Aktif galaksi çekirdeği

Yakındaki radyo gökadası Erboğa A'nın yanlış renkli görüntüsü : radyo radyasyonu kırmızı, kızılötesi yeşil, X-ışını radyasyonu mavi. Galaksinin aktif çekirdeği tarafından yayılan çift jet açıkça görülebilir.

Bir aktif galaksiler çekirdek aynı zamanda , aktif galaktik çekirdek veya AGN (adlı İngilizce aktif galaktik çekirdeği ), merkez bölge a, Galaxy olan genellikle büyük miktarlarda radyasyon olmayan yıldız kökenli yayar.

Astronomik bir bakış açısından, aktif çekirdek bölgesi çok küçüktür: kabaca güneş sisteminin boyutudur ve bu nedenle görüntülerde nokta gibi görünür - yıldızlara benzer. Günümüz perspektifinden bakıldığında, maddenin, söz konusu galaksinin merkezindeki süper kütleli bir kara delikten geçerek birikmesi , enerjinin serbest bırakılmasından sorumludur.

AGN standart model birleştirir birbirlerinden bağımsız olarak keşfedilmiş ve bu nedenle, özellikle de farklı isimler edilmiştir astronomik çok sayıda nesnenin radyo gökada , Seyfert galaksilerin , quasars , BL-Lacertae nesneleri , blazars ve GÖMLEK .

Aktif galaksi çekirdekleri, evrendeki en parlak nesneler arasında yer aldığından, çok uzaklıklarına rağmen kolayca görülebilirler. Aktif galaksi çekirdekleri astronomide gözlem araçları olarak önemli bir rol oynar, örneğin absorpsiyon çizgileri aracılığıyla galaksiler arası hidrojeni tespit etmek , yerçekimi lensleri için uzak bir ışık kaynağı veya astrometri veya jeodezi için neredeyse değişmez referans noktaları olarak .

Çekirdeğin parlaklığı azaldıkça, çevredeki galaksinin ışığı baskın olmaya başlar, böylece bir noktada çekirdek aktivite artık tespit edilemez. Aktif çekirdeği olmayan galaksilere geçiş akışkandır ve teknik gözlem olanaklarına bağlıdır. İyi bir örnek, ev galaksimiz Samanyolu'dur . Genellikle aktif bir gökada çekirdeği olarak sınıflandırılmaz, ara sıra X-ışını ve kızılötesi parlamalar merkezi kara deliğin çevresinde tespit edilebilir.

keşif hikayesi

2MASS araştırmasının bir parçası olarak NGC 1068

Günümüz astronomlarının aktif galaktik çekirdekler arasında saydığı ilk nesneler 20. yüzyılın başında keşfedildi. 1909'da, Lick Gözlemevi'nden Edward Fath (1880-1959) , uzak sarmal gökadaların tayf çizgileri hakkındaki gözlemlerini yayınladı . Şaşırtıcı bir şekilde, sarmal bulutsu NGC 1068'in spektrumu , galaksinin radyasyonunun büyük ölçüde yıldızlarının ışığından kaynaklanması durumunda bekleneceği gibi, yalnızca absorpsiyon çizgilerini değil , aynı zamanda gazın karakteristiği olan emisyon çizgilerini de içeriyordu ( gezegenimsi bulutsu ), hangi z. B. yüksek enerjili radyasyon veya şok dalgaları tarafından iyonize edilir.

Spektrumu emisyon çizgilerini gösteren galaksi çekirdeklerinin ilk sistematik çalışmaları , 1940'larda bu çizgilerin, örneğin HII bölgelerinin emisyon çizgilerinden sistematik olarak farklı olduğunu kanıtlayan Carl Seyfert'e kadar uzanıyor . Sistematik spektroskopik incelemeler, bu tür gökadaların iki sınıfı olduğunu göstermiştir: bugün Seyfert 1 olarak bilinen , dar ve geniş emisyon çizgilerine sahip örnekler ve sadece dar emisyon çizgilerinin görülebildiği Seyfert 2 gökadaları.

Hubble Uzay Teleskobu ile çekilmiş aktif gökada M 87'nin görüntüsü . Yaklaşık 5000 ışıkyılı uzunluğundaki jet açıkça görülebilmektedir.

Emisyon çizgisi gözlemlerinden bağımsız olarak, İkinci Dünya Savaşı'nın sona ermesinden sonra radyo astronomisinin başlaması , 1950'lerden itibaren daha fazla keşif yapılmasına yol açtı. Cygnus A ve Virgo A gibi yeni keşfedilen güçlü radyo kaynaklarının optik karşılıkları belirlendikten sonra, bunların da ekstragalaktik nesneler olduğu, yani 10 35 ila 10 38  watt büyüklüğünde muazzam radyasyon gücüne sahip nesneler olduğu anlaşıldı .

Aşırı ait yorumların gözlem sonuçları için 1960'ların başında ortaya çıkan quasarların belirlenmesi ile başlayan, kırmızıya kayma arasında 3C 273 tarafından Maarten Schmidt ve meslektaşları. Kuasarların optik karşılıkları yıldız gibi görünüyordu (yani, verilen çözünürlükte bir nokta kaynaktan ayırt edilemediler). Bununla birlikte, büyük kırmızıya kaymaları, kaynakların galaksi dışı olduğunu öne sürdü. 1960'ların başında X-ışını astronomisinin ortaya çıkmasıyla birlikte, en belirgin aktif gökada çekirdeklerinden bazılarının da parlak X-ışını kaynakları olarak ortaya çıktığı ortaya çıktı.

Aktif nesnelerin - önce radyo galaksilerinin, sonra özellikle kuasarların - parlaklık ve uzaklık tahminlerinden elde edilen muazzam enerji çıkışı , en fazla bir varlığın var olduğu varsayımına yol açtı ( Fred Hoyle ve William Alfred Fowler , Jakow Borissowitsch Seldowitsch , Edwin Salpeter ). Kurs için etkili enerji dönüşüm biçimleri şunlardır : maddenin kompakt nesneler üzerine birikmesi sırasında yerçekimi enerjisinin serbest bırakılması . Kara delikler , gerekli kompakt merkezi nesneler için en olası adaylar olarak ortaya çıktı (Seldowitsch, Salpeter, Donald Lynden-Bell ).

Aynı zamanda, çeşitli aktif nesne sınıfları arasındaki bağlantılara referanslar toplandı. 1980'lerin başından itibaren, onları çevreleyen galaksilerin izlerini kuasarların etrafında tespit etmek mümkün oldu. 1980'lerin ortalarında, Antonucci ve Miller , ışığın polarize bileşenlerini gözlemlerken, Seyfert 2 gökadası NGC 1068'in Seyfert 1 gökadası ile benzer genişletilmiş emisyon hatlarına sahip olduğunu buldular . Bu, Seyfert-2 gökadalarında da hızla hareket eden gaz bileşenlerinin mevcut olduğunu, ancak soğurucu bulutların arkasına gizlendiğini gösterir; Doğrudan bakıldığında, geniş çizgilerin loş ışığı çok gölgede kalıyor; polarize ışığın sınırlandırılmasında, geniş çizgilerin elektronları tarafından yansıtılan (ve bu şekilde polarize olan) ışığın katkıları saptanabilir.

Bu ve diğer gözlemlerden, 1980'lerin sonunda ve 1990'ların başında geliştirilen ve bahsedilen tüm nesneleri - Seyfert gökadaları, kuasarlar, blazarlar, radyo gökadaları - tek ve aynı türden farklı tezahürler olarak anlayan aktif gökada çekirdeğinin birleşik bir modeli. sistem: Bir yığılma diski ve kısmen kalkan etkisi olan diğer malzemelerle çevrili bir Süper kütleli kara delik , kısmen kendi parıltısını uyarır.

Bireysel nesnelerin gözlemlerine ek olarak, sistematik araştırmalar, aktif galaksi çekirdeklerinin araştırılmasında giderek daha önemli bir rol oynadı ve bu da daha büyük örnekler üzerinde istatistiksel araştırmalara izin verdi. Bunlar arasında Hamburg-ESO Quasar Anketi, daha yakın zamanda 2df QSO Redshift Survey ve Sloan Digital Sky Survey yer aldı .

Standart Model

Günümüzün standart aktif gökada çekirdeği modeli, bu nesneler için tek tip bir yapı öngörür: İçeride , Schwarzschild yarıçapı yaklaşık 2  astronomik birim (yaklaşık 16 ışık dakikası) olan yaklaşık 100 milyon güneş kütlesine sahip süper kütleli bir kara delik vardır . AGN'lerin yaydığı enerjinin kaynağı, madde yığılma diskine çarptığında ortaya çıkan serbest kalan bağlanma enerjisidir . Diskten 10 ila 100 ışık günü uzaklıkta, kara deliğin etrafında hızla dönen ve salınan bağlanma enerjisinden kaynaklanan yığılma diskinin yoğun termal radyasyonu tarafından parlamaya teşvik edilen madde vardır. Güçlü bir şekilde genişletilmiş emisyon çizgilerinin radyasyonu, bu geniş çizgi bölgesinden gelir .

Toplanma diski ayrıca, diskin düzlemine dik iki zıt yönde uzanan ve binlerce hatta milyonlarca ışıkyılı aralığında uzunluklara ulaşabilen, sıkı bir şekilde demetlenmiş hızlı parçacık jetinin yaratılmasından da sorumludur. Jet , toplanma diskinin etrafındaki nispeten küçük, merkezi bir bölgede (radyo çekirdeği) başlar , sadece yaklaşık bir ışık günü büyüklüğündedir .

Merkezden birkaç ila birkaç düzine ışıkyılı uzaklıkta, sistemin iç kısmı yıpranmış, kalın bir toz halkasıyla çevrilidir: toz simit . Bu, yığılma diskinin kendisiyle aynı şekilde hizalanır.Biriktirme diskinden gelen yüksek enerjili UV ışığı, bu toz simit tarafından korunur. Öte yandan, simit açıklığının üstünde ve altında, orada bulunan gazın iyonize olduğu ve böylece parlamaya teşvik edildiği birkaç yüz ışıkyılı mesafeye kadar olan bölgeler vardır. Bu dar çizgi bölgesi , aktif gökada çekirdeklerinin dar emisyon çizgilerinin kaynağıdır.

Tüm sistem, tipik bir yarıçapı yaklaşık 15.000 ışıkyılı olan küresel bir yıldız dağılımı olan bir galaksinin çıkıntısı olarak adlandırılan merkezi bölgeye yerleştirilmiştir .

