδειξη υπέρ της υπόθεσης ότι οι πραγματικές μηχανές πίσω από τους ΕΓΠ είναι υπέρμαζες μαύρες τρύπες.

β) Φαρδιές γραμμές εκπομπής

Η συμμετρική διαπλάτυνση μίας γραμμής εκπομπής είναι ένδειξη κυκλικής κίνησης αερίου. Συγκεκριμένα, λόγω του φαινομένου Ντόπλερ, όσο πιο μεγάλη είναι η ταχύτητα του αερίου, τόσο πιο φαρδιές είναι η γραμμές εκπομπής του.

Αν Μ η μάζα της κεντρικής πηγής και m η μάζα ενός τμήματος του αερίου που εκτελεί κυκλική τροχιά γύρω από το κεντρικό αντικείμενο με ταχύτητα v σε απόσταση r από αυτό, τότε η βαρυτική δύναμη του κεντρικού αντικειμένου λειτουργεί ως κεντρομόλος δύναμη. Συνεπώς,

 M=\frac{rv^2}{G}

Για μία τυπική ταχύτητα αερίου ~ 5,000 km/s που περιστρέφεται γύρω από το κεντρικό αντικείμενο σε μία απόσταση ~ 1015 m (περίπου 100 φορές η ακτίνα της πηγής όπως αυτή είχε εκτιμηθεί προηγουμένως), ο προηγούμενος τύπος είναι σε θέση να εκτιμήσει τη μάζα του κεντρικού αντικειμένου. Αντικαθιστώντας,

 M\sim 2\times10^{8}M_{\odot}

που βρίσκεται σε συμφωνία με το κάτω όριο που είχε εκτιμηθεί για τις μάζες των ΕΓΠ προηγουμένως.

Δίσκος προσαύξησης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δίσκος γύρω από μαύρη τρύπα στο κέντρο του ραδιογαλαξία NGC 4261. Εικόνα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ.

Οι δίσκοι προσαύξησης είναι ιδιαίτερα δημοφιλή μοντέλα στην αστροφυσική υψηλών ενεργειών, αν και οι λεπτομέρειες της ακριβούς δομής και των τοπικών δυναμικών φαινομένων που λαμβάνουν χώρα σε αυτούς δεν μας είναι γνωστές. Οι δίσκοι προσαύξησης χρησιμοποιούνται συνήθως για να μοντελοποιήσουν υλικό (π.χ. σκόνη και αέριο) που εκτελεί διαφορική περιστροφή γύρω από ένα κεντρικό αντικείμενο μεγάλης μάζας, όπως ένας πρωτοαστέρας, ένας αστέρας νετρονίων ή μία μαύρη τρύπα.

Λαμπρότητα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Βάσει του καθιερωμένου μοντέλου των σταθερών, λεπτών δίσκων προσαύξησης[37] για ένα κεντρικό αντικείμενο μάζας Μ στο οποίο προσπίπτει μάζα με σταθερό ρυθμό Ṁ, προκύπτει ότι η συνολική (αλλιώς γνωστή και ως βολομετρική, από τον αγγλικό όρο bolometric) λαμπρότητα του δίσκου ισούται με

 \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{GM\dot{M}}{2R_{\textrm{in}}} \end{align}

όπου Rin η εσωτερική ακτίνα του δίσκου.[37] Σύμφωνα με τα αποτελέσματα μίας πρόσφατης εργασίας, φαίνεται πως ένα καλό μέτρο της ολικής λαμπρότητας ενός ΕΓΠ είναι η αντίστοιχη λαμπρότητα της λεπτής γραμμής Ηα του υδρογόνου.[38] Η σημασία της εμπειρικής αυτής διαπίστωσης είναι μεγάλη, καθώς υπάρχει σημαντικό δείγμα γαλαξιών με γνωστές λαμπρότητες στην εν λόγω γραμμή του υδρογόνου από τη βάση δεδομένων της Ουράνιας Επισκόπησης του Πάλομαρ (Palomar Sky Survey).

