Астрономија

Односи линијског флукса у активним галаксијама

Односи линијског флукса у активним галаксијама


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Добар дан свима.

Желео сам да знам која је важност процене односа линијског флукса у активним галаксијама? Шта помаже у карактеризацији?

Као у Лиману $ алпха / $Угљеник ИВ, или Мг ИИ$/$Царбон ИВ, или Царбон ИИИ$/$Угљеник ИВ

Да ли имате неке референце о овоме? Љубазно делите.


Докази за ГН-з11 као светлосну галаксију при црвеном померању 10.957

ГН-з11 је фотометријски изабран као светлећи кандидат за галаксију која ствара звезде при црвеном померању з & гт 10 на основу података о снимању свемирског телескопа Хуббле 1. Следећа посматрања блиског инфрацрвеног грипа свемирског телескопа Хуббле открила су прекид континуума који је објашњен као прекид Лиα који одговара (з = 11.09_ <- 0.12> ^ <+ 0.08> ) (реф. 2). Међутим, његово тачно црвено померање остало је нејасно. Овде извештавамо о вероватно откривању три ултраљубичасте емисионе линије из ГН-з11, што се може протумачити као [Ц иии] λ1907, Ц иии] λ1909 дублет и О иии] λ1666 на з = 10,957 ± 0,001 (када је Универзум био само

3% своје тренутне старости). Ово је у складу са црвеним помаком претходних опажања гризе, подржавајући ГН-з11 као најудаљенију галаксију до данас познату. Његове ултраљубичасте линије вероватно потичу из густог јонизованог гаса који се ретко виђа при малим црвеним померањима, а снажна емисија [Ц иии] и Ц иии] делимично је последица активног галактичког језгра или повећане количине угљеника. ГН-з11 је светао и млад, али умерено масиван, што подразумева брзо нагомилавање звездане масе у прошлости. Будући објекти моћи ће да пронађу родоначелнике таквих галаксија при већем црвеном померању и истраже космичку епоху на почетку рејонизације.


Односи линијског флукса у активним галаксијама - Астрономија

Хецкман (1980) је идентификовао врло ниску класу нуклеарне осветљености галаксија региона нуклеарних емисионих линија са ниском јонизацијом (ЛИНЕРс). Спектроскопски подсећају на галаксију Сеиферт 2, осим што су линије ниске јонизације, нпр. [О И] 6300 и [Н ИИ] 6548, 6583, релативно јаке. ЛИНИЈЕ су врло честе и могу бити присутне на детективним нивоима у скоро половини свих спиралних галаксија (Хо, Филиппенко и Саргент 1994). Узорак ЛИНЕР спектра приказан је на слици.

Однос флукса [О ИИИ] / Х се често користи за разликовање Сеиферт галаксија од других врста галаксија емисионих линија. Критеријум да однос флукса [О ИИИ] / Х> 3 у АГН-има ипак није робустан показатељ, јер је овај однос флукса такође типичан за ХИИ регије са ниском металношћу. Заиста, спектри ЛИНЕР, Сеиферт-галаксије и ХИИ-региона не могу се једнозначно разликовати на основу било ког односа флукса из било ког пара линија. Међутим, Балдвин, Пхиллипс и Терлевицх (1981) показали су да се различити типови објеката са површински сличним спектрима емисионих линија (тј. Карактеристичних за гас од 10 4 К) могу разликовати узимајући у обзир односе интензитета два парова линија релативне јачине различитих линија су у функцији облик јонизујућег континуума и они се стога могу користити за разликовање, на пример, јонизујућих спектара црног тела и степена. Слика 2.3 је пример дијаграма `БПТ` (за Балдвин, Пхиллипс и Терлевицх) који показује како се ЛИНЕРИ могу разликовати од нормалних ХИИ региона и нормалних АГН (Сеифертс и КСО) на основу [О ИИИ] Односи флукса 5007 / Х, [Н ИИ] 6583 / Х и [С ИИ] 6716, 6731 / Х. Овде се види да Сеиферт 2 имају високе вредности сваког односа. Х ИИ региони дефинишу локус нижих вредности који се не преклапа са регионом простора параметара који заузимају Сеифертс. ЛИНИЈЕ се могу разликовати од Сеиферт 2с по ниским вредностима [О ИИИ] 5007 / Х у односу на [Н ИИ] 6583 / Х, а од Х ИИ региона по већим вредностима [Н ИИ] 6583 / Х.

Неки модели указују да су емисиони линијски спектри ЛИНЕРА у складу са фотојонизацијом Сеиферт-овим континуумом који је веома разблажен. Присуство јаког [ОИ] 6300 посебно указује на степен јонизујућег спектра, јер је јонизациони потенцијал О 0 готово идентичан потенцијалу Х 0, а линија [ОИ], која је сударно побуђена, дешава се само у зона која има довољно високу густину електрона и температуру да побуђује горњи ниво. Са звезданим улазним спектром, ови услови се јављају само унутар Х + Стр & # 246мгрен сфере, где је бројност О 0 занемарљива. Међутим, гас јонизован релативно равним спектром степена снаге има проширену делимично јонизовану зону у којој настаје емисија [О И].

Однос између ЛИНЕР-ова и АГН-а није потпуно јасан. Чини се да су неке, али никако не све, ЛИНЕРИ једноставно врло слабо осветљене Сеифертове галаксије. Спектри типа ЛИНЕР могу се такође произвести у расхладним токовима, у ветровима које покреће рафал звезда и у гасу загрејаном ударима (Хецкман 1987, Филиппенко 1992).