Aktif galaksilerin farklı görünümleri

Standart modelin yapısından farklı görünümler ortaya çıkar. Bir yandan, aktif gökada çekirdekleri, büyük ölçüde birikme hızı tarafından belirlenen aktivite seviyelerinde farklılık gösterebilir. Kuasarların etkinliği çok yüksektir, bu nedenle aktif çekirdek, galaksinin geri kalanını açık ara gölgede bırakır. Gelen Seyfert galaksilerin çekirdek aksi kolayca görülebilir çevreleyen galaksinin parlak bölgesi olarak görünür ve böylece, çok daha zayıftır. Standart modele göre, her kuasar bir çevreleyen galaksiye (konak galaksi) sahip olmalıdır ; Tahmin, bu galaksilerin giderek daha fazlasının daha iyi ve daha iyi gözlem yöntemleriyle tespit edilebileceğini doğruluyor.

Toz simidi, iyonlaştırıcı UV radyasyonunu birikme diskinden korur. Geniş bir çizgi bölgesi (BLR), bu nedenle sadece görülebilir üstünde ya da altında . Bu durumda gözlemci, spektrumda, standart modelde Seyfert 1 galaksileri ve tip 1 kuasarların meydana geldiği güçlü biçimde genişletilmiş çizgiler keşfeder.

Öte yandan, BLR'den gelen radyasyon toz torus tarafından korunuyorsa, yalnızca dar emisyon çizgileri görülebilir. Bu, Seyfert-2 gökadalarına veya tip 2 kuasarlara yol açar. Bu durumda, BLR radyasyonunun yalnızca simitten yukarı veya aşağı kaçan ve ardından gözlemci yönünde saçılan kısmı görülebilir. Tek başına alındığında bu radyasyon, dar hatlardan gelen radyasyonla karşılaştırıldığında tespit edilemeyecek kadar zayıftır. Ancak, saçılma nedeniyle bu BLR bileşeni güçlü bir şekilde polarize edilmiştir. Bu nedenle, kişi kendini polarize ışıkta ölçüm yapmakla sınırlandırırsa, BLR bileşeni kolayca tespit edilebilir.

Nadir görülen başka bir yönlendirme etkisi, jetlerden biri doğrudan veya neredeyse doğrudan gözlemciye hedeflendiğinde ortaya çıkar. Standart model blazarları veya düşük parlaklıkta BL-Lacertae nesnelerini bu şekilde açıklar .

Model ayrıca ışığın farklı dalga boyu aralıklarının rollerini de açıklıyor: Birikme diskinden gelen X-ışını radyasyonu, toz simit tarafından neredeyse hiç zayıflamaz ve bu nedenle tüm aktif gökada çekirdeklerinde görülebilir. Toplama diskinden ve BLR'nin ilgili emisyon çizgilerinden gelen UV ve görünür ışık, yalnızca simit uygun şekilde yönlendirilmişse görülebilir. Öte yandan kızılötesinde, toz simitinden gelen radyasyonu da tespit edebiliriz.

Gelen maddenin içeri akış hızına bağlı olarak, toplama diski az ya da çok ısınır. Soğutucu toplama diskleri daha az ısı radyasyonu yayar ve plazma ile birlikte taşınan manyetik alan çizgileri için uygun koşullar sunar ve özellikle radyo aralığında bir jet oluşumu ve ilişkili senkrotron radyasyonu için olası mekanizmalardan birini temsil eder . Daha sıcak paneller, önemli ölçüde daha fazla ısı yayar ve bir jet oluşumu için daha az elverişli koşullar sunar. Standart model, radyo yüksek sesli (jet veya senkrotron radyasyonu baskın) ve radyo-demir AGN'nin varlığını açıklayabilir.

Merkezi kara delik

Aktif gökada çekirdeğinin merkezinde, tipik olarak yaklaşık 100 milyon güneş kütlesine , aşırı durumlarda 10 ila 20 milyar güneş kütlesine sahip olan süper kütleli bir kara delik bulunur . AGN'lerin parlaklığını açıklamak için özellikle kompakt bir merkezi nesnenin gerekliliği, AGN'lerde enerji salınımının kapsamına ilişkin değerlendirmelerden çıkarılmıştır. Toplanma, yani yerçekimi etkisi altındaki maddenin insidansı, tüm enerji salımı türleri arasında en yüksek verimliliğe sahip olabilir (serbest kalan enerjinin gelen maddenin kütlesine oranı).

teorik açıklama

Bir Kerr deliği yalnızca bir iç ve bir dış olay ufkuna değil, aynı zamanda tüm maddelerin karadelikle aynı yönde dönmeye zorlandığı bir bölgeye de sahiptir: ergosfer.

Doğal olarak oluşturulmuş bir kara delik genellikle sıfır olmayan bir açısal momentuma sahip olacaktır, yani dönecektir. Dönen kara delikler, sözde Kerr çözümü ile tanımlanır . Ufukta , orada bulunan tüm maddelerin kara deliğin etrafında dönmeye zorlandığı sözde bir ergosfere sahiptir . Bu gerçek , jet oluşumu için bazı modellerde önemli bir rol oynamaktadır.

Bir parçacığın en içteki kararlı yörüngesi, eğer kütleçekimsel dalga etkileri göz ardı edilirse , özellikle kara deliğin kendisiyle aynı yörüngesel duyuya sahip parçacık yörüngeleri için, dönmeyen ( Schwarzschild ) deliklerden çok daha içeride olan bir Kerr deliğindedir . Kara delikte madde kaybolmadan önce serbest bırakılabilen bağlanma enerjisi oranı buna bağlı olarak daha fazladır, bu da birikim sırasında elde edilebilecek verimin buna göre arttığı anlamına gelir. Maksimum hızda dönen bir Kerr deliği ile verimlilik, bir Schwarzschild deliği ile %6'nın hemen altındayken, %42 olacaktır.

Boyut ve gözlem seçenekleri

Yarıçapı merkezden ufuk Karadelik'in (schwarzschild yarıçapı) kendi kütlesine bağlıdır. 100 milyon güneş kütlesine sahip süper kütleli bir kara delik için bu 2  astronomik birimdir . 10 milyar güneş kütlesine size 200 AU olsun ve içinde süper kütleli kara delik için merkezi bizim ev galaksinin (Samanyolu) 4 milyon güneş kütlesine sahip, sadece AU 0.1 altındadır. Gelecekte, ev galaksimizin merkezinde bu tür küçük yapıları gözlemlemek teknik olarak mümkün olacak. Galaksimizin dışında, bu tür gözlemler öngörülebilir gelecekte teknik olarak imkansız olacaktır.

kütle tayini

Merkezi kara deliğin kütlesi birkaç yolla belirlenebilir. Ev galaksimizde, bu, Kepler'in üçüncü yasasından geçer , çünkü bireysel yıldızların yörüngeleri doğrudan gözlemlenebilir.

Başka bir belirleme olasılığı, bir galaksinin çekirdek alanının farklı bölümleri için tayf belirlenebildiğinde ortaya çıkar ve bu nedenle ilgili bölgelerdeki yıldızların hızlarının içinde bulunduğu sınırları tahmin etmek mümkün olur. Bu dağılım (genişliği kaynaktan hızı dispersiyonu üzerinde yaprak) Virialsatz için çekim potansiyel yakın. Gözlenen alanların merkezden uzaklığı, bu gözlemlerden ve gökadaya olan uzaklığı takip eder, böylece potansiyel değerden kapalı kütle hakkında sonuçlar çıkarılabilir .

Üçüncü bir yöntemdir çınlama haritalama , Almanca gibi bir şey "yankılanma kayıt". Bu, geniş çizgi bölgesinin yarıçapının uzamsal olarak çözülerek gözlenemediği tip 1 galaksilerde kullanılır . Bununla birlikte, kütleyi virial teorem ve potansiyel yardımıyla çıkarabilmek için yerçekimi potansiyelini belirlemek için yarıçap gereklidir . İle çınlama haritalama , yankı etkileri yarıçapı anlaması amacıyla analiz edilir. Bu, pencere radyasyonunun zaman ölçeğinde dalgalanmasının bir saatten daha az olması gerçeğinden yararlanır. Bu bilgi bize doğrudan AGN spektrumu aracılığıyla ulaşır. Aynı dalgalanmalar, geniş spektral çizgilerde bir zaman gecikmesiyle meydana gelir, çünkü radyasyonun önce geniş çizgi bölgesinden gözlemciye yansıtılması gerekir. Radyasyon ışık hızında yayıldığından, zaman gecikmesi, toplanma diskinden geniş çizgi bölgesine olan mesafenin bir ölçüsüdür . Zaman gecikmelerinin sistematik bir değerlendirmesi, yarıçapın belirlenmesini sağlar.

Toplama diski

Bir kütlenin üzerine düşen gaz veya toz gibi maddeler, yalnızca çok özel hareket yönleri için merkezi nesneye doğrudan ulaşabilir. Genel olarak, maddenin merkezi nesneye göre açısal momentumu , malzemenin nesnenin biraz ötesine düşmesine neden olur. Diğer yönlerden gelen madde ile çarpışırsa, bir yığılma diski ortaya çıkabilir. Bir yığılma diski, açısal momentumun iç sürtünme yoluyla, yani malzemenin viskozitesi nedeniyle dışarıya taşındığı, böylece maddenin diskin iç kenarından merkezi nesnenin üzerine düşebileceği dönen bir gaz ve toz diskidir. Mevcut bilgilere göre viskozitenin kaynağı manyetohidrodinamik kararsızlıklardan kaynaklanan türbülanstır .

Toplama diski üzerine düşen yeni malzemenin halihazırda var olan madde ile çarpışması nedeniyle disk güçlü bir şekilde ısınır. Hangi sıcaklıklara ulaşıldığı, insidans hızına (toplanma hızı) bağlıdır. Daha düşük oranlarda sıcaklıklar on bin civarında ve daha yüksek oranlarda birkaç yüz bin Kelvin'e kadar çıkıyor .

Bir yığılma diskinin termal radyasyonunun gücü , sıcaklık profilinden kaynaklanır . Aşağıdaki Stefan-Boltzmann hukuk , yüksek sıcaklıklar da radyasyon daha büyük miktarlarda üretmek. Bölmenin spektrumu, tek bir karakteristik etkin sıcaklığa sahip bir Planck radyatörünün spektrumu değildir , ancak dışarıdan içeriye farklı sıcaklıklara sahip bölme bölgelerinin Planck spektrumlarının üst üste bindirilmesinden kaynaklanır.

Radyasyon gücünün üst sınırı , radyasyon basıncının maddenin daha fazla nüfuz etmesini önlediği Eddington sınırı tarafından verilir .

