Aktiv galaktisk kärna - Active galactic nucleus

En aktiv galaktisk kärna ( AGN ) är en kompakt region i mitten av en galax som har en mycket högre än normal ljusstyrka över åtminstone en del av det elektromagnetiska spektrumet med egenskaper som indikerar att ljusstyrkan inte produceras av stjärnor . Sådant överskott av icke-stjärnemissioner har observerats i radio- , mikrovågsugn- , infraröd- , optisk- , ultraviolett- , röntgen- och gammastrålningsvågband . En galax som är värd för ett AGN kallas en "aktiv galax". Den icke-stjärniga strålningen från en AGN teoretiseras för att bero på ackumulering av materia genom ett supermassivt svart hål i mitten av dess värdgalax.

Aktiva galaktiska kärnor är de mest lysande ihållande källorna till elektromagnetisk strålning i universum, och som sådana kan de användas som ett sätt att upptäcka avlägsna objekt; deras utveckling som en funktion av kosmisk tid sätter också begränsningar för modeller av kosmos .

De observerade egenskaperna hos ett AGN beror på flera egenskaper, såsom massan av det centrala svarta hålet, hastigheten för gasuppsamling till det svarta hålet, ackretionsskivans orientering , graden av döljning av kärnan genom damm och närvaro eller frånvaro av jets .

Många underklasser av AGN har definierats baserat på deras observerade egenskaper; de mest kraftfulla AGN klassificeras som kvasarer . En blazar är en AGN med en stråle riktad mot jorden, där strålningen från strålen förstärks av relativistisk strålning .

Historia

Quasar 3C 273 observerad av rymdteleskopet Hubble .

Under 1900 -talets första hälft upptäckte fotografiska observationer av närliggande galaxer några karakteristiska signaturer för AGN -utsläpp, även om det ännu inte fanns någon fysisk förståelse för AGN -fenomenets natur. Några tidiga observationer inkluderade den första spektroskopiska upptäckten av utsläppsledningar från kärnorna i NGC 1068 och Messier 81 av Edward Fath (publicerad 1909) och upptäckten av jetplanet i Messier 87 av Heber Curtis (publicerad 1918). Ytterligare spektroskopiska studier av astronomer inklusive Vesto Slipher , Milton Humason och Nicholas Mayall noterade förekomsten av ovanliga utsläppslinjer i vissa galaxkärnor. År 1943 publicerade Carl Seyfert ett papper där han beskrev observationer av närliggande galaxer med ljusa kärnor som var källor till ovanligt breda utsläppslinjer. Galaxer som observerades som en del av denna studie inkluderade NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 och NGC 7469. Aktiva galaxer som dessa kallas Seyfert -galaxer för att hedra Seyferts banbrytande arbete.

Utvecklingen av radioastronomi var en viktig katalysator för att förstå AGN. Några av de tidigaste upptäckta radiokällor finns i närheten aktiva elliptiska galaxer såsom Messier 87 och Centaurus A . En annan radiokälla, Cygnus A , identifierades av Walter Baade och Rudolph Minkowski som en tidvattenförvrängd galax med ett ovanligt utsläppsspektrum med en recessionshastighet på 16 700 kilometer per sekund. Den 3C radio undersökning ledde till ytterligare framsteg i upptäckten av nya radiokällor samt identifiera de synligt ljus källor i samband med radiostrålning. I fotografiska bilder var några av dessa föremål nästan spetsliknande eller kvasistjärniga i utseende och klassificerades som kvasistjärniga radiokällor (senare förkortade som "kvasarer").

Sovjetiska armeniska astrofysiker Viktor Ambartsumian introducerade Active Galactic Nuclei i början av 1950 -talet. Vid Solvay Conference on Physics 1958 presenterade Ambartsumian en rapport som hävdade att "explosioner i galaktiska kärnor gör att stora mängder massor utvisas. För att dessa explosioner ska inträffa måste galaktiska kärnor innehålla kroppar av enorm massa och okänd natur. Från denna punkt framåt Active Galactic Nuclei (AGN) blev en nyckelkomponent i teorier om galaktisk utveckling. " Hans idé accepterades inledningsvis skeptiskt.

