Ενεργός Γαλαξίας: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

* [[υπερφωτεινή κίνηση]]<ref>{{cite web |url=http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c279.html |title=The superluminal radio source in the gamma-ray blazar 3C 279 |author=William C. Keel}}</ref>

 

Ο πρώτος γαλαξίας που ανακαλύφθηκε ότι είναι ενεργός ήταν ο [[Μεσιέ 77]], όποιος χαρακτηρήστηκε ως τέτοιος από τον [[Καρλ Σίφερτ]] το 1943<ref>{{cite journal| authors = Seyfert, Carl K.|title = Nuclear Emission in Spiral Nebulae.| journal = ApJ | year = 1943| volume = 97| pages = 28| bibcode = 1943ApJ....97...28S | doi = 10.1086/144488|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1943ApJ....97...28S}}</ref>. Ο Μ77 αποτελεί τον πρότυπο ενεργό γαλαξία. Από την άλλη, τα πρώτα [[κβάζαρ]] παρατηρήθηκαν ραδιοτηλεσκοπικά την δεκαετία του 1950<ref>{{cite web |url=http://www.astr.ua.edu/keel/agn/3c279.html |title=The MKI and the discovery of Quasars}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic15/Lecture_15.html#sec5a |title=AGN Detection and Identification - Radio Surveys}}</ref>. Το πρώτο κβάζαρ που φωτογραφήθηκε ήταν το 3C 48, το οποίο φαινόταν ως αστέρας 16ου [[Φαινόμενο μέγεθος|μεγέθους]]<ref>{{cite journal| authors = Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R.|title = Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects.| journal = ApJ | year = 1963| volume = 138| pages = 30| bibcode = 1963ApJ...138...30M| doi = 10.1086/147615|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...138...30M}}</ref>. Όμως, το αντικείμενο που υπέδειξε την αληθινή φύση των κβάζαρ ήταν το [[3C 273]], όταν ανακαλύφθηκαν από τον Schmidt οι γραμμές φάσματός του [[Μετατόπιση προς το ερυθρό|μετατοπισμένες έντονα προς το ερυθρό]].<ref>{{cite journal| authors = Schmidt, M.|title = 3C 273 : A Star-Like Object with Large Red-Shift| journal = Nature | year = 1963| volume = 197| issue = 4872| pages = 1040| bibcode = 1963Natur.197.1040S| doi = 10.1038/1971040a0|url = http://www.nature.com/nature/journal/v197/n4872/pdf/1971040a0.pdf}}</ref>

 

Ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας στους ΕΓΠ πιστεύεται πλέον ότι οφείλεται στην απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από υλικό ([[σκόνη]], [[αέριο]]) που δημιουργεί ένα [[δίσκος (γεωμετρία)|δίσκο]] (ο λεγόμενος ''[[Δίσκος προσαύξησης|δίσκος προσαύξησης]]'') και στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης [[μαύρη τρύπα|μαύρης τρύπας]] [[μάζα|μάζας]] 10⁶-10¹⁰ ηλιακών μαζών ή παραπάνω.

 

[[Αρχείο:agn_diagram.jpg|right]]

Η κατηγοριοποίηση των ΕΓΠ γίνεται με βάση δύο κυρίως χαρακτηριστικά: το αν παρουσιάζουν έντονη ραδιοεκπομπή και το αν και με ποια ένταση παρουσιάζουν γραμμές εκπομπής. Οι ΕΓΠ που παρουσιάζουν έντονη ραδιοεκπομπή αναφέρονται διεθνώς ως '''radio-loud''', δηλαδή ραδιοϊσχυροί, ενώ στην αντίθετη περίπτωση αναφέρονται ως '''radio-quiet''' ή ραδιοασθενείς. Αυτή η κατηγοριοποίηση παρουσιάζεται στο διπλανό διάγραμμα ως κάθετη ταξινόμηση. Οι ΕΓΠ τώρα αναφέρονται ως '''Τύπου 1''' αν παρουσιάζουν πλατιές γραμμές εκπομπής, ως '''Τύπου 2''' αν εμφανίζουν στενές γραμμές εκπομπής και ως '''Τύπου 0''' αν εμφανίζουν ασθενείς ή καθόλου γραμμές εκπομπής. Η κατηγοριοποίηση αυτή παρουσιάζεται ως οριζόντια ταξινόμηση στο ίδιο διάγραμμα. Η κατηγοριοποίηση σε ραδιοϊσχυρούς και ραδιοασθενείς δεν είναι απόλυτη, και έχει να κάνει με το αν η λαμπρότητα του ΕΓΠ στα ραδιοκύματα είναι συγκρίσιμη με τη λαμπρότητά του στο ορατό. ΕΓΠ των οποίων η λαμπρότητα στα ραδιοκύματα είναι 3-4 τάξεις μεγέθους από τη λαμπρότητα στο ορατό κατατάσσονται ως ραδιοασθενείς, διαφορετικά θεωρούνται ραδιοϊσχυροί. Ένα ποσοστό 10-15% των ΕΓΠ είναι ραδιοϊσχυροί.