Sıcak ve soğuk dilimler

Cam malzemesi hakkındaki varsayımlar ve Stefan-Boltzmann yasası ile bağlantılı olarak , Eddington limiti ayrıca camın sıcaklığı için bir üst limit verir. Bu üst sınır ne kadar düşükse, merkezi kara deliğin kütlesi o kadar büyük olur. Genişlemesi Schwarzschild yarıçapına göre sabit olan bir disk için aşağıdakiler geçerlidir . Belirli disk modelleriyle daha hassas hesaplamalar aynı bağlantıya yol açar. AGN disklerinin maksimum sıcaklıkları, bu nedenle, yıldız kara delik disklerinin sıcaklıklarının oldukça altındadır. Özellikle, AGN panelleri termal radyasyon olarak önemli miktarda X-ışını radyasyonu üretmez (bu radyasyon bileşeninin kaynağı için, Corona ve X-ışını radyasyonu bölümüne bakın ).

Etkin sıcaklıkları yaklaşık yüz bin Kelvin olan daha sıcak camlar önemli miktarda UV radyasyonu üretir. AGN spektrumunda, bu, (büyük) mavi çıkıntıya (benzer şekilde: “(büyük) mavi tepeye”) yol açar , aşırı UV aralığında bir maksimum , daha yüksek enerjilerden yaklaşık 0,6 keV'ye , daha düşük enerjilere kadar değişir .  Dalgaboyu aralığı 1 μm düşer. UV radyasyonu geniş hat bölgesinde maddenin iyonlaşmasına neden olur ve dolayısıyla tip 1 AGN'lerdeki geniş emisyon hatlarından dolaylı olarak sorumludur. Geniş çizgilere dayanarak, bölmenin toplam radyasyon çıkışı hakkında sonuçlar çıkarılabilir.

Daha soğuk pencereler ise önemli ölçüde daha az UV radyasyonu üretir. Bu nedenle, geniş çizgi bölgesinden gelen çizgiler , eğer hala algılanabilirlerse, önemli ölçüde daha zayıftır. Daha düşük sıcaklığa sahip diskler, jet oluşumunu ve ilgili senkrotron radyasyonunu destekler (bkz. bölüm Jet ).

Senkrotron radyasyonunun hakim olduğu termal radyasyon ve soğutucu bölmelerin olduğu daha sıcak bölmeler, standart modeldeki radyo yüksek sesli ve radyo sessiz AGN'lerin açıklamasıdır.

Corona ve röntgen

Yıldız kara delikleriyle ilgili durumun aksine, AGN yığılma diskleri, termal radyasyon olarak büyük miktarlarda X-ışınlarını doğrudan üretecek kadar sıcak değildir. AGN'nin bu alanda hala yoğun bir şekilde ışıması gerçeği, bir koronaya atfedilir: diskin hemen üstünde ve altında aşırı derecede sıcak bir plazma bölgesi . X-ışını radyasyonu, bölmeden gelen UV radyasyonu plazmadaki elektronlardan ek enerji aldığında ( ters Compton saçılması ), bu formda panoya geri yansıtıldığında ve oradan daha yumuşak X-ışını radyasyonu olarak uzaya yayıldığında meydana gelir. AGN'nin spektrumunda, bu gerçek , radyasyonun soğuk madde üzerine yansıması için bekleneceği gibi, floresans nedeniyle karakteristik geniş demir çizgilerin yanı sıra 30 keV civarında bir karakteristik maksimum ile  sonuçlanır (bölmede geri saçılma).

AGN'den gelen X-ışını radyasyonu için karakteristik, astronomik olarak çok kısa zaman ölçeklerinde saat veya daha az yoğunluk dalgalanmalarıdır. X-ışınlarının üretildiği bölgelerin çok küçük olması gerektiği sonucu çıkar. Buna göre, günümüz modelleri, koronada ortaya çıkan ve karşılık gelen zaman ölçeklerinde geçen ve varlıkları süresince aşağıdaki diskin lokalize bölgelerini parlamaya teşvik eden yumru yapılarına dayanmaktadır.

Disk spektrumu ve göreli etkiler

Gözlemcinin yukarıdan değil, daha çok bir açıyla baktığı, merkezi bir kara deliğin etrafında hızla dönen bir yığılma diskinin spektrumu, büyük ölçüde göreli etkilerle belirlenir . Klasik durumda, hareketsiz durumdaki bir diskin spektrumu , gözlemcinin bakış açısından en büyük radyal alana sahip olan diskin Doppler kırmızı ve mavi kaydırılmış alanlarına karşılık gelen iki yanal maksimum ile spektrumun merkezi etrafında simetrik olacaktır. hız . Göreceli durumda, spektrumu bir bütün olarak kırmızıya kaydıran zaman genişlemesi ve yerçekimi kırmızıya kaymanın yanı sıra simetriyi kıran ve maksimum olarak hareket eden disk bölümlerinin radyasyonunu yapan göreli ışınlama eklenir. gözlemci, uzaklaşan gözlemciden önemli ölçüde daha parlak görünür. Spektral çizgilerin karşılık gelen bir şekli ilk olarak 1995 yılında aktif gökada MCG-6-30-15'te tespit edildi.

Kara deliğin etrafında dönen parlak bir kısmi kaynak için, aynı göreli etkiler, zaman içinde spektrumda karakteristik bir değişikliğe yol açar. Spektrumun ölçümünden, kara deliğin kütlesi ve açısal momentumu hakkında sonuçlar çıkarılabilir. 2004 yılında, Seyfert galaksisi NGC 3516'nın XMM-Newton uzay teleskobu ile kaydedilen X-ışını spektrumlarında bu tür etkiler ilk kez tespit edilebildi . Bundan, galaksinin merkezi kara deliğinin kütlesinin 10 ila 50 milyon güneş kütlesi arasında olduğu tahmin edilebilir.

Geniş hat bölgesi (BLR)

Birikme diski çevresinde birkaç bin ila birkaç on bin AU (10 ila 100  ışık günü arasında ) uzaklıkta , AGN'nin güçlü bir şekilde genişletilmiş spektral çizgilerinin ortaya çıktığı Geniş Hat Bölgesi (BLR) bulunur. Genişlik hattı hat değişiklikleri sırasında, yakl. 3000 km / s yüksek hızlarda gösterir genişliği saat veya gün zaman ölçeklerinde zamanla bölgenin küçük ölçüde göstermektedir. Geniş çizgilerin altında yasak çizgilerin olmaması malzemenin yeterince yoğun olduğunu göstermektedir.

jet

Püskürtmeler , çoğunlukla iki kutuplu bir şekilde, yani merkezi nesneden iki zıt yönde meydana gelen , yüksek hızlı güçlü bir şekilde demetlenmiş çıkışlardır . Jet kaynakları her zaman birikme disklerine ve güçlü manyetik alanlara sahiptir .

Artık jetlerin manyeto-hidrodinamik olarak hızlandırıldığı ve paralel olduğu ve dışarı akan maddenin toplanma diskinden kaynaklandığı varsayılmaktadır ( Blandford & Payne, 1982 tarafından model ). Ancak tamamen elektrodinamik süreçler de önemli bir rol oynayabilir. B. AGN'nin merkezindeki kara deliğin dönme enerjisini kullanın. Farklı süreçlerin ayrıntıları ve ağırlıkları henüz kesin olarak açıklığa kavuşturulmamıştır ve mevcut araştırmaların konusudur.

Jetlerin AGN radyasyonuna doğrudan katkısı, jetin elektronları veya harici madde üzerindeki radyasyonun ters Compton saçılması gibi etkilerle takviye edilen jet içindeki elektronlar tarafından üretilen senkrotron radyasyonudur . Lorentz faktörleri 100 ile 1000 ( jette “şok düğümleri”) arasında bazı elektronların önemli ölçüde daha yüksek enerjilere hızlandırıldığı jetin kendisinde şok cepheleri gelişebilir .

Jetler , merkezi kaynağın kütle ve açısal momentum kaybı ve çevredeki ortama enerji girişi için fiziksel olarak önemlidir (bkz. çevreleyen galaksilerle etkileşim bölümü ). Jet parçacıklarının çevreleyen galaksiler arası ortama çarptığı yerde, geniş, radyo-parlak uyarma alanları ortaya çıkar (bkz. Emisyon Alanları (Övgü) bölümü ).

göreceli ışınlama

Birçok AGN jeti , ışık hızının yüzde 99,5 ila 99,8'ine tekabül eden yaklaşık 10-15'e kadar Lorentz faktörleriyle göreli bir hızda hareket eder .

Jet içinde akan parçacıklar tarafından yayılan ışık (özellikle senkrotron radyasyonu biçiminde), hareket yönündeki veya yakınındaki gözlemciler için göreli ışınlama etkisi nedeniyle bu hızlarda birçok kez yükseltilir: sapma ve (göreceli) bir kombinasyon. ) Doppler Mavi kayması , böyle bir gözlemci tarafından ölçülen ışıma akısını 100 veya daha fazla faktörle artırabilir. Bu, örneğin AGN standart modeline göre doğrudan jetlerden birine baktığımız yerdeki blazarların büyük parlaklığını açıklamada önemli bir faktördür. Aynı göreli etkiler, gözlemciden uzaklaşan bir jet için radyasyonun zayıflamasına yol açar. Bu, bir radyo galaksisinin iki jetinin astronomik kayıtlarda genellikle farklı parlak görünmesinin önemli bir nedenidir ( Laing-Garrington etkisi ).

Işık hızlarından daha hızlı görünür

Göreceli olarak gözlemciye doğru hareket eden nesneler için, ışık geçiş süreleri, uzaktaki bir gözlemcinin yanlışlıkla nesnelerin ışıktan daha hızlı hareket ettiği sonucuna varmasına neden olabilir. Bu şekilde, bir jetteki merkezi kaynaktan uzaklaşan düğümler için " açısal mesafedeki değişiklik ( radyan cinsinden ) × mesafe = teğet hız " türündeki doğrudan hesaplamalar , ışık hızının birçok katı olan hızlara yol açar.

Işık geçiş sürelerini hesaba katan doğru hesaplamadan, bu görünür süperluminal hızların, söz konusu jetlerin göreceli olarak hareket ettiğinin açık bir göstergesi olduğu, yani Lorentz faktörleri 1'den önemli ölçüde büyük olduğu sonucu çıkar. Bu tür hesaplamalar, astrofizikteki göreli hızların ilk kanıtıdır.

Göreceli etkiler, bu yüksek hızlardan, özellikle uygun yönlere sahip jetlerin yüksek parlaklığını açıklayan (jet gözlemciye doğru hareket eder) ve böylece standart modeldeki blazarların özelliklerini açıklayan göreli ışınlamadan kaynaklanır .

Kozmik ışınlarla bağlantı

AGN'nin jetlerinin, uzaydan Dünya'ya ulaşan yüksek enerjili kozmik radyasyonun en azından bir kısmının kaynağı olduğundan uzun süredir şüpheleniliyor . Kozmik ışınların geliş yönü ile AGN'nin gökyüzündeki konumları arasında korelasyonlar bulan Pierre Auger Gözlemevi gibi gama gözlemevlerinin ölçümleri, kozmik ışınlar ve AGN arasında bir bağlantı olduğuna dair kanıt verir .

toz simit

Toz simidi, iç bölgeyi birkaç yüzde bir ila birkaç düzine ışıkyılı (0,01 ila 10 parsek ) uzaklıkta çevreler  . Standart modeldeki en önemli rolü, AGN tip 1 ( geniş çizgi bölgesinden gelen ışık görünür) ve tip 2 ( geniş çizgi bölgesinden gelen ışık görünmez) arasındaki ayrım için özellikle belirleyici olan ekranlama özelliklerinden kaynaklanmaktadır .