Ett stort genombrott var mätningen av den röda förskjutningen av kvasaren 3C 273 av Maarten Schmidt , publicerad 1963. Schmidt noterade att om detta objekt var extragalaktiskt (utanför Vintergatan , på ett kosmologiskt avstånd) så antydde dess stora rödförskjutning på 0,158 att det var kärnkraftsregionen i en galax cirka 100 gånger kraftigare än andra radiogalaxer som hade identifierats. Kort därefter användes optiska spektra för att mäta rödförskjutningarna hos ett växande antal kvasarer inklusive 3C 48 , ännu mer avlägsna vid rödskift 0,37.

Dessa kvasars enorma ljusstyrka liksom deras ovanliga spektrala egenskaper indikerade att deras kraftkälla inte kunde vara vanliga stjärnor. Uppsamling av gas till ett supermassivt svart hål föreslogs som källan till kvasars makt i papper av Edwin Salpeter och Yakov Zeldovich 1964. 1969 föreslog Donald Lynden-Bell att närliggande galaxer skulle innehålla supermassiva svarta hål i deras centrum som reliker av "döda" "kvasarer, och att det svarta hålets ansamling var kraftkällan för icke-stjärnutsläpp i närliggande Seyfert-galaxer. Under 1960- och 1970-talen visade tidiga röntgenastronomiobservationer att Seyfert-galaxer och kvasarer är kraftfulla källor till röntgenemission, som härrör från de inre områdena av ackumuleringsskivor för svarta hål.

Idag är AGN ett stort ämne för astrofysisk forskning, både observationell och teoretisk . AGN -forskning omfattar observationsundersökningar för att hitta AGN över ett brett spektrum av ljusstyrka och rödförskjutning, undersökning av den kosmiska utvecklingen och tillväxten av svarta hål, studier av fysiken för svarthålsansamling och utsläpp av elektromagnetisk strålning från AGN, undersökning av jets egenskaper och utflöden av materia från AGN, och effekterna av ansamling av svart hål och kvasaraktivitet på galaxens utveckling .

Modeller

UGC 6093 klassificeras som en aktiv galax, vilket innebär att den är värd för en aktiv galaktisk kärna.

Under lång tid har det hävdats att en AGN måste drivas av anhopning av massan på massiva svarta hål (10 ⁶ till 10 ¹⁰ gånger den Solar massan ). AGN är både kompakta och ihållande extremt lysande. Ackretion kan potentiellt ge mycket effektiv omvandling av potential och rörelseenergi till strålning, och ett massivt svart hål har en hög Eddington -ljusstyrka , och som ett resultat kan det ge den observerade höga ihållande ljusstyrkan. Supermassiva svarta hål antas nu finnas i mitten av de flesta om inte alla massiva galaxer eftersom massan i det svarta hålet korrelerar väl med hastighetsdispersionen av den galaktiska utbuktningen ( M – sigma -förhållandet ) eller med utbuktande ljusstyrka. Således förväntas AGN-liknande egenskaper närhelst en tillförsel av material för ackretion kommer inom inflytande av det centrala svarta hålet.

Ackretionsskiva

I standardmodellen av AGN bildar kallt material nära ett svart hål en ansamlingsskiva . Dissipativa processer i ackretionsskivan transporterar ämnet inåt och vinkelmomentet utåt, samtidigt som ackumuleringsskivan får värme. Det förväntade spektrumet av en ackresionsskiva toppar i det optiska ultravioletta vågbandet; Dessutom bildas en korona av hett material ovanför ackretionsskivan och kan invers-Compton sprida fotoner upp till röntgenenergier. Strålningen från ackretionsskivan upphetsar kallt atommaterial nära det svarta hålet och detta utstrålar i sin tur vid särskilda utsläppsledningar . En stor bråkdel av AGN: s strålning kan döljas av interstellär gas och damm nära ackretionsskivan, men (i en steady-state situation) kommer denna att återstrålas vid något annat vågband, troligen infrarött.