 

* [[LINER|Χαμηλού ιονισμού πυρηνικές γραμμων εκπομπής περιοχές]], οι οποίοι όπως λέει το όνομα παρουσιάζουν μόνο ασθενείς πυρηνικές γραμμών εκπομπής περιοχές και κανένα άλλο χαρακτηριστικών ΕΓΠ. Είναι αμφίβολο το κατά πόσο είνα ΕΓΠ.

* [[Γαλαξίες Σίφερτ]] που είναι η πρώτη τάξη ΕΓΠ που αναγνωρίστηκε.

* Ραδιοήσυχοι [[Κβάζαρ|quasars]] που ονομάζονται QSO. Το ακρώνυμο προέρχεται από τη φράση Quasi Stellar Objects, δηλαδή Ημι-Αστρικά Αντικείμενα, επειδή τα αντικείμενα αυτά παρουσιάζονται στον ουρανό ως σημεία, δηλαδή σαν άστρα. Αυτό σημαίνει ότι στις περισσότερες περιπτώσεις δεν μπορούμε να διακρίνουμε τον [[Γαλαξίες|γαλαξία]] που τα περικλείει, διότι είναι πολύ μακρινά αντικείμενα και ο ΕΓΠ είναι πολύ λαμπρός, με αποτέλεσμα η ακτινοβολία του πυρήνα να υπερισχύει δραματικά της οποιασδήποτε ακτινοβολίας την οποία εκπέμπει ο γαλαξίας στον οποίο ανήκει ο πυρήνας. Οι [[γαλαξίες Σίφερτ]], αντίθετα, είναι αρκετά κοντά μας ώστε να μπορούμε να διακρίνουμε τον [[Γαλαξίες|γαλαξία]] γύρω από τον ενεργό πυρήνα. Σε αυτό βοηθάει και το γεγονός ότι οι κοντινοί ΕΓΠ είναι συνήθως ασθενέστεροι από τους μακρινούς [[Κβάζαρ|quasars]], οι οποίοι βρίσκονται μακριά σε κοσμικό χρόνο.

 

Όπως βλέπουμε και στο διάγραμμα, οι ραδιοϊσχυροί ΕΓΠ περιλαμβάνουν περισσότερα είδη, παρόλο που αποτελούν την πληθυσμιακή μειοψηφία των ΕΓΠ. Αυτό συμβαίνει επειδή αυτοί οι γαλαξίες έχουν έναν ή δύο πίδακες, μέσω των οποίων εκτοξεύουν υλικό από τις κεντρικές περιοχές τους στο διαγαλαξιακό χώρο. Οι πίδακες δημιουργούν ποικίλα φαινόμενα, όπως για παράδειγμα τους ραδιολοβούς, οι οποίοι γεμίζουν με υλικό που μεταφέρεται εκεί από τους πίδακες και ακτινοβολούν μέσω της διαδικασίας σύγχροτρον στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος. Τέτοιοι ΕΓΠ είναι:

* Ραδιοϊσχυρά [[κβάζαρ]], τα οποία συμπεριφέρονται όπως τα ραδιοασθενοί quasar, αλλά παρουσιάζουν και ένα πίδακα υλικών

* [[Ραδιογαλαξίας|Ραδιογαλαξίες]], οι οποίοι παρουσιάζουν πυρηνική και εκτεταμένη εκπομπή ραδιοκυμάτων. Τα υπόλοιπα χαρακτηριστικά του είναι ετερογενή.

