활동 은하핵

Active galactic nucleus

활성은하핵(AGN)은 별에 의해 광도가 생성되지 않음을 나타내는 특성을 가진 전자파 스펙트럼의 적어도 일부에 걸쳐 정상보다 훨씬 높은 광도를 가진 은하의 중심에 있는 작은 영역입니다.이러한 과도한 비성간 방출은 라디오, 마이크로파, 적외선, 광학, 자외선, X선 및 감마선 대역에서 관찰되었습니다.AGN을 거느리고 있는 은하는 "활동 은하"라고 불립니다.AGN에서 나오는 비항성 복사는 숙주은하의 중심에 있는 초대질량 블랙홀에 의해 물질이 강착되면서 발생하는 것으로 이론화됩니다.

활동 은하핵은 우주에서 가장 광도가 높은 지속적인 전자기 방사원으로서 먼 곳의 물체를 발견하는 수단으로 사용될 수 있습니다; 우주 시간의 함수로서의 그들의 진화는 또한 우주의 모델에 제약을 가합니다.

AGN의 관측된 특성은 중심 블랙홀의 질량, 블랙홀에 대한 가스 강착 속도, 강착 원반의 방향, 먼지에 의한 핵의 가림 정도, 제트의 유무와 같은 몇 가지 특성에 따라 달라진다.

AGN의 수많은 하위 분류가 관측된 특성에 따라 정의되었으며, 가장 강력한 AGN은 퀘이사로 분류됩니다.블라자르는 지구를 향한 제트가 있는 AGN으로, 제트에서 나오는 방사선은 상대론적 빛에 의해 강화된다.

역사

허블 우주 망원경으로 관측된 퀘이사 3C 273.

20세기 전반 동안, 인근 은하의 사진 관찰은 AGN 현상의 본질에 대한 물리적 이해는 아직 없었지만, AGN 방출의 몇 가지 특징적인 징후를 발견했습니다.초기 관측으로는 에드워드 패드가 NGC 1068과 메시에 81의 핵에서 방출선을 최초로 분광학적으로 검출했으며,[1][2] 헤버 커티스가 메시에 87에서 제트를 발견했다(1918년 출판).베스토 슬리퍼, 밀턴 휴머슨, 니콜라스 메이얼을 포함한 천문학자들에 의한 추가적인 분광학적 연구는 일부 [3][4][5][6]은하핵에 특이한 방출선이 존재한다는 것을 알아냈다.1943년, 칼 세이퍼트는 비정상적으로 넓은 방출선의 [7]원천인 밝은 핵을 가진 가까운 은하에 대한 관측을 기술한 논문을 발표했다.이 연구에서 관측된 은하에는 NGC 1068, NGC 4151, NGC 3516 및 NGC 7469가 포함되어 있습니다.이와 같은 활동 은하는 세이퍼트의 선구적인 업적을 기리기 위해 세이퍼트 은하로 알려져 있습니다.

전파 천문학의 발전은 AGN을 이해하는 데 중요한 촉매제였습니다.가장 먼저 발견된 전파원 중 일부는 메시에 87과 센타우루스 [8]A와 같은 활동적인 타원은하입니다.또 다른 전파원인 백조자리 A는 월터 바데와 루돌프 민코프스키에 의해 [9]초속 16,700km의 비정상적인 방출선 스펙트럼을 가진 조형 왜곡 은하로 확인되었다.3C 무선 조사는 새로운 무선 선원의 발견과 더불어 무선 방출과 관련된 가시 광원의 식별에 있어 더 많은 진전을 이끌어냈습니다.사진 이미지에서, 이러한 물체들 중 일부는 겉모습이 거의 점 같거나 준성형이었고, 준성형 전파원으로 분류되었다(나중에 "준성형 전파원"으로 줄임).