Relativistiska jetplan

Bild tagen med rymdteleskopet Hubble av en 5000 ljusår lång stråle som matades ut från den aktiva galaxen M87 . Den blå synkrotronstrålningen står i kontrast till det gula stjärnljuset från värdgalaxen.

Vissa ackretionsskivor producerar jetstrålar av dubbla, mycket kollimerade och snabba utflöden som dyker upp i motsatta riktningar från nära skivan. Jetutstötningens riktning bestäms antingen av ackumuleringsskivans vinkelmotoraxel eller det svarta hålets rotationsaxel. Jetproduktionsmekanismen och faktiskt jetkompositionen på mycket små skalor förstår man inte för närvarande på grund av att upplösningen av astronomiska instrument är för låg. Strålarna har sina mest uppenbara observationseffekter i radiovågbandet, där interferometri med mycket lång baslinje kan användas för att studera synkrotronstrålningen som de avger vid upplösningar av sub- parsec- skalor. Emellertid strålar de ut i alla vågband från radion till gamma-ray-området via synkrotronen och invers-Compton-spridningsprocessen , och så är AGN-strålar en andra potentiell källa till eventuell observerad kontinuumstrålning.

Strålande ineffektiv AGN

Det finns en klass av "strålande ineffektiva" lösningar på ekvationerna som styr ackretion. Den mest kända av dessa är Advection Dominated Accretion Flow (ADAF), men andra teorier finns. I denna typ av ackumulering, som är viktig för ackresionshastigheter långt under Eddington -gränsen , bildar det ackreterande ämnet inte en tunn skiva och strålar därför inte effektivt bort den energi som den fick när den rörde sig nära det svarta hålet. Radiativt ineffektiv ackreditering har använts för att förklara avsaknaden av stark strålning av AGN-typ från massiva svarta hål i elliptiska galaxers centrum i kluster, där vi annars kan förvänta oss höga ackretionshastigheter och motsvarande höga ljusstyrkor. Radiativt ineffektivt AGN förväntas sakna många av de karakteristiska egenskaperna hos standard AGN med en ackresionsskiva.

Partikelacceleration

AGN är en kandidatkälla för kosmiska strålar med hög och ultrahög energi (se även centrifugal accelerationsmekanism ) .

Observationsegenskaper

Det finns ingen enda observationssignatur för ett AGN. Listan nedan täcker några av de funktioner som har gjort det möjligt att identifiera system som AGN.

• Nukleär optisk kontinuumemission. Detta är synligt när det finns en direkt bild av ackretionsskivan. Jets kan också bidra till denna komponent i AGN -utsläppen. Den optiska emissionen har ett grovt lagberoende beroende av våglängd.
• Kärnkraftsutsläpp från infrarött. Detta är synligt när ackretionsskivan och dess omgivning döljs av gas och damm nära kärnan och sedan sänds ut igen ('upparbetning'). Eftersom det är termiskt utsläpp kan det särskiljas från alla jet- eller skivrelaterade utsläpp.
• Breda optiska utsläppsledningar. Dessa kommer från kallt material nära det centrala svarta hålet. Linjerna är breda eftersom emitterande material roterar runt det svarta hålet med höga hastigheter som orsakar en rad Doppler -skift hos de utsända fotonerna.
• Smala optiska utsläppsledningar. Dessa kommer från mer avlägset kallt material och är därför smalare än de breda linjerna.
• Radiokontinuumemission. Detta beror alltid på en jet. Det visar ett spektrum som är karakteristiskt för synkrotronstrålning.
• Röntgenkontinuumemission. Detta kan uppstå både från en jet och från den heta koronan på ackretionsskivan via en spridningsprocess: i båda fallen visar det ett power-law-spektrum. I någon radiotyst AGN finns det ett överskott av mjukt röntgenutsläpp utöver power-law-komponenten. Ursprunget för de mjuka röntgenstrålarna är för närvarande inte klart.
• Röntgenstrålning. Detta är ett resultat av belysning av kalla tunga element av röntgenkontinuumet som orsakar fluorescens av röntgenemissionsledningar, varav den mest kända är järnfunktionen runt 6,4 keV . Denna linje kan vara smal eller bred: relativistiskt breddade järnlinjer kan användas för att studera dynamiken hos ackresionsskivan mycket nära kärnan och därför naturen i det centrala svarta hålet.