ИИ - Инвентар хладне прашине и гасова у галаксијама

Потпуни инвентар емисије прашине из галаксија до сада је био отежан недостатком свемирских могућности преко 200 микрона и потешкоћама у мапирању емисије субмилиметра ниске површинске осветљености оближњих галаксија са земље. Као резултат тога, наша тренутна запажања не могу једнозначно измерити и омогућити нам да интерпретирамо емисију хладније прашине (Т & лт15 К) у галаксијама, која може представљати главни, можда чак и доминантан удео у укупној маси прашине. Обиље врло хладне прашине је контроверзно. Забележено је провизорно откривање продужене хладне прашине за неколицину оближњих спиралних, елиптичних и ниско металних галаксија патуљака, на основу субмилиметрских или ФИР опажања (нпр. Галлиано ет ал. 2003, А & ампА, 407, 159 Думке ет ал. 2004, А & ампА , 414, 475 Меијеринк и сар. 2005, А & ампА, 430, 427 Хинз и сар., 2006, АпЈ, 651, 874). Међутим, недавна анализа података СИНГС + СЦУБА, Драине ет ал. (2007) закључује да веома хладна (Т & лт10К) прашина може да допринесе не више од 50% укупне масе прашине. Ове несигурности произилазе директно из потешкоћа у закључивању о температурама хладне прашине и масама из екстраполираних ФИР посматрања. Херсцхел ће директно решити овај проблем мапирањем оближњих галаксија

500 микрона. Комбиновањем ових података са нашим континуираним снимањем на земљи са 850 микрона и 1100 микрона са ЛАБОЦА, МАМБО-2 и, ускоро, СЦУБА-2 омогућиће нам да мапирамо расподелу и температуру хладније прашине, посебно у регионима слабе површинске осветљености који су тешки за земаљске субмилиметарске телескопе и да ограниче хладне масе прашине галаксија у оквиру фактора 1,5.


Садржај

Еллиптицалс Едит

Лево (у смислу да се редослед обично црта) леже елиптичари. Елиптичне галаксије имају релативно глатку, безначајну расподелу светлости и појављују се као елипсе на фотографским сликама. Означени су словом Е, након чега следи цео број н представљајући њихов степен елиптичности на небу. По Конвенцији, н је десет пута већа од елиптичности галаксије, заокружена на најближи цели број, где је елиптичност дефинисана као е = 1 − б / а за елипсу са полу-главним и полу-малим осама дужина а и б редом. [7] Елиптичност се повећава са леве на десну страну на Хабловом дијаграму, са скоро кружним (Е0) галаксијама које се налазе с леве стране дијаграма. Важно је напоменути да је елиптичност галаксије на небу само индиректно повезана са правим тродимензионалним обликом (на пример, спљоштена галаксија у облику диска може изгледати готово округла ако се гледа лицем у лице или високо елиптична ако се гледа руб-он). Посматрано, најравније „елиптичне“ галаксије имају елиптичности е = 0,7 (означено са Е7). Међутим, из проучавања светлосних профила и профила елиптичности, уместо да се само гледају слике, схватило се 1960-их да су галаксије Е5 – Е7 вероватно погрешно класификоване лентикуларне галаксије са великим дисковима виђеним под различитим нагибима до наше линије - видокруга. [8] [9] Посматрања кинематике галаксија раног типа су то додатно потврдила. [10] [11] [12]

Примери елиптичних галаксија: М49, М59, М60, М87, НГЦ 4125.

Лентицуларс Едит

У средишту Хуббле-ове вилице, где се спајају две гране спиралне галаксије и елиптична грана, налази се средња класа галаксија позната као летикуларци и којој је дат симбол С0. Ове галаксије се састоје од светле централне избочине, по изгледу сличне елиптичној галаксији, окружене проширеном структуром налик диску. За разлику од спиралних галаксија, дискови лентикуларних галаксија немају видљиву спиралну структуру и не формирају звезде у било којој значајној количини.

Када се једноставно гледа слика галаксије, сочивасте галаксије са релативно лицем на дисковима тешко је разликовати од елиптика типа Е0-Е3, што класификацију многих таквих галаксија чини неизвесном. Када се гледа на ивицу, диск постаје видљивији и видљиви трагови прашине су понекад видљиви у апсорпцији на оптичким таласним дужинама.

У време почетног објављивања Хуббле-ове шеме класификације галаксија, постојање лентикуларних галаксија било је чисто хипотетичко. Хабл је веровао да су неопходни као средња фаза између високо спљоштених „елиптичара“ и спирала. Каснија запажања (између осталих и самог Хуббле-а) показала су да је Хуббле веровао да је тачна и класа С0 је у дефинитивно излагање Хубблеове секвенце уврштио Аллан Сандаге. [13] Из Хубблеове секвенце недостају галаксије раног типа са дисковима средње величине, између Е и С0 типа, Мартха Лиллер их је означила ЕС галаксије 1966.

Лентикуларне и спиралне галаксије, узете заједно, често се називају диск галаксијама. Однос испупчења на диску у лентикуларним галаксијама може попримити низ вредности, баш као што то чини за сваки од спиралних морфолошких типова галаксија (Са, Сб, итд.). [14]

Спирале Едит

Десно од Хуббле-овог дијаграма се налазе две паралелне гране које обухватају спиралне галаксије. Спирална галаксија састоји се од спљоштеног диска, са звездама које чине (обично двокраку) спиралну структуру, и централне концентрације звезда познате као испупчење. Отприлике је примећено да приближно половина свих спирала има структуру налик на шипку, са шипком која се протеже од централне избочине, а кракови почињу на крајевима шипке. У дијаграму вилице, правилне спирале заузимају горњу грану и означене су словом С, док доња грана садржи забрањене спирале, с обзиром на симбол СБ. Обе врсте спирала су даље подељене према детаљном изгледу њихових спиралних структура. Чланство у једном од ових одељења означава се додавањем малог слова морфолошком типу, како следи:

  • Са (СБа) - чврсто намотана, глатких руку велика, светла централна избочина
  • Сб (СБб) - мање чврсто намотани спирални кракови од Са (СБа) нешто слабије избочене
  • Сц (СБц) - лабаво намотани спирални кракови, јасно раздвојени у појединачна звездаста јата и маглице мање, слабије испупчење

Хабл је првобитно описао три класе спиралне галаксије. Ово је проширио Герард де Вауцоулеурс [15] тако да укључује и четврту класу:

  • Сд (СБд) - врло лабаво рањени, фрагментарни кракови, највећи део светлости је у рукама, а не у избочини

Иако је строго део система де Вауцоулеурс-ове класификације, Сд класа је често укључена у Хаблов низ. Основни типови спирале могу се проширити како би се омогућило финије разликовање изгледа. На пример, спиралне галаксије чији је изглед средњи између две горе поменуте класе често се идентификују додавањем два мала слова главном типу галаксије (на пример, Сбц за галаксију која је средња између Сб и Сц).

Наш сопствени Млечни пут је генерално класификован као Сц или СБц, [16] чинећи га решеткастом спиралом са добро дефинисаним краковима.

