Βικιπαίδεια

Ενεργός Γαλαξίας: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Περιήγηση ιστορικού διαδραστικά
← Προηγούμενη διαφοράΕπόμενη διαφορά →
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
ΟπτικήΚώδικας wiki
Tas-90 (συζήτηση | συνεισφορές)
386 επεξεργασίες
Tas-90 (συζήτηση | συνεισφορές)
386 επεξεργασίες
Μικρές διορθώσεις και προσθήκη καινούριων θεμάτων.
Γραμμή 1:
[[Αρχείο:M87 jet.jpg|right|thumb| 300px|Η εικόνα του [[διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ|ΔΤΧ]] ενός μακριού πίδακα μήκους 5000 ετών φωτός που εκτοξεύεται από το κέντρο του ενεργού γαλαξία [[Μεσιέ 87]]. Η μπλε ακτινοβολία σύγχροτρον του πίδακα δημιουργεί έντονη αντίθεση με το κίτρινο χρώμα των άστρων του γαλαξία.]]
 
Οι ενεργοί γαλαξίες, ή, σωστότερα, '''Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες''' ('''ΕΓΠ''', στη διεθνή βιβλιογραφία '''Active Galactic Nuclei'''-'''AGN'''), είναι αστροφυσικά αντικείμενα τα οποία συνδέονται με τα κέντρα [[γαλαξίες|γαλαξιών]] στα οποία παρατηρούνται φαινόμενα μη αστρικής προέλευσης. Έχουν μικρό μέγεθος και μεγάλη φωτεινότητα σε όλο το [[ηλεκτρομαγνητικό φάσμα]], από τα ραδιοκύματα μέχρι τις ακτίνες γ. Οι γαλαξίες που φιλοξενούν ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες ονομάζονται '''ενεργοί γαλαξίες'''. Πιστεύεται ότι οι ΕΓΠ είναι προϊόν της συσσώρευσης μάζας γύρω από μία υπέρμαζη [[μαύρη τρύπα]].
 
Τα κυριότερα χαρακτηριστικά των ΕΓΠ είναι τα εξής:
Γραμμή 17:
 
==Το ιστορικό της ανακάλυψης==
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>
 
Το μυστήριο της πηγής ενέργειας των ΕΓΠ κίνησε το ενδιαφέρον των [[Αστρονόμος|αστρονόμων]] από τις αρχές της δεκαετίας του 60'. Η αρχική θεώρηση των ραδιογαλαξιών ως συγκρουόμενους γαλαξίες οδήγησε στην αναγνώριση των ΕΓΠ ως συμπαγείς περιοχές στις οποίες λαμβάνουν χώρα εξαιρετικά βίαια φαινόμενα. Μερικά από τα πρώτα μοντέλα που προτάθηκαν ως πιθανές πηγές ενέργειας για τους ΕΓΠ είναι τα εξής:
Γραμμή 32:
Τα μοντέλα της πρώτης κατηγορίας που αναφέρονται παραπάνω βασίζονται σε αστρικούς μηχανισμούς παραγωγής ενέργειας, ήτοι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις [[Πυρηνική σύντηξη|σύντηξης]].
 
Το πρώτο μοντέλο που που εισήγαγε την έννοια ενός μοναδικού αντικειμένου ως πηγή θερμοπυρηνικής και [[Βαρύτητα|βαρυτικής ενέργειας]] στους ενεργούς γαλαξίες ήταν εκείνο των Hoyle και Fowler το 1963,<ref>{{cite journal| authors = Hoyle, F.; Fowler, W. A. |title = On the nature of strong radio sources | journal = ApJ | year = 1963 | volume = 125 | pages = 169 | bibcode = 1963MNRAS.125..169H |url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1963MNRAS.125..169H}}</ref><ref>{{cite journal| authors = Hoyle, F.; Fowler, W. A. |title = Nature of Strong Radio Sources | journal = Nature | year = 1963 | volume = 197 | issue = 4867 | pages = 533-535 | bibcode = 1963Natur.197..533H | doi = 10.1038/197533a0 | url = http://www.nature.com/nature/journal/v197/n4867/abs/197533a0.html}}</ref>, σύμφωνα με το οποίο ένα υπερμαζικό [[Αστέρας|άστρο]] μάζας ~ 10<sup>8</sup> ηλιακών μαζών είναι σε θέση να εξηγήσει τις φαρδιές γραμμές εκπομπής των γαλαξιών τύπου Σίφερτ. Οι ίδιοι συγγραφείς πρότειναν επίσης ότι ένα [[Τόρος (μαθηματικά)|τοροειδές]] [[μαγνητικό πεδίο]] γύρω από τον υπερμαζικό αστέρα θα μπορούσε να αποθηκεύσει αρκετή ενέργεια ώστε να οδηγήσει σε εκρήξεις και πίδακες σχετικιστικής ύλης όπως στον [[Μεσιέ 87]].
 