Typer av aktiv galax

Det är bekvämt att dela upp AGN i två klasser, konventionellt kallade radio-tyst och radio-högt. Radiohöga föremål har utsläppsbidrag från både jet (erna) och loberna som jetstrålarna blåser upp. Dessa utsläppsbidrag dominerar ljusstyrkan hos AGN vid radiovåglängder och eventuellt vid några eller alla andra våglängder. Radiotyst objekt är enklare eftersom jet och eventuella jetrelaterade utsläpp kan försummas vid alla våglängder.

AGN -terminologi är ofta förvirrande, eftersom skillnaderna mellan olika typer av AGN ibland speglar historiska skillnader i hur objekten upptäcktes eller ursprungligen klassificerades, snarare än verkliga fysiska skillnader.

Radiotyst AGN

• Lågjoniserade kärnkraftsemissioner (LINER). Som namnet antyder visar dessa system endast svaga regioner med kärnkraftsutsläpp och inga andra signaturer för AGN-utsläpp. Det kan diskuteras om alla sådana system är sanna AGN (drivs av ackretion till ett supermassivt svart hål). Om så är fallet utgör de den lägsta ljusstyrkan för radiotyst AGN. Vissa kan vara radiotysta analoger av lågexciterade radiogalaxer (se nedan).
• Seyfert -galaxer . Seyferts var den tidigaste distinkta klassen av AGN som identifierades. De visar optisk räckvidd kärnkraftsutsläpp, smala och ibland breda utsläppslinjer, ibland starka kärnröntgenstrålar och ibland en svag småskalig radiostråle. Ursprungligen delades de in i två typer som kallas Seyfert 1 och 2: Seyfert 1s visar starka breda utsläppslinjer medan Seyfert 2s inte gör det, och Seyfert 1s är mer benägna att visa starkt röntgenemission med låg energi. Olika former av utarbetande av detta schema finns: till exempel kallas Seyfert 1s med relativt smala breda linjer ibland som smallinjiga Seyfert 1s. Värdgalaxerna i Seyferts är vanligtvis spiral- eller oregelbundna galaxer.
• Radio-tysta kvasarer /QSO: er. Dessa är i huvudsak mer lysande versioner av Seyfert 1: skillnaden är godtycklig och uttrycks vanligtvis i form av en begränsande optisk storlek. Kvasarer var ursprungligen 'kvasi-stjärniga' i optiska bilder eftersom de hade optiska ljusstyrkor som var större än värdgalaxens. De visar alltid stark optisk kontinuumemission, röntgenkontinuumemission och breda och smala optiska emissionslinjer. Vissa astronomer använder termen QSO (Quasi-Stellar Object) för denna klass av AGN, och reserverar 'kvasar' för radiohöga föremål, medan andra pratar om radiotyst och radiohögt kvasar. Värdgalaxerna i kvasarer kan vara spiraler, oregelbundna eller elliptiska. Det finns ett samband mellan kvasarens ljusstyrka och massan av dess värdgalax, genom att de mest lysande kvasarerna bor i de mest massiva galaxerna (elliptiska).
• 'Quasar 2s'. I analogi med Seyfert 2s är dessa objekt med kvasarliknande ljusstyrkor men utan stark optisk kärnkraftsutsläpp eller bred linjeemission. De är knappa i undersökningar, även om ett antal möjliga kandidatkvasar 2 har identifierats.

Radiohögt AGN

Se huvudartikel Radio galaxy för en diskussion om storskalig beteende hos jetplanen. Här diskuteras endast de aktiva kärnorna.