소련의 아르메니아 천체물리학자인 빅토르 암바르수미안은 1950년대 [10]초에 활동 은하핵을 소개했다.1958년 솔베이 물리학 컨퍼런스에서 암바르수미안은 "은하핵에서의 폭발은 대량의 질량을 방출시킨다"고 주장하는 보고서를 발표했다.이러한 폭발이 일어나려면 은하핵은 거대한 질량과 알려지지 않은 성질을 가진 물체를 포함해야 합니다.이때부터 활동 은하핵(AGN)은 은하 [11]진화 이론의 핵심 요소가 되었습니다."그의 생각은 처음에는 [12][13]회의적으로 받아들여졌다.

1963년에 발표된 마텐 [14]슈미트가 퀘이사 3C 273의 적색편이를 측정한 것이 주요 돌파구였다.슈미트는 만약 이 물체가 은하계 밖(우주론적 거리에 있는 은하계 바깥)이라면 0.158의 큰 적색편이는 이 물체가 확인된 다른 전파은하보다 약 100배 더 강력한 은하의 핵 영역임을 의미한다고 언급했다.얼마 후 광학 스펙트럼을 사용하여 3C 48을 포함한 증가하는 퀘이사의 적색편이를 측정했으며, 적색편이는 0.37로 [15]더 멀리 떨어져 있었다.

이러한 퀘이사의 엄청난 광도와 특이한 스펙트럼 특성으로 인해 퀘이사의 동력원은 평범한 별이 될 수 없다는 것을 알 수 있었습니다.초대질량 블랙홀에 가스가 부착되는 것은 1964년 [16]에드윈 살피터와 야코프 젤도비치의 논문에서 퀘이사의 힘의 원천으로 제시되었다.1969년 Donald Lynden-Bell은 근처 은하들이 "죽은" 퀘이사의 유적으로 초질량 블랙홀을 중심에 포함하고 있으며, 블랙홀 강착이 인근 세이퍼트 [17]은하에서 비성간 방출의 동력원이었다고 주장했다.1960년대와 1970년대에 초기 X선 천문학 관측 결과 세이퍼트 은하와 퀘이사는 블랙홀 강착 원반의 내부 영역에서 비롯된 X선 방출의 강력한 원천이라는 것이 입증되었습니다.

오늘날 AGN은 천체물리학 연구의 주요 주제이며, 관측적 및 이론적으로도 그러합니다.AGN 연구는 광범위한 광도와 적색편이에 대한 AGN을 찾기 위한 관찰 조사, 블랙홀의 우주 진화와 성장 검사, 블랙홀 강착과 AGN의 전자파 방사 물리 연구, AGN의 제트 특성 검사 및 물질 유출 검사, 그리고 th.e 블랙홀 강착과 퀘이사 활동이 은하 진화에 미치는 영향.

모델

UGC 6093은 활동 은하로 분류되는데, 이것은 활동 은하핵을 가지고 있다는 [18]것을 의미합니다.

오랫동안 AGN은 질량이 큰 블랙홀에6 부착되어 작동해야 한다고 주장되어[19]10 왔다.AGN은 작고 지속적으로 매우 밝습니다.강착은 잠재적으로 전위와 운동 에너지를 방사선으로 매우 효율적으로 변환할 수 있으며, 거대한 블랙홀은 높은 에딩턴 광도를 가지고 있으며, 그 결과 관측된 높은 지속 광도를 제공할 수 있다.초대질량 블랙홀은 블랙홀의 질량이 은하 팽대부의 속도 분산(M-시그마 관계) 또는 팽대부 [20]광도와 잘 연관되어 있기 때문에 모든 질량이 아니라 대부분의 은하 중심에 존재하는 것으로 여겨지고 있습니다.따라서 강착 물질 공급이 중심 블랙홀의 영향권 내에 들어올 때마다 AGN과 유사한 특성이 예상된다.