Οι πρώτοι που πρότειναν την σημερινά αποδεκτή ιδέα των δίσκων προσαύξησης γύρω από υπερμαζικές μελανές οπές ήταν οι Salpeter<ref>{{cite journal| authors = Salpeter, E. E. |title = Accretion of Interstellar Matter by Massive Objects. | journal = ApJ | year = 1964 | volume = 140 | pages = 796-800 | bibcode = 1964ApJ...140..796S | doi = 10.1086/147973 | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1964ApJ...140..796S}}</ref> και Zeldovich το 1964. Σύμφωνα με το μοντέλο ενός δίσκου προσαύξησης γύρω από μία μη περιστρεφόμενη μελανή οπή, η συνολική βαρυτική ενέργεια ανά μονάδα μάζας που απελευθερώνεται ισούται με 0.057[[Ταχύτητα του φωτός|c]]<sup>2</sup>, αρκετή για να εξηγήσει τα παρατηρούμενα ποσά εκλυόμενης ενέργειας σε έναν λαμπρό ΕΓΠ. Ο Salpeter στο άρθρο του αναφέρει επίσης ότι η διαδικασία της προσαύξησης πιθανώς να οφείλεται σε [[Τυρβώδης ροή|τυρβώδη φαινόμενα]].
 
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 ''[[Δίσκοςδίσκος προσαύξησης|δίσκος προσαύξησης]]'') και στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης [[μαύρη τρύπα|μαύρης τρύπας]] [[μάζα|μάζας]] 10<sup>6</sup>-10<sup>10</sup> ηλιακών μαζών ή παραπάνω.
 
==Είδη ενεργών γαλαξιακών πυρήνων==
Γραμμή 54:
 
==Φάσμα==
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=MertinMartin 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.
 
===Συνεχές===
Γραμμή 68:
 
===Γραμμές εκπομπής===
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 ≈10≈ 10<sup>4</sup> [[εκατοστό|cm]]<sup>-3</sup> και ≈20≈ 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>).
 
==Η κεντρική μηχανή==
ΟΣε γενικές γραμμές, ο μηχανισμός παραγωγής ενέργειας στους ΕΓΠ πιστεύεται πλέον ότι οφείλεται στην απελευθέρωση βαρυτικής ενέργειας από υλικό ([[σκόνη]],που [[αέριο]])περιστρέφεται πουγύρω δημιουργείαπό έναμία [[δίσκος|δίσκο]]υπέρμαζη (ομελανή λεγόμενοςοπή ''[[Δίσκοςκαι προσαύξησης|δίσκοςσχηματίζει προσαύξησης]]'')έναν καιδίσκο προσαύξηση. Το υλικό αυτό στροβιλίζεται ταχύτατα προς το κέντρο μιας υπέρμαζης [[Μελανή οπή|μελανής οπής]] μάζας (μάζας 10<sup>6</sup>-10<sup>10</sup> ηλιακών μαζών) ήλόγω παραπάνω.κάποιου Ημηχανισμού πτώσηπου προςαποσπά τη μελανή οπή οφείλεται σε ένα μηχανισμό εσωτερικής τριβής ([[ιξώδες|ιξώδουςστροφορμή]]), οαπό οποίοςαυτό αναγκάζει(ο τοακριβής υλικόφύση νατου χάσειοποίου [[στροφορμή]]δεν καιείναι ναακόμα κινηθείπλήρως προς το κέντρογνωστή). ΟΗ 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>
Γραμμή 81:
[[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 l<sub>2</sub>.]]
 
