세이퍼트 은하

Seyfert galaxy
II형 세이퍼트 은하인 서키너스 은하

세이퍼트 은하는 퀘이사와 함께 두 개의 가장 큰 활동 은하군 중 하나입니다.이들은 매우 높은 표면 밝기를 가진 퀘이사와 유사한 핵(매우 밝고, 멀고, 밝은 전자파 복사원)을 가지고 있으며, 스펙트럼이 강한 이온화 방출선을 [1]나타내지만 퀘이사와 달리 숙주는하가 명확하게 탐지됩니다.[2]

세이퍼트 은하는 모든[3] 은하의 약 10%를 차지하며 퀘이사보다 가깝고 덜 밝지만 퀘이사에서 일어나는 것과 같은 현상에 의해 움직이는 것으로 생각되기 때문에 천문학에서 가장 집중적으로 연구되는 물체 중 일부입니다.이 은하들은 중심부에 초거대 블랙홀을 가지고 있으며, 이 블랙홀은 낙하하는 물질의 부착 원반으로 둘러싸여 있습니다.강착 디스크는 관측된 자외선의 근원으로 여겨진다.자외선 방출 및 흡수 라인은 주변 물질의 [4]조성에 대한 최상의 진단을 제공합니다.

가시광선으로 볼 때, 대부분의 세이퍼트 은하는 일반적인 나선은하처럼 보이지만, 다른 파장에서 연구할 때, 중심부의 밝기가 은하수 [5]크기의 전체 은하와 비슷한 강도의 밝기라는 것이 분명해집니다.

세이퍼트 은하는 1943년에 [6]이 분류를 처음 기술한 칼 세이퍼트의 이름을 따서 명명되었습니다.

검출

최초로 분류된 세이퍼트 은하 중 하나인 NGC 1068(메시에 77)

세이퍼트 은하는 1908년 에드워드 A에 의해 처음 발견되었다. 패드와 베스토 슬리퍼는 릭 천문대를 이용해 "나선형 성운"으로 생각되는 천체들의 스펙트럼을 관찰하고 있었다.이들은 NGC 1068이 6개의 밝은 방출선을 보인다는 것을 알아냈으며, 이는 관측된 대부분의 천체들이 [7]별에 해당하는 흡수 스펙트럼을 나타냈기 때문에 이례적인 것으로 여겨졌습니다.

1926년 에드윈 허블은 NGC 1068과 그와 같은 두 개의 다른 "신경계"의 방출선을 보고 이들을 은하계 밖의 [8]천체들로 분류했습니다.1943년 칼 키넌 세이퍼트는 NGC 1068과 유사한 은하를 더 많이 발견했으며, 이 은하들은 광범위한 방출선을 생성하는 매우 밝은 [6]별 모양의 핵을 가지고 있다고 보고했습니다.1944년 백조 A가 160MHz에서 [9]검출됐고 1948년 분리 [10]선원이라는 것이 확인됐습니다.그것의 이중 전파 구조는 간섭계를 [11]사용하면서 명백해졌다.그 후 몇 년 동안 초신성 잔해와 같은 다른 전파원이 발견되었다.1950년대 말까지 세이퍼트 은하의 더 중요한 특징들이 발견되었는데, 그 중에는 핵이 매우 작고(즉, "분해되지 않은" 100pc 미만), 질량이 높고(태양 질량이 10배9±1 이상), 핵 방출이 최고조에 달하며(> 10년8)[12] 핵 방출의 지속 기간이 비교적 짧다는 사실도 있었다.

NGC 5793은 [13]천칭자리 방향에 있는 세이퍼트 은하입니다.

