저이온화 핵방출선 영역

Low-ionization nuclear emission-line region
허블 우주 망원경(HST)에서 관측된 솜브레로 은하(M104)입니다.솜브레로 은하는 LINER [1]은하의 한 예입니다.크레딧 : HST/NASA/ESA.

저이온화 핵 방출선 영역(LINER)은 스펙트럼 선 방출로 정의되는 은하핵의 한 종류이다.스펙트럼에는 일반적으로 O, O+, N+, S와+ 같은 약 이온화 또는 중성 원자의 라인 방출이 포함된다.반대로 O, Ne++, He와+ 같은 강한++ 이온화 원자에 의한 스펙트럼선 방출은 상대적으로 [2]약하다.은하핵의 등급은 [2]1980년에 발표된 은하핵의 스펙트럼에 관한 일련의 논문의 세 번째에서 티모시 헥먼에 의해 처음 확인되었다.

LINER 은하의 인구 통계

LINER를 포함하는 은하는 LINER 은하라고 합니다.LINER 은하는 매우 흔합니다. 근처의 모든 은하 중 약 1/3(약 20-40Mpc 이내의 은하)이 LINER [2][3]은하로 분류될 수 있습니다.LINER 은하의 약 75%는 타원 은하, 렌즈상 은하 또는 S0/a-Sab 은하(큰 팽대부와 단단히 감긴 나선 은하)입니다.LINER는 Sb-Scd 은하(작은 팽대부와 느슨하게 감긴 나선 은하)에서 덜 자주 발견되며, 근처의 불규칙 [3]은하에서는 매우 희귀합니다.LINER는 또한 두 은하가 서로 충돌할 때 자주 형성되는 적외선 광도에 의해 정의되는 은하인 발광적외선은하(LIRG)에서도 흔히 발견될 수 있습니다.LIRG의 약 4분의 1에 LINER가 [4]포함되어 있을 수 있습니다.

과학적 논의: 에너지원과 이온화 메커니즘

LINER는 두 가지 주요 논쟁의 중심에 있었다.첫째, 천문학자들은 이 은하들의 중심에 있는 이온화된 가스를 흥분시키는 에너지의 원천에 대해 논의해왔다.일부 천문학자들은 초대질량 블랙홀을 가진 활동 은하핵(AGN)이 LINER 스펙트럼 [2][5]방출의 원인이라고 주장했습니다.다른 천문학자들은 이 방출이 별의 형성 [6][7]영역에 의해 추진된다고 주장했다.또 다른 큰 문제는 이온이 어떻게 흥분하는지에 관한 것이다.일부 천문학자들은 가스를 통해 전파되는 충격파가 [2]가스를 이온화시킬 수 있다고 제안했고, 다른 천문학자들은 광이온화(자외선에 의한 이온화)가 [5][6][7]원인일 수 있다고 제안했습니다.

LINER는 밝기와 형태가 다른 다양한 물체에서 발견되기 때문에 이러한 논쟁은 복잡하다.또한 LINER의 에너지원에 대한 논쟁은 항성 형성 영역의 빛 또는 AGN의 빛이 LIRG에서 [4]볼 수 있는 고적외선 광도를 생성하는지 여부에 대한 유사한 논쟁과 얽혀 있다.

LINER 방출에 대한 에너지원과 들뜸 메커니즘은 아직 연구 중이지만, 많은 LINER는 종종 [1]AGN으로 언급된다.

LINER의 별 형성

별의 형성과 LINER 활동 사이의 연관성을 탐구하기 위해 여러 조사가 수행되었다.만약 별 형성 활동과 LINER 활동 사이에 연관성이 발견된다면, LINER가 별 형성 영역에서 발견되는 뜨거운 가스에 의해 작동될 가능성이 높아집니다.그러나 LINER에서 별의 형성을 찾을 수 없다면 LINER 방출의 동력이 되는 별의 형성은 제외됩니다.

LINER를 사용한 LIRG의 항성 형성

스피처 우주 망원경으로 최근 관측한 결과 발광적외선 은하(LIRG)의 LINER 방출과 별 형성 활동 사이에 분명한 연관성이 있는 것으로 나타났습니다.LINER를 사용하는 LIRG의 중적외선 스펙트럼은 항성생성 활동에 의해 적외선-밝기 LINER가 작동한다는 것을 암시하는 폭발적 항성생성 은하의 중적외선 스펙트럼과 유사한 것으로 나타났다.그러나 AGN의 일부 중적외선 스펙트럼선 방출도 이러한 은하에서 감지되었으며, 이는 별 형성이 이러한 [8]은하에서 유일한 에너지원이 아닐 수 있음을 나타냅니다.

LINER가 있는 정상 은하의 별 형성

그러나 LINER가 있는 근처의 정상 은하는 다르게 보입니다.몇 가지 근적외선 분광 조사를 통해 정상 은하에서 별의 [9]형성에 의해 구동될 수 있는 LINER가 확인되었습니다.그러나 인근 은하에 있는 대부분의 LINER는 별 형성 [9][10][11]활동 수준이 낮습니다.게다가 많은 LINER의 항성 집단은 매우 [12][13][11]오래된 것으로 보이며, 스피처 우주 망원경으로 관측된 중적외선 스펙트럼은 별의 [8]형성에 예상되는 스펙트럼과 유사하지 않다.이러한 결과는 일부 예외가 분명히 존재하지만, 인근 정상 은하에 있는 LINER의 대부분은 별 형성에 의해 작동되지 않을 수 있음을 보여줍니다.

주목할 만한 LINER 은하

「 」를 참조해 주세요.

  • 세이퍼트 은하 - AGN을 포함하는 또 다른 은하 분류

레퍼런스

  1. ^ a b c d e f L. C. Ho; A. V. Filippenko; W. L. W. Sargent (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies". Astrophysical Journal Supplement. 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041.
  2. ^ a b c d e T. M. Heckman (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies - Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics. 87: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H.
  3. ^ a b L. C. Ho; A. V. Filippenko; W. L. W. Sargent (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal. 487 (2): 568–578. arXiv:astro-ph/9704108. Bibcode:1997ApJ...487..568H. doi:10.1086/304638.
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  5. ^ a b L. C. Ho; A. V. Filippenko; W. L. W. Sargent (1993). "A Reevaluation of the Excitation Mechanism of LINERs". Astrophysical Journal. 417: 63–81. Bibcode:1993ApJ...417...63H. doi:10.1086/173291.
  6. ^ a b R. Terlevich; J. Melnick (1985). "Warmers - The missing link between Starburst and Seyfert galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 213: 841–856. Bibcode:1985MNRAS.213..841T. doi:10.1093/mnras/213.4.841.
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  13. ^ R. M. González Delgado; R. Cid Fernandes; E. Pérez; L. P. Martins; T. Storchi-Bergmann; H. Schmitt; T. Heckman; C. Leitherer (2004). "The Stellar Populations of Low-Luminosity Active Galactic Nuclei. II. Space Telescope Imaging Spectrograph Observations" (PDF). Astrophysical Journal. 605 (1): 127–143. arXiv:astro-ph/0401414. Bibcode:2004ApJ...605..127G. doi:10.1086/382216.