Seyfertove galaksije: aktivna jedra, emisijske črte in supermasivne črne luknje

Seyfertove galaksije so poimenovane po Carlu Seyfertu, ki jih je prvi opisal leta 1943. Gre za skupino aktivnih galaksij, katerih jedra so izjemno svetli viri elektromagnetnega sevanja v različnih valovnih dolžinah. Seyfertove galaksije so ena od dveh glavnih vrst aktivnih galaksij; drugo veliko skupino tvorijo kvazarji, s katerimi si delijo osnovne fizične mehanizme, a se razlikujejo po oddaljenosti in skupni svetilnosti.

Osnovne značilnosti

Seyfertove galaksije imajo v središčih zelo svetla jedra z značilnimi spektri: spektre z močnimi emisijskimi črtami in visoko stopnjo ionizacije. Emisijske črte nastajajo v plinu, ki ga ionizira močno sevanje iz jedra; ta plin je razdeljen v dve glavni regiji:

• Ozko črtno območje (NLR) — z emitiranjem ozkih, običajno prepovedanih črt (npr. [O III]) in razsežnostmi od nekaj sto parsekov do kiloparsekov.
• Široko črtno območje (BLR) — bližje jedru, z gostejšim in hitro gibajočim plinom, ki daje široke dopplerjevo razširjene permisivne črte (npr. Hα, Hβ).

Tipi Seyfertovih galaksij

Na spektru ločimo vsaj dve osnovni kategoriji:

• Seyfert 1 — vidne so tako široke kot ozke emisijske črte; v spektru sta zato prisotni BLR in NLR.
• Seyfert 2 — vidne so predvsem ozke emisijske črte; široke črte BLR so zaradi prekrivanja ali zasame delno ali povsem prikrite.

Ta razvrstitev je v skladu z unifikacijskim modelom aktivnih jedr, kjer orientacija relativno do pozornega prahu in torusa okoli črne luknje pojasni razliko med tipi (Seyfert 1: pogled proti jedru brez močnega zasenčenja; Seyfert 2: jedro zakrito).

Supermasivne črne luknje in akrecijski diski

V središčih Seyfertovih galaksij ležijo supermasivne črne luknje, pogosto z maso od milijonov do sto milijonov sončnih mas. Snov, ki pada v črno luknjo, tvori akrecijski disk, katerega notranji deli segrevajo in oddajajo močno ultravijolično in rentgensko sevanje. Akrecijski disk je glavni vir ionizirajočega sevanja, ki povzroča opazne emisijske črte in kontinualno svetlost.

Za določanje mas teh črnih lukenj se uporabljajo metode, kot je reverberacijsko preslikovanje (merjenje zamika med variacijami kontinuuma in odzivom emisijskih črt), spektroskopija in meritve hitrosti zvezd ali plina v jedru.

Spektralne značilnosti in opazovanja

Spektri Seyfertov pogosto pokažejo močne permisivne linije (Hα, Hβ) ter prepovedane visoko-ionizacijske linije, kot so [O III]. V ultravijoličnem in rentgenskem delu spektra so navzoče močne emisije in absorpcijske značilnosti, ki razkrivajo sestavo, ionizacijsko stanje in gostoto plina. Rentgenske opazave razkrivajo tudi absorpcijo zaradi gostega plina in pogosto fluorescenčno železovo črto (Fe Kα), ki je pomembna za razumevanje strukture ob jedru.

Opazovalne lastnosti v različnih valovnih dolžinah

Čeprav se v vidni svetlobi večina Seyfertovih galaksij opazuje kot običajne spiralnegalaksije, opazovanja v drugih valovnih dolžinah pokažejo veliko: ultravijolično sevanje iz akrecijskega diska, močno rentgensko sevanje iz notranjih regij, infrardeče emisije od prašnih struktur ter radijske izbruhe ali šibke curke pri nekaterih primerih. Zaradi tega je svetilnost njihovih jeder pogosto primerljiva s svetilnostjo celotnih galaksij, kot je Mlečna cesta, ali celo večja.

