In der Astronomie ist eine aktive Galaxie eine Galaxie , in der sich ein aktiver Kern befindet (genauer gesagt ein aktiver Galaxienkern , abgekürzt NAG oder AGN nach dem englischen Begriff Active Galactic Nucleus ). Dieser Kern ist eine kompakte Region im Zentrum der Galaxie, deren Leuchtkraft zumindest in einem Bereich des elektromagnetischen Spektrums ( Radiowellen , Infrarot , sichtbares Licht , Ultraviolett , Röntgenstrahlen und / oder Gamma) viel intensiver als normal ist Strahlen ) mit Eigenschaften, die zeigen, dass diese starke Leuchtkraft nicht stellaren Ursprungs ist. Die Strahlung von der NAG würde theoretisch aus der Akkretion durch ein supermassives Schwarzes Loch resultieren, das sich im Zentrum der Wirtsgalaxie befindet. NAGs sind die hellsten kontinuierlichen Quellen elektromagnetischer Strahlung im Universum und ermöglichen als solche die Erkennung entfernter Objekte. Ihre Entwicklung als Funktion der kosmischen Zeit stellt auch Einschränkungen für kosmologische Modelle dar .
Lange Zeit argumentiert, dass NAGs durch Akkretion um massive Schwarze Löcher (im Bereich von 10 6 bis 10 10 Sonnenmassen ) befeuert werden sollten . NAGs sind über lange Zeiträume sowohl kompakt als auch extrem hell: Akkretion kann möglicherweise zu einer effizienten Umwandlung von Potential und kinetischer Energie führen ; Massive Schwarze Löcher haben eine hohe Eddington-Grenze , was die dauerhafte Seite einer solchen Kernhelligkeit erklären kann. Es wird angenommen, dass supermassive Schwarze Löcher nicht immer im Zentrum einer massiven Galaxie existieren: Die Masse eines Schwarzen Lochs korreliert eng mit der Streuung der Geschwindigkeiten oder der Helligkeit der galaktischen Glühbirne . Somit werden die Eigenschaften von NAGs immer dann beobachtet, wenn sich eine bestimmte Menge Materie dem Einflussbereich des zentralen Schwarzen Lochs nähert .
Im Standardmodell von NAG bilden kalte Materialien in der Nähe des zentralen Schwarzen Lochs eine Akkretionsscheibe . Das erwartete Spektrum für die Akkretionsscheibe eines supermassiven Schwarzen Lochs zeigt einen Peak im ultravioletten und sichtbaren Licht ; Zusätzlich bildet sich über der Akkretionsscheibe eine Korona aus heißem Material, die eine umgekehrte Compton-Streuung verursachen kann, die größer als die Röntgenenergie ist. Die Strahlung von der Akkretionsscheibe regt kalte Atommaterialien in der Nähe des Lochs an. Schwarz. Ein Großteil der Primärleistung eines NAG kann durch Staub oder Gas in der Nähe der Akkretionsscheibe verdeckt werden . Diese absorbieren die Strahlung und emittieren sie bei anderen Wellenlängen wieder , meist in Form von Infrarot .
Einige Akkretionsscheiben erzeugen Strahlen , ein Paar extrem schneller "Materialstrahlen", die in der Nähe der Scheibe austreten (die Richtung des Strahls kann entweder durch den Drehimpuls der Scheibenachse oder durch die Drehachse des Schwarzen Lochs bestimmt werden ). Die Mechanismen der Jet-Produktion und ihre Zusammensetzung in kleinen Maßstäben sind noch wenig bekannt, da Beobachtungen keine Unterschiede zwischen verschiedenen theoretischen Modellen unterscheiden können. Sie sind besonders im Bereich der Radiowellen sichtbar ; Die Interferometrie mit sehr langer Grundlinie kann verwendet werden, um die Strahlung zu untersuchen, die sie über Entfernungen von weniger als Parsec emittieren . Sie sind jedoch auf allen Wellenlängen sichtbar , von Radiowellen bis zu Gammastrahlen , insbesondere dank der umgekehrten Compton-Streuung . NAGs, die Jets produzieren, haben somit eine zweite (potenzielle) Quelle für kontinuierliche Emissionen.