Yakın ve orta kızılötesi aralıkta özellikle interferometrik yöntemlerden yararlanan daha yakın tarihli ayrıntılı araştırmalar, tutarlı bir toz simitinin görüntüsünü sorgulamaktadır. Bu gözlemlere göre, bunun yerine, ilgili bölgedeki toz bulutlarının aşağı yukarı bireysel, düzensiz düzenlenmesidir.

madde temini

NGC 1300 neredeyse yukarıdan görülüyor . Bu galaksinin ortasındakiler gibi çubuk yapılar, aktif çekirdeklere yeterli madde sağlanmasında önemli bir rol oynayabilir.

Bir AGN, yalnızca yığılma diski üzerine yeterince güçlü bir madde akışı sağlandığı sürece aktif kalacaktır. Ana engel, diske doğru düşen maddenin açısal momentumudur . Açısal momentum çok büyükse, madde diske asla ulaşamayacaktır. Günümüz modellerinde, diskin etrafındaki son parsek (yaklaşık 3 ışıkyılı ) bu açıdan özellikle sorunludur.

Bazı modellere göre , AGN'yi çevreleyen gökadanın çubuk yapıları , merkezi bölgelere yeterli maddeyi yönlendirmede önemli bir rol oynamaktadır. Diğer modeller , madde arzını güvence altına almak için belirleyici mekanizma olarak galaksi çarpışmalarını ve daha derin potansiyellere yol açan kararsızlıkları görüyor .

Emisyon Alanları (Övgü)

Radyo galaksisi Hercules A için radyo verilerinin ve görünür ışıktaki gözlemlerin birleşimi.

İngilizceye dayalı olarak övgü ( loblar veya radyo lobları ) olarak da adlandırılan emisyon alanları, boyutları on bin ila milyonlarca ışıkyılı (3 ila 1000 kpc ) arasında  olan AGN ile ilişkili en büyük yapılardır. Jetin hızlı parçacıkları - özellikle elektronlar - çevreleyen galaksiler arası ortama çarptığında ve onu tamamen veya kısmen yanlarında taşıdıklarında ortaya çıkarlar. Çevreleyen ortamdaki sürüklenen gaz süpersonik hızlara ulaşır , böylece ön uçta bir şok cephesi oluşur: özellikle güçlü bir yayılan “sıcak nokta” .

Manyetik alanlarda yüklü parçacıkların hareketinden kaynaklanan senkrotron radyasyonu olan övgülerin radyo emisyonu , görünür aralıktaki parlaklığı 100 milyon ila 10 milyar kat daha fazla aşıyor .

sınıflandırma

Aktif gökada çekirdeklerinin geleneksel olarak farklı sınıflara bölünmesi, gözlem özelliklerine, özellikle tayfın özelliklerine, AGN'nin kendisinin parlaklığına, çevreleyen gökadanın parlaklığına ve güçlü radyo emisyonlarının ("radyolaut") varlığına dayanmaktadır. , "radyoleiz").

Bu sınıflandırma, AGN standart modelinden kaynaklandığı için fiziksel özelliklere göre sınıflandırmaya karşıdır. En önemli parametreler, merkezi kara deliğin kütlesi ve yığılma hızıdır - bu ve diğer fiziksel parametreler doğrudan gözlemlenemez, ancak gözlemlerden çıkarılmalıdır.

Bir AGN'nin fiziksel parametreleri ile radyo hacmi arasındaki ilişki daha az açıktır. Kara deliğin kütlesi arttıkça aktivitenin arttığı görülüyor; ancak, burada daha büyük bir varyasyon var .

Seyfert galaksileri

Hubble Uzay Teleskobu ile görüntülenen Seyfert galaksisi NGC 7742

Tarihsel olarak Seyfert galaksileri, galaksilerin tanınabilir yapısına sahip ve aynı zamanda çok parlak bir çekirdeğe sahip nesnelerdir. Standart modelde çekirdeğin parlaklığı yüksek bir yığılma oranına karşılık gelir. Seyfert galaksilerini çok daha parlak kuasarlardan ayıran şey, çevresindeki galaksinin hala net bir şekilde görülebilmesidir. Gelişen gözlem teknolojisiyle, giderek daha fazla çevreleyen gökada, geleneksel ayrımı zayıflatan kuasarlarla görüntülenebilir.

Seyfert gökadaları, standart modelde yığılma diskinin yakınındaki iç bölgelerin görünür olup olmadığına dayanan tip 1 (geniş emisyon çizgileri görünür) ve tip 2 (yalnızca dar emisyon çizgileri) nesnelerini alt bölümlere ayırmak için ilk kez kullanıldı ( tip 1) veya Toz simit yoluyla kaplanır (tip 2). Bu sınıflandırma daha sonra tüm AGN'leri kapsayacak şekilde genişletildi (bkz. bölüm Görünüm, Tip 1 ve Tip 2'ye Sınıflandırma ). Donald Osterbrock , Ha ve Hβ çizgilerinin yoğunluk oranlarına dayanarak, 1977 ve 1981'de Seyfert tipi 1.5, 1.8 ve 1.9 türlerindeki Seyfert gökadalarıyla daha da ince bir alt bölüm oluşturdu, ancak bu, sahadaki tüm gökbilimciler arasında geçerli değildi.

kuasarlar

Tarihsel olarak kuasarlar "yıldız benzeri radyo kaynakları" idi (İngilizce. Yarı yıldız radyo kaynağı ). İlk örnekler ( 3C 48 ve 3C 273 ) 1960'ların başında Allan Sandage ve çalışma arkadaşları tarafından keşfedildi. Ancak Maarten Schmidt , 3C 273 için kırmızıya kaymayı belirlediğinde, nesnelerin ekstragalaktik olduğu ve dolayısıyla astronomik bir bakış açısından çok küçük ve son derece parlak olduğu anlaşıldı .

Fenomenolojik olarak kuasarlar, çevresinde hiçbir gökadanın saptanamadığı, yalnızca parlak bir çekirdeğin bulunduğu çok parlak, aktif gökada çekirdekleriydi. Çekirdek bölgesinin küçük boyutu nedeniyle, yalnızca söz konusu teleskopla nokta kaynaktan ayırt edilemeyen yıldız benzeri bir nesne kaydedildi.

Modern bir sınıflandırmada, kuasarlar, birikim diskinin ve çevresindeki bölgelerin özellikle yüksek parlaklığıyla Seyfert gökadalarından farklıdır.

AGN standart modeli, çevresinde bir galaksi olmayan “çıplak kuasarları” tanımıyor. Gözlemler, çevresinde tespit edilebilir gökadaları olmayan kuasarlar için bu gökadaların çok sönük olduğunu, dolayısıyla gözlem araçlarının sınırlamalarından dolayı bir örnek bozulması olduğunu göstermektedir .

Kuasarlar parlaklıklarına göre radyo sesli veya radyo sessiz olarak ikiye ayrılırlar. Bazı yazarlar adlandırmada bu iki durumu birbirinden ayırır ve yalnızca radyo-yüksek sesli nesneler kuasarları, diğer yandan radyo-demiri ise QSO'ları ( yarı yıldız nesnesi için ) adlandırır.

radyo galaksileri

Çok Büyük Dizi'den alınan verilere dayanan radyo galaksisi Cygnus A'nın yanlış renkli görüntüsü

Radyo galaksiler, 10 39 veya 10 40  watt'a kadar çıkabilen yüksek radyo parlaklıklarıyla karakterize edilirler . Bu, normal galaksilerin radyo aralığında yaydığı gücün bir milyar katından fazladır.

Tipik bir yapı olarak, birçok radyo gökadası, loblar olarak adlandırılan iki karşıt uyarma veya emisyon bölgesine sahiptir. Bunlar, galaksinin çekirdeği tarafından zıt yönlerde yayılan iki jet, galaksiyi çevreleyen galaksiler arası ortama çarptığında ortaya çıkan çok sıcak gazın geniş alanlarıdır .

Modern bir bakış açısına göre, radyo gökadaları, tip 2 radyo-yüksek sesli kuasarlardır. Bunların her biri çok büyük eliptik gökadalardır, çoğunlukla geniş gökada kümelerinin merkezi gökadalarıdır. Seyfert gökadalarıyla karşılaştırıldığında, radyo gökadaları çok daha düşük bir yığılma oranına sahiptir - emisyonlarına buna göre jet ile ilişkili ışıklı fenomen hakimdir.

Fanaroff-Riley sınıflandırması iki tür radyo gökadası arasında ayrım yapar: Parlaklığın merkezden dışa doğru azaldığı Tip I (FR-I) ve genellikle çok daha parlak olan tip II (FR-II) radyo gökadaları. kaynaklar, en yüksek yüzey parlaklığıyla daha da uzaktadır.

Blazars: BL-Lac nesneleri ve optik olarak oldukça değişken kuasarlar (OVV)

BL-Lac nesnesi H 0323 + 022 (kırmızıya kayma z = 0.147 ile); ESO'nun Yeni Teknoloji Teleskopu ile çekilen görüntü

BL-Lac-Nesneleri veya BL-Lacertae-Nesneleri, Cuno Hoffmeister tarafından 1929'da ilk keşfinin yapıldığı Lacerta (kertenkele) takımyıldızından sonra adlandırılır . BL, değişen yıldızların sınıflandırılmasının adıdır ve Hoffmeister'in nesneyi düzensiz parlaklık değişimleri olan bir değişen yıldız olarak kabul etmesinden gelir. Radyo astronominin ortaya çıkışıyla bunların radyo yüksek sesli, çok uzak nesneler olduğu anlaşıldı. İlk mesafe tespitleri 1970'lere kadar yapılmamıştı.

Standart modelin bakış açısından, BL-Lac nesneleri, gözlemcinin doğrudan veya neredeyse doğrudan jete baktığı AGN'nin bir yönüne karşılık gelir. Aynı açıklama, optik olarak şiddetli değişkenlerle (optik olarak oldukça değişken kuasarlar, kısaltılmış OVV) eşanlamlı olan Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQ) için standart model tarafından verilmektedir . Bu nedenle her iki nesne sınıfı birleştirilir ve blazarlar olarak adlandırılır (İngilizceden blaze'e , çok parlak bir şekilde parlamaya ).