 

Μία από τις πρώτες ενδείξεις για την μη αστρική προέλευση των φαινομένων που σχετίζονται με τους ΕΓΠ προήλθε από τα τυπικά φάσματα αυτών. Σε αντίθεση με τα φάσματα των «φυσιολογικών» γαλαξιών<ref>{{cite web |url=http://openlearn.open.ac.uk/mod/oucontent/view.php?id=398724&section=2.1 |title=The spectra of galaxies}}</ref>, τα φάσματα των ΕΓΠ είναι συνεχή, μη θερμικής προέλευσης, και σε ορισμένες περιπτώσεις εκτείνονται και επτά τάξεις μεγέθους συχνοτήτων.<ref name=AGNatlas>{{cite journal| authors = G. Risaliti, M. Elvis |title = A panchromatic view of AGN | journal = Supermassive Black Holes in the Distant Universe | year = 2004 | volume = 308 | pages = 187| bibcode = 2004ASSL..308..187R |url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0403618R}}</ref><ref>{{cite journal| authors = Elvis, Martin; Wilkes, Belinda J.; McDowell, Jonathan C.; Green, Richard F.; Bechtold, Jill; Willner, S. P.; Oey, M. S.; Polomski, Elisha; Cutri, Roc |title = Atlas of quasar energy distributions | journal = The Astrophysical Journal Supplement Series | year = 1994 | volume = 95 | number = 1| pages = 1-68| bibcode = 1994ApJS...95....1E| doi = 10.1086/192093 |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...95....1E}}</ref> Επιπροσθέτως, τα φάσματα των ΕΓΠ παρουσιάζουν, σε αρκετές περιπτώσεις, έντονες γραμμές εκπομπής.<ref name=NGC4151spec/>

 

Σύμφωνα με το μοντέλο των λεπτών δίσκων προσαύξησης, το αναμενόμενο φάσμα ενός ΕΓΠ θα πρέπει να κορυφώνεται στα μπλε-υπεριώδη μήκη κύματος (το λεγόμενο '''Big Blue Bump'''<ref>{{cite web |url=http://hea-www.harvard.edu/~elvis/quasarsed.gif |title=Annotated Quasar Spectral Energy Distribution |author=Mertin Elvis}}</ref>). Παρ' όλα αυτά, τα τυπικά φάσματα ιδιαίτερα των κβάζαρ δείχνουν ότι υπάρχει σημαντική συνεισφορά στα ραδιοφωνικά μήκη κύματος, στο υπέρυθρο, στις ακτίνες-Χ και σε ορισμένες περιπτώσεις ακόμα και στις ακτίνες-γ. Αν και δεν υπάρχει ακόμα ικανοποιητική εξήγηση όσον αφορά τις πηγές που προκαλούν την παρατηρούμενη συνεισφορά στις προαναφερθείσες περιοχές του φάσματος, υπάρχουν διάφορα μοντέλα που επιχειρούν να εξηγήσουν τα φάσματα των ΕΓΠ.

 

Το συνεχές φάσμα των ΕΓΠ κυριαρχείται από ένα μεγάλο μέρος του φάσματος, τυπικά από τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος μέχρι τις ακτίνες-Χ. Τα ακριβή χαρακτηριστικά του φάσματος κάθε ΕΓΠ εξαρτάται από το είδος του.<ref name=AGNatlas/>

 

*'''[[Ακτίνες Χ]]''': Η ευρέως αποδεκτή πηγή ακτίνων-Χ στους ΕΓΠ είναι η '''κορόνα''',<ref>{{cite web |url=http://www.astro.umd.edu/~chris/publications/html_papers/ironlines_plain/node19.html |title=Accretion disk coronae}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.mpe.mpg.de/~am/flares.html |title=Accretion disc coronae and magnetic flares |author=Andrea Merloni}}</ref> η οποία αποτελείται από σχετικιστικά [[ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]] πολύ υψηλών [[θερμοκρασία|θερμοκρασιών]] τα οποία περιβάλλουν την κεντρική πηγή και προσδίδουν υψηλές ενέργειες στα [[φωτόνιο|φωτόνια]] που παράγονται στον δίσκο μέσω του αντίστροφου [[φαινόμενο Κόμπτον|φαινομένου Κόμπτον]].<ref>{{cite journal| authors = Elvis, M.; Maccacaro, T.; Wilson, A. S.; Ward, M. J.; Penston, M. V.; Fosbury, R. A. E.; Perola, G. C. |title = Seyfert galaxies as X-ray sources | journal = Royal Astronomical Society, Monthly Notices | year = 1978 | volume = 183 | pages = 129-157 | bibcode = 1978MNRAS.183..129E |url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1978MNRAS.183..129E}}</ref>