Αν το κεντρικό αντικείμενο είναι μία μαύρη τρύπα, τότε από την Γενική θεωρία της Σχετικότητας είναι γνωστό ότι η λεγόμενη «τελευταία σταθερή τροχιά» ενός αντικειμένου γύρω από μία μαύρη τρύπα ισούται με τρεις φορές την ακτίνα Σβάρτσιλντ της. Αντικαθιστώντας όπου Rin το τριπλάσιο της έκφρασης της ακτίνας Σβάρτσιλντ μαύρης τρύπας μάζας Μ στην παραπάνω σχέση προκύπτει ότι

 \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{1}{12}\dot{M}c^2 \end{align}

Το παραπάνω αποτέλεσμα έχει ιδιαίτερη σημασία, καθώς μας πληροφορεί ότι η αποδοτικότητα του μηχανισμού μετατροπής μάζας σε ενέργεια των δίσκων προσαύξησης σε μαύρες τρύπες είναι της τάξης του 1/12 ≈ 0.10. Με άλλα λόγια, το 10% περίπου μάζας που προσπίπτει στη μαύρη τρύπα απελευθερώνεται υπό τη μορφή βαρυτικής ενέργειας η οποία στη συνέχεια ακτινοβολείται από το δίσκο. Ο μηχανισμός αυτός είναι εξαιρετικά αποδοτικός σε σχέση με τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στα κέντρα αστέρων, οι οποίες είναι της τάξης του 0.7% (για την αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου). Η παρατήρηση αυτή καθιέρωσε από νωρίς τις υπέρμαζες μαύρες τρύπες ως πιθανή εναλλακτική λύση στα διάφορα αστρικά μοντέλα που είχαν προταθεί αρχικά για να εξηγήσουν τα ιδιαίτερα και εξωτικά χαρακτηριστικά των ΕΓΠ.

Θερμοκρασία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το μοντέλο των λεπτών δίσκων προσαύξησης μας δίνει επίσης τη δυνατότητα να υπολογίσουμε τη θερμοκρασία του δίσκου σε δεδομένη απόσταση R από την κεντρική πηγή. Συγκεκριμένα, αποδεικνύεται ότι[37]

 \begin{align} T(R)=\left(\frac{3GM\dot{M}}{8\pi\sigma R^3}\right)^{1/4}\left[1-\left(\frac{R_{\textrm{in}}}{R}\right)^{1/2}\right]^{1/4} \end{align}

Γνωρίζοντας την ακτινική κατανομή της θερμοκρασίας του δίσκου και υπό την προϋπόθεση ότι ο δίσκος είναι οπτικά παχύς, είναι δυνατόν να υπολογισθεί το χαρακτηριστικό φάσμα του δίσκου.[37] Για τυπικούς ΕΓΠ, το φάσμα αυτό κορυφώνεται στο μπλε-υπεριώδες μέρος του φάσματος (το οποίο θεωρείται ότι αντιστοιχεί στο "big blue bump" που παρατηρείται στα φάσματα των ΕΓΠ).

Πίδακες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ένα από τα πιο ενδιαφέροντα φαινόμενα των ΕΓΠ είναι η παρουσία πιδάκων ύλης που εκτοξεύονται ευθύγραμμα από τα κέντρα των γαλαξιών που τους φιλοξενούν και έχουν μήκος χιλιάδων ετών φωτός.[9][12]

Ο ακριβής μηχανισμός παραγωγής των πιδάκων στους ΕΓΠ δεν είναι ακόμα γνωστός. Μερικά από πιο δημοφιλή προτεινόμενα μοντέλα είναι τα παρακάτω:

  • Η διαδικασία Blandford-Znajek.[39] Σύμφωνα με το μοντέλο αυτό, μία περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα συσφίγγει τα μαγνητικά πεδία του δίσκου προσαύξησης, με πιθανό αποτέλεσμα τα φορτισμένα σωματίδια του δίσκου να επιταχύνονται κατά μήκος των πυκνών γραμμών και να εκτοξεύονται σε σχετικιστικές ταχύτητες ακτινοβολώντας παράλληλα ακτινοβολία σύγχροτρον.
  • Ο μηχανισμός Penrose.[40] Ο μηχανισμός αυτός βασίζεται στο φαινόμενο Λένζε-Tίρρινγκ, ο οποίος αποσπά ενέργεια από μία περιστρεφόμενη μαύρη τρύπα. Η θεωρία αυτή αποδείχθηκε αργότερα ότι είναι ικανή να αποσπάσει ορμή και ενέργεια σχετικιστικών σωματιδίων,[41] και πιο μετά ότι αποτελεί ένα πιθανό μηχανισμό σχηματισμού πιδάκων.[42]