Ένας τρόπος να εκτιμήσουμεεκτιμηθεί το μέγεθος ενός τυπικού ΕΓΠ, είναι μέσω ενός απλού γεωμετρικού επιχειρήματος (βλέπεδείτε για παράδειγμα το βιβλίο των Carroll & Ostlie σελ. 1109-1110). Γνωρίζοντας ότι πολλά Κβάζαρ (όπως ο 3C 273) εμφανίζουν μεταβολές στο οπτικό/υπεριώδες μέρος του φάσματός τους της τάξης του ~ 30% σε χρονικά διαστήματα τυπικά της τάξης των μερικών [[ημέρα|ημερών]], μπορούμε να συμπεράνουμε ότι στην μεταβολή αυτή θα πρέπει να έχει λάβει μέρος το σύνολο της πηγής.
 
Αν υποθέσουμεΥποθέτοντας ότι η πηγή είναι [[Σφαίρα|σφαιρική]] και ότι μία δεδομένη χρονική στιγμή (ως προς το σύστημα αναφοράς της πηγής) λαμβάνει χώρα ένα φαινόμενο ταυτόχρονα σε όλη της την έκταση με αποτέλεσμα να παρατηρηθεί μία δραστική αλλαγή στο φάσμα της, τότε λόγω της πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός η «πληροφορία» της αλλαγής που θα μετρήσει ένας παρατηρητή σε ένα σημείο Ο πάνω στη [[Γη]] θα έχει κάποια καθυστέρηση μεταξύ του σημείου της πηγής που βρίσκεται πλησιέστερα στον παρατηρητή και οποιουδήποτε άλλου σημείου στην επιφάνειά της. Πράγματι, στα φάσματα των κβάζαρ οι αλλαγές που παρατηρούνται είναι σταδιακές και όχι απότομες.
 
Αν lℓ<sub>1</sub> και lℓ<sub>12</sub> ηοι αποστάσεις των σημείων της πηγής που βρίσκονται μακρύτερα και πλησιέστερα στον παρατηρητή Ο (βλέπεδείτε το σχετικό σχήμα στα δεξιά), τότε από βασικές [[τριγωνομετρία|τριγωνομετρικές]] σχέσεις θα ισχύει ότι:
 
: <math> \cos{\theta}=\frac{\ell_2+R}{\ell_1} </math>
 
Αν το αντικείμενο βρίσκεται πολύ μακριά από τον παρατηρητή, τότε η [[γωνία]] θ είναι μικρή και ισχύει κατά προσέγγιση ότι cosθ≈1.cosθ Άρα≈ 1. λοιπόνΣυνεπώς,
 
: <math> \Delta\ell\approx R </math>
 
όπου ΔlΔℓ=lℓ<sub>1</sub>-lℓ<sub>2</sub>. Αν λοιπόν ξεκινήσει ένα φωτεινό σήμα από το σημείο που βρίσκεται σε απόσταση lℓ<sub>2</sub> από τον παρατηρητή Ο και φτάσει σε αυτόν τη χρονική στιγμή t, τότε το φωτεινό σήμα που βρίσκεται σε απόσταση lℓ<sub>1</sub>=lℓ<sub>2</sub>+ΔlΔℓ από τον ίδιο παρατηρητή θα φτάσει σε εκείνον τη χρονική στιγμή t+Δt, όπου
 
: <math> \Delta t=\frac{\Delta\ell}{c}\approx \frac{R}{c} </math>
 
και '''c''' η [[ταχύτητα του φωτός]]. Όμως, στην περίπτωση μίας παρατηρούμενης μεταβολής στο φάσμα ενός ΕΓΠ το χρονικό διάστημα Δt θα αντιστοιχεί στο χρονικό διάστημα που διαρκεί η παρατηρούμενη αυτή μεταβολή. Αν θεωρήσουμεΘεωρώντας ότι η σχετική ταχύτητα μεταξύ του παρατηρητή Ο και της πηγής είναι πολύ μικρότερη από την ταχύτητα του φωτός, τότεη μπορούμεπαραπάνω νασχέση λύσουμεμπορεί τηννα παραπάνω σχέσηλυθεί ως προς την ακτίνα '''R''' της πηγής για ένα τυπικό χρονικό διάστημα Δt ~ 1 ημέρα. Το αποτέλεσμα πουστο παίρνουμεοποίο είναικαταλήγει κανείς για το εξής:μέγεθος της πηγής είναι ότι
 