Schließlich ist zu beachten, dass es eine „strahlend ineffiziente“ Kategorie von Lösungen für die Gleichungen bezüglich der Akkretion gibt. Das bekannteste davon ist die Akkretion, die vom Advektionsfluss dominiert wird . Bei dieser Art der Akkretion bildet die Materie, die einer Akkretion unterzogen wird, keine dünne Scheibe und treibt daher die Energie, die sie während der Bewegung in der Nähe des Schwarzen Lochs gewonnen hat, nicht weg. Die Existenz dieser Art von Akkretion könnte den Mangel an Kraft der Strahlung erklären, die von dem supermassiven Schwarzen Loch im Zentrum bestimmter elliptischer Galaxien emittiert wird . Andernfalls würde man erwarten, dass die hohen Akkretionsraten hohen Leuchtdichten entsprechen. Strahlungsineffiziente NAGs könnten auch das Fehlen vieler anderer Merkmale bei einigen NAGs erklären, die mit einer Akkretionsscheibe ausgestattet sind.
Es gibt keine eindeutige Beobachtungssignatur für NAGs. Die folgende Liste enthält einige wichtige Elemente, die die Identifizierung von Systemen als NAGs ermöglicht haben.
Die aktiven Kerne von Galaxien sind in der Regel in zwei Klassen eingeteilt: Radio-silent ( Radio-leise auf Englisch) und Radio noisants ( radiolauten in englischer Sprache). Bei den Objekten der zweiten Kategorie tragen die Jets und Lappen, die sie aufblasen, zumindest im Funkbereich weitgehend zur Leuchtkraft der Galaxie bei. Funkstille Objekte sind einfacher, da die Düsen und die zugrunde liegenden Emissionen vernachlässigt werden können.
Einheitliche NAG-Modelle gruppieren zwei oder mehr Objektklassen auf der Grundlage traditioneller Beobachtungsklassifikationen, indem sie vorschlagen, dass tatsächlich ein einziger Typ eines physischen Objekts unter verschiedenen Bedingungen beobachtet wird. Die bislang beliebtesten einheitlichen Modelle sind die „orientierungsbasierten Modelle“. Dies deutet darauf hin, dass die offensichtlichen Unterschiede zwischen diesen Objekttypen einfach auf unterschiedliche Ausrichtungen in Bezug auf die Sichtlinie des Betrachters zurückzuführen sind.
Bei niedrigen Leuchtdichten sind die zu vereinheitlichenden Objekte die Seyfert-Galaxien. Die einheitlichen Modelle schlagen vor, dass die Seyfert 1 mit direktem Blick auf den aktiven Kern beobachtet werden; wie wir den Kern des Seyfert 2 durch verdeckte Strukturen sehen, die die Emissionslinien verändern, die wir auf der Erde beobachten. Die Grundidee orientierungsabhängiger Akkretionsmodelle besteht darin, dass zwei Objekte, die anscheinend zu verschiedenen Kategorien gehören, zu demselben gehören können, wenn sie durch unterschiedliche Sichtlinien betrachtet werden. Das Standardbild besteht aus einem Torus aus undurchsichtigem Material, der die Akkretionsscheibe umgibt. Es muss dick genug sein, um die breiten Linien zu verbergen, aber dünn genug, um die schmalen Linien, die in beiden Objektklassen beobachtet werden, passieren zu lassen. Ein solcher Torus wurde zum ersten Mal um den aktiven Kern der Galaxie Cygnus A beobachtet ; sein Durchmesser wäre 528 Stk. und seine Höhe 286 Stk . Die Seyfert 2 sind durch diesen Torus zu sehen. Auf der Außenseite dieses Torus befinden sich Materialien, die einen Teil der nuklearen Emissionen in Richtung unserer Sichtlinie ablenken können, wodurch wir bestimmte Emissionen von Röntgenstrahlen und sichtbarem Licht und in einigen Fällen von Lichtstrahlen beobachten können. “Breite Sendungen - Diese sind dann stark polarisiert, was zeigt, dass sie abgelenkt wurden, und beweist, dass einige Seyfert 2 tatsächlich einen versteckten Seyfert 1 "enthalten". Infrarotbeobachtungen stützen diese Theorie.