강착 디스크

주요 기사:강착 디스크

AGN의 표준 모델에서는 블랙홀에 가까운 차가운 물질이 강착 원반을 형성합니다.부착 디스크의 소멸 과정은 부착 디스크가 가열되는 동안 물질을 안쪽으로, 각 운동량을 바깥쪽으로 운반합니다.강착 디스크의 예상 스펙트럼은 광자외선 파장에서 최고조에 달하고, 또한 뜨거운 물질의 코로나가 강착 디스크 위에 형성되며, 역컴튼 산란 광자를 최대 X선 에너지까지 방출할 수 있다.강착 원반으로부터의 방사선은 블랙홀 근처에 있는 차가운 원자 물질을 들뜨게 하고, 이것은 차례로 특정 방출 선에서 방사됩니다.AGN의 방사선의 상당 부분은 성간 가스와 강착 원반 근처의 먼지에 의해 가려질 수 있지만, (정상 상태일 경우) 이것은 다른 파장 대역에서 재방사되며, 대부분 적외선일 가능성이 높다.

상대론적 제트

주요 기사: 상대론적 제트
허블우주망원경이 촬영한 5000광년 길이의 제트기로 활동 은하 M87에서 방출된 이미지.파란색 싱크로트론 복사는 숙주은하의 노란색 별빛과 대비됩니다.

일부 부착 디스크는 원반 가까이에서 반대 방향으로 나오는 고도로 시준된 쌍둥이 분출물을 생성합니다.제트 분출 방향은 부착 디스크의 각 운동량 축 또는 블랙홀의 스핀 축에 의해 결정됩니다.제트 생산 메커니즘과 실제로 매우 작은 규모의 제트 구성은 천문 기구의 분해능이 너무 낮기 때문에 현재 이해되지 않는다.제트는 전파 대역에서 가장 명백한 관측 효과를 가지고 있으며, 여기서 매우 긴 기준선 간섭계를 사용하여 파섹 이하의 분해능으로 방사하는 싱크로트론 방사선을 연구할 수 있다.그러나, 그들은 싱크로트론과 역콤튼 산란 과정을 통해 무선에서 감마선 범위까지 모든 파장에서 방사되므로, AGN 제트는 관측된 연속체 방사선의 두 번째 잠재적 선원이다.

복사 효율이 낮은 AGN

강착을 지배하는 방정식에는 "방사능적으로 비효율적인" 해법이 존재합니다.몇 가지 이론이 존재하지만, 이 중 가장 널리 알려진 것은 이류 지배 강착 흐름(ADAF)[21]입니다.이 유형의 강착은 에딩턴 한계보다 훨씬 낮은 강착률에 중요한데, 강착 물질은 얇은 원반을 형성하지 않고 결과적으로 블랙홀 근처로 이동하면서 얻은 에너지를 효율적으로 방출하지 못합니다.복사 비효율적 강착은 은하단의 타원 은하 중심에 있는 거대한 블랙홀에서 나오는 강한 AGN형 방사선의 부족을 설명하기 위해 사용되어 왔다. 그렇지 않으면 높은 강착률과 그에 상응하는 높은 [22]광도를 기대할 수 있다.복사 비효율적인 AGN은 강착 디스크가 있는 표준 AGN의 특성 중 많은 부분이 부족할 것으로 예상된다.

입자 가속

AGN은 고에너지 및 초고에너지 우주선의 후보원이다(가속 원심 메커니즘 참조).

관측 특성

AGN에는 단일 관측 시그니처가 없습니다.아래 목록에는 시스템을 AGN으로 식별할 수 있는 몇 가지 기능이 포함되어 있습니다.