: <math> R\lesssim 10^{13}\textrm{cm}\simeq 100\ \textrm{AU} </math>
Γραμμή 108:
'''α) Λαμπρότητα'''
 
Η τυπική λαμπρότητα ενός ΕΓΠ είναι της τάξης του 10<sup>45</sup> erg/s. Αν υποθέσουμεΥποθέτοντας ότι έχουμε σφαιρική πρόσπτωση υλικού στη μηχανή που παράγει την παρατηρούμενη ενέργεια του ΕΓΠ, τότε η μέγιστη δυνατή τιμή της λαμπρότητας θα ισούται με την [[Όριο Έντιγκτον|λαμπρότητα Έντιγκτον]], η οποία εξαρτάται μόνο από τη μάζα M του κεντρικού αντικειμένου:
 
: <math> \begin{align} L_{\textrm{Edd}}\simeq 1.5\times10^{38}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)\ \textrm{erg}/\textrm{s} \end{align} </math>
 
Αφού λοιπόν η μετρούμενη συνολική λαμπρότητα του ΕΓΠ θα πρέπει να είναι πάντα μικρότερη (ή ίση) με τη λαμπρότητα Έντιγκτον,
 
: <math> L\le L_{\textrm{Edd}} \Rightarrow M\gtrsim\frac{L(\textrm{erg}/\textrm{s})}{1.5\times10^{38}}\ M_{\odot} </math>
 
Η παραπάνω σχέση μας θέτει αμέσως ένα κάτω όριο για τη μάζα ενός ΕΓΠ δεδομένης λαμπρότητας. ΓιαΑντικαθιστώντας μία τιμή για τη λαμπρότητα ~ 10<sup>45</sup> erg/s, ο παραπάνω τύπος μας λέει ότι
 
: <math> M\gtrsim 6.7\times10^{6}M_{\odot} </math>
 
ΑποτέλεσμαΤο αποτέλεσμα αυτό, σε συνδυασμό με το εμπειρικά διαπιστωμένο γεγονός ότι οιτα φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ βρίσκονταιλαμβάνουν περιορισμένοιχώρα σε εξαιρετικά μικρές περιοχές, αποτελεί μία ακόμη ισχυρή ένδειξη υπέρ της υπόθεσης ότι οι πραγματικές μηχανές πίσω από τους ΕΓΠ είναι υπερμαζικέςυπέρμαζες μελανέςμαύρες οπέςτρύπες.
 
'''β) Φαρδιές γραμμές εκπομπής'''
 
Η συμμετρική διαπλάτυνση μίας γραμμής εκπομπής είναι ένδειξη [[κυκλική κίνηση|κυκλικής κίνησης]] αερίου. Συγκεκριμένα, λόγω του [[φαινόμενο Ντόπλερ|φαινομένου Ντόπλερ]], όσο πιο μεγάλη είναι η [[ταχύτητα]] του αερίου, τόσο πιο φαρδιές είναι η γραμμές εκπομπής του.
 
ΈστωΑν Μ λοιπόν η μάζα της κεντρικής πηγής και m η μάζα μίαςενός άμορφηςτμήματος μάζαςτου αερίου που εκτελεί κυκλική τροχιά γύρω από το κεντρικό αντικείμενο με ταχύτητα '''v''' σε απόσταση '''r''' από αυτό., Ητότε η [[νόμος της παγκόσμιας έλξης|βαρυτική δύναμη]] του κεντρικού αντικειμένου λειτουργεί ως [[κεντρομόλος δύναμη]]. Συνεπώς, συνεπώς είναι εύκολο να δειχθεί ότι
 