Примери правилних спиралних галаксија: (визуелно) М31 (галаксија Андромеда), М74, М81, М104 (галаксија Сомбреро), М51а (галаксија Вхирлпоол), НГЦ 300, НГЦ 772.

Нерегулари Едит

Галаксије које се не уклапају у Хаблов низ, јер немају правилну структуру (било диск или елипсоидна), називају се неправилне галаксије. Хуббле је дефинисао две класе неправилних галаксија: [17]

  • Галаксије Ирр И имају асиметричне профиле и немају централну избочину или очигледну спиралну структуру, уместо тога садрже много појединачних јата младих звезда
  • Галаксије Ирр ИИ имају глађе, асиметричне појаве и нису јасно разрешене на појединачне звезде или звездана јата

У свом продужетку на Хубблеову секвенцу, де Вауцоулеурс је галаксије Ирр И назвао „Магеллановим нерегуларима“, по Магеллановим облацима - два сателита Млечног пута који је Хуббле класификовао као Ирр И. Откривање слабе спиралне структуре [18] у Велики Магелланов облак навео је де Вауцоулеурса да даље подели неправилне галаксије на оне које, попут ЛМЦ, показују неке доказе за спиралну структуру (оне имају симбол См) и оне које немају очигледну структуру, као што је Мали Магелланов облак (означен Им). У продуженом Хуббле-овом низу, Магелланови нерегуларни елементи обично се постављају на крај спиралне гране Хуббле-ове вилице.

Елиптичне и лентикуларне галаксије обично се заједно називају галаксијама „раног типа“, док се спирале и неправилне галаксије називају „касним типовима“. Ова номенклатура је извор уобичајеног, [19] али погрешног веровања да је Хуббле-ов низ требао да одражава претпостављени еволутивни низ, од елиптичних галаксија преко летикулара до забрањених или правилних спирала. У ствари, Хуббле је од почетка био јасан да се такво тумачење није подразумевало:

Номенклатура се, наглашава се, односи на положај у низу, а временске конотације су направљене на нечију опасност. Цела класификација је чисто емпиријска и не доводећи у питање теорије еволуције. [3]

Чини се да еволуциона слика добија на тежини чињеницом да се на дисковима спиралних галаксија примећују многе младе звезде и региони активног формирања звезда, док су елиптичне галаксије састављене од претежно старих звезданих популација. У ствари, тренутни докази указују на супротно: чини се да раним Универзумом доминирају спиралне и неправилне галаксије. На тренутно фаворизованој слици формирања галаксија, данашњи елиптичари настали су као резултат спајања ових ранијих градивних блокова, док су неке лентикуларне галаксије могле настати на овај начин, друге су своје дискове пришлепиле око већ постојећих сфероида. [20] Неке лентикуларне галаксије такође могу бити еволуиране спиралне галаксије, чији се гас уклања, не остављајући гориво за даље формирање звезда, [21] иако галаксија ЛЕДА 2108986 отвара расправу о томе.

Уобичајена критика Хуббле-ове шеме је да су критеријуми за додељивање галаксија класама субјективни, што доводи до тога да различити посматрачи додељују галаксије различитим класама (мада се искусни посматрачи обично слажу са мање од једног Хуббле-овог типа). [22] [23] Иако то заправо није недостатак, од Атлас галаксија Хабл 1961. године, примарни критеријуми који се користе за додељивање морфолошког типа (а, б, ц, итд.) Су природа спиралних кракова, а не однос испупчења на диску и, према томе, постоји опсег односа флукса за сваки морфолошки тип, [24] [25] [26] као и код лентикуларних галаксија.

Друга критика схеме класификације Хуббле-а је та што су, засноване на изгледу галаксије на дводимензионалној слици, класе само индиректно повезане са правим физичким својствима галаксија. Проблеми се посебно јављају због ефеката оријентације. Иста галаксија би изгледала врло различито ако се гледа на ивицу, за разлику од погледа на лице или на широку страну. Као такав, секвенца раног типа је слабо заступљена: ЕС галаксије недостају Хабловој секвенци, а Е5 – Е7 галаксије су заправо С0 галаксије. Даље, одсутне забрањене ЕС и забрањене С0 галаксије такође нису присутне.

Визуелне класификације су такође мање поуздане за слабе или удаљене галаксије, а изглед галаксија може се променити у зависности од таласне дужине светлости у којој се примећују.

Без обзира на то, Хаблова секвенца се и даље често користи у пољу екстрагалактичке астрономије, а познато је да Хубблеови типови корелирају са многим физички релевантним својствима галаксија, као што су сјај, боје, масе (звезда и гасова) и брзине формирања звезда. [27]


Односи линијског флукса у активним галаксијама - Астрономија

Активна галактичка језгра (АГН) могу се слободно дефинирати као централни региони галаксија који показују значајно ослобађање енергије изван онога што се може приписати нормалним процесима од звезда, ИСМ-а и њихових интеракција. То укључује Сеифертове галаксије, радио галаксије, квазаре, КСО-ове, БЛ Лац објекте и, можда, уобичајене ЛИНИЈЕ у обичним галаксијама. Такође могу обухватати Н-галаксије и рендгенске светле галаксије. Ове класификације се не морају међусобно искључивати, јер се заснивају на различитим критеријумима.

Препознавање да галактичка језгра могу бити места врло енергичних и компактних појава увелико је започело идентификовањем јаких радио извора са галаксијама - понекад необичног облика, често са радио емисијом која је настала у облику пара извора симетрично лоцираних око галаксије ( „двокрилни радио извор“). Рани положаји интерферометара за режњеве су постављени на фотографији Лабуда А на слици 15 у Маттхевс, Морган и Сцхмидт 1964 АпЈ 140, 35 (љубазношћу ААС):

илуструјући општи образац две тачке емисије. Централна галаксија (тачније језгро) умешана је у напајање емисије. Детаљније радио мапе приказују сложене структуре емисије, укључујући млазове који показују из субмилијарног секундара (обично се показује да је величине мање од парсека, понекад и много мање). Таква структура је добро приказана на ВЛА мапи Лагнуса А, Перлеи и сарадници. (1984 АпЈЛетт 284, Л35) овде приказани у логаритамском приказу њихових података из НРАО Радио Универсе ЦД-РОМ са суперпозицијом на оптичком пољу за поређење.