Και οι δύο παραπάνω μηχανισμοί έχουν ως κοινό στοιχείο ότι βασίζονται στην ερμηνεία μίας περιστρεφόμενης μαύρης τρύπας ως κύρια πηγή των πιδάκων, καθώς βάσει του καθιερωμένου μοντέλου των ΕΓΠ είναι αναμενόμενο ότι οι πίδακες είναι στενά συνδεδεμένοι με τις κεντρικές μηχανές των ΕΓΠ (οι οποίες πιστεύεται ότι είναι μελανές οπές) και τους δίσκους προσαύξησης που τις τροφοδοτούν.

Στατιστικές μελέτες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στην προσπάθεια διερεύνησης των θεμελιωδών φυσικών διεργασιών που λαμβάνουν χώρα στους ΕΓΠ έχουν διεξαχθεί διάφορες στατιστικές έρευνες με σκοπό την αναζήτηση συσχετισμών μεταξύ μετρούμενων ποσοτήτων. Οι κυριότερες παράμετροι που χρησιμοποιούνται σε τέτοιες μελέτες είναι οι λαμπρότητες των ΕΓΠ σε διάφορα μήκη κύματος (π.χ. ραδιοφωνικά μήκη κύματος, μέσο υπέρυθρο, οπτικά μήκη κύματος, μαλακές ακτίνες-Χ κτλ.) και οι μάζες των μαύρων τρυπών που πιστεύεται ότι βρίσκονται πίσω από τα εξωτικά φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ.

To «Θεμελιώδες Επίπεδο»[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μία από τις σημαντικότερες στατιστικές μελέτες που ανέδειξαν πολλές σημαντικές πτυχές των ΕΓΠ ήταν εκείνη των Merloni, Heinz & Di Matteo το 2003, οι οποίοι βρήκαν ότι το δείγμα ΕΓΠ που συνέλεξαν ικανοποιεί την παρακάτω σχέση:[43]

 \begin{align} \log{L_{\textrm{R}}}=\left(0.60^{+0.11}_{-0.11}\right)\log{L_{\textrm{X}}}+\left(0.78^{+0.11}_{-0.09}\right)\log{M_{\textrm{BH}}}+7.33^{+4.05}_{-4.07} \end{align}

όπου

  • LR είναι η λαμπρότητα στα 5 GHz σε μονάδες erg/s
  • LX είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες erg/s
  • MBH είναι η μάζα της μαύρης τρύπας κάθε ΕΓΠ σε μονάδες ηλιακών μαζών
  • log ο δεκαδικός λογάριθμος

Αν και ένας συσχετισμός μεταξύ ραδιοφωνικών μηκών κύματος και ακτίνων-Χ ήταν αναμενόμενος αν υπάρχει μία θεμελιώδης σχέση μεταξύ του δίσκου προσαύξησης και των πιδάκων που παρατηρούνται στα αντικείμενα αυτά,[43] εντούτοις το θεμελιώδες επίπεδο αποτελεί ένα αυστηρό ποσοτικό κριτήριο που θέτει περιορισμούς στα υπάρχοντα μοντέλα που επιχειρούν να εξηγήσουν τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ΕΓΠ.