  • 핵 광학 연속체 방출.이는 부착 디스크를 직접 볼 수 있을 때마다 볼 수 있습니다.제트는 또한 AGN 방출의 이 구성요소에 기여할 수 있다.광학적 방출은 파장에 따라 대략적인 멱함수 법칙을 따릅니다.
  • 핵적외선 방출.이는 부착 디스크와 그 환경이 핵 근처의 가스와 먼지에 의해 가려졌다가 다시 방출될 때마다 볼 수 있습니다('재처리').열방출이기 때문에 제트나 디스크와 관련된 어떤 방출과도 구별할 수 있습니다.
  • 광학적 방출선이것들은 중앙 블랙홀 근처에 있는 차가운 물질로부터 옵니다.방출 물질이 블랙홀 주위를 빠른 속도로 회전하기 때문에 방출된 광자의 도플러 이동 범위가 넓습니다.
  • 광학적 방출선이 좁다.이것들은 더 멀리 떨어진 차가운 물질에서 온 것이므로 넓은 선보다 좁습니다.
  • 무선 연속체 방출.이것은 항상 제트기 때문이다.싱크로트론 방사선의 스펙트럼 특성을 나타낸다.
  • X선 연속체 방출.이는 제트와 산란 과정을 통해 강착 디스크의 고온 코로나 모두에서 발생할 수 있다. 두 경우 모두 멱함수 법칙 스펙트럼을 나타낸다.일부 전파 저소음 AGN에서는 멱함수 성분 외에 소프트 X선 방출이 초과됩니다.소프트 엑스레이의 출처는 현재 명확하지 않다.
  • X선 방출.이는 X선 연속체에 의해 차가운 중원소가 조명되어 X선 방출선의 형광이 발생한 결과이며, 그 중 가장 잘 알려진 것은 6.4 keV 정도의 철 특성이다.이 선은 좁거나 넓을 수 있습니다.상대론적으로 넓은 철선은 핵에 매우 가까운 강착 원반의 역학을 연구하기 위해 사용될 수 있으며, 따라서 중앙 블랙홀의 성질을 연구할 수 있습니다.

활동 은하의 종류

AGN을 2개의 클래스(종래에는 무선저소음(radio-quiet)과 무선루드(radio-loud)로 분할하는 것이 편리합니다.전파 소음이 큰 물체는 제트와 제트가 팽창하는 로브 모두에서 방출 기여도가 있다.이러한 방출 기여도는 전파 파장과 일부 또는 모든 다른 파장에서 AGN의 밝기를 지배합니다.전파 저소음 물체는 제트 및 제트 관련 방출이 모든 파장에서 무시될 수 있기 때문에 더 단순합니다.

AGN 용어는 종종 혼동되는데, 이는 다른 유형의 AGN 간의 구별이 실제 물리적 차이가 아니라 개체가 발견되거나 처음 분류된 방법의 역사적 차이를 반영하기 때문이다.

무선 저소음 AGN

  • 저이온화 핵방출선 지역(LINER).이름에서 알 수 있듯이, 이러한 시스템은 약한 핵 방출 선 영역만 나타내며, AGN 방출의 다른 징후는 보이지 않는다.그러한 모든 시스템이 진정한 AGN인지 아닌지는 논란의[23] 여지가 있다.만약 그렇다면, 그것들은 무선 저소음 AGN의 가장 낮은 광도 클래스를 구성합니다.일부는 낮은 들뜸 전파 은하의 전파 저소음 유사체일 수 있습니다(아래 참조).
  • 세이퍼트 은하.세이퍼트는 AGN의 가장 이른 구별된 분류였다.그것들은 광학 범위 핵 연속체 방출, 좁고 때로는 넓은 방출 라인, 때로는 강한 핵 X선 방출, 때로는 약한 소규모 무선 제트를 보여준다.원래 그것들은 세이퍼트 1과 2로 알려진 두 가지 유형으로 나뉘었는데, 세이퍼트 1은 강한 넓은 방출선을 보이는 반면 세이퍼트 2는 그렇지 않고, 세이퍼트 1은 강한 저에너지 X선 방출을 보일 가능성이 더 높다.이 체계에 대한 다양한 형태의 상세한 설명이 존재한다. 예를 들어, 상대적으로 폭이 좁은 선을 가진 Seyfert 1s는 좁은 선을 가진 Seyfert 1s라고 부르기도 한다.세이퍼트의 숙주는 보통 나선은하 또는 불규칙은하입니다.
  • 전파 저소음 퀘이사/QSOs. 이것들은 본질적으로 Seyfert 1s의 보다 밝은 버전입니다.구분은 임의이며, 보통 광학적 진폭의 제한으로 표현됩니다.퀘이사는 원래 광학적 이미지에서 숙주은하보다 더 큰 광학적 광도를 가졌기 때문에 '준성형'이었다.그것들은 항상 강한 광학적 연속체 방출, X선 연속체 방출, 넓고 좁은 광학적 방출 라인을 보여준다.어떤 천문학자들은 전파소음 및 전파소음 퀘이사에 대해 말하는 반면, 어떤 천문학자들은 전파소음성 퀘이사를 위해 '쿼사(quasar)'를 남겨둔 채 이 등급의 AGN에 대해 QSO(준성간 천체)라는 용어를 사용한다.퀘이사의 숙주는 나선은하, 불규칙은하 또는 타원은하일 수 있습니다.가장 밝은 퀘이사가 가장 무거운 은하(나선)에 산다는 점에서 퀘이사의 광도와 숙주 은하의 질량 사이에는 상관관계가 있습니다.
  • Quasar 2s.세이퍼트 2s와 유사하게, 이것들은 퀘이사와 같은 광도를 가지지만 강한 광학적 핵 연속체 방출이나 넓은 선 방출이 없는 천체이다.여러 가지 가능한 퀘이사 후보 2가 확인되었지만 조사에서는 드물다.