1960년대와 1970년대에 세이퍼트 은하의 성질을 더 이해하기 위한 연구가 수행되었다.세이퍼트 핵의 실제 크기를 몇 가지 직접 측정하여 NGC 1068의 방출선이 [14]직경 천 광년 이상의 영역에서 생성되었음을 확인하였습니다.세이퍼트 적색편이가 우주론에서 [15]비롯된 것인지에 대한 논란이 있었다.세이퍼트 은하까지의 거리 추정치와 그 나이는 몇 년의 시간 척도에 따라 핵의 밝기가 다르기 때문에 제한적이었다. 따라서 그러한 은하까지의 거리 및 일정한 빛의 속도에 관한 논쟁은 항상 그들의 [15]나이를 결정하는 데 사용될 수 없다.같은 시기에 세이퍼츠를 포함한 은하를 조사, 확인 및 목록화하는 연구가 이루어졌습니다.1967년부터, 벤자민 마카리안 은하는 매우 강한 자외선 방출로 구별되는 수백 개의 은하를 포함하는 목록을 발표했으며, 1973년 다른 [16]연구자들에 의해 그 중 일부 은하들의 위치가 개선되었다.그 당시에는 나선은하의 1%가 세이퍼트 [17]은하라고 믿었습니다.1977년까지 극소수의 세이퍼트 은하가 타원은하이며,[18] 대부분은 나선은하 또는 막대나선은하로 밝혀졌다.같은 기간 동안 세이퍼트 은하에 대한 분광 광도 데이터를 수집하기 위한 노력이 이루어졌습니다.세이퍼트 은하의 모든 스펙트럼이 동일해 보이지 않는다는 것이 명백해졌기 때문에 방출 스펙트럼의 특성에 따라 하위 분류되었다.타입 I와 타입 II로 간단하게 분류할 수 있으며, 그 분류는 방출선의 [19]상대적 폭에 따라 달라집니다.일부 세이퍼트 핵은 중간 특성을 나타내므로 유형 1.2, 1.5, 1.8 및 1.9로 더욱 세분화된다(분류 [20][21]참조).세이퍼트 은하에 대한 초기 조사는 이 그룹에서 가장 밝은 대표만 계산하는 데 치우쳤습니다.낮은 밝기와 가려진 세이퍼트 핵을 가진 은하를 세는 더 최근의 조사에 따르면 세이퍼트 현상은 실제로 은하의 16% ± 5%에서 발생하며, 실제로 세이퍼트 현상을 보이는 수십 개의 은하가 우리 [3]은하의 가까운 곳에 존재합니다(27Mpc 이상).세이퍼트 은하는 [22]원자핵에서 자외선이 과다한 은하 목록인 마르카리안 목록에 나타나는 은하의 상당 부분을 형성합니다.

특성.

세이퍼트 은하인 NGC 4151 중심에 있는 블랙홀의 광학 및 자외선 이미지

활동 은하핵(AGN)은 전자기 스펙트럼의 일부에 걸쳐 정상보다 높은 광도를 가진 은하의 중심에 있는 작은 영역입니다.활동적인 핵을 가진 은하는 활동적인 은하라고 불립니다.활동 은하핵은 우주에서 가장 밝은 전자기 방사원이고, 그들의 진화는 우주론적 모델에 제약을 가합니다.그 종류에 따라, 그들의 광도는 몇 시간에서 몇 년까지 일정 기간에 걸쳐 변화합니다.활동 은하의 가장 큰 두 하위 분류는 퀘이사 은하와 세이퍼트 은하이며, 두 은하 사이의 주된 차이점은 방사선의 양입니다.전형적인 세이퍼트 은하에서 핵원은 가시 파장에서 전체 은하 구성 별과 비슷한 양의 방사선을 방출하는 반면, 퀘이사에서는 핵원이 구성 별보다 최소 [1][23]100배 밝습니다.세이퍼트 은하는 매우 밝은 핵을 가지고 있으며, 광도는 10에서 1011 사이의 태양8 광도를 가집니다.그들 중 약 5%만이 전파 밝다. 그들의 방출은 감마선에서는 중간 정도이고 [24]X선에서는 밝다.이들의 가시광선과 적외선 스펙트럼은 수소, 헬륨, 질소, 산소의 매우 밝은 방출선을 보여준다.이러한 방출선은 강력한 도플러 폭 확대를 나타내며, 이는 500에서 4,000 km/s(310에서 2,490 mi/s)의 속도를 의미하며, 중앙 블랙홀을 [25]둘러싼 강착 원반 근처에서 발생한 것으로 추정됩니다.