 

Η πρώτη συστηματική μελέτη των παραμέτρων των περιοχών από τις οποίες προέρχονται λεπτές γραμμές εκπομπής στα αντικείμενα αυτά έγινε από τον Woltjer το 1959<ref>{{cite journal| authors = Woltjer, L. |title = Emission Nuclei in Galaxies. | journal = ApJ | year = 1959 | volume = 130 | pages = 38 | doi = 10.1086/146694 | bibcode = 1959ApJ...130...38W

|url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1959ApJ...130...38W}}</ref>. Στη σχετική του δημοσίευση, ο Woltjer χρησιμοποίησε τα δεδομένα για τις απαγορευμένες γραμμές [[Θείο|[SΙΙ]]] και [[Οξυγόνο|[OΙΙΙ]]] σε γαλαξίες Σίφερτ και υπολόγισε ότι η αριθμητική πυκνότητα [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρονίων]] και η [[θερμοκρασία]] στις περιοχές από τις οποίες προέρχονται τα δεδομένα είναι ≈10⁴[[εκατοστό|cm]]^-3 και ≈20,000[[κέλβιν|Κ]] αντίστοιχα. Κατέληξε επίσης στο συμπέρασμα ότι η φυσική διάμετρος των περιοχών από όπου προέρχονται οι γραμμές εκπομπής στους γαλαξίες που μελέτησε είναι της τάξης των 100[[Παρσέκ|pc]] ή λιγότερο.

Στην ίδια δημοσίευση, ο Woltjer πρότεινε ότι οι ''φαρδιές'' γραμμές εκπομπής που παρατηρούνται στους γαλαξίες τύπου Σίφερτ προέρχονται από μία διαφορετική περιοχή, στην οποία [βαρυτικά] δέσμιο αέριο περιστρέφεται με μεγάλες ταχύτητες (η περιστροφική κίνηση προκαλεί διαπλάτυνση μίας γραμμής εκπομπής λόγω του [[Φαινόμενο Ντόπλερ|φαινομένου Ντόπλερ]]<ref>{{cite web |url=http://openlearn.open.ac.uk/mod/oucontent/view.php?id=398724&section=2.2.1 |title=Optical spectra}}</ref>).

 

Ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας στους ΕΓΠ πιστεύεται πλέον ότι οφείλεται στην απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από υλικό ([[σκόνη]], [[αέριο]]) που δημιουργεί ένα [[δίσκος|δίσκο]] (ο λεγόμενος ''[[Δίσκος προσαύξησης|δίσκος προσαύξησης]]'') και στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης [[Μελανή οπή|μελανής οπής]] μάζας μάζας 10⁶-10¹⁰ ηλιακών μαζών ή παραπάνω. Η πτώση προς τη μελανή οπή οφείλεται σε ένα μηχανισμό εσωτερικής τριβής ([[ιξώδες|ιξώδους]]), ο οποίος αναγκάζει το υλικό να χάσει [[στροφορμή]] και να κινηθεί προς το κέντρο. Ο διαδικασία αυτή θερμαίνει σταδιακά το δίσκο όσο πλησιάζουμε προς το κέντρο, με αποτέλεσμα εκείνος να ακτινοβολεί.

 

Το παραπάνω μοντέλο έχει υποστηριχθεί από τα τέλη του 60' και αποτελεί το λεγόμενo καθιερωμένο μοντέλο των ΕΓΠ.<ref>{{cite journal| authors = Lynden-Bell, D. |title = Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars | journal = Nature | year = 1969 | volume = 223| issue = 5207 | pages = 690-694 | doi = 10.1038/223690a0 | bibcode = 1969Natur.223..690L |url = http://www.nature.com/nature/journal/v223/n5207/abs/223690a0.html}}</ref>

 

[[Αρχείο:Σταδιακή_αύξηση_της_φωτεινότητας_μίας_σφαίρας_ως_προς_παρατηρητή_Ο.png|thumb|right|300px|Σταδιακή αύξηση της φωτεινότητας μίας σφαίρας ως προς παρατηρητή Ο. Η ακτίνα της σφαίρας είναι R, ενώ η απόσταση της επιφάνειας της σφαίρας από τον παρατηρητή στο σημείο Ο είναι l₂.]]