: <math> M=\frac{rv^2}{G} </math>
 
Αν υποθέσουμε ότι το αέριο έχειΓια μία τυπική ταχύτητα αερίου ~ 5,000 [[χιλιόμετρο|km]]/[[δευτερόλεπτο|s]] και ότιπου περιστρέφεται γύρω από το κεντρικό αντικείμενο σε μία απόσταση ~ 10<sup>15</sup> m (περίπου 100 φορές η ακτίνα της πηγής όπως αυτή είχε εκτιμηθεί προηγουμένως), τότεο αντικαθιστώνταςπροηγούμενος στοντύπος παραπάνωείναι τύποσε βρίσκουμεθέση ότινα εκτιμήσει τη μάζα του κεντρικού αντικειμένου. Αντικαθιστώντας,
 
: <math> M\sim 2\times10^{8}M_{\odot} </math>
Γραμμή 169:
 
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.
 
==Στατιστικές μελέτες==
Στην προσπάθεια διερεύνησης των θεμελιωδών φυσικών διεργασιών που λαμβάνουν χώρα στους ΕΓΠ έχουν διεξαχθεί διάφορες στατιστικές έρευνες με σκοπό την αναζήτηση συσχετισμών μεταξύ μετρούμενων ποσοτήτων. Οι κυριότερες παράμετροι που χρησιμοποιούνται σε τέτοιες μελέτες είναι οι λαμπρότητες των ΕΓΠ σε διάφορα μήκη κύματος (π.χ. ραδιοφωνικά μήκη κύματος, μέσο υπέρυθρο, οπτικά μήκη κύματος, μαλακές ακτίνες-Χ κτλ.) και οι μάζες των μαύρων τρυπών που πιστεύεται ότι βρίσκονται πίσω από τα εξωτικά φαινόμενα που παρατηρούνται στους ΕΓΠ.
 
===To «Θεμελιώδες Επίπεδο»===
Μία από τις σημαντικότερες στατιστικές μελέτες που ανέδειξαν πολλές σημαντικές πτυχές των ΕΓΠ ήταν εκείνη των Merloni, Heinz & Di Matteo το 2003, οι οποίοι βρήκαν ότι το δείγμα ΕΓΠ που συνέλεξαν ικανοποιεί την παρακάτω σχέση:<ref name=Merloni2003>{{cite journal| authors = Merloni, Andrea; Heinz, Sebastian; di Matteo, Tiziana |title = A Fundamental Plane of black hole activity | journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year = 2003 | volume = 345| issue = 4 | pages = 1057-1076 | bibcode = 2003MNRAS.345.1057M| doi = 10.1046/j.1365-2966.2003.07017.x |url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2003MNRAS.345.1057M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf}}</ref>
 
: <math> \begin{align} \log{L_{\textrm{R}}}=\left(0.60^{+0.11}_{-0.11}\right)\log{L_{\textrm{X}}}+\left(0.78^{+0.11}_{-0.09}\right)\log{M_{\textrm{BH}}}+7.33^{+4.05}_{-4.07} \end{align} </math>
 
όπου
 
* L<sub>R</sub> είναι η λαμπρότητα στα 5 GHz σε μονάδες erg/s
* L<sub>X</sub> είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες erg/s
* M<sub>BH</sub> είναι η μάζα της μαύρης τρύπας κάθε ΕΓΠ σε μονάδες ηλιακών μαζών
* log ο δεκαδικός [[λογάριθμος]]
 
Αν και ένας συσχετισμός μεταξύ ραδιοφωνικών μηκών κύματος και ακτίνων-Χ ήταν αναμενόμενος αν υπάρχει μία θεμελιώδης σχέση μεταξύ του δίσκου προσαύξησης και των πιδάκων που παρατηρούνται στα αντικείμενα αυτά,<ref name=Merloni2003/> εντούτοις το θεμελιώδες επίπεδο αποτελεί ένα αυστηρό ποσοτικό κριτήριο που θέτει περιορισμούς στα υπάρχοντα μοντέλα που επιχειρούν να εξηγήσουν τις παρατηρούμενες ιδιότητες των ΕΓΠ.
 