Η εμπειρική σχέση των Merloni, Heinz & Di Matteo επιβεβαιώθηκε σε μία πρόσφατη εργασία των Gültekin et al. (2009), οι οποίοι χρησιμοποίησαν ένα μικρότερο δείγμα και δεδομένα για τις μάζες των μαύρων τρυπών που μετρήθηκαν με δυναμικές μεθόδους.[44]

Μαλακές ακτίνες-Χ, οπτικά μήκη κύματος και μάζες κεντρικών μηχανών[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το 2003 η ερευνητική ομάδα των Panessa et al. διερεύνησε τους συσχετισμούς μεταξύ της ακτινοβολίας στην περιοχή των μαλακών ακτίνων-Χ των κεντρικών περιοχών 47 κοντινών γαλαξιών τύπου Σίφερτ, στα οπτικά μήκη κύματος και της μάζας των κεντρικών περιοχών. Εκτελώντας στατιστική ανάλυση των δεδομένων του δείγματος, κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι υπάρχει συσχετισμός της μορφής[45]

 \begin{align} & \log{L_{\textrm{X}}}=(1.06\pm0.04)\log{L_{\textrm{H}\alpha}}+(-1.14\pm1.78) \\ & \log{L_{\textrm{X}}}=(1.22\pm0.06)\log{L_{[\textrm{OIII}]}}+(-7.34\pm2.53) \end{align}

όπου

  • LX είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες erg/s
  • L είναι η λαμπρότητα στη γραμμή Ηα του υδρογόνου σε μονάδες erg/s
  • L[ΟΙΙΙ] είναι η λαμπρότητα στη γραμμή [ΟΙΙΙ] του οξυγόνου σε μονάδες erg/s
  • log ο δεκαδικός λογάριθμος

Η παραπάνω μελέτη ανέδειξε τη στενή σχέση μεταξύ της ακτινοβολίας στις ακτίνες-Χ και την ιονίζουσα υπεριώδη ακτινοβολία. Επιπροσθέτως, υποδηλώνει ότι οι γαλαξίες Σίφερτ χαμηλής λαμπρότητας τροφοδοτούνται από τις ίδιες φυσικές διεργασίες με εκείνες που παρατηρούνται σε λαμπρότερους ΕΓΠ.

Οπτικά μήκη κύματος, σκληρές ακτίνες-Χ και μάζες κεντρικών μηχανών[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μία παρόμοια μελέτη με εκείνη των Merloni, Heinz & Di Matteo διεξήχθη το 2009 από την ερευνητική ομάδα των Beckmann et al., οι οποίοι συλλέγοντας δεδομένα στα οπτικά μήκη κύματος, τις σκληρές ακτίνες-Χ και τις μάζες των μελανών οπών κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι το δείγμα τους υπακούει σε μία σχέση της μορφής[46]

 \begin{align} \log{L_{\textrm{V}}}=(0.59\pm0.07)\log{L_{\textrm{X}}}+(0.22\pm0.08)\log{M_{\textrm{BH}}}+16 \end{align}

όπου

  • LV είναι η λαμπρότητα στα οπτικά μήκη κύματος της V μπάντας σε μονάδες erg/s
  • LX είναι η λαμπρότητα σκληρών ακτίνων-Χ στη μπάντα 20-100 keV σε μονάδες erg/s
  • MBH είναι η μάζα της μαύρης τρύπας κάθε ΕΓΠ σε μονάδων ηλιακών μαζών
  • log ο δεκαδικός λογάριθμος

Η φυσική σημασία του παραπάνω επιπέδου είναι ότι υπάρχει ένας θεμελιώδης συσχετισμός μεταξύ του σφαιροειδούς (αγγλικά: bulge) του γαλαξία που φιλοξενεί κάθε ΕΓΠ του δείγματος με τη μάζα της κεντρικής μηχανής και είναι ίδιος για όλους του τύπους γαλαξιών Σίφερτ.[46]

Μέσο υπέρυθρο και μαλακές ακτίνες-Χ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε μία πρόσφατη εργασία, η ερευνητική ομάδα των Gandhi et al. (2009) συνέλεξε δεδομένα για τις κεντρικές περιοχές 42 κοντινών γαλαξιών τύπου Σίφερτ στο μέσο υπέρυθρο και τις μαλακές ακτίνες-Χ. Το αποτέλεσμα της στατιστικής του μελέτης ήταν ότι τα αντικείμενά τους ικανοποιούν μία σχέση της μορφής[46]

 \begin{align} \log{L_{\textrm{MIR},43}}=(1.11\pm0.07)\log{L_{\textrm{X},43}}+(0.19\pm0.05) \end{align}

