Galaktyka aktywna: Różnice pomiędzy wersjami

Dodane 94 bajty ,  8 lat temu
poprawa linków do przek., drobne redakcyjne, lit.
[wersja przejrzana][wersja przejrzana]
m (→‎Bibliografia: integracja szablonów z "dopracować")
(poprawa linków do przek., drobne redakcyjne, lit.)
[[Plik:M87 jet.jpg|right|thumb|300px|[[Galaktyka Panna A|Messier 87]] - przykład galaktyki aktywnej]]
'''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„aktywne galaktyki"galaktyki” i "aktywne„aktywne jądra galaktyk"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'„silnik” jest fundamentalnym źródłem energii.
 
Standardowy model zakłada, że energia wytwarzana jest podczas opadania materii na [[supermasywna czarna dziura|supermasywną czarną dziurę]] o masie 10<sup>5</sup> - 10<sup>10</sup> [[masa Słońca|<math>M_{\odot }</math>]] (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]].
 
Wydaje się, że kiedy czarne dziury pochłoną cały pył i gaz z otaczającej przestrzeni, wtedy aktywne jądro galaktyczne przestaje emitować duże ilości promieniowania i staje się normalną galaktyką. Potwierdzeniem tego modelu zdają się być supermasywna czarna dziura, która znajduje się również w centrum [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]] oraz inne czarne dziury w pobliskich galaktykach. Wyjaśnia to w dość dobry sposób, dlaczego [[kwazar]]y wydają się być bardziej powszechne we wczesnym Wszechświecie, gdy było dostępne znacznie więcej paliwa.
 
== Typy aktywnych galaktyk ==
Wyróżniamy wiele typów galaktyk aktywnych, i dyskusja wśród specjalistów nad ostatecznaostateczną formą klasyfikacji tych obiektów i przyczyn obserwowanej różnorodności nie jest jeszcze zakończona.
Obecnie wydaje się, że obserwowane własności aktywnej galaktyki zależą w decydującym stopniu od trzech parametrów: kąta widzenia, jasności oraz radiowej głośności. Jest to ogromny sukces wielu prób unifikacji obiektów, czyli znajdowania przyczyn, dla których występują dramatyczne obserwowane różnice pomiędzy poszczególnymi aktywnymi galaktykami. Klasyfikacje obiektów przeprowadza się dla każdego z tych trzech parametrów niezależnie.
 
wykazuje, że ok. 90 procent galaktyk ma radiową głośność w granicach od 0 do 10 (typowa wartość to około 2), po czym 10 procent obiektów ma wartości sięgające z niemal równomiernym rozkładem aż do koło 1000.
 
Do klasy galaktyk radiowo głośnych należą [[blazar]]y (czyli radiowo głośne [[kwazarykwazar]]y oraz [[lacertydy]] i [[radiogalaktyka|radiogalaktyki]]. Także niektóre [[galaktyka Seyferta|galaktyki Seyferta]], a dokładniej ich podklasa NLS1 są radiowo głośne.
 
Radiogalaktyki są heterogeniczną grupą obiektów emitujących promieniowanie radiowe. Większość z nich posiada duże symetryczne płaty, z których pochodzi duża część promieniowania radiowego. Niektóre z nich posiadają dżet bądź dżety (jedna z najbardziej znanych to gigantyczna galaktyka [[MessierGalaktyka 87Panna A|M87]] w [[gromada w Pannie|Gromadzie w Pannie]]) wychodzące wprost z jądra i podążające do płatów. Spowodowane jest to w głównej mierze zależnością od pozostałych parametrów (jasność i kąt obserwacji), znaczenie może mieć także wiek obiektu.
 
=== Kąt obserwacji - występowanie szerokich linii emisyjnych ===
Widma promieniowania większości aktywnych galaktyk charakteryzują się występowaniem silnych linii emisyjnych. Wśród tych linii wyróżniono dwa podstawowe typy: wąskie linie emisyjne i szerokie linie emisyjne. Część obiektów ma w swoich widmach promieniowania zarówno linie wąskie, jak i szerokie, natomiast część obiektów charakteryzuje występowanie tylko wąskich linii emisyjnych. Obszary aktywnego jądra, z których pochodzą te linie, określa się odpowiednio mianem obszaru szerokich linii emisyjnych i obszaru wąskich linii emisyjnych. Ponieważ poszerzenie linii jest wynikiem ruchu świecącego gazu ([[efekt Dopplera]]), a prędkość gazu w polu grawitacyjnym centralnej czarnej dziury jest tym większa im bliżej czarnej dziury gaz się znajduje, to obszar szerokich linii emisyjnych jest położony bliżej czarnej dziury niż obszar wąskich linii emisyjnych. Początkowo nie było wiadomo, czemu część obiektów nie ma obszaru szerokich linii emisyjnych. Dopiero praca Antonucciego i Millera (1985) wykazała, że jest to efektem przesłaniania obszarów centralnych przez pierścieniowaty torus pyłowy wtedy, gdy obserwator widzi obiekt pod dużym kątem do osi symetrii.
Zatem z punktu widzenia kąta obserwacji obiekty dzielimy na:
* '''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'aHubble’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 ==
[[Messier 77|NGC 1068]], [[NGC 1275]], [[NGC 1365]], [[NGC 2110]], [[NGC 2992]], [[NGC 3227]], [[NGC 3783]], [[NGC 4051]], [[NGC 4151]], [[NGC 4395]], [[NGC 5252]], [[NGC 5506]], [[NGC 5548]], [[NGC 6300]], [[NGC 7469]], [[Galaktyka Panna A|Messier 87]]
[[Messier 87]]
 
== Bibliografia ==
{{Dopracować|więcej przypisów}}
* {{Cytuj stronę|tytuł=Low-Level Nuclear Activity in Nearby Spiral Galaxies|autor=Himel Ghosh, Smita Mathur, Fabrizio Fiore, Laura Ferrarese|url=http://arxiv.org/pdf/0801.4382v2.pdf|opublikowany=arXiv.org|data=2008-06-24|język=en|data dostępu=2012-12-13}}
* {{Cytuj pismo|tytuł=Mass Functions of the Active Black Holes in Distant Quasars from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 3|autor=M. Vestergaard, X. Fan, C. A. Tremonti, Patrick S. Osmer, Gordon T. Richards|czasopismo=The Astrophysical Journal|wolumin=674|numer=1|stronastrony=L1–L4|data=2008-02-10|data dostępu=2012-12-13|język=en|url=http://iopscience.iop.org/1538-4357/674/1/L1/pdf/1538-4357_674_1_L1.pdf}}
* {{Cytuj pismo|tytuł=Signals from the Noise: Image Stacking for Quasars in the FIRST Survey|autor=Richard L. White, David J. Helfand, Robert H. Becker, Eilat Glikman, Wim de Vries|czasopismo=The Astrophysical Journal|wolumin=654|numer=1|stronastrony=99–114|data=2007-01-01|data dostępu=2012-12-13|język=en|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/654/1/99/pdf/0004-637X_654_1_99.pdf}}
 
[[Kategoria:Fizyka galaktyk]]
[[Kategoria:Galaktyki aktywne| ]]