BL Lac ve OVV, BL Lac'ta daha zayıf olan ve absorpsiyon çizgilerinin eşlik ettiği çizgilerinin özelliklerinde farklılık gösterir, çizgiler güçlü bir şekilde polarize olurken, OVV güçlü ve çok geniş emisyon çizgileri gösterir. Kısa zaman ölçeklerinde (saatten günlere) ortak olarak güçlü parlaklık değişimlerine sahiptirler; bu, jetin, küçük boyutu nedeniyle özelliklerini kısa sürede değiştirebilen, toplanma diskinin üzerindeki kompakt bir bölgeden çıkmasıyla açıklanabilir. terazi.

LINER'lar

Burada Hubble Uzay Teleskobu ile çekilmiş bir görüntü olan Sombrero Gökadası (M104), bir LINER örneğidir.

Performans tayfının diğer ucunda, etkin olmayan galaksilerin sınırına yakın yerlerde LINER'lar bulunur. İsim, İngilizce düşük iyonizasyonlu nükleer emisyon hattı bölgesinden, Almanca'da düşük iyonizasyon derecesine sahip emisyon hatlarına sahip galaksi çekirdek bölgeleri hakkındadır . Adından da anlaşılacağı gibi, bu nesneler O , O + , N + veya S + gibi zayıf iyonize iyonlardan veya nötr atomlardan emisyon hatlarına sahipken, daha güçlü iyonize atomlardan emisyon hatları nispeten zayıftır.

LINER, kozmik komşumuzdaki galaksilerin yaklaşık üçte birinde meydana gelir. Aktif ve aktif olmayan galaksiler arasında bir bağlantı olarak, ilk kez aktif olmayan galaksilerin merkezinde süper kütleli delikler olabileceğini öne sürdüler. Bu ancak daha sonra Samanyolu'nun merkezindeki kara deliğin keşfiyle doğrulandı .

Standart modele göre süper kütleli bir merkezi kara delik tarafından sürülen LINER'ların aslında AGN olup olmadığı tartışma konusudur. Bunun yerine, bazı gökbilimciler, aktivitenin arkasında özellikle güçlü yıldız oluşturan bölgelerden şüpheleniyorlar .

Çevredeki galaksilerle etkileşim

Aktif bir gökada çekirdeğindeki ve onu çevreleyen gökadadaki fiziksel süreçler, birkaç ışık gününün olduğu merkezi bölgenin genişliğinden, çıkıntının binlerce ışıkyılı boyutuna kadar bir ölçekte oynanır . Aktif çekirdeklerin fiziksel özellikleri ile gökadaları arasındaki karşılıklı etkileşimi veya eşleşmiş evrimi gösteren istatistiksel ilişkiler 1990'lardan beri bulunmuştur.

Şubat 2020'de gökbilimciler, birkaç milyar güneş kütlesine sahip, eskiden aktif bir gökada çekirdeğinin - süper kütleli bir kara delik - evrendeki bilinen en büyük patlamada Yılancı gökadası üstkümesinin gaz bulutunda bir boşluk oluşturduğunu bildirdi . Yaklaşık 15 Samanyolu galaksisinin yan yana oturduğu boşluğu, radyasyon ve parçacık emisyonu yoluyla yarattı .

Kütlelerin, parlaklıkların ve hız dağılımının korelasyonları

1995'te John Kormendy ve Douglas Richstone, AGN'nin merkezi kara deliğinin kütlesi ile çevreleyen şişkinliğin ( mavi) toplam parlaklığı ( eliptik gökadalar için : tüm gökada) arasında bir korelasyon fark ettiler . John Magorrian ve meslektaşları tarafından 1998'de yapılan bir başka çalışma, çıkıntıdaki nesnelerin kütleleri ile merkezi kara delik arasında bir korelasyon olduğunu gösterdi .

Daha sonraki çalışmalar , çıkıntıdaki yıldızların hız dağılımı ile kara deliğin kütlesi arasında korelasyonlar buldu . Bu ilişki, şimdiye kadar bahsedilenlerin en küçük yayılımına sahiptir ; ancak çalışmaya bağlı olarak, ilişki için farklı parametreler vardı ( en uygun düz çizginin eğimi ).

Gözlem araçları olarak aktif galaksi çekirdekleri

Kuasarlar, radyo galaksiler ve diğer AGN'ler sadece ilgi nesneleri olarak ilgi çekici değildir. Ayrıca, galaksiler arası ortam veya aktif galaksi çekirdeğini çevreleyen galaksi gibi diğer astronomik nesneleri incelemek için kullanılabilecek gözlem araçları olarak da hizmet edebilirler . Özellikle kuasarlar, jeodezik ölçümler için yeryüzünde sabit, değişmez referans noktaları olarak kullanılmaktadır .

Kuasar ve gözlemci arasındaki madde tarafından absorpsiyon

Bir kuasardan karakteristik frekanslarda ışığın absorpsiyonu , kuasar ile dünyevi bir gözlemci arasındaki madde hakkında bilgi sağlar. Kozmolojik kırmızıya kayma , ilgili mesafelerde önemli bir rol oynar . Absorpsiyon malzemesinin mesafesine bağlı olarak, kuasar ışığında absorpsiyon çizgileri farklı dalga boylarında görünür. Kuasar spektrumu, maddenin görüş hattı boyunca uzaysal dağılımı hakkında bilgi içerir.

Lyman Alfa Ormanı

Bu fenomenin en önemli ifadesi Lyman-alfa ormanıdır (İng. Lyman alpha ormanı ). Nötr hidrojen atomlarının farklı mesafelerde (ve dolayısıyla farklı kırmızıya kaymalarda) hidrojen gazı bulutlarının neden olduğu Lyman-Alfa geçişinin yoğun soğurma çizgileri dizisi . Bir Lyman alfa ormanı ilk olarak 1971'de Quasar 4C 05.34 için tespit edildi.

"Kozmik ağın" ölçümü

Kuasar absorpsiyon çizgileri yalnızca galaksiler arası hidrojen gazının varlığı hakkında genel bilgi sağlamakla kalmaz, aynı zamanda galaksilerin kendilerini çevreleyen gazla nasıl etkileşime girdiğini incelemek için de kullanılabilir. Geleneksel modellerde, galaksiler arası gazın “ kozmik ağından ” bir galaksiye akan gaz, galaksinin uzun vadede yeni yıldızlar oluşturmasını sağlayan önemli hammadde kaynakları sağlar. Yıldız oluşturan galaksilerin yakın çevresinde kuasar absorpsiyon çizgileri tarafından tespit edilen soğuk hidrojen gazı bu resmi desteklemektedir.

Doğrudan absorpsiyon hatlarına dayalı olarak kozmik ağ hakkında yalnızca dakik ifadelerin mümkün olduğu durumlarda, uzaktaki bir kuasarın ağın bir bölümünü bir el feneri gibi aydınlattığı ve böylece kendi parıltısını uyardığı floresan fenomeni, ağın düz bölümlerini görünür hale getirebilir. İlgili kayıtlar ilk kez 2014 yılında Keck teleskoplarından biri ile yapılmıştır .

Gunn Peterson Yalak

Galaksiler arası uzayda her yerde bulunan (küçük) hidrojen gazı, sürekli dağılımı göz önüne alındığında bir çizgi ormanı üretmemelidir, bunun yerine kaydırılmamış Lyman-alfa dalga boyu ile kaydırılmış Lyman-alfa arasındaki tüm dalga boylarında kuasar ışığı üretmelidir. kuasarın kırmızıya kaymasıyla - Çizgiyi sıkın. Gunn-Peterson çukuru olarak adlandırılan bu çukur , 1965 yılında Gunn ve Bruce A. Peterson tarafından varsayıldı ve nötr hidrojenin kozmik yoğunluğu için bir üst sınır tahmin etmek için kullanıldı.

Gunn-Peterson çukuru, erken evrenin iyonlaşma tarihi açısından ilginç hale geliyor. Bugün kabul edilen geliştirme modellerinde , ilk hidrojen atomları yaklaşık 380.000 yıllık kozmik zamanda oluşur (aynı zamanda kozmik fon radyasyonu da salınır). Sırasında Yeniden iyonlama çağında milyar milyon 150 ila 1 yıl sonra bu atom gaz ilk yıldızlardan yüksek enerjili radyasyon tarafından yeniden iyonize edilir. Bir Gunn-Peterson çukuru, bu nedenle, yeniden iyonlaşmadan önceki zamanda ışığın geçtiği uzak bir kuasarın görüş hattı boyunca bulunan alanlar için tespit edilebilir olmalıdır. Konumu, yeniden iyonlaşma aşamasının zamansal sınıflandırması ve dolayısıyla en eski yıldızların yaşı hakkında sonuçlar çıkarılmasına izin verir. Böyle bir çukur ilk kez 2001 yılında kırmızıya kayma z = 6.28 olan bir kuasarın spektrumunda doğrudan gözlemlendi.

Kimyasal evrim: döteryum

Uzak kozmik geçmişe göre kırmızıya kaymaları atanabilen absorpsiyon çizgileri, kimyasal evrimin, yani elementin zamansal gelişimi ve izotop bolluklarının yeniden yapılandırılması için de önemlidir . Kuasar absorpsiyon çizgileri özellikle erken evrendeki döteryum bolluğunun yeniden inşasında rol oynar ve bu hafif elementin oluşumu için Big Bang modellerinin tahminlerinin test edilmesini mümkün kılar ( primordial nükleosentez ).

İlkel döteryum bolluğu sayısının en hassas göstergesi baryonların sayıları oranı olarak tanımlanan erken evrende, baryonların .

Doğal sabitlerin değişkenliği

Kuasarlar , kozmik evrim sürecinde temel doğal sabitlerin değişip değişmeyeceği ve ne kadar önemli olabileceği konusunda sonuçlara varılmasına izin verir . Spektral çizgilerin desenleri , oluşturan atomların ve moleküllerin kuantum mekanik özelliklerinden kaynaklanan karakteristik bir yapıya ( çoklu ) sahiptir . Bir ve aynı grubun çizgilerinin dalga boyu farklılıkları , elektromanyetik etkileşimin gücünü gösteren ince yapı sabitine tam olarak tanımlanabilir bir şekilde bağlıdır . Absorpsiyon çizgilerinin kuasar gözlemleri, kozmik tarihte farklı mesafelerde ve dolayısıyla farklı zamanlarda bu tür dalga boyu farklılıklarından ince yapı sabitini belirlemeyi mümkün kılar. Örneğin, kırmızıya kayması z = 0,5 olan spektral çizgilerden gelen ışık 5 milyar yıl önce üretildi ve bu nedenle elektromanyetik etkileşimin gücü hakkında tam da o zamandaki bilgileri taşıyor. Uzak kuasarların soğurma çizgileri üzerindeki ölçümler, ince yapı sabitinde küçük değişiklikler olduğuna dair işaretler verdi, ancak bunlar halen tartışmalı bir şekilde tartışılıyor.