Η εμπειρική σχέση των Merloni, Heinz & Di Matteo επιβεβαιώθηκε σε μία πρόσφατη εργασία των Gültekin et al. (2009), οι οποίοι χρησιμοποίησαν ένα μικρότερο δείγμα και δεδομένα για τις μάζες των μαύρων τρυπών που μετρήθηκαν με δυναμικές μεθόδους.<ref>{{cite journal| authors = Gültekin, Kayhan; Cackett, Edward M.; Miller, Jon M.; Di Matteo, Tiziana; Markoff, Sera; Richstone, Douglas O. |title = The Fundamental Plane of Accretion onto Black Holes with Dynamical Masses | journal = The Astrophysical Journal | year = 2009 | volume = 706| issue = 1 | pages = 404-416 | bibcode = 2009ApJ...706..404G| doi = 10.1088/0004-637X/706/1/404 |url = http://iopscience.iop.org/0004-637X/706/1/404/pdf/apj_706_1_404.pdf}}</ref>
 
===Μαλακές ακτίνες-Χ, οπτικά μήκη κύματος και μάζες κεντρικών μηχανών===
Το 2003 η ερευνητική ομάδα των Panessa et al. διερεύνησε τους συσχετισμούς μεταξύ της ακτινοβολίας στην περιοχή των μαλακών ακτίνων-Χ των κεντρικών περιοχών 47 κοντινών γαλαξιών τύπου Σίφερτ, στα οπτικά μήκη κύματος και της μάζας των κεντρικών περιοχών. Εκτελώντας στατιστική ανάλυση των δεδομένων του δείγματος, κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι υπάρχει συσχετισμός της μορφής<ref>{{cite journal| authors = Panessa, F.; Bassani, L.; Cappi, M.; Dadina, M.; Barcons, X.; Carrera, F. J.; Ho, L. C.; Iwasawa, K. |title = On the X-ray, optical emission line and black hole mass properties of local Seyfert galaxies | journal = Astronomy and Astrophysics | year = 2006 | volume = 455| issue = 1 | pages = 173-185 | bibcode = 2006A&A...455..173P| doi = 10.1051/0004-6361:20064894 |url = http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0605/0605236v1.pdf}}</ref>
 
: <math> \begin{align} & \log{L_{\textrm{X}}}=(1.06\pm0.04)\log{L_{\textrm{H}\alpha}}+(-1.14\pm1.78) \\ & \log{L_{\textrm{X}}}=(1.22\pm0.06)\log{L_{[\textrm{OIII}]}}+(-7.34\pm2.53) \end{align} </math>
 
όπου
 
* L<sub>X</sub> είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες erg/s
* L<sub>Hα</sub> είναι η λαμπρότητα στη γραμμή Ηα του υδρογόνου σε μονάδες erg/s
* M<sub>[ΟΙΙΙ]</sub> είναι η λαμπρότητα στη γραμμή [ΟΙΙΙ] του [[οξυγόνο|οξυγόνου]] σε μονάδες erg/s
* log ο δεκαδικός λογάριθμος
 
Η παραπάνω μελέτη ανέδειξε τη στενή σχέση μεταξύ της ακτινοβολίας στις ακτίνες-Χ και την ιονίζουσα υπεριώδη ακτινοβολία. Επιπροσθέτως, υποδηλώνει ότι οι γαλαξίες Σίφερτ χαμηλής λαμπρότητας τροφοδοτούνται από τις ίδιες φυσικές διεργασίες με εκείνες που παρατηρούνται σε λαμπρότερους ΕΓΠ.
 
===Οπτικά μήκη κύματος, σκληρές ακτίνες-Χ και μάζες κεντρικών μηχανών===
Μία παρόμοια μελέτη με εκείνη των Merloni, Heinz & Di Matteo διεξήχθη το 2009 από την ερευνητική ομάδα των Beckmann et al., οι οποίοι συλλέγοντας δεδομένα στα οπτικά μήκη κύματος, τις σκληρές ακτίνες-Χ και τις μάζες των μελανών οπών κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι το δείγμα τους υπακούει σε μία σχέση της μορφής<ref name=Beckmann2009>{{cite journal| authors = Beckmann, V.; Soldi, S.; Ricci, C.; Alfonso-Garzón, J.; Courvoisier, T. J.-L.; Domingo, A.; Gehrels, N.; Lubiński, P.; Mas-Hesse, J. M.; Zdziarski, A. A. |title = The second INTEGRAL AGN catalogue | journal = Astronomy and Astrophysics | year = 2009 | volume = 505| issue = 1 | pages = 417-439 | bibcode = 2009A&A...505..417B| doi = 10.1051/0004-6361/200912111 |url = http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0907/0907.0654v2.pdf}}</ref>
 