에딩턴 휘도

주요 기사:에딩턴 휘도
활동 은하 마르카리안 1018의 [26]중심에는 초대질량 블랙홀이 있습니다.

중심 블랙홀의 질량에 대한 하한은 에딩턴 [27]광도를 사용하여 계산할 수 있습니다.이 한계는 빛이 방사선 압력을 나타내기 때문에 발생합니다.블랙홀이 발광 가스 [28]원반으로 둘러싸여 있다고 가정합니다.디스크 내의 전자-이온 쌍에 작용하는 인력 및 방사선 압력에 의해 작용하는 반발력은 모두 역제곱 법칙을 따릅니다.블랙홀이 가하는 중력이 복사압에 의한 반발력보다 작으면 복사압에 [29][note 1]의해 디스크가 날아가게 된다.

이미지는 활동 은하핵의 모델을 보여줍니다.중앙 블랙홀은 강착 원반으로 둘러싸여 있으며, 강착 원반은 토러스로 둘러싸여 있습니다.넓은 선 영역과 좁은 선 방출 영역과 핵에서 나오는 제트가 표시된다.

배출들

세이퍼트 은하의 스펙트럼에서 볼 수 있는 방출선은 강착 원반 자체의 표면에서 나올 수도 있고 이온화 원뿔의 중앙 엔진에 의해 조명되는 가스 구름에서 나올 수도 있습니다.방출 영역의 정확한 형상은 은하 중심 분해능이 낮기 때문에 판단하기가 어렵습니다.그러나, 강착 원반의 각 부분은 우리의 시선 방향에 대해 다른 속도를 가지며, 가스가 블랙홀 주위를 빠르게 회전할수록 방출선은 더 넓어집니다.마찬가지로 조명 디스크 바람도 위치에 따라 [30]속도가 달라집니다.

좁은 선은 속도가 더 낮은 활동 은하핵의 바깥쪽에서 비롯된 것으로 추정되며, 넓은 선은 블랙홀에서 더 가까운 곳에서 발생합니다.이는 좁은 라인이 검출 가능하게 변화하지 않는다는 사실로 확인되며, 이는 비교적 짧은 시간 척도로 변화할 수 있는 넓은 라인과 달리 방출 영역이 크다는 것을 의미한다.잔향 매핑은 방출 영역의 위치와 형태를 결정하기 위해 이 가변성을 사용하는 기술입니다.이 기술은 연속체의 변화에 대한 반응으로 방출된 라인의 변화를 관찰함으로써 넓은 라인 방출 영역의 구조와 운동학을 측정합니다.잔향 매핑을 사용하려면 연속체가 단일 중앙 [31]선원에서 발생한다는 가정이 필요합니다.35 AGN의 경우 중심 블랙홀의 질량과 넓은 선 [32]영역의 크기를 계산하기 위해 잔향 매핑이 사용되었다.

관측된 몇 안 되는 시끄러운 세이퍼트 은하에서, 이 전파 방출은 제트로부터의 싱크로트론 방출을 나타내는 것으로 여겨지고 있습니다.적외선 방출은 다른 대역의 방사선이 핵 근처의 먼지에 의해 재처리되기 때문입니다.가장 높은 에너지 광자는 블랙홀 [33]근처의 고온 코로나에 의한 역콤프턴 산란으로 생성된 것으로 생각된다.

분류

NGC 1097은 세이퍼트 은하의 예입니다.태양질량 1억 질량의 초대질량 블랙홀이 은하의 중심에 있습니다.블랙홀 주변은 블랙홀로 [34]떨어지는 물질로부터 많은 양의 방사선을 방출한다.