• Radiohöga kvasarer beter sig precis som radiotyst kvasarer med tillägg av utsläpp från en jet. Således visar de starka optiska kontinuumemissioner, breda och smala utsläppslinjer och stark röntgenemission, tillsammans med kärnkraftiga och ofta utökade radioemissioner.
• Klasserna " Blazars " ( BL Lac-objekt och OVV-kvasarer ) utmärks av snabbt variabla, polariserade optiska, radio- och röntgenemissioner. BL Lac -objekt visar inga optiska utsläppslinjer, breda eller smala, så att deras röda förskjutningar endast kan bestämmas utifrån funktioner i spektren i deras värdgalaxer. Utsläppslinjefunktionerna kan saknas i grunden eller helt enkelt överbelastas av den extra variabelkomponenten. I det senare fallet kan utsläppsledningar bli synliga när den variabla komponenten är på en låg nivå. OVV-kvasarer beter sig mer som vanliga radiohöga kvasarer med tillägg av en snabbt variabel komponent. I båda källklasserna antas den variabla emissionen ha sitt ursprung i en relativistisk stråle orienterad nära siktlinjen. Relativistiska effekter förstärker både strålens ljusstyrka och variabilitetsamplituden.
• Radiogalaxer. Dessa objekt visar nukleär och utökad radioutsläpp. Deras andra AGN -egenskaper är heterogena. De kan i stort delas in i klasser med låg excitation och hög excitation. Objekt med låg excitation visar inga starka smala eller breda utsläppslinjer, och de utsläppsledningar de har kan exciteras av en annan mekanism. Deras optiska och röntgenstrålande kärnutsläpp överensstämmer med att de härrör enbart från en stråle. De kan vara de bästa aktuella kandidaterna för AGN med strålande ineffektiv ackumulering. Däremot har hög-excitationsobjekt (smalradiga radiogalaxer) utsläppslinjespektra som liknar Seyfert 2: s. Den lilla klassen av bredbandiga radiogalaxer, som visar relativt starka nukleära optiska kontinuumemissioner innehåller förmodligen några objekt som helt enkelt är radioljuda kvasarer med låg ljusstyrka. Radiogalaxernas värdgalaxer, oavsett deras typ av utsläppslinje, är i stort sett alltid elliptiska.

Förening av AGN -arter

Enade modeller föreslår att olika observationsklasser för AGN är en enda typ av fysiskt objekt som observeras under olika förhållanden. De för närvarande gynnade enhetliga modellerna är ”orienteringsbaserade enhetliga modeller”, vilket innebär att de föreslår att de uppenbara skillnaderna mellan olika typer av objekt uppstår helt enkelt på grund av deras olika orienteringar till observatören. De diskuteras dock (se nedan).

Radiotyst förening

Vid låga ljusstyrkor är föremålen som ska förenas Seyfert -galaxer. Föreningsmodellerna föreslår att observatören i Seyfert 1s har en direkt syn på den aktiva kärnan. I Seyfert 2s observeras kärnan genom en dunkelstruktur som förhindrar en direkt vy av det optiska kontinuumet, bredlinjeområdet eller (mjuk) röntgenemission. Den viktigaste insikten i orienteringsberoende ackretionsmodeller är att de två objekttyperna kan vara desamma om bara vissa vinklar mot siktlinjen observeras. Standardbilden är av en torus av dunkelt material som omger ackretionsskivan. Det måste vara tillräckligt stort för att dölja bredlinjeområdet, men inte tillräckligt stort för att dölja det smala området, vilket syns i båda objeksklasserna. Seyfert 2s ses genom torus. Utanför torus finns det material som kan sprida en del av kärnkraftsutsläppet i vår siktlinje, så att vi kan se lite optisk och röntgenkontinuum och, i vissa fall, breda utsläppslinjer-som är starkt polariserade, vilket visar att de har har spridits och bevisat att vissa Seyfert 2s verkligen innehåller dolda Seyfert 1s. Infraröda observationer av kärnorna i Seyfert 2s stöder också denna bild.