: <math> \begin{align} \log{L_{\textrm{V}}}=(0.59\pm0.07)\log{L_{\textrm{X}}}+(0.22\pm0.08)\log{M_{\textrm{BH}}}+16 \end{align} </math>
 
όπου
 
* L<sub>V</sub> είναι η λαμπρότητα στα οπτικά μήκη κύματος της V μπάντας σε μονάδες erg/s
* L<sub>X</sub> είναι η λαμπρότητα σκληρών ακτίνων-Χ στη μπάντα 20-100 keV σε μονάδες erg/s
* M<sub>BH</sub> είναι η μάζα της μαύρης τρύπας κάθε ΕΓΠ σε μονάδων ηλιακών μαζών
* log ο δεκαδικός λογάριθμος
 
Η φυσική σημασία του παραπάνω επιπέδου είναι ότι υπάρχει ένας θεμελιώδης συσχετισμός μεταξύ του σφαιροειδούς (''[[αγγλικά]]'': bulge) του γαλαξία που φιλοξενεί κάθε ΕΓΠ του δείγματος με τη μάζα της κεντρικής μηχανής και είναι ίδιος για όλους του τύπους γαλαξιών Σίφερτ.<ref name=Beckmann2009/>
 
===Μέσο υπέρυθρο και μαλακές ακτίνες-Χ===
Σε μία πρόσφατη εργασία, η ερευνητική ομάδα των Gandhi et al. (2009) συνέλεξε δεδομένα για τις κεντρικές περιοχές 42 κοντινών γαλαξιών τύπου Σίφερτ στο μέσο υπέρυθρο και τις μαλακές ακτίνες-Χ. Το αποτέλεσμα της στατιστικής του μελέτης ήταν ότι τα αντικείμενά τους ικανοποιούν μία σχέση της μορφής<ref name=Beckmann2009>{{cite journal| authors = Gandhi, P.; Horst, H.; Smette, A.; Hönig, S.; Comastri, A.; Gilli, R.; Vignali, C.; Duschl, W. |title = Resolving the mid-infrared cores of local Seyferts | journal = Astronomy and Astrophysics | year = 2009 | volume = 502| issue = 2 | pages = 457-472 | bibcode = 2009A&A...505..417B| doi = 10.1051/0004-6361/200912111 |url = http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0902/0902.2777v1.pdf}}</ref>
 
: <math> \begin{align} \log{L_{\textrm{MIR},43}}=(1.11\pm0.07)\log{L_{\textrm{X},43}}+(0.19\pm0.05) \end{align} </math>
 
όπου
 
* L<sub>MIR,43</sub> είναι η λαμπρότητα στο μέσο υπέρυθρο (12.3 μm) σε μονάδες 10<sup>43</sup> erg/s
* L<sub>X,43</sub> είναι η λαμπρότητα μαλακών ακτίνων-Χ στη μπάντα 2-10 keV σε μονάδες 10<sup>43</sup> erg/s
* log ο δεκαδικός λογάριθμος
 
Ο παραπάνω συσχετισμός είναι παρόμοιος για όλους τους κοντινούς γαλαξίες Σίφερτ, πράγμα που υποδηλώνει κοινή προέλευση της υπέρυθρης ακτινοβολίας. Οι συγγραφείς προτείνουν ότι το γεγονός αυτό ενδεχομένως να εξηγείται στα πλαίσια της μετάδοσης ακτινοβολίας διαμέσου του τόρου που πιστεύεται ότι περιβάλλει τους δίσκους προσαύξησης στους ΕΓΠ.<ref name=Beckmann2009/>
 
==Ενοποίηση των ΕΓΠ==
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/wiki/Ενεργός_Γαλαξίας"