Seyfertgalax
Seyfertgalaxer, uppkallade efter Carl Keenan Seyfert, astronomen som först identifierade dem år 1943, är en typ av en aktiv spiralgalax, eller snarare en aktiv galaxkärna som producerar högt joniserad gas. Dessa galaxer är en mindre kraftfull version av en kvasar och troligen består kärnan av en aktiv galaxkärna (AGN)[1] och är tänkt att innehålla supermassiva svarta hål med massor på ungefär 1,000,000 solmassor.[2] Ungefär en av tio stora spiralgalaxer är Seyfertgalaxer.
Innehåll |
Egenskaper [redigera]
Seyfertgalaxer kännetecknas av extremt ljusa kärnor och spektrum som har mycket tydliga spektrallinjer av väte, helium, kväve och syre. Dessa spektrallinjer visar en stark Dopplerbreddning, vilket innebär att ackretionsskivan nära masscentrumet eller kärnan av galaxen roterar i en hög hastighet mellan 500 till 4000 km/s. Dessa spektrallinjer förmodas komma antingen från själva ytan på ackretionsskivan, eller från moln av gas som blir upplysta (exciterade) och joniserade av den rörelseenergi som genereras av den centrala motorn - svarta hålet - i området. Den exakta geometrin inom strålningsområdet är svår att avgöra på grund av dålig upplösning. Varje del av ackretionsskivan har en annorlunda hastighet i förhållande till vår siktlinje och ju snabbare gasen roterar kring det svarta hålet desto högre blir Dopplerbreddningen. Likaså har varje belyst del av skivan en lägesberoende hastighet. De smala spektrallinjerna tros ha sitt ursprung från den yttre delen av den aktiva galaxkärnan (AGN) där hastigheterna är lägre, medan de bredare linjerna kommer från de inre regionerna där rotationshastigheten är högre. Ju högre rotationshastighet desto högre Dopplerbreddning. Detta bekräftas av det faktum att de smala spektrallinjerna inte varierar mätbart till skillnad från de breda linjerna som kan variera på relativt kort tid - detta innebär att strålningsområdet är stort. Reflexionsavbildning är en teknik som använder denna variation för att försöka bestämma storleken på den spektrala breda emmisionslinje-regionen och det svarta hålets massa. Trots att den skenbara magnituden för Seyfertgalaxer inte är lägre än andra spiralgalaxer, är deras totala magnitud, inkluderat radio våg, röntgen och framför allt infraröd strålning ungefär 100 gånger starkare än normalt. [3]
Klassificering [redigera]
En Seyfertgalax klassificeras som antingen typ 1 eller 2, beroende på om spektrumet visar både smala och breda spektrallinjer (typ 1), eller bara smala (typ 2). Den får nu en klassifikation mellan 1 och 2, beroende på förhållandet mellan de smala och breda komponenterna i spektrumet. (till exempel typ 1,3 eller typ 1,8). [4] Man tror att typ 1 och typ 2 galaxer är i stort sett samma och att de bara skiljer sig åt på grund av den vinkel som de observeras[4]. Denna teori kallas för ”Seyferts enhetliga teori”. I Seyfertgalaxer av typ 2 tror man att den breda delen av spektrumet skyms av damm och / eller av vår betraktningsvinkel på galaxen. I vissa typ 2 Seyfertgalaxer, kan den breda delen iakttas i polariserat ljus - man tror att ljuset från den breda regionen är utspridd av en varm, gasformiga gloria kring kärnan, vilket tillåter oss att mäta det indirekt. Denna effekt upptäcktes av Antonucci och Miller i en typ 2 Seyfertgalax, [5] [6]
Exempel på Seyfertgalaxer [redigera]
Källor [redigera]
- ^ http://spider.seds.org/spider/ScholarX/seyferts.html
- ^ http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Curran/Curran2.html
- ^ http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Seyfert_galaxy.html
- ^ Charlene A. Heisler, Stuart L. Lumsden & Jeremy A. Bailey (1997). ”Visibility of scattered broad-line emission in Seyfert 2 galaxies”. Nature 385: sid. 700-702. doi:. http://www.nature.com/nature/journal/v385/n6618/abs/385700a0.html. Läst 2011-01-26.
- ^ http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/active_galaxies.html
- ^ http://www.seyfertgalaxies.com/
|
||||||||||||||||||||||||||