Razlike med Seyfertovimi galaksijami in kvazarji

Glavne razlike so v svetilnosti in razdalji: kvazarji so običajno mnogo bolj svetli in bolj oddaljeni, zato njihovi gostitelji pogosto niso vidni. Seyfertove galaksije so bližje in njihovi gostitelji so jasno opazni. V obeh primerih pa poganjajo podobni akrecijski procesi okoli supermasivnih črnih lukenj.

Pomen in vloga v evoluciji galaksij

Seyfertove galaksije predstavljajo približno 10 % vseh galaksij in so med najbolj intenzivno preučevanimi objekti v astronomiji. Zaradi bližine in relativno ugodnih pogojev za detajlno opazovanje so ključne za razumevanje procesov akrecije, izmenjave energije med aktivnim jedrom in gostiteljem ter mehanizmov povratne informacije (feedback), ki lahko vplivajo na zvezdno tvorbo in dolgoročno evolucijo galaksije.

Metode študija

• Spektroskopija — analiza emisijskih črt in absorpcijskih črt za določanje fizikalnih razmer v plinu.
• Variabilnost — spremljanje časovnih sprememb kontinua in črt za določanje velikosti BLR in lastnosti akrecijskega diska.
• Mnogovalovne dolžine — uporaba ultraljubičnih, rentgenskih, infrardečih in radijskih opazovanj za celosten vpogled v strukturo in procesi jedra.
• Reverberacijsko preslikovanje — za merjenje mas supermasivnih črnih lukenj.

Skratka, Seyfertove galaksije so pomemben in dosegljiv razred aktivnih galaksij, ki astronomom omogoča preizkušanje modelov akrecije, vpliva AGN na okolico in splošnih teorij o rasti supermasivnih črnih lukenj v okviru evolucije galaksij.

Primeri

Tukaj je nekaj pomembnih primerov Seyfertovih galaksij:

• Galaksija Circinus ima obroče plina, ki se izločajo iz njenega središča
• CentaurusA, očitno najsvetlejša Seyfertova galaksija, kot jo vidimo z Zemlje. Je orjaška eliptična galaksija: radijska galaksija, ki jo odlikuje relativistični curek, dolg več kot milijon svetlobnih let.
• Messier 51a (NGC 5194), galaksija Vrtinec, ena najbolj znanih galaksij na nebu.
• Messier 81 (NGC 3031), priljubljena tarča amaterske astronomije in druga najsvetlejša Seyfertova galaksija na nebu za Kentavrom A
• Messier 87 (NGC 4486), osrednja galaksija kopice v Devici in največja galaksija v lokalni nadkopici. Je radijska galaksija, ki jo odlikuje 4400 svetlobnih let dolg relativistični curek, ki ga poganja ogromna supermasivna črna luknja z maso (3,5 ± 0,2)-6,3 milijarde mas Sonca
• NGC 1672 ima jedro, ki ga obkrožajo intenzivna območja zvezdnih izbruhov

Seyfertova galaksija Messier 51


Seyfertova galaksija Messier 87


Seyfertova galaksija Centaurus A

Vprašanja in odgovori

V: Kdo je prvi opisal Seyfertove galaksije?

V: Kateri sta dve glavni vrsti aktivnih galaksij?

V: Po čem se Seyfertove galaksije razlikujejo od kvazarjev?

V: Kolikšen delež vseh galaksij predstavljajo Seyfertove galaksije?

V: Kaj naj bi bil vir opazovanega ultravijoličnega sevanja v teh objektih?

V: Kako lahko analiziramo snov, ki obdaja Seyfertovo galaksijo?

V: Kako je videti tipična Seyfertova galaksija, ko jo vidimo v vidni svetlobi?

Išči po črki