Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary - PowerPoint PPT Presentation

slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary PowerPoint Presentation
Download Presentation
Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary

play fullscreen
1 / 78
Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary
124 Views
Download Presentation
kanan
Download Presentation

Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

  1. Astronomia pozagalaktyczna Wykład 4 Galaktyki aktywne i kwazary

  2. Widma galaktyk: galaktyki „normalne” Linie emisyjne [pochodzące od otoczek młodych gwiazd i gorącego gazu (obszary H II)] są wąskie

  3. 1908 – Fath, praca doktorska: silne linie emisyjne w jądrze NGC 1068 Galaktyki aktywne: pierwsze odkrycia • Cechy odróżniające je od „normalnych” galaktyk: • osobliwe widmo, • jasne jądro. 1917 – Slipher: potwierdzenie obserwacji Fatha 1927 – Hubble: j/w + odkrycie dwóch podobnych galaktyk, NGC 4051 i NGC 4151 1932 – Humason: następny podobny obiekt, NGC 1275, ma jądro podobne do gwiazdy 1943 – Carl Seyfert: oddzielna klasa galaktyk z niezwykle jasnymi, skoncentrowanymi jądrami Seyfert, 1943, ApJ 97,28

  4. Galaktyki Seyferta

  5. Galaktyka aktywna NGC 4151

  6. Galaktyka Seyferta NGC 5548 Linie emisyjne w galaktykach Seyferta są silne iszerokie ! + niebieskie kontinuum

  7. [N II] [O II] Hβ [O III] [S II] Hγ Galaktyka „normalna”: identyfikacja linii emisyjnych

  8. [N II] [O II] Hβ [O III] [S II] Hγ Galaktyka „normalna” i Seyferta: porównanie szerokie linie emisyjne (do 10,000 km/s) wąskie linie emisyjne (do 400 km/s)

  9. Galaktyki Seyferta: typ 1 i 2 1974 – Khachikian & Weedman, ApJ 192, 581 Typ 1: szersze linie Typ 2: węższe linie Pośrednie przypadki są możliwe Linie emisyjne w Sy1: seria Balmera, He II (4686 Å), He I (5876 Å), Ly α (1212 Å), C IV (1549 Å), [C III] (1909 Å), Mg II (2800 Å)

  10. Kriss et al. (1992) Widmo w UV

  11. Odkrywanie galaktyk Seyferta Pierwsze odkrycia – przypadkowe. Pierwszy regularny przegląd: Markarian (1962-1981), 1,3-m teleskop Obserwatorium w Biurakanie (Armenia) + pryzmat obiektywowy 1500 galaktyk z niebieskimi kontinuami (ok. 10% z nich to galaktyki Seyferta). Inny sposób: przeglądy rentgenowskie (raczej galaktyki Seyferta typu 1) (Ariel 1, HEAO-1, Einstein, ROSAT, XMM-Newton, Chandra) Galaktyki aktywne są też jasne w IR: pył w galaktykach aktywnych ma temperatury rzędu 100-300 K, w normalnych – rzędu 30 K. Radiowo – nie, bo są to obiekty radiowo spokojne. Najlepsza metoda wykrywania: Optyczna spektroskopia jąder galaktycznych

  12. Obrazy galaktyk Seyferta

  13. Obrazy galaktyk Seyferta

  14. NGC 4303: obraz optyczny i rentgenowski (Chandra)

  15. NGC 1068: obraz optyczny i rentgenowski

  16. NGC 1068: podczerwień

  17. Galaktyki Seyferta: katalog Véron-Cetty M.-P., Véron P., 2006, A&A 455, 773 A catalogue of quasars and active nuclei: 12th edition • Zawiera listę: • 85,221 kwazarów, • 1,122 blazarów, • 21,737 galaktyk Seyferta • (w tym 9,628 typu 1) Czym są galaktyki Seyferta ? Zwyczajna galaktyka spiralna + aktywne jądro (AGN = active galactic nucleus)

  18. AGN: zunifikowany model

  19. AGN: zunifikowany model • Centralny obiekt: supermasywna czarna dziura (SBH), • M = 107 – 109 Mʘ. Żródło energii. • Dysk akrecyjny wokół SBH. • Torus materii. • Dżety. • Obszary powstawania szerokich (BLR) • i wąskich linii (NLR). • 6. Radioobłoki (lobes) • Model ten (w różnej skali) stosuje się do: • galaktyk Seyferta, • kwazarów, • blazarów (BL Lac + OVV), • LINER-ów, • mikrokwazarów.

  20. BL Lacertae

  21. BL Lacertae: zmienność

  22. Obiekty typu BL Lac: charakterystyka • Silna zmienność we wszystkich obszarach promieniowania, od radiowego, poprzez optyczne do γ. • Jasne jądra. • Silnie spolaryzowana emisja w dziedzinie optycznej. • Nietermiczne widmo w całym zakresie, od radiowego do γ. • Widma prawie bez linii, lub bardzo słabe. • Dla niektórych obserwowany jest ruch nadświetlny. • Nietermiczne widmo produkowane jest przez: • promieniowanie synchrotronowe (od radiowego do UV), • odwrotny efekt Comptona (dla promieniowania γ). OVV = Optically violent variables są obiektami podobnymi do BL Lac, ale mają silniejsze i szersze linie, zwykle też większe przesuniecia ku czerwieni. BL Lac + OVV = blazary

  23. Obiekty typu BL Lac: widmo

  24. Promieniowanie synchrotronowe

  25. Promieniowanie nietermiczne

  26. Promieniowanie nietermiczne: widma AGN-ów i kwazarów

  27. LINER-y: NGC 4261 LINER = Low Ionization Nuclear Emission-line Region zdefiniowane przez Heckmana (1980, A&A 87, 152).

  28. NGC 4261

  29. AGN: zunifikowany model

  30. Radiogalaktyki Moce promieniowania w dziedzinie radiowej: 1037 – 1039 W (dla porównania „normalna” galaktyka: 1033 W) RADIOGALAKTYKI

  31. Cygnus A

  32. Cygnus A

  33. Centaurus A

  34. Centaurus A

  35. Centaurus A

  36. Centaurus A

  37. M 87

  38. M 87

  39. M 87

  40. M 87

  41. Radiogalaktyki

  42. Radiogalaktyki

  43. Typ Faranoff-Riley (FR)

  44. Kwazary: odkrycie 1960 – Mathews i Sandage (107th Meeting of AAS), S&T 21,148 – identyfikacja źródła radiowego 3C48 z gwiazdowym obiektem 16m. 1962 – Matthews & Sandage (PASP 74,406) – 3C196, 18m. 1962 – Hazard i in. (Nature 197,1037) – dokładna pozycja radioźródła 3C273 z zakrycia przez Księżyc: obiekt 13m.

  45. 3C273: dżet

  46. zakres optyczny zakres radiowy prom. γ (Chandra) 3C273: dżet

  47. 3C273: dżet

  48. 3C273: widmo 1963 – Maarten Schmidt – identyfikacja z liniami wodoru i tlenu, ale przesuniętymi o 15,8% (z = 0.158) 1963 – 3C48, z = 0.37. 1965 – dla 3C9 z = 2.01 (wtedy najdalsza galaktyka, 3C295, miała z = 0.46). 1973 – z > 3, 1987 – z > 4, 1998 – z > 5. Najwięcej kwazarów jest dla z < 2 !

  49. Najdalszy kwazar

  50. Widma kwazarów