라디오 소음 AGN

제트의 대규모 거동에 대한 자세한 내용은 주요 기사인 전파 은하를 참조하십시오.여기에서는 활성핵만 논의한다.

  • 전파 소음이 큰 퀘이사는 제트로부터의 방출을 더하면 전파 소음이 적은 퀘이사와 똑같이 동작합니다.따라서 강력한 광학적 연속체 방출, 넓고 좁은 방출선, 강력한 X선 방출과 함께 핵 및 종종 확장된 전파 방출을 보여줍니다.
  • "블라자"(BL Lac 물체와 OVV 퀘이사) 등급은 빠르게 변화하는 편광 광학, 무선 및 X선 방출로 구분된다.BL Lac 물체는 넓거나 좁은 광학적 방출선을 보이지 않기 때문에 적색편이는 모은하의 스펙트럼에 있는 특징에서만 확인할 수 있습니다.방출선 특성은 본질적으로 존재하지 않거나 추가 가변 구성요소에 의해 단순히 채워질 수 있다.후자의 경우 가변성분이 [24]로우레벨일 때 방출선이 보일 수 있다.OVV 퀘이사는 급속하게 변화하는 구성요소를 추가하여 표준 전파-소음 퀘이사와 더 비슷하게 동작합니다.두 종류의 선원에서, 가변 방출은 가시선에 가까운 상대론적 제트에서 기인하는 것으로 여겨진다.상대론적 효과는 제트의 광도와 변동 진폭을 증폭시킨다.
  • 전파은하.이 물체들은 핵과 확장된 전파 방출을 보여준다.다른 AGN 속성은 이기종입니다.크게 저흥분 [25][26]클래스와 고흥분 클래스로 나눌 수 있습니다.저여진 물체는 강하고 좁거나 넓은 방출선을 보이지 않으며, 그들이 가진 방출선은 다른 메커니즘에 의해 [27]들뜨게 될 수 있다.그들의 광학 및 X선 핵방출은 순수하게 [28][29]제트기에서 발생하는 것과 일치한다.이들은 방사선의 비효율적인 강착을 수반하는 AGN에 가장 적합한 현재 후보일 수 있다.반면, 높은 들뜸 천체(좁은 선 전파 은하)는 세이퍼트 2s와 유사한 방출선 스펙트럼을 가지고 있다.비교적 강한 핵광학적 연속체[30] 방출을 보여주는 광선 전파은하의 작은 등급에는 단순한 저광도 전파-소음 퀘이사가 포함되어 있을 것입니다.전파은하의 숙주은하는 방출선 유형이 무엇이든 기본적으로 항상 타원형입니다.
다양한 유형의 은하의 특징
은하형 활동적인

핵

 방출선 엑스레이 초과 강한.