Astrometri ve Jeodezi

Kuasarlar, yüksek parlaklıklarından dolayı en uzak mesafelerden hala görülebilen nesneler arasındadır. Yüksek mesafeler, bir kuasarın gece gökyüzündeki görünür konumunun, kuasar kozmik ortamına göre yüksek hızda hareket etse bile dünyadaki bir gözlemci için değişmediği anlamına gelir. Kuasarlar bu nedenle Uluslararası Göksel Referans Sistemini (ICRS) büyük bir doğrulukla belirlemek için uygundur .

Paralaks yöntemini kullanarak yaklaşık bir milyar yıldızın mesafesini benzeri görülmemiş bir doğrulukla ölçen astrometri uydusu Gaia , misyonunun bir parçası olarak yaklaşık 500.000 kuasar araştıracak ve bazılarını paralaks ölçümlerini kalibre etmek için bir araç olarak kullanacak.

Kuasarlar tarafından verilen referans çerçevesine göre, çok uzun taban çizgisi interferometrisi (VLBI), karasal hareketleri ve konumları büyük bir doğrulukla belirlemek için de kullanılabilir. Bu şekilde, kıtaların kaymasının yanı sıra dünyanın dönüş parametrelerinin kesin ölçümleri mümkündür .

Standart mum olarak AGN

Kopenhag Üniversitesi'nden Darach Watson ile birlikte çalışan kozmologlar , AGN yardımıyla kozmik mesafeleri belirlemek için bir yöntem geliştirdiler . Yöntem, gökada çekirdeklerinin mutlak parlaklığı ile Dünya'dan göründüğü haliyle parlaklıkları arasındaki ilişkiye dayanmaktadır .

Madde galaksinin merkezi kara deliğine düşerse, güçlü bir şekilde ısınır ve sonuç olarak yüksek enerjili radyasyon yayar. Bu, komşu gaz bulutlarını iyonize eder ve parlamalarına neden olur. Kara deliğin etrafındaki daha hafif bir merkezi bölge, çevreleyen gaz bulutlarının daha derin iyonlaşmasına ve dolayısıyla gaz bulutlarının parladığı daha geniş bir alana yol açar. Merkezi bölgenin parlaklığındaki değişiklikler, komşu gaz bulutlarının parlaklığındaki gecikme ile de ifade edilir. Bu şekilde, 38 AGN için parlayan gaz bulutlarının boyutu ve ardından AGN'nin kendisinin mutlak parlaklığı belirlendi. Bu şekilde, görünür evrenin yarıçapının yaklaşık %55'ine karşılık gelen 4 kırmızıya kaymaya kadar olan mesafeler belirlenebilir.

İşaretçi olarak rol

Standart Model'e göre, kuasarlar, aktif gökada çekirdeği olarak çevreleyen gökadalara gömülür. Kuasarlar bu nedenle belirteçler olarak kullanılabilir, çünkü uzak bir kuasarın tespit edildiği yerde, artık hedeflenmiş bir şekilde aranabilecek bütün bir galaksi de olmalıdır.

Yerçekimi Lensleri ve Göreli Optikler

Einstein Çapraz : ışık kaynağı olarak kuasarı QSO'da 2237 + 0305 ile yerçekimsel mercek

Büyük mesafeleri ve büyük parlaklıkları nedeniyle, kuasarlar yerçekimi mercekleri için ışık kaynakları olarak uygundur , yani. uzak bir nesnenin ışığının gözlemciye daha yakın bir nesnenin kütlesi tarafından saptırıldığı durumlar için. Bu sapma tipik olarak amplifikasyon etkileriyle sonuçlanır, ancak uygun bir düzenleme ile çoğu zaman yay benzeri bir şekilde bozulan çoklu görüntülerde de olur. Aslında, 1979'daki "ikiz kuasar" Q0957 + 561 , yerçekimi merceğinin bilinen ilk örneğiydi.

Ayrı görüntülerin görülebildiği büyük ölçekli kütleçekimsel merceklenme etkilerine ek olarak, kuasarlar ayrıca tek tek görüntülerin birbirinden ayırt edilemediği, ancak mercek etkisinin önemli bir ışık yoğunlaşmasına yol açtığı mikro yerçekimi mercekleme etkilerine de sahiptir. Kuasarın ışık yayan bölgeleri ( sürekli kaynak ve geniş çizgi bölgesi) ve ayrıca bu tür mikro mercek etkilerinden kaynaklanan parlaklık dalgalanmalarından mercek nesnelerinin özellikleri hakkında sonuçlar çıkarılabilir .

Kuasar merceklerinin istatistiklerinin ilginç kozmolojik sonuçları vardır: Bir kütleçekimsel mercek sisteminin parçası olan kuasarların oranından, evrende kompakt nesneler (yani potansiyel yerçekimi) biçiminde bulunan toplam madde miktarını tahmin etmek mümkündür. mercek kütleleri).

Kuasarlar, göreli ışık sapmasının bir başka örneği olarak Çok Uzun Temel Girişim Ölçümü (VLBI) yardımıyla güneş kütlesinin uzak nesnelerin ışığı üzerindeki etkisini kontrol etmek için de uygundur . 541 kuasar ve radyo gökada üzerinde 2 milyondan fazla VLBI gözleminden elde edilen karşılık gelen verilerin kümülatif değerlendirmesi, güneş tarafından ışık sapmasına ilişkin en doğru ölçümlerden biridir ve dolayısıyla bu ışıkla ilgili genel görelilik teorisinin tahminlerinin en katı testlerinden biridir. sapma.

Edebiyat

  • Volker Beckmann ve Chris R. Shrader: Aktif Galaktik Çekirdekler . Wiley-VCh, 2012, ISBN 978-3-527-41078-1 .
  • Bradley W. Carroll ve Dale A. Ostlie: Modern Galaktik Astrofizik ve Kozmolojiye Giriş . Addison-Wesley, 2007, ISBN 0-8053-0347-2 .
  • Bradley M. Peterson: Aktif Galaktik Çekirdeklere Giriş . Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-47911-8 .
  • Kenneth Lang : Temel Astrofizik . Springer, 2013, ISBN 978-3-642-35962-0 .
  • Martin J. Rees : Aktif Galaktik Çekirdekler için Kara Delik Modelleri . İçinde: Annu. Rev. Astron. Astrofiler. kaset 22 , 1984, s. 471–506 ( NED'deki çevrimiçi sürüm ).
  • Ian Robson: Aktif Galaktik Çekirdekler . John Wiley & Sons, Chichester 1996, ISBN 978-0-471-96050-8 .
  • Gregory A. Shields: AGN'nin kısa bir tarihi . İçinde: Pasifik Astronomi Topluluğu Yayınları . kaset 760 , hayır. 111 , s. 661–678 , arxiv : astro-ph / 9903401v1 .
  • Donald E. Osterbrock : Gazlı Bulutsuların ve Aktif Galaktik Çekirdeklerin Astrofiziği . Palgrave Macmillan, 2005.
  • Julian H. Krolik: Aktif Galaktik Çekirdekler: Merkez Kara Delikten Galaktik Ortama . Princeton Üniversitesi Yayınları, 1998.
  • Daniel W. Weedman: Kuasar Astronomi . Cambridge University Press, 1988, ISBN 0-521-35674-1 .