세이퍼트는 스펙트럼에 의해 나타나는 방출선에 따라 먼저 유형 I 또는 II로 분류되었다.I형 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 H I, He I 또는 He II와 같은 허용선과 O III와 같은 좁은 금지선을 모두 포함하는 넓은 선을 보여줍니다.그것들은 또한 더 좁은 허용선들을 보여주지만, 이 좁은 선들조차도 일반 은하들이 보여주는 선들보다 훨씬 더 넓습니다.그러나 II형 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 허용되거나 금지된 좁은 선만을 보여준다.금지선은 양자역학의 선택 규칙에서 일반적으로 허용되지 않는 전자 전이에 의해 발생하는 스펙트럼 선이지만, 여전히 자발적으로 발생할 가능성이 작다."금지"라는 용어는 약간 오해의 소지가 있는데, 이는 전자 전이가 금지되는 것이 아니라 매우 가능성이 [35]낮기 때문입니다.

NGC 6300은 남쪽 [36]별자리에 있는 II형 은하입니다.

경우에 따라 스펙트럼은 폭이 넓고 폭이 좁은 허용 라인을 나타내므로 타입 1.5 세이퍼트와 같이 타입 I과 타입 II 사이의 중간 유형으로 분류된다.이 은하들 중 일부의 스펙트럼은 몇 년 사이에 1.5형에서 II형으로 바뀌었습니다.그러나 특징적인 광범위한 Hα 방출선은 거의 [37]사라지지 않았다.I형과 II형 세이퍼트 은하의 차이에 대한 기원은 아직 알려지지 않았습니다.스펙트럼 라인의 광범위한 구성요소가 발견하기 매우 어려웠기 때문에 은하가 II형이라고 확인된 경우가 있습니다.어떤 사람들은 모든 II형 세이퍼트가 사실상 I형이라고 믿고 있는데, 이 경우 은하에 대한 우리의 각도로 인해 선의 광범위한 구성 요소를 발견하는 것이 불가능합니다.구체적으로 I형 세이퍼트 은하에서는 중심 콤팩트원을 다소 직접적으로 관찰하기 때문에 은하 중심에 있는 것으로 생각되는 초대질량 블랙홀 주위를 이동하는 광선 방출 영역의 고속 구름을 표본으로 삼습니다.이와는 대조적으로 II형 세이퍼트 은하는 활동핵이 가려지고 구름의 넓은 선 방출 영역에서 더 멀리 떨어진 차가운 외부 영역만 보입니다.이 이론은 세이퍼트 [38][39]은하의 "통합 계획"으로 알려져 있습니다.그러나 이 가설이 두 [38]유형 간에 관측된 모든 차이를 설명할 수 있는지는 아직 확실하지 않습니다.

I형 세이퍼트 은하

NGC 6814는 X선 [40]방출원이 매우 다양한 세이퍼트 은하입니다.

I형 세이퍼트는 중심핵에서 나오는 가시광선 외에 자외선과 X선의 매우 밝은 원천이다.스펙트럼에는 수백 km/s의 폭을 갖는 좁은 라인(속도 단위로 측정)과 최대 104 km/[41]s의 폭을 갖는 넓은 라인의 두 세트가 있다.넓은 선은 은하에 전력을 공급하는 것으로 생각되는 초질량 블랙홀의 강착 원반 위에서 발생하며, 좁은 선은 강착 원반의 넓은 선 영역 너머에서 발생합니다.두 배기 가스 모두 이온화가 심한 가스에 의해 발생합니다.넓은 선 방출은 직경 0.1~1파섹 영역에서 발생한다.광선 방출 영역 R은BLR 빛이 연속체 선원에서 라인 방출 [24]기체로 이동하는 데 걸리는 시간에 해당하는 시간 지연으로부터 추정할 수 있다.

II형 세이퍼트 은하

NGC 3081은 눈부신 [42]핵을 특징으로 하는 II형 세이퍼트 은하로 알려져 있습니다.

