Galaktyka aktywna: Różnice pomiędzy wersjami

Usunięte 11 bajtów ,  12 lat temu
m
robot poprawia: tr:Etkin çekirdekli galaksi; zmiany kosmetyczne
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
(drobne techniczne)
m (robot poprawia: tr:Etkin çekirdekli galaksi; zmiany kosmetyczne)
'''Galaktyka aktywna''' – [[galaktyka]], w której energia w znaczącej ilości nie jest emitowana przez jej normalne składniki, czyli: [[gwiazda|gwiazdy]], [[materia międzygwiazdowa|pył i gaz międzygwiazdowy]]. Ta część energii, zależnie od typu galaktyki aktywnej, może być emitowana w szerokim zakresie [[Promieniowanie elektromagnetyczne|widma elektromagnetycznego]] jako [[podczerwień]], [[fale radiowe]], [[ultrafiolet]], [[promieniowanie rentgenowskie]] oraz [[promieniowanie gamma]].
 
Aktywność galaktyki jest wynikiem procesów zachodzących w jej jądrze, stąd często wymiennie używa się określenia "aktywne galaktyki" i "aktywne jądra galaktyk", szczególnie w języku angielskim ("Active galaxies" oraz ''Active Galactic Nuclei'', w skrócie AGN). W części aktywnych galaktyk obserwuje sie [[Dżet (astronomia)|dżety]] - strugi materii mogące rozciągać się na bardzo duże odległości, zasilając tym samym rozległe struktury (np. [[radiogalaktyka|radiogalaktyki]], [[kwazar]]y). Jednakże we wszystkich przypadkach aktywne jądro lub centralny 'silnik' jest fundamentalnym źródłem energii.
 
Standardowy model zakłada, że energia wytwarzana jest podczas opadania materii na [[czarna dziura|supermasywną czarną dziurę]] o masie 10<sup>5</sup> - 10<sup>10</sup> [[masa Słońca|M<sub>☉</sub>]] (mas [[Słońce|Słońca]]) (Vestergaard i in., 2008; Ghosh i in. 2008). [[Moment pędu]] jest przyczyną, dla której materia opadając spłaszcza się do [[dysk akrecyjny|dysku akrecyjnego]]. Dyssypacja energii prowadzi do silnego grzania, powodując że materia ta staje się gorącą [[plazma|plazmą]]. Zjonizowana i poruszająca się plazma może być źródłem silnego [[pole magnetyczne|pola magnetycznego]] powstającego poprzez mechanizm [[Dynamo magnetohydrodynamiczne|dynama magnetohydrodynamicznego]].
* obiekty typu 2 (bez szerokich linii emisyjnych).
 
Do typu 1 zalicza się niemal wszystkie [[kwazar]]y, [[galaktyka Seyferta|galaktyki Seyferta]] typu 1 oraz [[radiogalaktyka|radiogalaktyki]] z szerokimi liniami emisyjnymi. Do typu 2 należą nieliczne kwazary, galaktyki Seyferta typu 2 oraz radiogalaktyki z wąskimi liniami emisyjnymi.
 
Być może w przypadku galaktyk słabo aktywnych istnieją obiekty typu 2, w których brak obszaru szerokich linii emisyjnych nie wynika z przesłaniania przez pył, ale z rzeczywistego braku tego obszaru w związku z brakiem chłodnego dysku akrecyjnego w wewnętrznych obszarach. Jest to obecnie przedmiotem badań.
W obiektach radiowo głośnych ze względu na występowanie wąskiego relatywistycznie poruszającego się dżetu kąt obserwacji ma jeszcze większe znaczenie niż w obiektach radiowo cichych. Obiekty obserwowane pod bardzo małym kątem to [[blazar]]y.
 
=== Jasność (tempo akrecji) w stosunku do masy centralnej czarnej dziury ===
Decydujący wpływ na przebieg zjawiska [[Akrecja (astronomia)|akrecji]] ma także jasność aktywnej galaktyki w stosunku do masy jej czarnej dziury. Stosunek jasności obiektu do [[jasność Eddingtona|jasności Eddingtona]] ma związek z gęstością opadającej materii i jej możliwością chłodzenia. Z tego punktu widzenia aktywne galaktyki można podzielić na trzy klasy:
* '''galaktyki silnie aktywne''' - o stosunku jasności do jasności Eddingtona bliskim 1. Do tej grupy należą przede wszystkim kwazary, a także niektóre galaktyki Seyferta (tak zwane NLS1). W obiektach tych akrecja zasadniczo zachodzi za pośrednictwem chłodnego dysku akrecyjnego
* '''galaktyki średnio aktywne''' - o stosunku jasności do jasności Eddingtona ok. 0,01. Do tej grupy należą galaktyki Seyferta i część radiogalaktyk. W obiektach tych występuje chłodny dysk akrecyjny, ale najprawdopodobniej nie rozciąga się do bezpośrednich okolic czarnej dziury. W bezpośredniej bliskości czarnej dziury dysk ulega rozerwaniu, a powstaje gorąca optycznie cienka plazma.
* '''galaktyki słabo aktywne''' - o stosunku jasności do jasności Eddingtona poniżej 0,0001. W obiektach takich chłodny dysk może w ogóle nie występować. Badanie słabo aktywnych galaktyk jest jednak trudne obserwacyjnie właśnie ze względu na małą jasność ich jąder i trudności w oddzieleniu emisji jądra od emisji gwiazd galaktyki. Klasa ta właściwie łączy się pośrednio z klasą galaktyk nieaktywnych, takich jak [[Droga Mleczna]].
 
Historycznie obiekty dzielono nie ze względu na stosunek jasności do jasności Eddingtona, ale na możliwość obserwacji galaktyki macierzystej, czyli na kwazary oraz galaktyki. Postęp technik obserwacyjnych rozmył tę granicę (na przykład [[Kosmiczny Teleskop Hubble'a]] pozwolił na obserwacje galaktyk macierzystych najbliższych kwazarów, w tym 3C 273). Z drugiej strony klasyfikowanie według stosunku jasności do jasności Eddingtona jest trudniejsze, ponieważ wymaga określenia jasności całkowitej oraz widma promieniowania w szerokim zakresie (optycznym i rentgenowskim) lub określenia masy czarnej dziury.
 
== Wybrane galaktyki aktywne ==
[[sv:Aktiv galaxkärna]]
[[th:นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์]]
[[tr:Etkin çekirdekli gökadalargalaksi]]
[[vi:Nhân thiên hà hoạt động]]
[[zh:活动星系核]]
324 544

edycje