Откриће и таксономија АГН-а

Главне класе АГН-а (радио галаксије, квазари, Сеифертова језгра и БЛ Лац објекти) пронађене су на прилично различите начине.

Радио галаксије пронађени су као оптички пандани радио извора из раних истраживања - видети Маттхевс, Морган и Сцхмидт 1964 (АпЈ 140, 35). Њихови оптички спектри могу или не морају показивати емисионе линије када се виде, линије могу бити уске или широке линије, што даје континуитет КСО-има и Сеифертс-има типа 1 и 2. Радио структуре су често двокраке, са једним или два млаза пратећи се до језгра када се посматра са високом резолуцијом и динамичким опсегом.

Квазари (квазизвездани радио извори) прво се сматрало да су радио-гласне звезде, када су положаји интерферометрије или месечеве окултације омогућавали прецизну идентификацију (као за 3Ц 273, Хазард, Мацкеи анд Схимминс 1963 Натуре 197, 1037). У овом случају, оптичка идентификација је била звездани објекат 13. магнитуде са оптичким млазом, приближно одговарајући радио структури. Сцхмидт (1963 Натуре 197, 1040) и Греенстеин анд Сцхмидт (1963, АпЈ 140, 1) коначно су препознали спектар као показивање широких Балмерових емисионих линија на з = 0,158. То је одмах подразумевало величину мању од 500 пц и осветљеност од око 10 46 ергова / сек. Смитх и Хоффлеит (1963 ПАСП 73, 392) показали су да архивске патролне плоче указују на брзу оптичку варијабилност, тако да време преласка светлости преко оптичког континуума не може бити дуже од неколико месеци. То подразумева животни век синхротронског извора од 10 11 секунди, а БЛР-у величине мање од 1 ком потребно је само неколико пута 105 сунчевих маса за посматрано зрачење линија, јер је УВ јонизација тако брза након рекомбинације.

Сеиферт галаксије на њих је први истакао Сеиферт 1943 (АпЈ 97, 28). Они су дефинисани оптичким спектрима, приказујући богате линијске спектре који покривају широк опсег јонизације са ширинама линија од стотина до хиљада км / с. Обе ове особине разликују их од нормалних спектра емисије из Х ИИ региона. Типове 1 и 2 разликовали су Кхацхикиан и Веедман 1974 АпЈ 192, 581). Објекти типа 1 показују различите Балмерове и забрањене линије, тако да Балмерове линије имају врло широка крила (попут КСО-а и БЛРГ-а = широколинијске радио-галаксије). Објекти типа 2 у основи имају исте ширине линија за све емисионе линије. Регија широких линија (БЛР) практично захтева масивни централни објекат, јер су брзине много веће од било које нормалне брзине бекства галаксије.

БЛ Лац предмети су у неким случајевима прво каталогизоване као променљиве звезде (БЛ Лацертае, АП Либрае). Они су врло променљиви, високо поларизовани и показују практично бескорисни континуирани спектри. Била су потребна деликатна мерења околних галаксија (тј. Миллер, Френцх и Хавлеи 1978 АпЈЛетт 219, Л85) да би се утврдило црвено померање, мада неколико показује мерљиве слабе емисионе линије када је језгро слабо. Они се повремено сматрају голим КСО језгрима, без околних подручја емисионих линија, а у новије време и најбољим кандидатима за доплер појачано зрачење из релативистичких млазова усмерених ка нама. Постоје узорци одабрани од узорака ограничених радијским и рендгенским зрачењем, чија мало другачија својства могу да носе информације о томе како су ти спектрални опсези повезани. Квазари са оптички насилно променљивим (ОВВ) слични су у многим погледима и често се групишу заједно са БЛ Лац објектима као блазари.

Све ове врсте АГН увек се јављају у галактичким језгрима, у средишту дубоког потенцијалног извора. Ово је добро место за формирање масивног компактног објекта, што је добро и на енергетским основама - гравитационо ослобађање енергије у врло дубоком потенцијалном бунару може бити ефикасно као мц 2 / 2, много већи од фузије. Већина људи користи радну хипотезу да је у питању црна рупа, на шта је у великој мери утицала дискусија Рееса (1978 Пхисица Сцрипта 17, 193, овде прецртано следећи верзију у Бегелману, Бландфорду и Реесу у Рев. Мод. Пхис. 56, 255) да је све што је масивно и компактно или ће ускоро бити црна рупа:

Већина детаљних информација о условима око АГН-а потичу са емисионих водова, због њихове способности да прате кинематику и јонизујуће процесе. Они имају истакнуто место у разликовању различитих категорија АГН (можда сувишно) - погледајте ово поређење оптичких спектра различитих врста АГН. Као што се може видети са ове листе, различите класификације се међусобно не искључују:

Постоје и друге класе врећа за хватање одабране у опсезима са једном таласном дужином који могу, на пример, ефикасно пронаћи примере са великим затамњењем (као што су рендгенске галаксије, од којих су неке Си 2, и светлећи далеки ИР извори, од којих су неки прашина -заклоњени објекти широке линије).

Редослед од Сеиферта до КСО-а (барем радио-тихи) углавном је један од светлећих, али довољно светао АГН може променити своју околину јонизујући све ИСМ, пометајући подручје чистим ветром или покрећући стварање звезда. Галаксије домаћина КСО-а можда неће бити приближно нормалне по данашњим стандардима, чак и ако постоји стварни физички континуитет дуж читавог низа. Расправљало се о разлици између радио-тихог и радио-гласног АГН-а између спиралних и елиптичних галаксија домаћина, као у оближњим објектима. Није јасно шта би ово могло значити у раним космичким временима, а заправо ХСТ слике веза домаћина на з


4. Поређење са НЛС1: Мрк 783

ЕНЛР је често повезан са продуженом радио емисијом, како у галаксији Сеиферт 1, тако и у Сеиферт 2. Проширена радио емисија са врло стрмим спектралним индексом опсега откривена је у НЛС1 Мрк 783 (Цонгиу и сар., 2017а). Оптичко праћење извора (Цонгиу и сар., У припреми) показује проширену оптичку емисију поравнату са радио-осом. Посматрани спектар има просторну резолуцију од 0,189 арцсец пк & # к022121 и дисперзију & # к0007Е2 & # к000Ц5 пк & # к022121. На слици 1 приказана је радио карта објекта и Х & # к003Б2 регион стеченог спектра.