όπου

  • LMIR,43 είναι η λαμπρότητα στο μέσο υπέρυθρο (12.3 μm) σε μονάδες 1043 erg/s
  • LX,43 είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες 1043 erg/s
  • log ο δεκαδικός λογάριθμος

Ο παραπάνω συσχετισμός είναι παρόμοιος για όλους τους κοντινούς γαλαξίες Σίφερτ, πράγμα που υποδηλώνει κοινή προέλευση της υπέρυθρης ακτινοβολίας. Οι συγγραφείς προτείνουν ότι το γεγονός αυτό ενδεχομένως να εξηγείται στα πλαίσια της μετάδοσης ακτινοβολίας διαμέσου του τόρου που πιστεύεται ότι περιβάλλει τους δίσκους προσαύξησης στους ΕΓΠ.[46]

Ενοποίηση των ΕΓΠ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύμφωνα με το ενοποιημένο σενάριο, οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες είναι βασικά όμοια αντικείμενα, παρατηρούμενα υπό διαφορετική γωνία ως προς τον άξονα συμμετρίας τους, όπως φαίνεται στο παρακάτω διάγραμμα. Οι δύο μεγάλες κατηγορίες των ραδιοισχυρών και ραδιοασθενών διαφοροποιούνται. Οι διαφορές ως προς την ευθυγράμμιση της οπτικής ακτίνας με τον άξονα συμμετρίας έχουν να κάνουν με τη γεωμετρία του αντικειμένου.[47][48]

Ραδιοασθενής ενοποίηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε χαμηλές φωτεινότητες, τα αντικείμενα για να ενοποιηθούν είναι γαλαξίες Seyfert. Τα ενοποιημένα μοντέλα προτείνουν ότι στους γαλαξίες Σιφερτ τύπου 1 ο παρατηρητής έχει άμεση θέα του ενεργού πυρήνα. Στους Σίφερτ τύπου 2 παρατηρείται μέσω μιας δομής που προκαλεί συσκότιση και εμποδίζει την άμεση θέα του οπτικού συνεχούς, τη περιοχής ευρείων γραμμών ή (μαλακή) εκπομπή ακτίνων-Χ. Η βασική αντίληψη των μοντέλων προσαύξησης που εξαρτώνται από τον προσανατολισμό είναι ότι οι δύο τύποι αντικειμένων μπορεί να είναι οι ίδιοι, αν παρατηρηθούν σε ορισμένες γωνίες θέασης. Η τυπική εικόνα είναι ένα τοροειδές του επισκιάζει το υλικό που περιβάλλει το δίσκο προσαύξησης. Πρέπει να είναι αρκετά μεγάλο για να σκιάσει την περιοχή ευρείων γραμμών, αλλά όχι αρκετά μεγάλη για να συσκοτίσει τη περιοχή των στενών γραμμών, η οποία παρατηρείται και στα δύο είδη αντικειμένων. Οι Σίφερτ τύπου 2 φαίνονται μέσα από το τοροειδές. Έξω από το τοροειδές υπάρχει υλικό που μπορεί να διασκορπίσει μερικές από τις πυρηνικές εκπομπές στη γραμμή όρασης, που μας επιτρέπει να δούμε κάποια οπτικό και ακτίνων Χ συνεχές και, σε ορισμένες περιπτώσεις, τις ευρείες γραμμές εκπομπής - οι οποίες είναι έντονα πολωμένες, που δείχνουν ότι έχουν διεσκορπιστεί και αποδεικνύοντας ότι μερικοί Σίφερτ τύπου 2 πραγματικά περιέχουν κρυφούς Σίφερτ τύπου 1. Υπέρυθρες παρατηρήσεις των πυρήνων των Seyfert 2s υποστηρίζουν επίσης αυτή την εικόνα.