II형 세이퍼트 은하는 특징적인 밝은 중심핵을 가지고 있을 뿐만 아니라 적외선 [43]파장에서 볼 때 밝게 보입니다.스펙트럼에는 금지된 천이와 관련된 좁은 라인과 허용된 강한 쌍극자 또는 상호 결합 [38]천이와 관련된 넓은 라인이 포함된다.NGC 3147은 진정한 II형 세이퍼트 [44]은하로 가장 적합한 후보로 여겨지고 있습니다.일부 II형 세이퍼트 은하에서는 분광 편광 분석(편광 성분의 분광경 검사)으로 I형 영역이 가려져 있는 것이 밝혀졌습니다.NGC 1068의 경우, 먼지 구름에 반사된 핵광이 측정되었고, 이로 인해 과학자들은 밝은 연속체와 넓은 방출선 핵 주위에 가리는 먼지 토러스가 존재한다고 믿게 되었다.은하를 측면에서 볼 때, 핵은 토러스 위아래에 있는 가스와 먼지에 의한 반사를 통해 간접적으로 관찰된다.이 반사가 [45]양극화를 일으킨다.

1.2형, 1.5형, 1.8형 및 1.9형 세이퍼트 은하

1.5형 세이퍼트 은하 NGC 1275

1981년 도널드 오스터브록은 표기 유형 1.5, 1.8 및 1.9를 도입했다. 여기서 하위 분류는 스펙트럼의 광학적 외관을 기반으로 하며, 수치적으로 큰 하위 분류는 좁은 [46]선에 비해 약한 광선 성분을 가진다.예를 들어 유형 1.9는 Hα 라인에 광범위한 성분만 표시하며 고차 발머 라인에 표시되지 않습니다.타입 1.8에서는 Hα에 비해 매우 약하더라도 Hβ 선과 Hα 선에서 매우 약한 넓은 선이 검출될 수 있다.타입 1.5에서는 Hα 라인과 Hβ 라인의 강도는 [47]동등하다.

다른 세이퍼트 은하

메시에 94, 세이퍼트 같은 LINER 핵을 가진 은하

I형에서 II형(1.2형에서 1.9형 포함)으로의 세이퍼트 진행 외에도 세이퍼트와 매우 비슷하거나 세이퍼트의 하위 분류로 간주할 수 있는 다른 은하들이 있습니다.세이퍼트와 매우 유사한 것이 1980년에 발견된 저이온화 협직선 방출 전파은하(LINER)이다.이 은하들은 약한 이온화 또는 중성 원자의 강한 방출선을 가지고 있는 반면, 강한 이온화 원자의 방출선은 상대적으로 약합니다.LINER는 낮은 광도 세이퍼트와 많은 특성을 공유합니다.사실, 가시광선으로 볼 때, 그들의 숙주 은하의 지구적 특성은 구별할 수 없습니다.또한 둘 다 넓은 선 방출 영역을 나타내지만 LINERs의 선 방출 영역은 Seyferts보다 밀도가 낮습니다.[48]그러한 은하의 예로는 솜브레로 [49]은하로도 알려진 처녀자리의 M104가 있습니다.LINER이자 I형 세이퍼트 은하인 NGC 7213은 다른 AGN에 [50]비해 상대적으로 가까운 은하입니다. 또 다른 매우 흥미로운 하위 등급은 좁은 I형 은하(NLSy1)로 최근 광범위한 [51]연구 대상이 되고 있습니다.이들은 전형적인 I형 은하의 넓은 선보다 훨씬 좁은 선, 가파르고 부드러운 X선 스펙트럼, 그리고 강한 Fe를 가지고 있다.II] 배출.[52]이들의 성질은 NLSy1 은하가 젊은 AGN으로 강착률이 높으며, 이는 상대적으로 작지만 중심 블랙홀 [53]질량이 증가하고 있음을 시사합니다.NLSy1이 진화 초기 단계에 있는 은하라는 이론이 있으며, 이 이론들과 초광속 적외선 은하 또는 II형 은하 사이의 연관성이 제안되었습니다.[54]