Слика 1. С лева на десно: (А) Слика СДС-овог г-опсега Мрка 783 са контурама емисије на 5 ГХз. Контуре су 3, 6, 12, 24, 48, 96 и 192 & # к000Д7 & # к003Ц3 (& # к003Ц3 = 11 & # к003БЦЈи сноп & # к022121). Величина снопа је 0,45 & # к000Д7 0,40 арцсец, а скала је 1,3 кпц арцсец & # к022121. Приказан је положај прореза који се користи за посматрање телескопом Магеллан. Галаксију карактерише радио емисија са максималним проширењем од & # к0007Е5 лука на југоисточној страни језгра (Цонгиу ет ал., 2017а). (Б) Мали регион ЛДСС3 спектра Мрк 783 који садржи три емисионе линије: Х & # к003Б2, [О ИИИ] & # к003ББ4959 и [О ИИИ] & # к003ББ5007. Подаци су добијени са укупним временом експозиције од 1 х, са видом од 0,8 лучних секунди и прорезом оријентисаним као у (А). Просторна резолуција је 0,189 арцсец пк & # к022121, а дисперзија је & # к0007Е2 & # к000Ц5 пк & # к022121. (Ц) Парцела спектра у (Б) на 27 лучних секунди од галактичког језгра.

Линије [О ИИИ] и Х & # к003Б2 праћене су до & # к0007Е27 лука из језгра галаксије (слика 1Б), што одговара пројектованој димензији & # к0007Е35 кпц. Ово чини овај ЕНЛР једним од најширих откривених до сада. Такође се Х & # к003Б1 може пратити до исте удаљености, док ниједна од осталих линија са ниском јонизацијом (нпр. [Н ИИ] & # к003ББ & # к003ББ6548, 6584, [С ИИ] & # к003ББ & # к003ББ6717, 6731) не може бити откривени у најширем подручју емисије (слика 2, леви панел). Због оштрог краја емисије на ивици прореза, чини се да се ЕНЛР може проширити и даље. Поређења ради, МагЕ спектри ИЦ 5063 и НГЦ 7212 не покривају цело продужење јонизационих конуса, међутим Морганти и сар. (2007) измерили максимално продужење од & # к0007Е3,8 кпц у ИЦ 5063 и Цраццо ет ал. (2011) измерен & # к0007Е4 кпц у НГЦ 7212. ЕНЛР сличне величине примећен је у НГЦ 5252, који има максимално проширење & # к0007Е33 кпц (Тадхунтер и Тсветанов, 1989).

Слика 2. Лево: Х & # к003Б1 регион истог спектра на слици 1Б. Јел тако: Прелиминарни дијагностички дијаграм ЕНЛР за Мрк 783. Трака у боји приказује удаљеност канте од језгра. Црна линија која дели заплет у два региона је однос Кевлеи и сар. (2006) за екстремни рафал звезда. Стрелице показују ограничење изведено тамо где нисмо могли измерити сву емисиону линију.

Такође је вредно напоменути да је оптичка емисија далеко већа у односу на радио и да се примећује само на југоисточној страни језгра, док се у нашим осталим изворима јонизациони конуси примећују са обе стране језгро. Ово је вероватно последица снажног изумирања или недостатка гаса на северозападној страни језгра. Такође постоји регион између језгра и најшире емисије, од & # к0007Е12 до & # к0007Е22 лука (& # к0007Е16 & # к0201328 кпц), где не можемо да пронађемо ниједну емисиону линију. Међутим, искључујемо да би продужена емисија могла припадати неком другом објекту, јер је њен црвени помак компатибилан са кривом ротације галаксије изведене из централног подручја спектра. Штавише, и на оптичким и на радио сликама не постоји ниједан блиски објекат довољно светао да произведе такву емисију. Очигледно раздвајање је вероватно због недостатка гаса у том делу галаксије. Таква врста структуре није примећена ни у НГЦ 7212 ни у ИЦ 5063. Потребне су дубоке слике са ускопојасним филтерима да би се разумела комплетна морфологија емисије.

Испитивање Х & # к003Б2 региона спектра екстрахованог на 27 лучних секунди из језгра (слика 1Ц), чини се да показује да је однос [О ИИИ] / Х & # к003Б2 већи у односу на оно што се очекује за регионе који формирају звезде. Због тога је састављен прелиминарни дијагностички дијаграм (Балдвин и сар., 1981. Веиллеук и Остерброцк, 1987.) (слика 2, десна табла) користећи само уску компоненту широких линија (Х & # к003Б1 и Х & # к003Б2) и спајајући спектар у кантама од 3 пк у просторном смеру да би се повећао однос сигнал-шум (СНР). У неким случајевима нисмо могли измерити неке емисионе линије потребне за графички приказ (обично Х & # к003Б2 и [Н ИИ]), па смо процијенили горњу границу њиховог флукса користећи ефективне ефекте континуума и ФВХМ [О ИИИ] линија. Користили смо Кевлеи и сар. (2006) у вези са препознавањем јонизационог механизма гаса. Дијаграм на слици 2 (десни панел) показује да АГН, углавном продужени део, фотојонизује већину продужене емисије, нарочито онај најшири део, док би ближе језгру могло доћи до контаминације формирањем звезда.

Занимљиво је да је загађење звездама искључено у обе друге галаксије представљене у овом раду. Додатна запажања вишег квалитета су потребна за детаљно проучавање ЕНЛР у НЛС1 и Мрк 783.


Бледи драгуљи: Откривање сјаја патуљастих галаксија

Напомена уредника: Астробитес је организација коју воде студенти, а која пробавља астрофизичку литературу за студенте основних студија. Као део партнерства између ААС и астробита, повремено објављујемо садржај астробита овде на ААС Нова. Надамо се да ћете уживати у овом посту астробита, оригинал можете погледати на астробитес.орг.