무전

 제트 변수 라디오

시끄럽군

좁은 넓다 UV Far-IR
정상(AGN 이외) 아니요. 약한 아니요. 약한 아니요. 아니요. 아니요. 아니요. 아니요. 아니요.
라이너 알 수 없는 약한 약한 약한 아니요. 아니요. 아니요. 아니요. 아니요. 아니요.
세이퍼트 1세 네. 네. 네. 몇개 몇개 네. 많지 않은 아니요. 네. 아니요.
세이퍼트 2세 네. 네. 아니요. 몇개 몇개 네. 많지 않은 아니요. 네. 아니요.
퀘이사 네. 네. 네. 몇개 네. 네. 몇개 몇개 네. 몇개
블라자르 네. 아니요. 몇개 네. 네. 아니요. 네. 네. 네. 네.
BL LAC 네. 아니요. 없음/적용되지 않음 네. 네. 아니요. 네. 네. 네. 네.
OVV 네. 아니요. BL Lac보다 강력 네. 네. 아니요. 네. 네. 네. 네.
전파 은하 네. 몇개 몇개 몇개 몇개 네. 네. 네. 네. 네.

AGN 종의 통일

Unified AGN 모델

통합 모형은 AGN의 다른 관측 클래스가 다른 조건에서 관측되는 단일 유형의 물리적 물체임을 제안한다.현재 선호되는 통합 모델은 '방향 기반 통합 모델'로,[31][32] 이는 단순히 관찰자에 대한 방향이 다르기 때문에 서로 다른 유형의 물체 간에 명백한 차이가 발생함을 제안한다.다만, 이러한 점에 대해서는 논의되고 있습니다(아래 참조).

무선 저소음 통합

낮은 광도에서 통일되는 물체는 세이퍼트 은하입니다.통일 모델은 세이퍼트 1s에서 관찰자가 활성핵을 직접 볼 수 있음을 제안한다.세이퍼트 2s에서는 광학적 연속체, 광선 영역 또는 (소프트) X선 방출을 직접 볼 수 없는 가리는 구조를 통해 핵이 관찰된다.방향 의존적 부착 모델의 핵심 통찰력은 시선 방향에 대한 특정 각도만 관찰할 경우 두 가지 유형의 물체가 동일할 수 있다는 것이다.표준 사진은 부착 디스크를 둘러싼 가려진 물질의 토러스입니다.광선 영역을 가릴 수 있을 정도로 커야 하지만, 양쪽 오브젝트 클래스에서 볼 수 있는 협선 영역을 가릴 수 있을 정도로 커서는 안 된다.세이퍼트 2는 토러스를 통해 보입니다.토러스 밖에는 핵 방출의 일부를 우리의 시야에 산란시킬 수 있는 물질이 있으며, 이를 통해 광학적 및 X선 연속체를 볼 수 있으며, 경우에 따라서는 광학적 방출선을 볼 수 있다. 이러한 방출선은 강한 편광으로 산란되어 있으며, 일부 세이퍼트 2에 숨겨진 세이퍼트 1이 포함되어 있음을 증명한다.세이퍼트 2s의 핵에 대한 적외선 관측도 이 그림을 뒷받침한다.

높은 광도에서는 퀘이사가 세이퍼트 1s를 대신하지만, 이미 언급했듯이, 현재 대응하는 '쿼사 2s'는 찾기 어렵다.만약 그들이 Seyfert 2s의 산란 성분을 가지고 있지 않다면, 그들은 광택이 있는 좁은 선과 단단한 X선 방출을 제외하고는 발견하기 어려울 것이다.