Vid högre ljusstyrka tar kvasarer platsen för Seyfert 1s, men, som redan nämnts, är motsvarande "kvasar 2s" svårfångade för närvarande. Om de inte har spridningskomponenten i Seyfert 2s skulle de vara svåra att upptäcka utom genom deras lysande smala linjer och hårda röntgenemissioner.

Radio-högljudda förening

Historiskt sett har arbetet med radiohög förening koncentrerat sig på radiostyrda kvasarer med hög ljusstyrka. Dessa kan förenas med smallinjiga radiogalaxer på ett sätt som är direkt analogt med Seyfert 1/2 -föreningen (men utan komplikationer av mycket i vägen för en reflektionskomponent: smalradiga radiogalaxer visar inget kärnoptiskt kontinuum eller reflekterat X -strålekomponent, även om de ibland visar polariserade bredbandsemissioner). De stora radiostrukturerna för dessa objekt ger övertygande bevis på att de orienteringsbaserade enhetliga modellerna verkligen är sanna. Röntgenbevis, där det är tillgängligt, stöder den enhetliga bilden: radiogalaxer visar tecken på skymning från en torus, medan kvasarer inte gör det, även om man måste vara försiktig eftersom radiohöga föremål också har en mjuk, oabsorberad jetrelaterad komponent och hög upplösning är nödvändig för att skilja ut termiska utsläpp från källornas storskaliga varmgasmiljö. I mycket små vinklar mot siktlinjen dominerar relativistisk strålning och vi ser en blazar av någon variation.

Emellertid domineras befolkningen av radiogalaxer helt av objekt med låg ljusstyrka och låg excitation. Dessa visar inte starka kärnkraftsutsläppslinjer-breda eller smala-de har optiska kontinuor som verkar vara helt jetrelaterade, och deras röntgenstrålning överensstämmer också med att de kommer rent från en jet, utan någon kraftigt absorberad kärnkomponent i allmänhet . Dessa föremål kan inte förenas med kvasarer, även om de innehåller några objekt med hög ljusstyrka när man tittar på radioutsläpp, eftersom torus aldrig kan dölja den smala linjen i erforderlig omfattning, och eftersom infraröda studier visar att de inte har någon dold kärnkraft komponent: det finns faktiskt inga bevis för en torus i dessa föremål alls. Mest troligt bildar de en separat klass där endast jetrelaterade utsläpp är viktiga. I små vinklar mot siktlinjen kommer de att visas som BL Lac -objekt.

Kritik av det radiotysta enandet

I den senaste litteraturen om AGN, som är föremål för en intensiv debatt, verkar en ökande uppsättning observationer strida mot några av de viktigaste förutsägelserna i den enhetliga modellen, t.ex. att varje Seyfert 2 har en skymd Seyfert 1 -kärna (en dold bred -linjeregion).

Därför kan man inte veta om gasen i alla Seyfert 2-galaxer är joniserad på grund av fotojonisering från en enda, icke-stjärnformad kontinuumkälla i mitten eller på grund av chock-jonisering från t.ex. intensiva, kärnkraftiga starburst. Spektropolarimetriska studier avslöjar att endast 50% av Seyfert 2s visar en dold bredlinje och delar därmed upp Seyfert 2-galaxer i två populationer. De två befolkningsklasserna verkar skilja sig åt genom sin ljusstyrka, där Seyfert 2: orna utan en dold bredlinje är i allmänhet mindre lysande. Detta tyder på att frånvaro av bredbandig region är ansluten till lågt Eddington-förhållande, och inte till dunkling.

Torusens täckningsfaktor kan spela en viktig roll. Vissa torusmodeller förutspår hur Seyfert 1s och Seyfert 2s kan få olika täckningsfaktorer från ett ljusstyrka och ackrediteringsberoende av torus-täckningsfaktorn, något som stöds av studier i röntgen av AGN. Modellerna föreslår också ett beroende av ackrediteringshastighet för bredbandsområdet och ger en naturlig utveckling från mer aktiva motorer i Seyfert 1s till mer "döda" Seyfert 2s och kan förklara den observerade uppdelningen av den enhetliga modellen vid låga ljusstyrkor och utvecklingen av den breda linjen.