Наслов: Скривени АГН у патуљастим галаксијама који је открио МаНГА: светлосни одјеци, луталице изван нуклеара и нови АГН широког реда
Аутори: Мар Мезцуа и Хелена Домингуез Санцхез
Институција првог аутора: Аутономни универзитет у Барселони, Шпанија
Статус: Прихваћено да АпЈ

Испод блиставе таписерије масивних галаксија које провлаче наш универзум вребају мање познати космички ентитети - патуљасте галаксије. Тешка са звезданом масом испод 3 милијарде соларних маса, ова небеска острва са малом осветљеношћу једва преврћу вагу (многе појединачне супермасивне црне рупе су их веће од њих!). Даље, упркос томе што је најраспрострањенији тип галаксије у свемиру, њихово формирање и еволуција још увек нису добро разумети.

Мали, али Моћан!

Утисак уметника о активној језгри галаксије обавијеној прашином. [НАСА / СОФИЈА / Линетте Цоок]

Сумња се да већина АГН-а има супермасивне црне рупе (СМБХ-ове црне рупе са масама већим од милион соларних маса) у својим центрима, међутим, данашњи аутори представљају узбудљиве доказе, у тандему са претходним студијама које су откриле стотине АГН-а унутар патуљастих галаксија које имају ниже луке масовне црне рупе, што приморава астрономе да се врате на таблу за цртање.

Потрага за патуљком АГН

Претходне студије АГН-а у патуљастим галаксијама ослањале су се првенствено на спектроскопска мерења са једним влакном (3 арсекунде бленде) направљена у галактичком центру (тј. Слоан Дигитал Ски Сурвеи). Тада су у овим спектрима идентификоване истакнуте емисионе линије и њихови односи флукса уцртани у БПТ дијаграм (за више погледајте овај чланак о астробитима). У зависности од локације галаксије на БПТ дијаграму, примарни извор емисије за сваку галаксију тада је класификован као звездасто формирање, АГН, региони нуклеарних емисионих линија са ниском јонизацијом (емисија ЛИНЕР-а која може потицати од АГН-а и врућих старих звезда) или композит вишеструких механизама јонизације.

Међутим, ова мерења са једним влакнима често су пристрасна ка идентификацији централног АГН-а и могу пропасти при идентификацији АГН-а ако у центру галаксије постоји обилно стварање звезда. Moreover, strong host galaxy light can diminish AGN signatures.

Alternatively, spatially resolved spectroscopic measurements can provide more definitive evidence of AGN activity. In particular, integral field unit (IFU) spectroscopy traces emission line features from varying physical regions of a galaxy (Figure 1).

The SDSS/Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) survey is a critical step forward in this direction. This survey will provide IFU data for nearly 10,000 galaxies by the end of 2020, which will make it the largest such catalog. Today’s authors leverage MaNGA to conduct the largest dedicated study of dwarf galaxies that host AGN within the survey.

Filtering the Data

Of the 4,718 sources they investigate, the authors categorize 1,609 sources as dwarf galaxies after imposing an upper mass cutoff of 3 billion solar masses. Subsequently, they examine a spectrum of each spatial pixel, or spaxel, for each dwarf galaxy to conduct a spatially resolved BPT analysis. As shown in Figure 1, the BPT diagram plots the [OIII]λ5007/Hα flux ratio against the [NII]λ6583/Hβ flux ratio. The location of each spaxel on the diagram determines the primary emission mechanism (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) at each galactic position.

Figure 1: Left: BPT Diagram showcasing emission line classifications (i.e. star-forming, AGN, LINER, or composite) for each spaxel for a sample dwarf galaxy (8456-3704). The black square represents the median BPT location of the spaxels that are classified as AGN/LINER. The gray square marks the SDSS single fiber measurement. Center: physical distribution of BPT spaxels. Empty squares trace the IFU coverage and gray squares indicate spaxels with a continuum signal-to-noise ratio greater than 1. Right: SDSS composite image. The pink hexagon shows the IFU coverage. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 2: Left: stacked spectrum (blue) of all galaxy spaxels (gray) that are located in the AGN/LINER region of the BPT diagram. The emission line component is shown in red. Right: zoom-in of the stacked spectrum in the spectral region of the emission lines used for the BPT diagram. [Mezcua & Sánchez 2020]

Figure 3: WHAN diagram for the initial 102 dwarf galaxies with their median BPT spaxels classified as AGN/LINER. Using an Hα equivalent width threshold of 2.8 Å, the final sample of AGN dwarf galaxies is reduced to 37. The color bar denotes the median specific star formation (star formation rate per unit stellar mass) of the AGN/LINER spaxels. [Mezcua & Sánchez 2020]

Dwarf AGN Unveiled

Of the 37 dwarf galaxies which host AGN, the authors investigate 35 with available SDSS single-fiber spectra. They report 12 AGN from the single-fiber spectra the IFU measurements thus reveal 23 additional AGN that were either labeled as star-forming, composite, or quiescent (signal-to-noise ratio of BPT emission lines < 3) with the single-fiber method — a true testament to the utility of spatially resolved spectra.

So why did the single-fiber measurements fail? To address this, the researchers explore the photometric properties of the sample. Doing so, they find that the dwarf galaxies feature relatively low star formation, as determined by the B–V color index (the brightness profiles of the galaxies were redder than anticipated). In addition, the single-fiber measurements of the dwarf galaxies indicate that only six of the 37 IFU AGN are star-forming. These results collectively suggest that star formation suppressing the AGN signatures is unlikely to be the culprit for the unreported AGN detections. Rather, it is likely that the missed AGN are either off-nuclear or currently inactive.

The Sloan Foundation 2.5-m telescope located at Apache Point Observatory, New Mexico was used to conduct the MaNGA survey. [SDSS]

Finally, the investigators compute the masses of the AGN black holes in their sample and initially determine 14 intermediate-mass black holes (IMBHs black holes with masses between one hundred and a million solar masses) using the MБХ–σ scaling relation with a modified low-mass dependency. If unmodified, they discover only three IMBHs in their sample. The remaining black holes in both cases are deemed SMBHs. These results suggest that not all dwarf galaxies contain universally massive black holes and that the fundamental nature of these galaxies requires further investigation.

Очекујем

Today’s authors have exemplified the capabilities of IFU spectroscopy. Utilizing the MaNGA catalog, they have uncovered 23 AGN that would not have been detected with a single-fiber SDSS measurement. This suggests that IFU spectroscopy can be employed as a vital tool to study AGN in dwarf galaxies.