Ραδιοϊσχυρή ενοποίηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Στα ραδιοϊσχυρά αντικείμενα, όταν η οπτική ακτίνα ευθυγραμμίζεται με τον πίδακα, μιλάμε για Blazar, ενώ όταν είναι σχεδόν κάθετη με τον πίδακα παρατηρούμε απλώς έναν ραδιογαλαξία. Αυτό συμβαίνει επειδή κατά κανόνα ένας τόρος υλικού περιβάλλει τη μαύρη τρύπα και μαζί με αυτήν το περιβάλλον όπου εκλύεται μεγάλη ποσότητα μη θερμικής ακτινοβολίας κοντά στη μαύρη τρύπα. Σε ενδιάμεσες γωνίες, το αντικείμενο κατηγοριοποιείται ως Κβάζαρ, καθώς η ενεργή περιοχή στο κέντρο του Γαλαξιακού Πυρήνα δεν αποκρύπτεται από τον τόρο.

Agn pic.jpg

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Vasudevan, R. V.; Fabian, A. C.; Gandhi, P.; Winter, L. M.; Mushotzky, R. F. (2010). «The power output of local obscured and unobscured AGN: crossing the absorption barrier with Swift/BAT and IRAS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 402 (2): 1081-1098. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15936.x. Bibcode2010MNRAS.402.1081V. http://arxiv.org/abs/0910.5256. 
  2. William C. Keel. «Markarian 421 across the Electromagnetic Spectrum». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/mkn421.html. 
  3. 3,0 3,1 William C. Keel. «Composite emission-line spectrum of NGC 4151». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/ngc4151sp.html. 
  4. William C. Keel. «Optical spectra of various kinds of active galactic nuclei». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/spectra.html. 
  5. Clavel, J., Reichert, G. A., Alloin, D., Crenshaw, D. M., Kriss, G., Krolik, J. H., (1991). «Steps toward determination of the size and structure of the broad-line region in active galactic nuclei. I - an 8 month campaign of monitoring NGC 5548 with IUE». ApJ 366: 64-81. ISSN 0004-637X. Bibcode1991ApJ...366...64C. http://adsabs.harvard.edu/full/1991ApJ...366...64C. 
  6. Philip Uttley, Ian M. McHardy (2004). «A brief review of long-term X-ray and optical variability in radio-quiet AGN». Prog.Theor.Phys. 155: 170-177. doi:10.1143/PTPS.155.170. http://arXiv:astro-ph/0402407v1. 
  7. William C. Keel. «Variability of Active Galactic Nuclei in various spectral domains». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/vary.html. 
  8. William C. Keel. «The optical jet of M87». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/m87jet.html. 
  9. 9,0 9,1 William C. Keel. «Optical jets in radio galaxies». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/jets.html. 
  10. William C. Keel. «The blowtorch jet in the radio galaxy NGC 6251». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/ngc6251.html. 
  11. William C. Keel. «The brightest quasar: 3C 273 and its jet». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c273.html. 
  12. 12,0 12,1 «Introduction to active galaxies - Jets». http://openlearn.open.ac.uk/mod/oucontent/view.php?id=398724&section=4.7. 
  13. William C. Keel. «The superluminal radio source in the gamma-ray blazar 3C 279». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c279.html. 
  14. Seyfert, Carl K. (1943). «Nuclear Emission in Spiral Nebulae.». ApJ 97: 28. doi:10.1086/144488. Bibcode1943ApJ....97...28S. http://adsabs.harvard.edu/abs/1943ApJ....97...28S. 
  15. «The MKI and the discovery of Quasars». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c279.html. 
  16. «AGN Detection and Identification - Radio Surveys». http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic15/Lecture_15.html#sec5a. 
  17. Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (1963). «Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects.». ApJ 138: 30. doi:10.1086/147615. Bibcode1963ApJ...138...30M. http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...138...30M. 
