활성 은하 핵이란 무엇입니까?

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1970 년대에 천문학 자들은 은하수 중심에 콤팩트 한 라디오 소스를 인식하게되었습니다.이 은하수는 궁수 자리 A라고 불렀습니다. 수십 년에 걸친 관측과 탑재 증거가이 라디오 방출 원은 실제로는 초 거대 블랙홀 (SMBH). 그 이후로 천문학 자들은 우주의 모든 큰 은하의 중심에있는 SMBH를 이론화했습니다.

대부분의 경우이 블랙홀은 조용하고 보이지 않으므로 직접 관찰 할 수 없습니다. 그러나 물질이 거대한 턱에 떨어지면 방사선으로 빛을 발산하여 나머지 은하계보다 더 많은 빛을 방출합니다. 이 밝은 중심은 Active Galactic Nuclei로 알려져 있으며 SMBH의 존재에 대한 가장 강력한 증거입니다.

기술:

AGN (Active Galactic Nuclei)에서 관측 된 광도의 막대한 폭발은 초 거대 블랙홀 자체에서 나오지 않습니다. 한동안 과학자들은 빛조차도 블랙홀의 이벤트 호라이즌을 벗어날 수 없다는 것을 이해했습니다.

대신, 라디오, 전자 레인지, 적외선, 광학, 자외선 (UV), X- 선 및 감마선 파장 대역의 방출을 포함하여 방대한 양의 방사선이 검은 색을 둘러싸고있는 차가운 물질 (가스 및 먼지)에서 나옵니다. 구멍. 이것들은 초 거대 블랙홀을 선회하는 점진적인 디스크를 형성하고 점차적으로 먹이를 공급합니다.

이 지역의 놀라운 중력은 수백만 켈빈에 도달 할 때까지 디스크의 재료를 압축합니다. 이것은 밝은 방사선을 발생시켜 광학 UV 파장대에서 최고인 전자기 에너지를 생성합니다. 뜨거운 재료의 코로나도 accretion disc 위에 형성되며 X- 선 에너지까지 광자를 산란시킬 수 있습니다.

AGN 방사선의 상당 부분은 축적 디스크 근처의 성간 가스와 먼지에 의해 가려 질 수 있지만 적외선 파장 대역에서 재 방사 될 가능성이 있습니다. 따라서 대부분의 전자기 스펙트럼은 차가운 물질과 SMBH의 상호 작용을 통해 생성됩니다.

초 거대 블랙홀의 회전 자기장과 가속 디스크 사이의 상호 작용은 또한 상대 속도 (즉, 광 속도의 상당 부분)로 블랙홀 위와 아래에서 재료를 발사하는 강력한 자기 제트를 생성합니다. 이 제트기는 수십만 광년 동안 연장 될 수 있으며 관측 된 방사선의 두 번째 잠재적 공급원입니다.

AGN의 종류 :

일반적으로 과학자들은 AGN을 두 가지 범주로 나누는데,이를 "무선 소음"및 "무선 소음"핵이라고합니다. 무선 음량 카테고리는 accretion 디스크와 제트기에서 생성 된 무선 방출을 갖는 AGN에 해당합니다. 무선 또는 조용한 AGN은 모든 제트 또는 제트 관련 방출이 무시할 수 있다는 점에서 더 간단합니다.

Carl Seyfert는 1943 년 AGN의 첫 번째 등급을 발견했으며, 이것이 이제 그의 이름을 지니고있는 이유입니다. "Seyfert galaxies"는 방출 선으로 알려진 무선 조용한 AGN의 한 유형으로, 그것들을 기반으로 두 가지 범주로 세분됩니다. 제 1 형 세이퍼 트 은하들은 좁고 넓은 광 방출 선을 가지고 있으며, 이는 고밀도 가스의 구름과 핵 근처에서 1000 – 5000 km / s 사이의 가스 속도를 의미한다.

대조적으로, 타입 2 세이퍼 트는 좁은 배출 라인만을 갖는다. 이 좁은 선은 핵에서 더 먼 거리에있는 저밀도 가스 구름과 약 500 ~ 1000 km / s의 가스 속도로 인해 발생합니다. Seyferts뿐만 아니라 다른 저소음 무선 은하계에는 무선 저소음 퀘이사와 LINER이 포함됩니다.