Ultimately, by analyzing AGN in dwarf galaxies, we may uncover how IMBHs and dwarf galaxies co-evolve. We may also determine if IMBHs play a role in seeding the growth of SMBHs!


Line Flux Ratios in Active galaxies - Astronomy

Флук (or radiant флукс), F, is the total amount of energy that crosses a unit area per unit time. Флук is measured in joules per square metre per second (joules/m2/s), or watts per square metre (watts/m2).

Максимум флукс of escape for a species with a given mixing ratio at the homopause.

Укупно флукс F shows regular dips due to planetary and lunar transits and eclipses. Polarization P shows regular peaks due to planetary transits and lunar eclipses, and P can increase and/or slightly decrease during lunar transits and planetary eclipses.

is the power per unit area, and the area is given by the size of the telescope.

/area is proportional to the average force on a charged particle on the surface.

: The energy received (or emitted), per unit time per unit area. Typical units are erg cm-2 s-1.

. The rate of flow of a physical quantitiy through a reference surface.
Foreshortening. The fractional area of the solar (or a stellar) disk occupied by a circular spot, such as a sunspot, varies as the star rotates because of projection onto the line of sight.

FluxThe rate of flow of radiation.
F-NumberThe ratio of focal length to objective diameter.
Focal LengthThe distance from the second pricipal plane to the, image of an infinitely distant point of light.

The total amount of a quantity (usually radiation) passing through a surface.

: The rate of transfer of fluid, particles, or energy across a given surface.
Free-free Emission: The emission of radio waves from interstellar clouds as electrons momentarily bind with ionized atoms, and then move on to other atoms.

measurements make it easy for astronomers to compare the relative energy output of objects with very different sizes and ages.

: The measure of the flow of some quantity per unit area per unit time.
focal plane: The plane in a telescope where light rays come into focus.

Unit [LLM96]
FU Ori Stars or Fuors
A subgroup of T Tau stars with considerable changes in brightness. The post-eruption spectrum is that of a late supergiant. [JJ95]
Full Width at Half-Maximum .

and use it to define the zero point of their magnitude scale. It certainly makes it easy to convert from a magnitude to physical units, but it has problems of its own, as we shall see in a moment.

Tube
A tube of magnetic lines and electric currents connecting Io and Jupiter.
Ion .

is a measurement of the intensity of solar radio emissions at a frequency of 2800 MHz made using a radio telescope
Radio telescope .

- The rate at which a wave carries energy through a given area
Energy Level - Any of the many energy states that an atom may have. Different energy levels correspond to different distances of the electron from the nucleus .

transfer event (FTE) occurs when a magnetic portal opens in the Earth's magnetosphere through which high-energy particles flow from the Sun. This connection, while previously thought to be permanent, has been found to be brief and very dynamic.

-gate Magnetometer
Measures the field strength and direction of low frequency magnetic fields in the Sun's environment.
Search Coil Magnetometer .

Aberration Conservation of Momentum Neutrinos Oort Cloud Shape Supermassive Black Holes Quarks Helium Halo Comparisons Period Reflection Dwarf Planets Neutrons Impacts Color Dwarf Galaxies Galactic Center Moon Landings
Curious Minds Online
We have 1822 guests and no members online .

is energy per unit area, so a computation of the total energy given off by a star requires knowing how big the star is (which is why in the above example we said that stars A and B had the same size).

- (n.)
The amount of something (such as energy) passing through a surface per unit time.
focal length - (n.) .

density Measure of radiation arriving from a source at a particular frequency - the energy received from an .

density of the radiation is defined as the energy received per unit area per unit of frequency
bandwidth. Astronomers also consider the radiation's brightness, which is a more
mathematically precise calculation of the energy received per unit area, for a particular frequency .

and size distribution of the particles in the environment around Stardust.
The Aerogel Capturing: .

      (6 × 5 = 30 points) Please draw a box around your final answer for each question. We will give partial credit, so show your work and attempt every question.

in 2377 Chakotay's identity as Maquis was still present in his seventh year after being taken from the stuggle in the Demilitarized Zone. When members of Voyager's crew who were Maquis were being attacked one by one, Chakotay became defensive of them and suspicious of the Starfleet part of the crew.

- Rate of flow of electrons through a reference surface.
Electron volt - A unit of energy equal to the energy gained by an electron that falls through a potential difference of one volt.

and in addition provided data on the composition of the particles.

by the number of square meters on the surface of the star.

-- a general measurement of the activity of the Sun. The 10.

tube and plasma torus remain in place. While they were a navigational hazard for unprepared ships and satellites in the early days of Jovian colonization, modern shielding and medical technology make their associated radiation and EM effects virtually irrelevant.
Inner Satellites/Amalthea Group: .

of X class flares increases the ionization of the upper atmosphere, which can interfere with short-wave radio communication and can heat the outer atmosphere and thus increase the drag on low orbiting satellites, leading to orbital decay.

to express the amount of energy radiated per second across an area like a square centimeter.
FOSSA: Long, narrow, shallow depression.

In other words, it is a measure of a star's energy

, the energy received per second per square meter at the position of the observer. The magnitude scale was created by Hipparchus, who grouped the stars he could see into six categories or magnitudes.

Units (energy/sec/area)
B depends on the distance to the source
Brightness is what we actually measure (an observable property).
The Inverse Square Law of Brightness .

of micrometeorites with theoretical predictions confirms that a majority most likely come from comets (80%) and the rest from asteroids.

of particles, chiefly protons and electrons together with nuclei of heavier elements in smaller numbers, that are accelerated by the high temperatures of the solar corona, or outer region of the Sun, to velocities large enough to allow them to escape from the Sun's gravitational field.

in same units as C. The CFI was devised and documented by Helen Dodson Prince and Ruth Hedeman at the McMath-Hulbert Observatory.

Blackbody spectrum The continuous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by Planck's law.

The rate of flow of electrons through a reference surface. In cgs units, measured in electrons s-1, or simply s-1.
Electron Volt Abbreviated eV. A unit of energy used to describe the total energy carried by a particle or photon.

The field of view was approximately a cone with a half-angle of 25 , and the

range of the detector was from 5E4 to 5E9/(sq cm-sec).
A similar ion spectrometer was oriented along the spacecraft-comet relative velocity vector and covered the energy range from 15 eV to 3.5 keV at 120 levels.