무선 통신 통합

역사적으로 전파-소음 통합 작업은 고휘도 전파-소음 퀘이사에 집중되어 왔다.이들은 세이퍼트 1/2 통합과 직접 유사한 방식으로 좁은 선 전파 은하와 통합될 수 있다(그러나 좁은 선 전파 은하는 때때로 편광된 광학적 연속체나 반사된 X선 성분을 나타내지 않는다).이러한 물체의 대규모 무선 구조는 방향 기반 통합 모델이 사실이라는 [33][34][35]설득력 있는 증거를 제공합니다.가능한 경우 X선 증거는 통일된 그림을 뒷받침한다: 전파 은하는 토러스로부터 가려진 증거를 보여주지만, 퀘이사는 그렇지 않다. 전파 시끄러운 물체 또한 부드러운 흡수되지 않은 제트 관련 구성 요소를 가지고 있기 때문에 주의를 기울여야 하며, 선원의 대규모 열가로부터 열 방출을 분리하기 위해서는 높은 해상도가 필요하다.의 [36]환경시야의 아주 작은 각도에서 상대론적 빛이 지배하고 있으며, 우리는 다양한 종류의 블라자를 볼 수 있습니다.

그러나 전파은하의 집단은 광도가 낮고 들뜸이 적은 물체에 의해 완전히 지배됩니다.이것들은 넓건 좁건 강력한 핵 방출 라인을 보여주지 않는다. 그것들은 완전히 제트 [28]관련인 것으로 보이는 광학 연속성을 가지고 있으며,[29] X선 방출은 일반적으로 심하게 흡수된 핵 성분이 없는 순수한 제트로부터의 방출과도 일치한다.을 때 전파 방출을 검토하고 심지어 심지어 그들이high-luminosity 물체를 포함하고 있기 때문에 원환체의 필요한 정도로, 적외선이 사실에서는 개체에서 열린 원환체에 대한 근거는 어떤 숨은 핵 구성 요소:[37] 있음을 보여 주는narrow-line 지역을 숨길 수 없는 이러한 개체 퀘이사로 통일할 수 없습니다.알l. 제트 관련 배출만 중요한 별도의 부류를 형성할 가능성이 높다.시선에 대한 작은 각도에서는 BL Lac [38]개체로 나타납니다.

무전통일에 대한 비판

AGN에 관한 최근의 문헌에서는, 격렬한 논쟁의 대상이 되고 있기 때문에, 예를 들면, 각 세이퍼트 2가 애매한 세이퍼트 1 핵(숨겨진 넓은 선 영역)을 가지고 있다는 등, 통합 모델의 일부 주요 예측과 상충하는 관측치가 증가하고 있다.

따라서, 모든 세이퍼트 2 은하의 가스가 중심에 있는 단일 비성단 연속체 소스의 광이온화 때문인지, 아니면 강력한 핵 폭발의 충격 이온화 때문인지 알 수 없습니다.분광편광학 연구에[39] 따르면 세이퍼트 2s의 50%만이 숨겨진 광선 영역을 나타내며, 따라서 세이퍼트 2은하는 두 개의 모집단으로 분할됩니다.두 등급의 모집단은 광도가 다른 것으로 보이며, 여기서 숨겨진 광선 영역이 없는 세이퍼트 2s는 일반적으로 덜 [40]밝습니다.이는 넓은 영역의 부재가 낮은 에딩턴 비율과 관련이 있으며, 흐림과는 관련이 없음을 시사한다.

토러스의 커버 팩터가 중요한 역할을 할 수 있습니다.일부 토러스 모델은[41][42] SAYfert 1s와 Seyfert 2s가 AGN의 [43]X선 연구에 의해 뒷받침된 토러스 피복 인자의 광도 및 부착률 의존성으로부터 어떻게 다른 피복 인자를 얻을 수 있는지를 예측한다.모델은 또한 광선 영역의 강착률 의존성을 나타내며, Seyfert 1s의 보다 능동적인 엔진에서 보다 "사망한" Seyfert[44] 2s로 자연스러운 진화를 제공하며, 낮은 광도에서[45] 관측된 통합 모델의 분해와 광선 [46]영역의 진화를 설명할 수 있다.

단일 AGN에 대한 연구는 통합 모델의 기대에서 중요한 편차를 보여주지만, 통계 테스트 결과는 모순적이다.세이퍼트 1s와 세이퍼트 2s의 통계 표본을 직접 비교한 통계 테스트의 가장 중요한 단점은 이방성 선택 [47][48]기준에 의한 선택 바이어스의 도입이다.