Medan studier av enstaka AGN visar viktiga avvikelser från förväntningarna i den enhetliga modellen, har resultat från statistiska tester varit motsägelsefulla. Den viktigaste bristfälligheten av statistiska tester genom direkta jämförelser av statistiska prover av Seyfert 1s och Seyfert 2s är införandet av selektionsfördomar på grund av anisotropa urvalskriterier.

Att studera granngalaxer snarare än AGN själva föreslog först att antalet grannar var större för Seyfert 2s än för Seyfert 1s, i motsats till Unified Model. Idag, efter att ha övervunnit de tidigare begränsningarna av små provstorlekar och anisotrop urval, har studier av grannar på hundratals till tusentals AGN visat att grannarna till Seyfert 2s är i grunden dammigare och mer stjärnbildande än Seyfert 1s och en koppling mellan AGN-typ, värdgalaxens morfologi och kollisionshistoria. Dessutom bekräftar vinkelklusteringstudier av de två AGN -typerna att de bor i olika miljöer och visar att de finns inom halor av mörk massa av olika massor. AGN-miljöstudierna överensstämmer med utvecklingsbaserade föreningsmodeller där Seyfert 2: er omvandlas till Seyfert 1: er under sammanslagning, vilket stöder tidigare modeller för fusionsdriven aktivering av Seyfert 1-kärnor.

Även om kontroverser om huruvida varje enskild studie är sunda fortfarande råder, är de alla överens om att de enklaste betraktningsvinkelbaserade modellerna av AGN Unification är ofullständiga. Seyfert-1 och Seyfert-2 verkar skilja sig åt i stjärnbildning och AGN-motoreffekt.

Även om det fortfarande kan vara giltigt att en dold Seyfert 1 kan visas som en Seyfert 2, måste inte alla Seyfert 2s vara värd för en dold Seyfert 1. Förstå om det är samma motor som driver alla Seyfert 2s, anslutningen till radiohög AGN, mekanismer för variation hos vissa AGN som varierar mellan de två typerna på mycket korta tidsskalor, och kopplingen av AGN-typen till små och stora miljöer är fortfarande viktiga frågor att införliva i en enhetlig modell av aktiva galaktiska kärnor.

Kosmologisk användning och utveckling

Under en lång tid höll aktiva galaxer alla poster för highest- rödförskjutning föremål som antingen i optisk eller radiospektrum, på grund av sin höga ljusstyrka. De har fortfarande en roll att spela i studier av det tidiga universum, men det är nu erkänt att en AGN ger en mycket partisk bild av den "typiska" högrödskiftade galaxen.

De flesta lysande klasser av AGN (radio-högt och radio-tyst) verkar ha varit mycket fler i det tidiga universum. Detta tyder på att massiva svarta hål bildades tidigt och att förutsättningarna för bildandet av lysande AGN var vanligare i det tidiga universum, till exempel en mycket högre tillgänglighet av kall gas nära galaxernas centrum än för närvarande. Det innebär också att många objekt som en gång var lysande kvasarer nu är mycket mindre lysande eller helt vilande. Utvecklingen av AGN-befolkningen med låg ljusstyrka är mycket mindre väl förstådd på grund av svårigheten att observera dessa objekt vid höga rödskiftningar.

Se även

• M – sigma -relation
• Quasar  - Aktiv galaktisk kärna som innehåller ett supermassivt svart hål
• Radiogalax  - Typer av aktiva galaktiska kärnor som är mycket lysande vid radiovåglängder
• Relativistisk stråle  - stråle av joniserat material som strömmar längs axeln för ett roterande astronomiskt objekt
• Supermassivt svart hål  - Största typen av svart hål; vanligtvis finns i mitten av galaxer

Referenser

externa länkar

• Media relaterade till aktiva galaktiska kärnor på Wikimedia Commons