진화

대부분의 활동 은하는 매우 멀고 큰 도플러 변화를 보여줍니다.이것은 활동 은하가 초기 우주에서 발생했으며 우주의 팽창으로 인해 매우 빠른 속도로 은하수에서 멀어지고 있음을 암시합니다.퀘이사는 가장 멀리 활동적인 은하이며, 그 중 일부는 120억 광년 떨어진 곳에서 관측됩니다.세이퍼트 은하는 [55]퀘이사보다 훨씬 더 가깝다.빛은 제한된 속도를 가지고 있기 때문에 우주에서 먼 거리를 바라보는 것은 시간을 되돌아보는 것과 같다.따라서, 원거리에서의 활동 은하핵의 관측과 가까운 우주에서의 그 희소성은 활동 은하핵이 은하 진화의 초기 단계일 수 있다는 것을 암시하는 초기 우주에서 [56]훨씬 더 흔했다는 것을 암시합니다.이것은 큰 적색 이동에서 발견되는 AGN의 국소(현대) 대응 요소에 대한 질문으로 이어진다.NLSy1s는 큰 적색편이(z>4)에서 발견된 퀘이사의 작은 적색편이일 수 있다.예를 들어 높은 금속성 또는 유사한 패턴의 방출선(강한 Fe [II], 약한 O[II])[57] 등 두 가지 성질은 유사합니다.일부 관측 결과에 따르면 핵에서 방출되는 AGN은 구형 대칭이 아니며, 원추형 영역에서 방사선이 빠져나가는 등 핵이 축대칭을 보이는 경우가 많다.이러한 관찰을 바탕으로 AGN의 다른 등급은 관측 시선에 대한 다른 방향 때문에 설명하도록 모델이 고안되었다.이러한 모델을 통합 모델이라고 합니다.통합 모형은 I형 은하와 II형 은하 사이의 차이를 망원경이 넓은 선 영역을 볼 수 없도록 하는 가려진 원인에 의해 둘러싸인 결과라고 설명합니다.이 [58]모델에는 퀘이사와 블레이저를 매우 쉽게 장착할 수 있습니다.이러한 통합 방식의 주요 문제는 일부 AGN은 무선 소음이 큰 반면 다른 AGN은 무선 소음이 적은 이유를 설명하려는 것입니다.이러한 차이는 중앙 블랙홀의 [41]스핀 차이 때문일 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.

예

다음은 세이퍼트 은하의 예입니다.