Bei stärkeren Leuchtdichten ersetzen die Quasare den Seyfert 1, aber die entsprechenden „Quasare 2“ sind bisher hypothetisch. Wenn sie nicht die abweichende Komponente des Seyfert 2 haben, sind sie, abgesehen von ihren feinen Linien und starken Röntgenstrahlen, schwer zu erkennen.
In der Vergangenheit konzentrierten sich die Arbeiten zur Vereinheitlichung von Objekten mit Funkgeräuschen auf sehr helle Quasare mit Funkgeräuschen. Diese können analog zur Vereinheitlichung von Seyfert 1 und 2 durch ihre schmalen Emissionslinien zusammengefasst werden (jedoch ohne die Komplikation der Reflektorkomponente: Radiogalaxien, die schmale Linien emittieren, zeigen keine kontinuierlichen Kernemissionen oder reflektierten Röntgenfluss, obwohl sie gelegentlich polarisierte breite Linien emittieren). Die großflächigen Funkstrukturen dieser Objekte haben gezeigt, dass orientierungsbasierte Vereinigungsmodelle wahr sind. Sofern verfügbar, stützen die durch Röntgenbeobachtungen gelieferten Beweise die Vereinigungsthese: Radiogalaxien zeigen Beweise für die Verschleierung durch einen Torus der Materie, während Quasare dies nicht tun. Es sollte jedoch darauf geachtet werden, dass radioaktiv verrauschte Objekte auch eine Komponente aufweisen, die sich auf kleine Jets bezieht. Daher muss auf eine hohe Auflösung zurückgegriffen werden, um die thermischen Emissionen von heißen Gasen in großem Maßstab zu trennen. In kleinen Winkeln zur Sichtlinie dominieren die Jets das Bild und wir können einige Arten von Blazar sehen.
Die meisten Radiogalaxien sind jedoch schwache und schwach angeregte Objekte. Diese weisen keine starken Linien optischer Emissionen nuklearen Ursprungs auf - ob schmal oder breit -, haben eine durchgehende Linie in der Optik, die zufällig relativ zum Strahl ist, und ihre Emission in Strahlen X kommt auch nur vom Strahl allein. Diese Objekte können nicht mit Quasaren vereinheitlicht werden, obwohl sie sehr helle Objekte im Funkbereich enthalten, da der Torus den Bereich schmaler Linien niemals im erforderlichen Ausmaß maskieren kann und auch weil Infrarotstudien zeigen, dass sie dies nicht tun eine versteckte nukleare Komponente. Tatsächlich gibt es in diesen Objekten absolut keinen Beweis für die Existenz eines Torus. Sie bilden daher sehr wahrscheinlich eine separate Klasse, in der nur die Emissionen in Bezug auf die Jets zählen. In kleinen Winkeln der Sichtlinie erscheinen sie als BL Lac-Objekte.
Aktive Galaxien hielten lange Zeit aufgrund ihrer hohen Leuchtkraft (sowohl in der Optik als auch in den Radiowellen) den Rekord für die größte Rotverschiebung : Sie spielen immer noch eine Rolle bei der Erforschung der Anfänge des Universums . Dennoch wissen wir jetzt, dass NAGs von Natur aus ein sehr voreingenommenes Bild der "typischen" Galaxie mit hoher Rotverschiebung liefern.
Interessanter ist die Untersuchung der Entwicklung der NAG-Populationen. Die meisten leuchtenden NAG-Klassen (Funkstumm und Funkgeräusch) scheinen im jungen Universum viel zahlreicher gewesen zu sein. Dies deutet darauf hin, dass sich relativ früh massive Schwarze Löcher gebildet haben und dass die Bedingungen für die Bildung von leuchtenden NAGs in den frühen Tagen des Universums leichter verfügbar waren - zum Beispiel gab es im Zentrum der Galaxien viel mehr kaltes Gas als dort. es gibt jetzt keine. Dies impliziert auch, dass eine große Anzahl von Objekten, die leuchtende Quasare waren, viel weniger oder sogar fast dunkel sind. Die Entwicklung von NAG-Populationen bei schlechten Lichtverhältnissen ist aufgrund der Schwierigkeit, diese Objekte bei hohen Rotverschiebungen zu erfassen und zu beobachten, viel weniger begrenzt.