Ayrıca bakınız

İnternet linkleri

Bireysel kanıt

  1. ↑ a b Peterson 1997'deki Bölüm 2.1'e göre.
  2. ↑ İlk kez FK Baganoff ve diğerleri .: Galaktik Merkezdeki süper kütleli kara deliğin yönünden parlayan hızlı X-ışını . İçinde: Doğa . kaset 413 , 2001, s. 45–48 , bibcode : 2001Natur.413 ... 45B .
  3. ^ EA Fath: Bazı sarmal bulutsuların ve küresel yıldız kümelerinin spektrumları . İçinde: Yalamak Obs. Boğa Bandı 5 , 1909, s. 71 , bibcode : 1909LicOB ... 5 ... 71F .
  4. ↑ Lang 2013'te Bölüm 11.1 ve 13.2'ye bakın.
  5. ^ C. Seyfert: Sarmal Bulutsularda Nükleer Yayılım . bibcode : 1943ApJ .... 97 ... 28S . Shields 1999'da Bölüm 2'ye bakın.
  6. ↑ a b E. Ya. Khachikyan, DW Weedman: Aydınlık galaktik çekirdeklerin spektroskopik bir çalışması . İçinde: Astrofizik . kaset 7 , hayır. 3 , s. 231-240 , bibkod : 1971Ap ...... 7..231K .
  7. ↑ Radyo galaksiler üzerine, 2. bölüm, kuasarlar üzerine, Shields 1999'da 3. bölüm.
  8. ↑ Maarten Schmidt: 3C 273: Büyük Kırmızı Kaydırmalı Yıldıza Benzer Bir Nesne . İçinde: Doğa . kaset 197 , 1963, s. 1040 , bibcode : 1963Natur.197.1040S .
  9. ↑ Shields 1999'da Bölüm 4'e bakın.
  10. ↑ Genel: Bölüm 4.2. Shields (1999) ve Werner Israel (1987): Karanlık yıldızlar: bir fikrin evrimi. İçinde: Stephen W. Hawking, Werner İsrail: Yerçekiminin 300 Yılı. Cambridge University Press, s. 199-276, ISBN 0-521-37976-8 .
  11. ^ S. Wyckoff, T. Gehren, PA Wehinger: Kuasar görüntülerinin çözünürlüğü . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 247 , 1981, s. 750-761 , bibcode : 1981ApJ ... 247..750W .
  12. ↑ JB Hutchings, D. Crampton, B. Campbell: 78 kuasar ve ev sahibi galaksinin optik görüntülemesi . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 280 , 1984, bibcode : 1984ApJ ... 280 ... 41H .
  13. ^ RRJ Antonucci. JS Miller: Spektropolarimetri ve NGC 1068'in doğası . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 297 , 1985, s. 621-632 , bibcode : 1985ApJ ... 297..621A .
  14. ^ A b R. Antonucci: Aktif Galaktik Çekirdekler ve Kuasarlar için Birleşik Modeller . İçinde: Astronomi ve Astrofizikte Yıllık İncelemeler . kaset 31 , hayır. 1 , 1993, s. 473-521 , doi : 10.1146 / annurev.aa.31.090193.002353 , bibcode : 1993ARA & A..31..473A .
  15. ↑ Meg Urry, Paolo Padovani: Radyo yüksek sesli AGN için birleşik şemalar . İçinde: Pasifik Astronomi Topluluğu Yayınları . kaset 107 , 1995, s. 803–845 , doi : 10.1086 / 133630 , arxiv : astro-ph / 9506063 , bibcode : 1995PASP..107..803U .
  16. ^ 2dF QSO Kırmızıya Kaydırma Araştırması (2QZ).
  17. ^ R. Antonucci: Aktif Galaktik Çekirdekler ve Kuasarlar için Birleşik Modeller . İçinde: Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi . kaset 31 , 1993, s. 473 .
  18. ↑ Matt Visser: Kerr uzay-zaman - kısa bir giriş. (İlk yayın: arxiv : 0706.0622 ), sayfa 35 , Şekil 3.
  19. ↑ Bölüm 13.14, MP Hobson, GP Efstathiou ve AN Lasenby: Genel Görelilik: Fizikçiler İçin Bir Giriş . Cambridge University Press, 2006, ISBN 978-0-521-82951-9 .
  20. ↑ Vincent L. Fish, Sheperd S. Doeleman: Bir kara delik olay ufkunu gözlemlemek: (alt) milimetre VLBI of Sgr A * . İçinde: Relativite in Fundamental Astronomy: Dynamics, Reference Frames, and Data Analysis, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium . kaset 261 , s. 271-276 .
  21. ↑ Holland C. Ford, Richard J. Harms, Zlatan I. Tsvetanov, George F. Hartig, Linda L. Dressel, Gerard A. Kriss, Ralph C. Bohlin, Arthur F. Davidsen, Bruce Margon, Ajay K. Kochhar: Dar Bant M87'nin HST görüntüleri: Devasa bir kara deliğin etrafındaki iyonize gaz diskinin kanıtı . İçinde: Astrofizik Dergi Mektupları ( ISSN  0004-637X ) . kaset 435 , 1994, s. L27-L30 , bibcode : 1994ApJ ... 435L..27F .
  22. ↑ RD Blandford, CF McKee: Seyfert galaksilerinin ve kuasarların emisyon çizgisi bölgelerinin yankılanma haritası . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 255 , 1982, s. 419-439 , bibcode : 1982ApJ ... 255..419B .
  23. ↑ Steven A. Balbus ve John F. Hawley: Zayıf manyetize edilmiş disklerde güçlü bir yerel kayma kararsızlığı. I - doğrusal analiz. II - doğrusal olmayan evrim . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 376 , 1991, s. 214-233 .
  24. ↑ EW Bonning u a. .: QSO'larda Toplama Diski Sıcaklıkları ve Süreklilik Renkleri . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 659 , 2007, s. 211–217 , doi : 10.1086 / 510712 , arxiv : astro-ph / 0611263 .
  25. ^ YY Zhou ve diğerleri: Aktif Galaktik Çekirdeklerdeki Büyük Mavi Yumru'nun İstatistiksel Özellikleri . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 475 , 1997, s. L9 – L12 , bibcode : 1997ApJ ... 475L ... 9Z .
  26. ↑ Francesco Haardt, Laura Maraschini: İki fazlı toplama disklerinden X-ışını spektrumları . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 413 , 1993, s. 507-517 , bib kodu : 1993ApJ ... 413..507H .
  27. ↑ Richard F. Musshotzky, Christine Done, Kenneth A. Pounds: X-ışını spektrumları ve aktif galaktik çekirdeklerin zaman değişkenliği . İçinde: Astronomi ve astrofiziğin yıllık incelemesi . kaset 31 , 1993, s. 717-761 .
  28. ↑ Francesco Haardt, Laura Maraschini, Gabriele Ghisellini: Seyfert galaksilerinden ve galaktik kara deliklerden X-ışını ve ultraviyole emisyonu için bir model . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 432 , 1994, s. L95 – L99 , bibcode : 1994ApJ ... 432L..95H .
  29. ↑ Y. Tanaka ve diğerleri.: Aktif gökada MCG-6-30-15'te bir yığılma diski ve büyük kara delik anlamına gelen kütleçekimsel olarak kırmızıya kaymış emisyon . İçinde: Doğa . kaset 375 , 1995, s. 659-661 , bibcode : 1995Natur.375..659T .
  30. ↑ M. Dovčiak, V. Karas, T. Yaqoob: Güçlü Yerçekimi Rejiminde Toplanma Diski Spektrumları ile X-Işını Verilerini Uydurma İçin Genişletilmiş Bir Plan . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 153 , 2004, s. 205-221 .
  31. ↑ K. Iwasawa, G. Miniutti, AC Fabian: NGC 3516'da kırmızıya kaydırılmış demir emisyonunun akı ve enerji modülasyonu: kara delik kütlesi için çıkarımlar . İçinde: MNRAS . kaset 355 , 2004, s. 1073-1079 , bibkod : 2004MNRAS.355.1073I .
  32. ^ RD Blandford, DG Payne: Toplanma disklerinden hidromanyetik akışlar ve radyo jetlerinin üretimi . İçinde: MNRAS . kaset 1999 , 1982, s. 883-903 , doi : 10.1093/mnras/199.4.883 .
  33. ^ RD Blandford, RL Znajek: Kerr kara deliklerinden enerjinin elektromanyetik çıkarılması . İçinde: MNRAS . kaset 179 , 1977, s. 433-456 , bib kodu : 1977MNRAS.179..433B .
  34. ↑ RA Laing: Güçlü ekstragalaktik radyo kaynaklarında jetlerin yanlılığı ve depolarizasyon . İçinde: Doğa . 331, No. 6152, 1988, sayfa 149. bibcode : 1988Natur.331..149L . doi : 10.1038 / 331149a0 .
  35. ^ S. Garrington, JP Leahy, RG Conway, RA Laing: Çift radyo kaynaklarının polarizasyon özelliklerinde sistematik bir asimetri . İçinde: Doğa . 331, No. 6152, 1988, sayfa 147. bibcode : 1988Natur.331..147G . doi : 10.1038/331147a0 .
  36. ^ Pierre Auger İşbirliği: En Yüksek Enerjili Kozmik Işınların Yakındaki Ekstragalaktik Nesnelerle İlişkisi . İçinde: Bilim . kaset 318 , 2007, s. 938-943 , doi : 10.1126/ bilim.1151124 .
  37. ↑ L. Burtscher ve diğerleri: Tozlu AGN tori çeşitliliği. VLTI / MIDI AGN Büyük Programı için veri açıklaması ve 23 galaksi için ilk sonuçlar. Astronomi ve Astrofizik 558, A149 (2013). bibcode : 2013A & A ... 558A.149B
  38. ↑ Burada kullanılan sınıflandırma Peterson 1997'deki Bölüm 2'deki sınıflandırmadır.
  39. ↑ Donald Osterbrock: Emisyon çizgisi spektrumları ve aktif galaktik çekirdeklerin doğası . İçinde: HR Miller, PJ Wiita (Ed.): Aktif Galaktik Çekirdekler . Springer, 1988, ISBN 978-3-540-19492-7 , s. 1–18 ( NED'deki çevrimiçi sürüm ).
  40. ↑ Thomas A. Matthews, Allan R. Sandage: 3c 48, 3c 196 ve 3c 286'nın Stellar Objects ile Optik Tanımlanması . İçinde: Astrofizik Dergisi . 138, 1963, s. 30-56. bibcode : 1963ApJ ... 138 ... 30M . doi : 10.1086/147615 .
  41. ↑ Fizik: Hayal ve Gerçek (8 Mayıs 2013'te erişildi).
  42. ↑ John N. Bahcall, Sofia Kirhakos, David H. Saxe, Donald P. Schneider: Yakınlardaki 20 Aydınlık Kuasar Örneğinin Hubble Uzay Teleskobu Görüntüleri . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 479 , 1997, s. 642–658 , arxiv : astro-ph / 9611163 , bibcode : 1997ApJ ... 479..642B .
  43. ^ RD Blandford, MJ Rees: Çift radyo kaynakları için bir 'ikiz egzoz' modeli. İkiz jet modeli. 1974. bibcode : 1974MNRAS.169..395B
  44. ↑ BL Fanaroff, JM Riley: Yüksek ve düşük parlaklığa sahip ekstragalaktik radyo kaynaklarının morfolojisi. bibcode : 1974MNRAS.167P..31F
  45. ↑ Cuno Hoffmeister: 354 yeni değişken . İçinde: Astronomik Haberler . kaset 236 , 1929, s. 242 , bibkod : 1929AN .... 236..233H .
  46. ^ John L. Schmitt: BL Lac bir radyo kaynağı olarak tanımlandı . İçinde: Doğa . kaset 218 , 1968, s. 663 , bibcode : 1968Natur.218..663S .
  47. ^ LC Ho, AV Filippenko, WLW Sargent: “Cüce” Seyfert Çekirdekleri İçin Bir Arama. III. Konak Gökadaların Spektroskopik Parametreleri ve Özellikleri . İçinde: Astrofizik Dergi Eki . 112, No. 2, 1997, sayfa 315-390. arxiv : astro-ph / 9704107 . bibcode : 1997ApJS..112..315H . doi : 10.1086/313041 .
  48. ↑ a b T. M. Heckman: Parlak galaksilerin çekirdeklerinin optik ve radyo araştırması - Normal galaktik çekirdeklerdeki aktivite . İçinde: Astronomi ve Astrofizik . 87, 1980, s. 152-164. bibcode : 1980A & A .... 87..152H .