  18. Schmidt, M. (1963). «3C 273 : A Star-Like Object with Large Red-Shift». Nature 197 (4872): 1040. doi:10.1038/1971040a0. Bibcode1963Natur.197.1040S. http://www.nature.com/nature/journal/v197/n4872/pdf/1971040a0.pdf. 
  19. Burbidge, G. R. (1961). «Galactic Explosions as Sources of Radio Emission». Nature 190 (4781): 1053-1056. doi:10.1038/1901053a0. Bibcode1961Natur.190.1053B. http://adsabs.harvard.edu/abs/1961Natur.190.1053B. 
  20. A. G. W. Cameron (1962). «Star Formation in Elliptical Galaxies and Intense Radio Sources». Nature 194: 963-964. doi:10.1038/194963a0. http://www.nature.com/nature/journal/v194/n4832/abs/194963a0.html. 
  21. Spitzer, Lyman, Jr.; Saslaw, William C. (1966). «On the Evolution of Galactic Nuclei». ApJ 143: 400. doi:10.1086/148523. Bibcode1966ApJ...143..400S. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1966ApJ...143..400S. 
  22. Arons, J.; Kulsrud, R. M.; Ostriker, J. P. (1975). «A multiple pulsar model for quasi-stellar objects and active galactic nuclei». ApJ 198: 687-705. doi:10.1086/153647. Bibcode1975ApJ...198..687A. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1975ApJ...198..687A. 
  23. Hoyle, F.; Fowler, W. A. (1963). «On the nature of strong radio sources». ApJ 125: 169. Bibcode1963MNRAS.125..169H. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1963MNRAS.125..169H. 
  24. Hoyle, F.; Fowler, W. A. (1963). «Nature of Strong Radio Sources». Nature 197 (4867): 533-535. doi:10.1038/197533a0. Bibcode1963Natur.197..533H. http://www.nature.com/nature/journal/v197/n4867/abs/197533a0.html. 
  25. Salpeter, E. E. (1964). «Accretion of Interstellar Matter by Massive Objects.». ApJ 140: 796-800. doi:10.1086/147973. Bibcode1964ApJ...140..796S. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1964ApJ...140..796S. 
  26. «The spectra of galaxies». http://openlearn.open.ac.uk/mod/oucontent/view.php?id=398724&section=2.1. 
  27. 27,0 27,1 G. Risaliti, M. Elvis (2004). «A panchromatic view of AGN». Supermassive Black Holes in the Distant Universe 308: 187. Bibcode2004ASSL..308..187R. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0403618R. 
  28. Elvis, Martin; Wilkes, Belinda J.; McDowell, Jonathan C.; Green, Richard F.; Bechtold, Jill; Willner, S. P.; Oey, M. S.; Polomski, Elisha; Cutri, Roc (1994). «Atlas of quasar energy distributions». The Astrophysical Journal Supplement Series 95 (1): 1-68. doi:10.1086/192093. Bibcode1994ApJS...95....1E. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...95....1E. 
  29. Martin Elvis. «Annotated Quasar Spectral Energy Distribution». http://hea-www.harvard.edu/~elvis/quasarsed.gif. 
  30. William C. Keel. «Radio structure in radio galaxies». http://www.astr.ua.edu/keel/agn/vlamaps.html. 
  31. «Accretion disk coronae». http://www.astro.umd.edu/~chris/publications/html_papers/ironlines_plain/node19.html. 
  32. Andrea Merloni. «Accretion disc coronae and magnetic flares». http://www.mpe.mpg.de/~am/flares.html. 
  33. Elvis, M.; Maccacaro, T.; Wilson, A. S.; Ward, M. J.; Penston, M. V.; Fosbury, R. A. E.; Perola, G. C. (1978). «Seyfert galaxies as X-ray sources». Royal Astronomical Society, Monthly Notices 183: 129-157. Bibcode1978MNRAS.183..129E. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1978MNRAS.183..129E. 
  34. Woltjer, L. (1959). «Emission Nuclei in Galaxies.». ApJ 130: 38. doi:10.1086/146694. Bibcode1959ApJ...130...38W. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1959ApJ...130...38W. 
  35. «Optical spectra». http://openlearn.open.ac.uk/mod/oucontent/view.php?id=398724&section=2.2.1. 
  36. Lynden-Bell, D. (1969). «Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars». Nature 223 (5207): 690-694. doi:10.1038/223690a0. Bibcode1969Natur.223..690L. http://www.nature.com/nature/journal/v223/n5207/abs/223690a0.html. 
  37. 37,0 37,1 37,2 37,3 Pringle, J. E. (1981). «Accretion discs in astrophysics». Astron. Astroph. 19: 137-162. doi:10.1146/annurev.aa.19.090181.001033. Bibcode1981ARA&A..19..137P. http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ARA%26A..19..137P. 