They held that the cosmos is in a constant state of

, and pulsates in size and periodically passes through upheavals and conflagrations.

Broadband and frequent x-ray flares and quiescent x-ray

in both the inner bright stars Aab and Bab pairs as well as the outer pair of flare stars Cab, or YY Geminorum AB, have been repeatedly observed (G del et al, 2001 Gotthelf et al, 1994 Schmitt et al, 1994 and Pallavicini et al, 1990).

of cosmic rays and micrometeorites, and properties of celestial objects that are difficult or impossible to observe from the earth.

Another indicator of the level of solar activity is the

has been measured daily since 1947.

The central hot stars of M17 lie in an area depleted of gas, most likely carved out by the UV

of the most massive stars. The optical component of this cavity has produced the "horseshoe" shape of M17, a description which has become one of its several monikers.

that rises up to the Sun's surface varies with time in a cycle called the solar cycle. This cycle lasts 11 years on average. This cycle is sometimes referred to as the sunspot cycle.

During the final destruction of the star in a supernova explosion, a high

of neutrons is released as iron nuclei are ripped apart. These neutrons can be captured by many of the heavy nuclei to produce other nuclei in a method known as the r-process (r for rapid).

Active regions on the solar surface are a result of magnetic fields rising from the solar interior and gradually expanding into Sun's outer atmosphere, the corona, in a process known as magnetic

"that is, the energy received per unit area per unit time"that would be observed at Earth from a 1037-W Seyfert nucleus located at the Galactic center, neglecting the effects of interstellar extinction.

Several careful experiments have failed to detect the expected

of neutrinos from the Sun. The explanation will probably turn out to be just a minor glitch in some esoteric calculation. But that's what they said in 1900 about the orbit of Mercury.

As we once again rise above the surface, we see one loop of a magnetic

"rope" narrow and then get "pinched off". This is called magnetic reconnection. Like an overstretched rubber band that snaps, magnetic reconnection releases lots of energy.

Scientists have done computations of the cosmic ray

at Earth, assuming different kinds of local galactic magnetic-field configurations. The case we'll focus on here is a weak, tangled magnetic field assuming that it lies inside a Local Bubble blasted out by earlier events.

As Io moves around its orbit in the strong magnetic field of Jupiter and through this plasma torus, a huge electrical current is set up between Io and Jupiter in a cylinder of highly concentrated magnetic

A unit used in radio astronomy to indicate the

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.
Jet .

Basri later expanded his research to examine the relationship between a star's magnetic activity, its rotation, and its starspots - cool regions where magnetic

oozes out of the stellar surface. His observations of the coolest star then known showed that it made a single rotation roughly every three hours.

JANSKY
The jansky (abbreviated Jy) is a unit of radio

density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honor Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.

and mass, the Earth similarity index of Kapteyn b is comparable to Kepler-62f and Kepler-186f.
Kapteyn b is about 11.5 billion years old, over twice as old as Earth. Given its age, the planet has had plenty of time to develop life, as we know it.

The continous spectrum emitted by a blackbody the

at each wavelength is given by the formula known as Planck's law.
Bohr atom
A particular model of atom, invented by Niels Bohr, in which the electrons are described as revolving about the nucleus in circular orbits.

A long-lived cyclone on Venus, first observed in 2006, was observed in constant

, with elements constantly breaking apart and reforming. The clouds also carry signs of meteorological events known as gravity waves, caused when winds blow over geological features, causing rises and falls in the layers of air.

Jansky: The jansky is a non-SI unit of spectral

density, or spectral irradiance, used especially in radio astronomy. It is equivalent to 10?26 watts per square meter per Hertz.

A single additional instrument, a

-Gate Magnetometer, was the only difference between Pioneer 11 and the craft that had already become the first human-made object to leave the inner solar system and was well on its journey to the first and most massive of the gas giant planets, Jupiter.

The dividing line between the two was the orbit of the moon. While the earth was a place of transition and

, the heavens were unchanging. Aristotle posited that there was a fifth substance, the quintessence, that was what the heavens were made of, and that the heavens were a place of perfect spherical motion.

density to electric field. disk The visible surface of the Sun (or any heavenly body) projected against the sky. Doppler effect The apparent change in wavelength of sound or light caused by the motion of the source, observer or both. dorsum A ridge.

F. Nimmo, J. R. Spencer, R. T. Pappalardo, and M. E. Mullen. 2007. Shear heating as the origin of the plumes and heat

Scorpius X-1 was the first X-ray source discovered outside the solar system and it is the strongest source of X-rays in the sky, second only to the Sun. The X-ray

is associated with the star V818 Scorpii, a blue variable which is the optical counterpart to Scorpius X-1.

25 stations principalement conduites par des radio amateurs, en incluant le r seau de l'association belge des astronomes amateurs (Belgian Association of Amateur Astronomers - VVS). Une station Humain ( 60 km du relais Dourbes) abrite un interf romètre. Les principaux objectifs de BRAMS sont de calculer les

is defined as (facility lifetime) (efficiency) (number of detectors)/(sensitivity)2 and is normalized at various wavelengths to the capabilities of NASA 's 3-m telescope on Mauna Kea, IRAS, or the KAO. The figure shows how much more quickly SIRTF would be able to map or survey a region of sky to a particular

This darkening persisted into the 1980's & 1990's along with other changes near Elysium, notably the lightening of the wedge-shaped feature, Trivium Charontis. The entire region near the huge Elysium volcanoes appears to be in a state of

and should be monitored often.

7 times that of the Sun and reveal that the star is not just sitting there quietly fusing helium into carbon and oxygen, but is in a state of

, most likely still brightening and swelling with a dead helium core, though it may have passed helium ignition and be fading -- it's impossible to tell.

Solar Stormwatch - Spot and Track solar storms to help solar scientists get past the subjectivity of only one person identifying storms and immense amount of data the scientists cannot hope to get through.
Planet Hunters - Easy, look at a time-



Коментари:

  1. Tujar

    И има аналогни?

  2. Fortune

    Занимљива тема, учествоваћу. Заједно можемо доћи до праве одговоре. Сигуран сам.

  3. Gardasida

    Ви сте апстрактна особа

  4. Scowyrhta

    Апсолутно са вама слаже се. Мислим да је то одлична идеја.



Напиши поруку