  49. ↑ G. Kauffmann: LINER'ların keşfi ve kara deliklerin her galakside bulunduğuna dair bir önsezi. Yorum: Heckman™, 1980, A&A, 87, 152 . İçinde: Astronomi ve Astrofizik . kaset 500 , 2009, s. 201–202 , bibcode : 2009A & A ... 500..201K .
  50. ^ LC Ho, AV Filippenko, WLW Sargent: LINER'lerin Uyarma Mekanizmasının Yeniden Değerlendirilmesi . İçinde: Astrofizik Dergisi . 417, 1993, sayfa 63-81. bibcode : 1993ApJ ... 417 ... 63H . doi : 10.1086/173291 .
  51. ↑ R. Terlevich, J. Melnick: Isıtıcılar - Yıldız patlaması ve Seyfert galaksileri arasındaki kayıp halka . İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri . 213, 1985, s. 841-856. bibcode : 1985MNRAS.213..841T . doi : 10.1093 / mnras / 213.4.841 .
  52. ↑ JC Shields: Yoğun ortamdaki Normal O yıldızları LINER üretir . İçinde: Astrofizik Dergi Mektupları . 399, 1992, sayfa L27-L30. bibcode : 1992ApJ ... 399L..27S . doi : 10.1086/186598 .
  53. ↑ https://www.heise.de/newsticker/meldung/Astronomie-Ueberreste-der-gigantischsten-Explosion-haben-4670982.html
  54. ↑ Dennis Overbye : Bu Kara Delik Evrende Bir Delik Patladı - Ophiuchus gökada kümesi, güneşimizden birkaç milyar kat daha büyük kütleli bir kara delik olan WISEA J171227.81-232210.7 üzerine geğirinceye kadar gayet iyiydi. . İçinde: The New York Times , 6 Mart 2020. 
  55. ↑ Şimdiye kadar tespit edilen en büyük kozmik patlama, uzayda büyük bir göçük bıraktı . İçinde: The Guardian , 27 Şubat 2020. Erişim tarihi: 28 Şubat 2020. 
  56. ↑ S. Giacintucci, M. Markevitch, M. Johnston-Hollitt, DR Wik, QHS Wang, TE Clarke: Yılancı gökada kümesindeki Dev Radyo Fosilinin Keşfi . İçinde: Astrofizik Dergisi . 891, No. 1, 27 Şubat 2020, ISSN  1538-4357 , s. 1. arxiv : 2002.01291 . bibcode : 2020ApJ ... 891 .... 1G . doi : 10.3847/1538-4357/ab6a9d .
  57. ↑ Kormendy, John'daki Bölüm 6; Richstone, Douglas: İçe Bağlı - Galaktik Çekirdeklerde Süper Kütleli Kara Delikler Arayışı . İçinde: Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi . kaset 33 , 1995, s. 581–624 , bibcode : 1995ARA & A..33..581K .
  58. ↑ John Magorrian u.A.: Galaksi Merkezindeki Büyük Karanlık Nesnelerin Demografisi . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 115 , 1998, s. 2285-2305 , bib kodu : 1998AJ .... 115.2285M .
  59. ↑ Laura Ferrarese, David Merritt: Süper Kütleli Kara Delikler ve Onların Ev Sahibi Gökadaları Arasında Temel Bir İlişki . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 539 , 2000, s. L9 – L12 , bibcode : 2000ApJ ... 539L ... 9F . vs. Karl Gebhardt ve diğerleri: Nükleer Kara Delik Kütlesi ve Galaksi Hız Dağılımı Arasındaki İlişki . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 539 , 2000, s. L13 – L16 , bibcode : 2000ApJ ... 539L..13G .
  60. ↑ Khee-Gan Lee: Kozmik Ağın Gölgesi . İçinde: Yıldızlar ve Uzay . Ekim, 2014, s. 36 ( çevrimiçi erişim ücretlidir).
  61. ↑ Roger Lynds: 4C 05.34'ün Absorpsiyon Çizgisi Spektrumu . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 164 , 1971, s. L73 – L78 , bibcode : 1971ApJ ... 164L..73L .
  62. ^ Neil HM Crighton, Joseph F. Hennawi, J. Xavier Prochaska: Az = 2.4 Yıldız Oluşturan Galaksi'nin Çevresel Ortamında Metalce Yoksul, Soğuk Gaz: Soğuk Birikmeye Yönelik Doğrudan Kanıt? İçinde: Astrofizik Dergi Mektupları . kaset 776 , 2013, s. L18 , bibcode : 2013ApJ ... 776L..18C .
  63. ↑ Sebastiano Cantalupo, Fabrizio Arrigoni-Battaia, J. Xavier Prochaska, Joseph F. Hennawi, Piero Madau: Aydınlık, yüksek kırmızıya kaymalı bir kuasarın etrafındaki Lyman-alfa emisyonunda ortaya çıkan kozmik bir ağ filamenti . İçinde: Doğa . kaset 506 , 2014, s. 63-66 , bibcode : 2014Natur.506 ... 63C .
  64. ↑ James E. Gunn, Bruce A. Peterson: Galaksiler Arası Uzayda Nötr Hidrojenin Yoğunluğu Üzerine . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 142 , 1965, bib kodu : 1965ApJ ... 142.1633G .
  65. ↑ RH Becker ve diğerleri: z ~ 6'da Yeniden İyonlaşma İçin Kanıt: A z'de Gunn-Peterson Çukurunun Tespiti = 6.28 Quasar . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 122 , hayır. 6 , 2001, s. 2850–2857 , doi : 10.1086 / 324231 , arxiv : astro-ph / 0108097 .
  66. ↑ D. Tytler, XM Fan, S. Burles: Kırmızıya kayma z = 3.57'de döteryum bolluğundan türetilen kozmolojik baryon yoğunluğu . İçinde: Doğa . kaset 381 , 1996, s. 207 ( NED'deki çevrimiçi sürüm ).
  67. ↑ Robert V. Wagoner: Big-Bang Nucleosenthesis Revisited . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 179 , 1973, s. 343-360 , bibcode : 1973ApJ ... 179..343W .
  68. ↑ JK Webb ve diğerleri .: İnce Yapı Sabitinin Zaman Değişimini Arama . İçinde: Fiziksel İnceleme Mektupları . 82, No. 5, 1999, sayfa 884-887. arxiv : astro-ph / 9803165 . bibcode : 1999PhRvL..82..884W . doi : 10.1103 / PhysRevLett.82.884 . MT Murphy ve diğerleri: QSO absorpsiyon çizgilerinden değişken bir ince yapı sabiti için olası kanıt: motivasyonlar, analizler ve sonuçlar . İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri . 327, No. 4, 2001, sayfa 1208. arxiv : astro-ph / 0012419 . bibcode : 2001MNRAS.327.1208M . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04840.x . JK Webb ve diğerleri: İnce Yapı Sabitinin Kozmolojik Evrimi için Daha Fazla Kanıt . İçinde: Fiziksel İnceleme Mektupları . 87, No. 9, 2001, sayfa 091301. arxiv : astro-ph / 0012539 . bibcode : 2001PhRvL..87i1301W . doi : 10.1103 / PhysRevLett.87.091301 . PMID 11531558 . MT Murphy, JK Webb, VV Flambaum: Keck / HIRES QSO Absorpsiyon Spektrumundan Değişken İnce Yapı Sabiti için Daha Fazla Kanıt . İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri . 345, No. 2, 2003, sayfa 609. arxiv : astro-ph / 0306483 . bibcode : 2003MNRAS.345..609M . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06970.x . H. Chand ve diğerleri: İnce Yapı Sabitinin Kozmolojik Varyasyonunu Araştırmak: VLT-UVES Numunesine Dayalı Sonuçlar . İçinde: Astronomi ve Astrofizik . 417, No. 3, 2004, sayfa 853. arxiv : astro-ph / 0401094 . bibcode : 2004A & A ... 417..853C . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20035701 . R. Srianand ve diğerleri: Uzak Kuasarların Spektralarındaki Soğurma Çizgilerinden Düşük Enerji Limitindeki Elektromanyetik İnce Yapı Sabitinin Zaman Değişimi Üzerindeki Limitler . İçinde: Fiziksel İnceleme Mektupları . 92, No. 12, 2004, sayfa 121302. arxiv : astro-ph / 0402177 . bibcode : 2004PhRvL..92l1302S . doi : 10.1103 / PhysRevLett.92.121302 . PMID 15089663 . MT Murphy, JK Webb, VV Flambaum: “Uzak Kuasarların Spektralarındaki Soğurma Çizgilerinden Düşük Enerji Limitindeki Elektromanyetik İnce Yapı Sabitinin Zaman Değişimi Üzerindeki Limitler” üzerine yorum yapın . İçinde: Fiziksel İnceleme Mektupları . 99, No. 23, 2007, sayfa 239001.arxiv : 0708.3677 . bibcode : 2007PhRvL..99w9001M . doi : 10.1103 / PhysRevLett.99.239001 . MT Murphy, JK Webb, VV Flambaum: Değişen İnce Yapı Sabiti Üzerindeki VLT / UVES Kısıtlamalarının Revizyonu . İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri . 384, No. 3, 2008, s. 1053. arxiv : astro-ph / 0612407 . bibcode : 2008MNRAS.384.1053M . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12695.x .
  69. ^ AH Andrei ve diğerleri.: Büyük kuasar referans çerçevesi (LQRF): ICRS'nin optik bir temsili . İçinde: Astronomi ve Astrofizik . kaset 505 , 2009, s. 385–404 , doi : 10.1051/0004-6361/200912041 , bibcode : 2009A & A ...505..385A .
  70. ↑ ESA'nın astrometrik Gaia görevi 2013'ten beri yürütülüyor, bkz. ESA'nın Gaia bilgi sayfası
  71. ↑ AH Andrei ve diğerleri .: Gaia ilk QSO kataloğu: değişkenlik ve kompaktlık indeksleri . İçinde: Memorie della Societa Astronomica Italiana . kaset 83 , 2012, s. 930-933 , bib kodu : 2012MmSAI..83..930A .
  72. ^ H. Schuh, D. Behrend: VLBI: Jeodezi ve astrometri için büyüleyici bir teknik . İçinde: Jeodinamik Dergisi . kaset 61 , 2012, s. 68–80 , bibcode : 2012JGeo ... 61 ... 68S .
  73. ↑ Aktif galaktik çekirdekler, mesafelerin belirlenmesine yardımcı olur. İçinde: Bilim Spektrumu. Kasım 2011. Spektrum Bilim Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg. ISSN  0170-2971 .
  74. ↑ D. Watson, KD Denney, M. Vestergaard, TM Davis: AGN kullanan yeni bir kozmolojik mesafe ölçümü. 21 Eylül 2011. arxiv : 1109.4632 .
  75. ^ P. Schneider, J. Ehlers, EE Falco: Yerçekimi lensleri . Springer, 1992, ISBN 3-540-66506-4 .
  76. ↑ D. Walsh, RF Carswell, RJ Weymann: 0957 + 561A, B: ikiz yarı yıldız nesneler mi yoksa kütleçekimsel mercek mi? (pdf) doğa 279. s. 381-384. 31 Mayıs 1979. Erişim tarihi: 16 Nisan 2011.
  77. ↑ Bölüm 4.2. Joachim Wambsganss: Astronomide Kütleçekimsel Mercekleme. Living Rev. Relativity 1, (1998), 12. ( LRR'deki çevrimiçi versiyon , en son 17 Eylül 2014'te erişildi).
  78. ↑ EL Turner, JP Ostriker, JR Gott III: Yerçekimi merceklerinin istatistikleri: görüntü açısal ayrımlarının ve mercek kırmızıya kaymalarının dağılımları. Astrofiler. J., 284, 1-22, (1984). bibcode : 1984ApJ ... 284 .... 1T .
  79. ↑ DE Lebach, BE Corey, II Shapiro, MI Ratner, JC Webber, AEE Rogers, JL Davis, TA Herring: Çok Uzun-Baseline İnterferometri Kullanarak Radyo Dalgalarının Güneş Yerçekimi Sapmasını Ölçümü. Fizik Rev. Lett., 75, 1439-1442, (1995).
  80. ↑ SS Shapiro, JL Davis, DE Lebach, JS Gregory: Jeodezik çok uzun-temel interferometri verileri kullanılarak radyo dalgalarının güneş yerçekimsel sapmasının ölçümü, 1979-1999. Fizik Rev. Lett., 92, 121101, (2004).