  38. Ho, Luis C. (2009). «Radiatively Inefficient Accretion in Nearby Galaxies». The Astrophysical Journal 699 (1): 626-637. doi:10.1088/0004-637X/699/1/626. Bibcode2009ApJ...699..626H. http://iopscience.iop.org/0004-637X/699/1/626/pdf/apj_699_1_626.pdf. 
  39. Blandford, R. D.; Znajek, R. L. (1977). «Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes». Royal Astronomical Society, Monthly Notices 179: 433-456. Bibcode1977MNRAS.179..433B. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977MNRAS.179..433B. 
  40. Penrose, Roger (1969). «Gravitational Collapse: the Role of General Relativity». Rivista del Nuovo Cimento 1: 252. Bibcode1969NCimR...1..252P. http://adsabs.harvard.edu/abs/1969NCimR...1..252P. 
  41. Williams, Reva Kay (1995). «Extracting x rays, γ rays, and relativistic e-e+ pairs from supermassive Kerr black holes using the Penrose mechanism». Physical Review D (Particles, Fields, Gravitation, and Cosmology) 51 (10): 5387-5427. doi:10.1103/PhysRevD.51.5387. Bibcode1995PhRvD..51.5387W. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995PhRvD..51.5387W. 
  42. Williams, Reva Kay (2004). «Collimated Escaping Vortical Polar e-e+ Jets Intrinsically Produced by Rotating Black Holes and Penrose Processes». ApJ 611 (2): 952-963. doi:10.1086/422304. Bibcode2004ApJ...611..952W. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...611..952W. 
  43. 43,0 43,1 Merloni, Andrea; Heinz, Sebastian; di Matteo, Tiziana (2003). «A Fundamental Plane of black hole activity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 345 (4): 1057-1076. doi:10.1046/j.1365-2966.2003.07017.x. Bibcode2003MNRAS.345.1057M. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2003MNRAS.345.1057M&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  44. Gültekin, Kayhan; Cackett, Edward M.; Miller, Jon M.; Di Matteo, Tiziana; Markoff, Sera; Richstone, Douglas O. (2009). «The Fundamental Plane of Accretion onto Black Holes with Dynamical Masses». The Astrophysical Journal 706 (1): 404-416. doi:10.1088/0004-637X/706/1/404. Bibcode2009ApJ...706..404G. http://iopscience.iop.org/0004-637X/706/1/404/pdf/apj_706_1_404.pdf. 
  45. Panessa, F.; Bassani, L.; Cappi, M.; Dadina, M.; Barcons, X.; Carrera, F. J.; Ho, L. C.; Iwasawa, K. (2006). «On the X-ray, optical emission line and black hole mass properties of local Seyfert galaxies». Astronomy and Astrophysics 455 (1): 173-185. doi:10.1051/0004-6361:20064894. Bibcode2006A&A...455..173P. http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0605/0605236v1.pdf. 
  46. 46,0 46,1 46,2 46,3 Beckmann, V.; Soldi, S.; Ricci, C.; Alfonso-Garzón, J.; Courvoisier, T. J.-L.; Domingo, A.; Gehrels, N.; Lubiński, P.; Mas-Hesse, J. M.; Zdziarski, A. A. (2009). «The second INTEGRAL AGN catalogue». Astronomy and Astrophysics 505 (1): 417-439. doi:10.1051/0004-6361/200912111. Bibcode2009A&A...505..417B. http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0907/0907.0654v2.pdf. 
  47. Antonucci, R. (1993). «Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars». Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 (1): 473–521. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. Bibcode1993ARA&A..31..473A. 
  48. Urry, P. (1995). «Unified schemes for radio–loud AGN». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 803–845. doi:10.1086/133630. Bibcode1995PASP..107..803U. 

Βιβλιογραφία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Frank, King, Paine (1985). "Accretion Power in Astrophysics".
  • Abramowicz, Björnsson, Pringle (1998). "Theory of Black Hole Accretion Discs".
  • Carroll, Ostlie (1996). "An Introduction to Modern Astrophysics".

Εξωτερικοί Σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]