 

Το μέγεθος αυτό αντιστοιχεί σε 2.5 φορές περίπου τη μέση απόσταση μεταξύ του [[Ήλιος|Ήλιου]] και του [[Πλούτωνας (πλανήτης νάνος)|Πλούτωνα]]. Μία τέτοια μικροσκοπική περιοχή (σε σχέση με έναν ολόκληρο γαλαξία) είναι ισχυρή ένδειξη ότι τα φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ δεν μπορούν να οφείλονται σε αστρικά φαινόμενα, καθώς το τεράστιο πλήθος των άστρων που απαιτούνται για την εξήγηση των εκλυόμενων ποσοτήτων ενέργειας στους ΕΓΠ δεν μπορεί να δημιουργήσει ένα σταθερό βαρυτικά δέσμιο σύστημα.

 

Υπάρχουν πολλά επιχειρήματα βασισμένα σε πειραματικά δεδομένα τα οποία είναι σε θέση να εκτιμήσουν τις τυπικά αναμενόμενες μάζες των ΕΓΠ. Ορισμένα από τα βασικότερα επιχειρήματα αναφέρονται παρακάτω.

 

που βρίσκεται σε συμφωνία με το κάτω όριο που είχε εκτιμηθεί για τις μάζες των ΕΓΠ προηγουμένως.

 

[[Αρχείο:NGC 4261 Black hole.jpg|thumb|left|280px|Δίσκος γύρω από μαύρη τρύπα στο κέντρο του ραδιογαλαξία [[NGC 4261]]. Εικόνα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ.]]

Οι δίσκοι προσαύξησης είναι ιδιαίτερα δημοφιλή μοντέλα στην αστροφυσική υψηλών ενεργειών, αν και οι λεπτομέρειες της ακριβούς δομής και των τοπικών δυναμικών φαινομένων που λαμβάνουν χώρα σε αυτούς δεν μας είναι γνωστές. Οι δίσκοι προσαύξησης χρησιμοποιούνται συνήθως για να μοντελοποιήσουν υλικό (π.χ. σκόνη και [[αέριο]]) που εκτελεί [[διαφορική περιστροφή]] γύρω από ένα κεντρικό αντικείμενο μεγάλης μάζας, όπως ένας [[πρωτοαστέρας]], ένας [[αστέρας νετρονίων]] ή μία [[μαύρη τρύπα]].

 

 

: <math> \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{GM\dot{M}}{2R_{\textrm{in}}} \end{align} </math>

 

 

: <math> \begin{align} L_{\textrm{disc}}=\frac{1}{12}\dot{M}c^2 \end{align} </math>

 

 

 

: <math> \begin{align} T(R)=\left(\frac{3GM\dot{M}}{8\pi\sigma R^3}\right)^{1/4}\left[1-\left(\frac{R_{\textrm{in}}}{R}\right)^{1/2}\right]^{1/4} \end{align} </math>

 

Ένα από τα πιο ενδιαφέροντα φαινόμενα των ΕΓΠ είναι η παρουσία πιδάκων ύλης που εκτοξεύονται ευθύγραμμα από τα κέντρα των γαλαξιών που τους φιλοξενούν και έχουν μήκος χιλιάδων ετών φωτός.<ref name=AGNJets/><ref name=OpticalJets/>

 

Και οι δύο παραπάνω μηχανισμοί έχουν ως κοινό στοιχείο ότι βασίζονται στην ερμηνεία μίας περιστρεφόμενης μαύρης τρύπας ως κύρια πηγή των πιδάκων, καθώς βάσει του καθιερωμένου μοντέλου των ΕΓΠ είναι αναμενόμενο ότι οι πίδακες είναι στενά συνδεδεμένοι με τις κεντρικές μηχανές των ΕΓΠ (οι οποίες πιστεύεται ότι είναι μελανές οπές) και τους δίσκους προσαύξησης που τις τροφοδοτούν.