AGN 자체보다는[49][50][51] 이웃 은하를 연구한 결과, 먼저 이웃의 수가 Seyfert 1s보다 Seyfert 2s가 더 많았으며, 이는 통합 모형과 모순된다.오늘날, 작은 표본 크기와 이방성 선택이라는 이전의 한계를 극복한 후, 수백에서 수천 개의[52] AGN 이웃에 대한 연구는 세이퍼트 2s의 이웃들이 본질적으로 세이퍼트 1s보다 더 먼지와 더 많은 별을 형성하고 있으며, AGN 유형, 숙주 은하 형태학 및 충돌 역사 사이의 연관성이 있다는 것을 보여주었다.또한 두 가지 AGN 유형에 대한 각도 군집[53] 연구에서는 이들이 서로 다른 환경에 존재함을 확인하고 서로 다른 질량의 암흑 물질 할로겐 내에 존재함을 보여준다.AGN 환경 연구는 Seyfert 2s가 합병 중에 Seyfert 1s로 변환되는 진화 기반 통합[54] 모델과 일치하며, Seyfert 1 핵의 합병 주도 활성화의 초기 모델을 지원한다.

각각의 개별 연구의 건전성에 대한 논란은 여전하지만, 그들은 AGN 통합의 가장 단순한 시야각 기반 모델이 불완전하다는 데 모두 동의한다.세이퍼트-1과 세이퍼트-2는 별의 형성과 AGN 엔진의 [55]힘이 다른 것으로 보인다.

가려진 세이퍼트 1이 세이퍼트 2로 보일 수 있지만, 모든 세이퍼트 2가 가려진 세이퍼트 1을 호스트해야 하는 것은 아닙니다.모든 Seyfert 2s를 구동하는 엔진이 동일한지 여부, 라디오 소음 AGN에 대한 연결, 매우 짧은 시간 척도로 두 유형 간에 변화하는 일부 AGN의 가변성 메커니즘 및 소규모 및 대규모 환경에 대한 AGN 유형의 연결은 모든 통합 모델에 통합되는 중요한 문제로 남아 있다.ve은하핵.

Swift/B에 관한 연구2022년 7월에 발간된 AT AGN은 2017년에 개설된 "방사선 규제 통일 모델"에 대한 지원을 추가한다.[57] 이 모델에서 블랙홀의 상대적 부착률('에딩턴 비율'이라고 함)은 AGN의 관측된 특징에 큰 영향을 미친다.에딩턴 비율이 높은 블랙홀은 매우 짧은 시간 내에 국소적으로 흐릿한 물질을 제거했기 때문에 손상되지 않을 가능성이 더 높은 것으로 보입니다.

우주론적 용도와 진화

오랫동안 활동 은하는 높은 밝기 때문에 광학 또는 전파 스펙트럼에서 알려진 가장 높은 적색 편이 물체에 대한 모든 기록을 보유하고 있었습니다.그들은 초기 우주의 연구에서 여전히 역할을 하고 있지만, 이제는 AGN이 "전형적인" 높은 적색 편이 은하에 대해 매우 편향된 그림을 보여준다는 것이 인식되고 있습니다.

AGN의 대부분의 발광 등급은 초기 우주에서 훨씬 더 많았던 것으로 보입니다.이는 초기에 거대한 블랙홀이 형성되었고, 현재보다 은하 중심 부근에서 차가운 가스를 훨씬 더 많이 사용할 수 있는 등 발광 AGN의 형성 조건이 초기 우주에서 더 흔했음을 암시합니다.이것은 또한 한때 발광 퀘이사였던 많은 물체들이 이제 훨씬 덜 밝거나 완전히 정지 상태임을 암시합니다.낮은 밝기의 AGN 집단의 진화는 높은 적색편이를 관측하는 것이 어렵기 때문에 훨씬 덜 알려져 있습니다.

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