  • 중심에서 분출된 가스 고리를 가진 우리 은하
  • 센타우루스 A 또는 NGC 5128은 지구에서 볼 때 가장 밝은 세이퍼트 은하로 보이는 거대 타원은하로, 길이 100만 광년 이상의 상대론적 제트로 유명한 전파은하로도 분류됩니다.
  • 1GHz 이상의 주파수에서 볼 수 있는 최초의 전파 은하이자 하늘에서 가장 밝은 전파원인 백조자리 A
  • 하늘에서[59] 가장 잘 알려진 은하 중 하나인 소용돌이 은하 메시에 51a(NGC 5194)
  • 메시에 66(NGC 3627), 사자자리 세쌍둥이의 일부
  • 메시에 77(NGC 1068), 최초로 분류된 세이퍼트 은하[60] 중 하나
  • 센타우루스 A 다음으로 하늘에서 두 번째로 밝은 세이퍼트 은하 메시에 81(NGC 3031)
  • 큰 처녀자리 은하단의 멤버이자 하늘에서 가장 밝은 세이퍼트 은하 중 하나인 메시에 88(NGC 4501)입니다.
  • 가장 잘 알려진 세이퍼트 [61][62]은하 중 하나인 메시에 106(NGC 4258)은 22GHz [63]직선의 오르토-HO로2 보이는 수증기 메가마이저를 핵에 가지고 있습니다.
  • 확장된 HI 헤일로가 있는 은하의[64] 예인 NGC 262
  • NGC 1097은 핵에서 나오는 4개의 좁은 광학 제트를 가지고 있다.
  • 지금까지 기록된[65] 것 중 가장 낮은 B-플랫 음표를 생성하는 중앙 블랙홀 NGC 1275
  • 중앙 블랙홀이 빛의 속도로[66] 거의 회전하는 것으로 유명한 NGC 1365
  • 분류된 최초의 세이퍼트 은하[60] 중 하나인 NGC 1566
  • NGC 1672는 강력한 폭발적 항성 폭발 영역에 둘러싸인 핵을 가지고 있습니다.
  • NGC 1808, 또한 폭발적 항성 폭발 은하
  • NGC 3079는 중심에서 나오는 뜨거운 가스의 거대한 거품을 가지고 있습니다.
  • 힉슨 44 그룹에 속하는 NGC 3185
  • NGC 3259, X선의 강력한 소스이기도 합니다.
  • NGC 3783, X선의 강력한 소스이기도 합니다.
  • 또한 폭발적 항성 폭발 은하인 NGC 3982
  • NGC 4151의 중심에는 두 개의 초대질량 블랙홀이 있습니다.
  • NGC 4395는 중간 질량의 블랙홀이 중심에 있는 낮은 표면 밝기 은하입니다.
  • 지구에서 가장 가깝고 밝은 세이퍼트 은하 중 하나인 NGC 4725는 적외선으로 보이는 매우 긴 나선형 가스 구름을 가지고 있습니다.
  • 켄타우루스 A에 비교적 가까운 은하인 NGC 4945.
  • NGC 5033에는 세이퍼트 핵이 운동학적 중심에서 이동했습니다.
  • 렌즈형 세이퍼트 은하의 예인 NGC 5548
  • 초광속 적외선 은하(ULIRG)로도 분류되는 NGC 6240
  • 3CRR 카탈로그에서[67] 가장 밝은 X선 저여자 전파 은하인 NGC 6251
  • NGC 6264, AGN과 연관된 세이퍼트 II입니다.
  • NGC 7479, 광학 암과 반대 방향으로 팔을 벌리고 있는 나선 은하
  • NGC 7742, 막힘이 없는 나선 은하, 계란 프라이 은하로도 알려져 있습니다.
  • NGC 1097과 유사한 핵을 가진 나선 은하 IC 2560
  • Seyfert galaxy Messier 51

    세이퍼트 은하 메시에 51

  • Seyfert galaxy Messier 88

    세이퍼트 은하 메시에 88

  • Seyfert galaxy Centaurus A

    세이퍼트 은하 센타우루스 A

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 블랙홀의 중력grav F는 다음을 사용하여 계산할 수 있습니다.
    여기서 G는 중력 상수, m은p 양성자 질량, MBH,r은 각각 블랙홀의 질량과 반지름이다.
    구면 대칭을 가정한 별에서와 같이 외부 복사력rad F를 도출한다.
    여기서 p는 운동량, t는 시간, c는 빛의 속도, E는 에너지, θ는t 톰슨 단면, L은 광도이다.
    블랙홀의 광도는 다음과 같은 경우에 주어지는 에딩턴 광도Eddington L보다 작아야 한다.
    여기서solar M은 태양의 질량이고solar L은 태양 광도이다.
    따라서 관측된 밝기(에딩턴 밝기보다 작음)로 볼 때, 활동 은하 중심에 있는 중심 블랙홀의 질량에 대한 대략적인 하한치를 추정할 수 있습니다.이 유도는 널리 사용되는 근사치이지만, 강착 디스크의 실제 형상을 고려할 때 결과가 고전적인 값과 상당히 다를 수 있다는 것을 알 수 있습니다.

레퍼런스

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