 

Σύμφωνα με το ενοποιημένο σενάριο, οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες είναι βασικά όμοια αντικείμενα, παρατηρούμενα υπό διαφορετική γωνία ως προς τον άξονα συμμετρίας τους, όπως φαίνεται στο παρακάτω διάγραμμα. Οι δύο μεγάλες κατηγορίες των ραδιοισχυρών και ραδιοασθενών διαφοροποιούνται. Οι διαφορές ως προς την ευθυγράμμιση της οπτικής ακτίνας με τον άξονα συμμετρίας έχουν να κάνουν με τη γεωμετρία του αντικειμένου. <ref>{{Cite journal

| volume = 31| issue = 1| pages = 473–521

|arxiv = astro-ph/9506063 }}</ref>

 

Σε χαμηλές φωτεινότητες, τα αντικείμενα για να ενοποιηθούν είναι γαλαξίες Seyfert. Τα ενοποιημένα μοντέλα προτείνουν ότι στους γαλαξίες Σιφερτ τύπου 1 ο παρατηρητής έχει άμεση θέα του ενεργού πυρήνα. Στους Σίφερτ τύπου 2 παρατηρείται μέσω μιας δομής που προκαλεί συσκότιση και εμποδίζει την άμεση θέα του οπτικού συνεχούς, τη περιοχής ευρείων γραμμών ή (μαλακή) εκπομπή ακτίνων-Χ. Η βασική αντίληψη των μοντέλων προσαύξησης που εξαρτώνται από τον προσανατολισμό είναι ότι οι δύο τύποι αντικειμένων μπορεί να είναι οι ίδιοι, αν παρατηρηθούν σε ορισμένες γωνίες θέασης. Η τυπική εικόνα είναι ένα τοροειδές του επισκιάζει το υλικό που περιβάλλει το δίσκο προσαύξησης. Πρέπει να είναι αρκετά μεγάλο για να σκιάσει την περιοχή ευρείων γραμμών, αλλά όχι αρκετά μεγάλη για να συσκοτίσει τη περιοχή των στενών γραμμών, η οποία παρατηρείται και στα δύο είδη αντικειμένων. Οι Σίφερτ τύπου 2 φαίνονται μέσα από το τοροειδές. Έξω από το τοροειδές υπάρχει υλικό που μπορεί να διασκορπίσει μερικές από τις πυρηνικές εκπομπές στη γραμμή όρασης, που μας επιτρέπει να δούμε κάποια οπτικό και ακτίνων Χ συνεχές και, σε ορισμένες περιπτώσεις, τις ευρείες γραμμές εκπομπής - οι οποίες είναι έντονα πολωμένες, που δείχνουν ότι έχουν διεσκορπιστεί και αποδεικνύοντας ότι μερικοί Σίφερτ τύπου 2 πραγματικά περιέχουν κρυφούς Σίφερτ τύπου 1. Υπέρυθρες παρατηρήσεις των πυρήνων των Seyfert 2s υποστηρίζουν επίσης αυτή την εικόνα.

 

Στα ραδιοϊσχυρά αντικείμενα, όταν η οπτική ακτίνα ευθυγραμμίζεται με τον πίδακα, μιλάμε για Blazar, ενώ όταν είναι σχεδόν κάθετη με τον πίδακα παρατηρούμε απλώς έναν ραδιογαλαξία. Αυτό συμβαίνει επειδή κατά κανόνα ένας τόρος υλικού περιβάλλει τη μαύρη τρύπα και μαζί με αυτήν το περιβάλλον όπου εκλύεται μεγάλη ποσότητα μη θερμικής ακτινοβολίας κοντά στη μαύρη τρύπα. Σε ενδιάμεσες γωνίες, το αντικείμενο κατηγοριοποιείται ως Κβάζαρ, καθώς η ενεργή περιοχή στο κέντρο του Γαλαξιακού Πυρήνα δεν αποκρύπτεται από τον τόρο.

 

[[Αρχείο:agn_pic.jpg|700px|]]

 

{{reflist|2}}

 

* Frank, King, Paine (1985). "Accretion Power in Astrophysics".

* Abramowicz, Björnsson, Pringle (1998). "Theory of Black Hole Accretion Discs".

* Carroll, Ostlie (1996). "An Introduction to Modern Astrophysics".

 

 

[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]