낮은 이온화 핵 방출 선 영역 은하 (LINER)는 Seyfert 2 은하와 매우 유사하지만, 이름이 낮은 이온화 선 (이름에서 알 수 있듯이)은 매우 강합니다. 그것들은 현존하는 가장 낮은 광도의 AGN이며, 실제로 그들이 초 거대 블랙홀 (supermassive black hole)에 대한 액세스에 의해 구동되는지 궁금합니다.

라디오 시끄러운 은하들은 또한 라디오 은하, 퀘이사 및 블라 자르와 같은 카테고리로 세분 될 수있다. 이름에서 알 수 있듯이 전파은하는 강력한 전파 방출 원인 타원형 은하입니다. 퀘이사는 Seyferts와 유사한 스펙트럼을 갖는 가장 빛나는 AGN 유형입니다.

그러나, 별의 흡수 특성이 약하거나 없거나 (가스 측면에서 밀도가 낮을 수 있음을 의미) 좁은 방출 라인이 Seyferts에서 볼 수있는 넓은 라인보다 약하다는 점에서 다릅니다. Blazars는 무선 소스 인 AGN의 매우 가변적 인 클래스이지만 스펙트럼에 방출 선을 표시하지 않습니다.

발각:

역사적으로, 은하 중심에서 AGN으로 식별 될 수있는 많은 특징이 관찰되었다. 예를 들어, 부착 디스크를 직접 볼 수있을 때마다 핵-광 방출을 볼 수 있습니다. 핵에 가까운 가스와 먼지로 인해 부착 디스크가 가려 질 때마다 적외선 방출로 AGN을 감지 할 수 있습니다.

그런 다음 서로 다른 유형의 AGN과 관련된 넓고 좁은 광 방출 라인이 있습니다. 전자의 경우, 차가운 물질이 블랙홀에 가까워 질 때마다 생성되며, 방출 된 물질이 블랙홀 주위에서 고속으로 회전 한 결과 (발산 된 광자의 도플러 편이 범위). 전자의 경우, 더 먼 차가운 물질이 원인이되어 배출 라인이 좁아집니다.

다음으로 무선 연속체 및 x- 선 연속체 방출이 있습니다. 무선 방출은 항상 제트의 결과 인 반면, 전자기 방사선이 산란 된 제트 또는 핫 코로나에서 엑스레이 방출이 발생할 수 있습니다. 마지막으로, X- 선 방출은 X- 선 방출이 핵과 핵 사이에있는 차가운 무거운 물질을 비출 때 발생합니다.

이 징후들은 단독으로 또는 조합하여 천문학 자들이 은하 중심에서 수많은 탐지를하게 할뿐만 아니라 다양한 종류의 활성 핵을 식별 할 수있게했다.

은하수 :

은하수의 경우, 지속적인 관찰에 따르면 궁수 자리 A에 축적 된 물질의 양은 비활성 은하 핵과 일치하는 것으로 나타났습니다. 그것은 과거에 활성 핵을 가지고 있다고 이론화되어 왔지만 그 이후로 무선 조용한 단계로 전환했습니다. 그러나 수백만 (또는 수십억) 년 후에 다시 활성화 될 수도 있다는 이론도 있습니다.

안드로메다 은하가 수십억 년 안에 우리와 합쳐지면 그 중심에있는 초대형 블랙홀이 우리와 합쳐져 훨씬 더 강력하고 강력한 것입니다. 이 시점에서, 은하의 핵 – 밀 크롬 다 (안드로 키) 은하? – 활성화하기에 충분한 재료가 있어야합니다.

활동 은하 핵의 발견은 천문학 자들이 몇 가지 다른 종류의 은하들을 함께 묶을 수있게 해주었다. 또한 천문학 자들은 은하의 크기가 핵심 행동에 의해 어떻게 식별되는지 이해할 수있게되었습니다. 마지막으로 천문학 자들은 과거에 어떤 은하들이 합병을 겪었는지, 그리고 언젠가 우리에게 어떤 일이 일어날 지 이해하는 데 도움이되었습니다.

우주 잡지의 은하에 관한 많은 기사를 썼습니다. 다음은 초 거대 블랙홀 엔진에 연료를 공급하는 것, 은하수가 블랙홀이 될 수 있습니까?, 초 거대 블랙홀이 무엇입니까?

자세한 내용은 허블 사이트의 은하에 관한 뉴스 자료를 참조하십시오. 여기는 은하에 관한 NASA의 과학 페이지입니다.

천문학 캐스트는 또한 은하 핵과 초 거대 블랙홀에 관한 에피소드를 가지고 있습니다. 여기 에피소드 97 : 은하와 에피소드 213 : 초대형 블랙홀이 있습니다.

출처: