Astronomi

Radyo yüksek sesle AGN, Radyo Sessiz AGN olarak yeniden başlatılıyor mu?

Radyo yüksek sesle AGN, Radyo Sessiz AGN olarak yeniden başlatılıyor mu?


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.

Radyo gürültülü bir nesnenin (örn., bir FRI galaksisi) Radyo sessizliğinde (örn., Seyfert) bir kaynağa dönüşmesi mümkün müdür?

Ayrıca, bu AGN yeniden başlatma yoluyla olabilir mi? Yani, Radyo sesli bir nesnedeki aktif çekirdeklerin kapandığı ve ardından daha zayıf bir Radyo sessiz kaynak olarak yeniden başladığı durumlar oldu mu?


VLASS ve FIRST Tarafından Açıklanan Decadal Zaman Ölçeklerinde Radyo Sessizden Radyo Yüksek Sese Geçiş Yapan Kuasarlar

Kristina Nyland, Dillon Z. Dong, Pallavi Patil, Mark Lacy, Sjoert Van Velzen, Amy E. Kimball, Sumit K. Sarbadhicary, Gregg Hallinan, Vivienne Baldassare, Tracy E. Clarke, Andy D. Goulding, Jenny Greene , Andrew Hughes, Namir Kassim, Magdalena Kunert-Bajraszewska, Thomas J. MacCarone, Kunal Mooley, Dipanjan Mukherjee, Wendy Peters, Leonid Petrov Daha az göster Emil Polisensky, Wiphu Rujopakarn, Mark Whittle, Mattia Vaccari

Araştırma çıktısı : Dergiye katkı › Makale › hakemlik


Başlık: Radyo Sessiz AGN'den Radyo Emisyonunun Kökeni

Farklı AGN sınıflarında 10^5. En zayıf radyo kaynakları, radyo sessiz (RQ) AGN, tipik olarak radyo sesli (RL) AGN'den 1000 kat daha sönüktür ve AGN popülasyonunun çoğunluğunu temsil eder. RL AGN'de, radyo emisyonunun tamamı esasen bir göreli jetten gelen senkrotron emisyonu ile üretilir. Buna karşılık, RQ AGN'de parlak jetlerin yokluğu, ana gökada kpc ölçeğinden SMBH'lerin yakınındaki en iç bölgeye kadar çok çeşitli olası mekanizmalardan radyo emisyonunu araştırmamıza izin verir: yıldız oluşumu, AGN tahrikli rüzgar, serbest serbest foto-iyonize gazdan emisyon, düşük güçlü jet ve en içteki yığılma diski koronal aktivitesi. Tüm bu mekanizmalar, şimdiki ve gelecek nesil son derece hassas radyo dizileri sayesinde, benzeri görülmemiş bir hassasiyet ve uzaysal çözünürlükle incelenebilir.


1. Giriş

Aktif galaktik çekirdekler (AGN'ler), süper kütleli bir kara delik (BH) üzerinde toplanma ile güçlendirilir. İlk keşfedilen AGN'ler radyo sesli (RL) olmasına rağmen, AGN'lerin çoğu radyo sessizdir (RQ). Radyo akısının optik akıya oranı olarak tanımlanan RL AGN'lerin radyo-yüksekliği (Kellermann ve diğerleri, 1989), birkaç büyüklük derecesini kapsar (örneğin, Sikora ve diğerleri, 2007 Lal ve Ho, 2010). çok çeşitli jet üretim verimlilikleri anlamına gelir. Dönen BH'ler tarafından çalıştırılan jetler için (Blandford ve Znajek, 1977), jet üretiminin verimliliği, BH dönüşlerinin yayılması ve merkezi AGN'lerde biriken manyetik akıların miktarı ile ilişkilendirilebilir.

Manyetik akılar, yığılma disklerinin en iç bölgelerinde stokastik olarak geliştirilebilir (Begelman ve Armitage, 2014) veya AGN evresinden önce bir gökadanın merkez bölgelerine yönlendirilebilir (Sikora ve diğerleri, 2013 Sikora ve Begelman, 2013). . İkinci durumda, radyo yüksek sesli ve radyo sessiz AGN'leri barındıran galaksilerin özellikleri arasında sistematik farklılıklar olabilir. Amacımız, bu iki senaryodan hangisinin daha olası olduğunu ayırt etmek için radyo yüksek sesli ve radyo sessiz AGN'lerin ev sahibi gökadalarının özelliklerini karşılaştırmaktır. RQ ve RL'nin farklı galaksiler tarafından barındırıldığını tespit edersek, radyo jetlerinin stokastik olduğu senaryoyu atabiliriz.

Radyo yüksek sesli (püskürtmeli) ve radyo sessiz (fişsiz) AGN'ler zaten kapsamlı bir şekilde incelenmiştir ve bu iki nesne grubu arasında bazı sistematik farklılıklar bulunmuştur:

• Radyo sesli nesnelerin oranı ve radyo ses yüksekliği, azalan Eddington oranıyla artar, λ = Lbol/LEdd (örneğin, Terashima ve Wilson, 2003 Kratzer ve Richards, 2015), ancak benzer Eddington oranına sahip AGN'ler için radyo ses yüksekliğinde büyük bir dağılım vardır.

• Bozulmuş morfolojiye sahip gökadaların oranı, RL'de RQ AGN'lerden daha büyüktür (Bessiere ve diğerleri, 2012 Chiaberge ve diğerleri, 2015).

Bununla birlikte, yukarıda listelenen farklılıklar, tüm nesne aileleriyle ilgilidir, ancak aynı toplama özelliklerine sahip nesnelerle ilgili değildir. Ayrıca, AGN kataloglarında çok büyük kara delikler, düşük Eddington oranları ve bozulmuş morfolojiler gibi RL nesnelerinin özelliklerine sahip birçok nesne vardır, ancak bunlar radyo-sessizdir. Bu nedenle, jet üretiminin verimliliğinin, benzer nesneler arasında neden çok farklı olduğu sorusunu soruyoruz?

Projemizde, ev sahibi gökadaların özelliklerini Eddington oranları λ ≥ 0.003 ile inceleyebilmek için Tip 2 (yani belirsiz) nesnelere odaklanıyoruz ve radyo-yüksek sesle ve radyo-yüksek sesle arasındaki farkları arıyoruz. sessiz AGN'ler, püskürtülen ve püskürtülmeyen AGN'lerin farklı evrim geçmişlerini gösterebilen bu iki nesne grubunun ev sahibi gökadaları arasında herhangi bir genel farklılık olup olmadığını kontrol eder.


Yerel evrende Radyo AGN: birleştirme, tetikleme ve evrim

Aktif galaktik çekirdek (AGN) geribildiriminin en önemli biçimlerinden biri ile ilişkili olan ve dev eliptik konak gökadalar için güçlü bir tercih gösteren radyo AGN ( (L_<1.4,mathrm)> > 10^<24>) W (hbox ^<-1>) ) genel AGN popülasyonunun önemli bir alt sınıfıdır. Son zamanlarda, çalışmaları, mevcut nesil yer ve uzay tabanlı teleskop tesisleri ile elde edilen X-ışını ila uzak IR dalga boyu aralığını kapsayan yüksek kaliteli verilerin mevcudiyetinden önemli ölçüde yararlandı. Bu ilerlemeyi yansıtarak, burada düşük ve orta kırmızıya kaymalarda ( (z < 0.7) ) radyo AGN popülasyonu hakkındaki mevcut anlayışımızı gözden geçiriyorum, nükleer AGN ve ev sahibi gökada özelliklerine odaklanıyorum ve birbirine bağlı üç temayı ele alıyorum: radyo AGN sınıflandırması ve jet ve AGN aktivitesinin tetiklenmesi ve yakıt ikmali ile ev sahibi gökadaların evriminin yorumlanması. Radyo AGN'nin AGN özelliklerinde gözlenen çeşitliliğin çoğunun, oryantasyon/anizotropi, kütle yığılma hızı ve değişkenlik etkilerinin bir kombinasyonu ile açıklanabileceğini gösteriyorum. Ev sahibi gökadaların ayrıntılı morfolojileri, gökada birleşmelerinde güçlü hat radyo gökadalarının (SLRG) tetiklenmesiyle tutarlıdır. Bununla birlikte, yıldız oluşum özellikleri ve soğuk ISM içerikleri, çoğu durumda gaz kütleleri açısından tetikleyici birleşmelerin nispeten küçük olduğunu ve bu nedenle, bir azınlık dışında süper kütleli karadeliklerin ve yıldız şişkinliklerinin büyük bir büyümesine yol açmayacağını göstermektedir ( <%20), daha yüksek yıldız oluşum oranları ve daha büyük kütleli soğuk ISM rezervuarları için kanıt gösteren SLRG, olgun dev eliptik gökadalarda faaliyetin geç zamanda yeniden tetiklenmesini temsil eder. Buna karşılık, Fanaroff-Riley sınıf I radyo morfolojilerine sahip zayıf hat radyo galaksilerinin (WLRG) konakçı ve çevresel özellikleri, süper kütleli kara delikler üzerine düşük oranlarda gaz birikimi yoluyla aktivitenin daha kademeli olarak doldurulmasıyla tutarlıdır.

Bu, abonelik içeriğinin bir önizlemesidir, kurumunuz aracılığıyla erişilir.


Radyo yüksek sesle AGN, Radyo Sessiz AGN olarak yeniden başlatılıyor mu? - Astronomi

Ayrıntılı özelliklerini değerlendirmeden önce, radyo AGN'yi bir sınıf olarak tanımlayarak başlamak önemlidir. Bir yaklaşım, AGN spektral enerji dağılımlarının (SED'ler) şekillerini kullanmaktır, örneğin radyo AGN'yi minimum radyo-optik parlaklığa sahip olacak şekilde tanımlamak (örn. $ = L5 GHz / LB > 10: Kellermann ve diğerleri, 1989). Bununla birlikte, bu yöntemin dezavantajı, optik AGN parlaklık tahminlerinin tozun karartılmasından ve dar hatlı AGN — için özel bir sorundan ve ana gökadaların doğrudan yıldız ışığının neden olduğu kirlenmeden etkilenebilmesidir. Radyo-yüksek ve radyo-sessiz AGN arasındaki sınırı tanımlayan radyo-optik parlaklık oranının, düşük AGN parlaklıklarına ve Eddington oranlarına doğru önemli ölçüde arttığına dair kanıtlar vardır (Sikora, Stawarz & Lasota, 2007; Chiaberge & Marconi, 2011) . Bir orta IR-radyo akı oranının kullanılması (örn. q24 = L24 µm / L1.4 GHz: Appleton ve diğerleri, 2004, Ibar ve diğerleri, 2008) yok olma problemini önleyecektir, ancak bu durumda, ev sahibi gökadalarda yıldız oluşumu ile orta IR parlaklıklarının güçlü kontaminasyonu potansiyeli vardır.

SED tabanlı yaklaşıma bir alternatif, üzerinde bir AGN'nin radyo yüksek sesli olarak kabul edilebileceği tek bir radyo güç kesintisi kullanmaktır. Bu inceleme için benimsenen yaklaşım şudur: Bir radyo AGN'sini 1,4 GHz'de ölçülen monokromatik bir radyo parlaklığına sahip olacak şekilde tanımlıyorum. L1.4 GHz > 10 24 W Hz 𢄡 . AGN'nin genel popülasyonunun sürekli bir radyo gücü aralığı gösterdiği göz önüne alındığında bu kesinti keyfi görünse de, yerel evrendeki AGN açısından genellikle radyo sessiz olarak kabul edilen nesne popülasyonlarının bazı fiziksel temelleri vardır. yıldız patlaması gökadaları ve klasik, UV-seçilmiş Seyfert gökadaları gibi özellikler, yukarıda dik bir şekilde azalan parlaklık işlevlerine sahiptir. L1.4 GHz = 10 23 W Hz 𢄡 bu tür nesneler yukarıda nadirdir L1.4 GHz = 10 24 W Hz 𢄡 (Meurs & Wilson, 1984, Condon, 1989, Sadler ve diğerleri, 2002).

İlerleyen bölümlerde bazen parlak, kuasar benzeri AGN ile daha az ışıklı benzerleri arasında bir ayrım yapacağım. Başlangıçta kuasarlar, optik görüntülerdeki yıldız benzeri görünümleriyle tanımlandı. Bununla birlikte, altta yatan konak gökadaların tespiti ve karakterizasyonu ile, kuasarların, sürekli bir parlaklık aralığı gösteren genel bir AGN popülasyonunun daha yüksek parlaklık ucunu temsil ettiği açıkça ortaya çıktı. Burada kuasarları bolometrik parlaklığa sahip olacak şekilde tanımlıyorum Lbol > 10 38 W. Kabaca bu, 2 – 10 keV X-ışını parlaklığına karşılık gelir LX'X2212ışın > 10 37 W, optik mutlak büyüklükler MB < � ve optik [OIII] � emisyon hattı parlaklıkları L[OIII] > 10 35 W, kesin SED'lere ve varsayılan bolometrik düzeltme faktörlerine bağlı olarak. Bununla birlikte, geniş hatlı radyo galaksileri (BLRG: açıklama için aşağıya bakınız) ile radyo-yüksek sesli kuasarlar arasında ayrım yapmayacağım, çünkü bu iki grubun özelliklerinde önemli bir örtüşme vardır ve bazı BLRG, nispeten yüksek seviyelerde toz yok oluşu (örn. Osterbrock, Koski & Philips, 1976) kısmen gizlenmiş kuasarlar olmalarıyla tutarlı olarak bu nesnelere topluca BLRG/Q kaynakları olarak değineceğim, ancak bazen geniş çizgili nesneler (BLO) olarak da etiketlendiler.

Astronomi de dahil olmak üzere birçok bilimde, bir fenomenin sınıflandırılması, genellikle onun altında yatan mekanizmalar açısından yorumlanmasından önce gelir. Farklı bir fenomenle karşı karşıya kalındığında, sınıflandırma süreci, altta yatan davranış kalıplarını aydınlatmanın ilk adımı olan şeyleri sıralamaya yönelik bir girişimdir. Sınıflandırmaların kendileri nispeten sabit kalırken, temeldeki fiziksel süreçler, yapılar, geometriler vb. açısından yorumları benzersiz olmayabilir ve zamanla değişebilir. Bu nedenlerle sınıflandırmaları yorumlardan ayrı tutmak önemlidir. Bu alt bölümde, radyo AGN'nin radyo ve optik sınıflandırmalarını özetledim, olası yorumlar daha sonra aşağıdaki alt bölümlerde tartışıldı. Referans kolaylığı için, radyo AGN'yi sınıflandırmak için kullanılan etiketler Tablo 2'de özetlenmiştir.

Astronomide sınıflandırmanın ilginç bir özelliği, belirli bir nesnenin farklı dalga boylarında farklı şekillerde sınıflandırılabilmesidir. Radyo AGN için, farklı dalga boylarındaki sınıflandırmaları arasındaki ilişkileri anlamaya çalışırken en büyük içgörülerden bazıları elde edilmiştir. Radyo AGN'nin ana radyo ve optik sınıflandırmaları Şekil 1'de gösterilmektedir.

Radyo AGN'nin radyo sınıflandırması, 1970'lerde genişletilmiş radyo yayan yapıları bir miktar ayrıntılı olarak haritalayabilen büyük radyo interferometrelerinin gelişimini takip etti. Galaksi dışı radyo kaynaklarının genellikle çift karakterli olduğu, bazen sıcak noktalar olarak adlandırılan kompakt daha yüksek yüzey parlaklık konsantrasyonları içeren senkrotron yayan loblarla, galaksilerin çekirdeğindeki radyo çekirdek kaynaklarına jetlerle bağlı olduğu bulundu (örneğin Miley, 1980). Radyo yapıları genellikle ev sahibi gökadalardan daha büyük ölçeklerde uzanır (� kpc ila 1 Mpc).

Ana radyo morfolojik sınıflandırmalardan biri, nesneleri çekirdeğin her iki tarafındaki en yüksek yüzey parlaklığı genişletilmiş radyo özellikleri arasındaki mesafenin toplam çapın %50'sinden daha fazla veya daha az olup olmadığına göre ayıran Fanaroff & Riley'nin (1974) sınıflandırmasıdır. sırasıyla FRII ve FRI sınıflandırmalarına karşılık gelen radyo kaynağının (örnekler için bkz. Şekil 1). Fanaroff & Riley, FRII kaynaklarının, FRI kaynaklarından ortalama olarak daha yüksek radyo güçlerine sahip olduğunu gösterdi ve iki tür arasındaki ayrım, bir radyo gücünde meydana geldi. L178 MHz ∼ 10 26 W Hz 𢄡 (veya L1.4 GHz ∼ 3 × 10 25 W Hz 𢄡 ). Bununla birlikte, Fanaroff & Riley tarafından, kaynakların azınlığının (örneklerinde �%) açık bir şekilde FRI veya FRII sınıfına atanamayacağı zaten biliniyordu. Elbette, 1980'lerin başından beri mevcut olan daha yüksek çözünürlüklü radyo haritaları ile, bazı kaynakların görünüşte melez bir FRI/FRII karakterine sahip olduğu açıkça ortaya çıkmıştır (Şekil 10'daki Hercules A örneğine bakınız). Ayrıca, radyo gücü bölümü keskin değildir: FRII morfolojisine sahip bazı kaynakların çok altında radyo güçleri vardır. L178 MHz = 10 26 W Hz 𢄡 ve tersi. Bu sınıflandırmadaki bazı belirsizliğin nedeni, daha yüksek çözünürlüklü radyo haritalarının mevcudiyeti ile birlikte, Fanaroff & Riley'nin orijinal nicel kriterinin, çoğu zaman, bir kaynağın morfolojisinin 'parlatılmış' görünüp görünmediğine dair öznel bir değerlendirmeyle yer değiştirmesi olabilir. #X201D veya ȁKenar karartıldı”.

FRI/FRII sınıflandırması en yaygın olanı olmasına rağmen, diğer radyo morfolojik sınıflandırmalar da kullanılır 2 . Örneğin, bazı radyo kaynakları, benzer dik spektrumlu radyo senkrotron emisyonuna sahip çift loblu, kenarları parlatılmış FRII kaynaklarına benzer, ancak çok daha küçük doğrusal çaplara sahiptir. Kompakt dik spektrumlu (CSS) kaynaklar sınıfı, toplam çaplara sahip dik spektrumlu radyo kaynaklarını içerecek şekilde tanımlanmıştır (bakınız Fanti ve diğerleri, 1990, O'Dea, 1998). D ≤ 20 kpc. Radyo sınıflandırmasındaki daha fazla çeşitlilik, klasik çift loblu morfolojiyi göstermek yerine, bir çekirdek-jet veya çekirdek-halo yapısı sergileyen nesneler tarafından eklenir (örn. Antonucci & Ulvestad, 1985a). Son olarak, bazı genişletilmiş çift loblu radyo kaynakları, loblarının olağandışı bir şekilde radyo jetleri tarafından tanımlanan eksene dik yönde genişletilmesi gerçeğine dayalı olarak �t doubles” (FD) olarak sınıflandırılmıştır (Owen & Laing, 1989). ). Bu tür kaynaklar, radyo loblarında parlak sıcak noktalar ve jetlerden yoksun olduğu için bazen “relaxed doubles” (RD) olarak da etiketlenir (Leahy, 1993). Bununla birlikte, hem katı hem de gevşek sınıflandırmalar, net, nicel tanımlardan yoksundur.

Morfolojik sınıflandırmalara ek olarak, radyo kaynakları ayrıca, frekans birimleriyle ifade edildiklerinde radyo spektrumlarına uyan bir güç yasasının spektral indeksi (α) cinsinden nicelendirilen uzun dalga boyu SED şekilleri temelinde de sınıflandırılır (Fν∝ ν −α ). Düz ve dik spektrumlu radyo kaynakları, belirli bir sınır değerinden daha küçük veya daha büyük spektral indekslere sahip olacak şekilde tanımlanır (tipik olarak αlim ∼ 0,5, ancak tanımlar değişir). Dik spektrumlu radyo kaynakları yaygın olarak FRI, FRII veya CSS radyo morfolojileri ile ilişkilendirilirken, düz spektrumlu kaynaklar genellikle çekirdek baskındır ve yüksek çözünürlüklü çok uzun temel interferometride çekirdek-jet veya çekirdek-halo kaynakları olarak görünürler. VLBI) gözlemleri (ör. Antonucci & Ulvestad, 1985a). Bununla birlikte, bazı radyo kaynakları, basit bir güç yasası uyumu kullanılarak tahmin edilemeyen daha karmaşık radyo spektrumlarına sahiptir. Özellikle, GHz tepeli kaynaklar (GPS), GHz frekanslarında zirve yapan ve daha yüksek ve daha düşük frekanslarda azalan radyo spektrumlarına sahiptir (Bolton, Gardner & amp Mackey, 1963), bu tür spektrumlar genellikle senkrotron öz-absorpsiyon etkilerine atfedilir (Kellermann, 1966). ). Morfolojik olarak, GPS kaynakları genellikle daha da kompakt olan çift loblu radyo yapıları gösterir (D ≤ 1 kpc) CSS kaynaklarına göre 3

Radyo AGN'nin çoğu optik sınıflandırması, emisyon hattı özelliklerine dayanır. 1970'lerde Osterbrock ve meslektaşları, kırmızılaşma, yoğunluk ve sıcaklık gibi dar çizgi bölgesinin (NLR) temel özelliklerini ölçmek için kullandıkları birkaç radyo gökadasında bir dizi dar emisyon çizgisi tanımladılar (örn. Osterbrock & Miller, 1975). Seyfert gökadalarının geniş gökadaların varlığına veya yokluğuna göre Seyfert tip 1 ve Seyfert tip 2 olarak sınıflandırılmasına paralel olarak (FWHM > 2000 km s 𢄡 ) spektrumda çizgilere izin verdi (Khachikian & Weedman, 1971), ayrıca radyo galaksilerini iki türe ayırdılar: geniş hatlı radyo galaksileri (BLRG Osterbrock, Koski & Philips, 1976) ve dar hat radyo galaksileri (NLRG: Costero & Osterbrock, 1977), BLRG kuasarlara spektral benzerlikler gösteriyor, ancak daha az parlak AGN'ye sahip. NLRG ve BLRG/Q spektroskopik sınıfları toplu olarak güçlü hatlı radyo galaksileri (SLRG) olarak etiketlenebilir.

Ancak 1970'lerin sonlarında, NLRG/BLRG/Q sınıflandırmasının radyo AGN popülasyonunun tam spektral çeşitliliğini yakalamadığı ortaya çıktı: 3CR radyo galaksileri üzerine bir çalışmada Hine & Longair (1979) yeni bir nesne sınıfını tanıdı. (𠇌lass B” etiketli), dev eliptik galaksilere özgü absorpsiyon spektrumlarına sahip veya çok zayıf [OII] �”. Bu nesneleri ve bunların SLRG ile nasıl ilişkili olduklarını anlamak, bu dönem boyunca son 20 yılda radyo AGN araştırmalarının ana odak noktası olmuştur, gelişmiş spektroskopik veriler, daha nicel sınıflandırma şemalarının geliştirilmesine olanak sağlamıştır. Bu tür nesneler artık radyo AGN örneklerinde düşük [OIII] � eşdeğer genişlikleri (örneğin, Tadhunter ve ark. 1998'in zayıf hat radyo galaksisi [WLRG] sınıflandırması) veya düşük uyarma/iyonizasyon emisyonları temelinde tanımlanmaktadır. çizgi spektrumları (örneğin, Buttiglione ve diğerleri 2010'un düşük uyarımlı gökada [LEG] sınıfı) veya [OIII] eşdeğer genişlik ve uyarım/iyonizasyon kriterlerinden biri veya daha fazlası (Laing ve diğerleri, 1994, Jackson & Rawlings, 1997, Best & Heckman, 2012).

B Sınıfı/WLRG/LEG nesnelerini sınıflandırmak için kullanılan farklı yöntemler belirsizliğe yol açma potansiyeline sahiptir. Neyse ki, düşük eşdeğer genişlikleri [OIII] emisyonu temelinde WLRG olarak sınıflandırılan nesnelerin çoğu, emisyon hattı oranları ve teşhis diyagramları kullanılarak nicelleştirildiği üzere emisyon hattı spektrumlarının düşük uyarılması/iyonizasyonu temelinde de LEG olarak sınıflandırılacaktır. .Gerçekten de, [OIII] eşdeğer genişliği, radyo AGN popülasyonundaki uyarma/iyonizasyon durumu ile güçlü bir şekilde ilişkilidir (bakınız Best ve diğerleri, 2012 Şekil 1'de). Ancak, LEG ve WLRG sınıflandırmaları tam olarak aynı değildir ve LEG olarak sınıflandırılan nesnelerin az bir kısmı WLRG olarak sınıflandırılmaz. Örneğin, Buttiglione ve ark. (2010), düşük uyarma/iyonizasyon emisyon hattı spektrumlarına göre LEG olarak sınıflandırılan nesnelerden birkaçı, nispeten güçlü, yüksek eşdeğer genişlikte [OIII] emisyon hatlarına sahiptir (örn. 3C84 4 , 3C153, 3C196.1, 3C349).

Buttiglione ve ark. (2009, 2011) sınıflandırma şemaları arasında daha nicel bir karşılaştırma yapmak için kullanılabilir. 99 3CR radyo AGN'yi kırmızıya kaymalarla almak z < 0.3, Buttiglione et al. (2010, 2011) güvenli spektroskopik sınıflandırmalarla yapılan bir çalışmada, %2'si yıldız oluşturan nesneler, %46'sı LEG'ler 5, %33'ü yüksek uyarımlı gökadalar (HEG'ler) ve %18'i geniş çizgi nesneleri (BLO'lar) olarak sınıflandırılmıştır. Karşılaştırıldığında, Tadhunter ve ark.'nın WLRG/NLRG/BLRG/Q sınıflandırma şemasına göre. (1998), aynı nesnelerin %32'si WLRG, %48'i NLRG ve %19'u BLRG/Q nesneleri olarak sınıflandırılacaktır. Genel olarak, Buttiglione ve arkadaşları tarafından LEG olarak sınıflandırılan 43 nesnenin %65'i. [OIII] eşdeğerlerine göre WLRG olarak sınıflandırılacaktır.

Buttiglione ve ark. (2010) şeması, emisyon hattı teşhis diyagramlarındaki noktaların konumları tarafından motive edilen açık, nicel bir kritere dayanmasıdır (bkz. Şekil 2). Bu şemada LEG'ler ve HEG'ler uyarılma endekslerine göre sınıflandırılır (EI):

burada [OIII] / Hβ, [OIII] � hattının akısının Hβ hattına oranını temsil ederken, [NII] / Hα, [SII] / Hα ve [ OI] / Hα sırasıyla [NII] �, [SII] λ�,6731 ve [OI] � hatlarının akılarının Hα LEG'lerine olan oranlarını temsil eder. EI < 0.95 6 , HEG'lerin sahip olduğu tanımlanırken EI > 0.95. Önemli olarak, örnekteki uyarma sınıfı dağılımının iki modlu olduğuna ve bir tepe noktasının HEG'leri/BLO'yu ve diğerinin LEG'leri temsil ettiğine dair kanıtlar vardır. Bununla birlikte, bu yöntemin bir dezavantajı, uyarım indeksinde yer alan tüm hatların doğru ölçümlerini gerektirmesidir. [OIII] eşdeğer genişlik (EW) dağılımının alt ucundaki nesneler için, emisyon hatlarının birkaçı (veya tümü) tespit edilmediğinden veya büyük belirsizliklerle akı ölçümlerine sahip olduğundan, bu bilgiyi elde etmek zordur. Bu nedenle, kırmızıya kaymalı 113 3CR nesnesinin 14'ü (%12) z Buttiglione ve ark.nın tam örneğinde < 0.3. (2010, 2011), spektroskopik sınıflandırmalardan yoksundur. İkinci nesneler, Tadhunter ve diğerlerinde WLRG olarak sınıflandırılacaktır. (1998) şeması, Buttiglione et al. (2009, 2010, 2011) WLRG olarak sınıflandırılmaktadır.

Bu nedenle, bir üst sınırlayıcı [OIII] EW kullanmanın alternatif tekniğinin önemli bir avantajı, düşük EW'li veya tespit edilmemiş [OIII] olan ve uyarma sınıfı bazında sınıflandırılamayan nesneleri yakalamasıdır. Öte yandan, belirli bir [OIII] eşdeğer genişlik sınırı kullanılarak (EW[OIII] < 10 Å Tadhunter ve ark. 1998) biraz keyfidir, çünkü [OIII] emisyon hattı parlaklıklarında ve 2Jy örneğinin yüksek radyo gücü ucu için eşdeğerlerde iki modluluk için bazı kanıtlar olsa da, düşük radyo güçlerinde dağılım [OIII] eşdeğer genişlikleri görünür. sürekli. Ayrıca, [OIII]'nin eşdeğer genişliği yalnızca [OIII] salma çizgisi akısına değil, aynı zamanda altta yatan yıldız sürekliliğinin akısına da bağlıdır. İkincisi nesneden nesneye değişebilir (belirli bir [OIII] parlaklık için) ve açıklığa ve kızarma etkilerine tabi olabilir.

LEG ve WLRG sınıfları ile ilgili önemli bir genel nokta, emisyon hattı oranlarının, radyo sessiz AGN'nin LINER sınıfınınkine benzer olmasına rağmen (Heckman, 1980), emisyon hattı parlaklığı açısından farklılıklar olmasıdır. Capetti et al. (2013), 3CR örneğindeki LEG'lerin birçoğunun Seyfert gökadalarınınkiyle karşılaştırılabilir emisyon çizgisi parlaklıkları vardır, ancak LINER'lerinkinden çok daha yüksek, aynı şey Tadhunter ve diğerleri tarafından WLRG olarak sınıflandırılan 2Jy radyo AGN'lerinin çoğu için de geçerlidir. . (1998).

Diğer bir sınıflandırma yöntemi, optik değişkenliğe dayanmaktadır. — etiketli blazars — nesnelerinin bir alt kümesi, optik dalga boylarında aşırı değişkenlik gösterir. Bu sınıf, BL Lac nesnelerini ve optik olarak şiddetli değişken (OVV) kuasarları içerir; iki grup, BL Lac nesnelerinin altında yatan özelliksiz sürekliliğe (örn. EW < 5'XC5 : Urry & Padovani 1995), OVV kuasarları geniş emisyon çizgilerinin yanı sıra güçlü bir yıldız olmayan süreklilik sergilerken, son iki grupta da nispeten yüksek derecede bir optik polarizasyon yaygındır. Ayrıca, bu tür nesnelerin çoğu, çekirdek/halo veya çekirdek/jet morfolojilerine sahip düz spektrumlu radyo kaynaklarıdır.

Son olarak, çeşitli optik ve radyo sınıflandırmalarının ilişkili olma derecesini dikkate almak önemlidir. Tablo 3, FRI, FRII, CSS/GPS ve hibrit FRI/FRII veya belirsiz radyo morfolojik sınıflandırmalar için farklı optik spektroskopik sınıflandırmaların frekansını hem tam olarak gösterir. z < 0.3 Buttiglione et al. (2009, 2011: 113 nesne) ve tam z < 0.7 2Jy Tadhunter ve ark. (1998: 66 nesne) 7 . Bu karşılaştırmanın en çarpıcı özelliği, herşey açık bir şekilde FRI radyo kaynakları olarak sınıflandırılan nesneler WLRG'dir, hiçbiri BLRG/Q 8 olarak sınıflandırılmaz. Ek olarak, hibrit FRI/FRII veya belirsiz morfolojilere sahip küçük bir azınlık dışında, tüm SLRG'ler FRII veya CSS/GPS radyo morfolojilerine sahiptir. FRII kaynaklarının çoğunluğu SLRG iken, önemli bir azınlığın (∼ %24) WLRG olduğu da açıktır.

Yönlendirmeye dayalı birleşik şemalar, 1970'lerin sonlarında ve 1980'lerin başlarında, AGN'den gelen süreklilik emisyonunun oldukça anizotropik olduğunun kabul edilmesinin ardından geliştirildi. Radyo AGN durumunda, dikkate alınması gereken iki tür anizotropi vardır. İlk önce ışık saçan kaynakların çekirdek bölgelerindeki jetlerin toplu göreli hareketlerinden kaynaklanan termal olmayan senkrotron emisyonunun. Toplu göreli hareketler ve ışınlama için doğrudan kanıt, blazar benzeri nesnelerin radyo çekirdeklerinin VLBI gözlemlerinde görünen süperluminal hızların tespiti (Cohen ve diğerleri, 1977) ve radyo loblarında bir polarizasyon asimetrilerinin tespiti ile sağlanır. iç radyo jetlerinin yanlılığı ile ilişkili radyo-yüksek sesli kuasarlar (Garrington ve diğerleri, 1988; Laing, 1988). İkincisi, engelleme genellikle tori olarak nitelendirilen nükleer çevredeki toz yapılarındaki toz ve gazın etkisi. Bu anizotropi formunun varlığı, yakındaki radyo galaksilerinde radyo eksenlerine dik olarak hizalanan önemli optik polarizasyonun saptanması (Antonucci, 1982; Antonucci, 1984), yakındaki polarize yoğunluk spektrumlarındaki geniş emisyon çizgilerinin saptanmasıyla desteklenir. Seyfert galaksileri ve NLRG (Antonucci, 1984, Antonucci & Miller, 1985b, Ogle ve diğerleri, 1997, Cohen ve diğerleri, 1999) ve Seyfert galaksilerinin dar bant emisyon hattı görüntülerinde 'Siyonizasyon konilerinin' tespiti (örneğin Pogge, 1988, Tadhunter & Tsvetanov, 1989b) ve radyo galaksileri (Jackson, Tadhunter & Sparks, 1998). Bu tür engellemenin etkisi, radyo jeti/torus ekseninin görüş hattına geniş bir açıyla işaret ettiği nesnelerde UV'de ve optik dalga boylarında AGN'nin hem sürekli hem de geniş çizgi bölgesi (BLR) emisyonunu büyük ölçüde azaltmaktır.

Anizotropik AGN sürekli emisyonu, radyo AGN'nin özelliklerinde gözlenen bazı çeşitliliği açıklamaya yardımcı olabilir. Radyo AGN için belki de en iddialı anizotropi tabanlı birleşik şema, her iki anizotropi biçimini de içerir ve dik spektrumlu radyo-yüksek sesli kuasarlar (SSRQ), düz spektrumlu radyo-yüksek sesli kuasarlar (FSRQ) ve radyo galaksiler arasındaki ilişkiyi açıklamaya çalışır. , (Barthel, 1989). Bu şema, Şekil 3(a)'da şematik olarak gösterilmiştir. Temel fikir, belirli bir radyo gücü için, farklı radyo kaynakları sınıflarının hepsinin benzer merkezi AGN özelliklerine sahip aynı ana popülasyondan çekilmesi ve radyo ve optik özellikleri arasındaki farkların anizotropi ve yönelim açısından açıklanmasıdır. Bu şemada, belirli bir radyo AGN örneğindeki FSRQ, SSRQ/BLRG ve NLRG'nin nispi oranları, her iki simitin (θ) açılış yarım açıları tarafından belirlenir.tor) ve göreli jetlerin ışınlama konileri (θışın ∼ Γ 𢄡 , burada Γ jetteki toplu göreli hareketlerin Lorentz faktörüdür). FRII morfolojileri ile HEG ve BLO'nun radyo ve optik özelliklerinin son analizi. z < 0,3 3CR örneği, θ ile tutarlıdırtor = 50 ± 5 derece ve Γ ∼ 3 — 5 (Baldi ve diğerleri, 2013).

Bu tür şemaları test etmenin bir yolu, iyi tanımlanmış kırmızıya kayma/radyo parlaklık aralıklarında seçilen akı sınırlı numunelerdeki farklı radyo AGN sınıflarının istatistiksel özelliklerini karşılaştırmaktır. Örneğin, Barthel (1989), radyo galaksilerinin radyo kaynaklarının ve kuasarların ölçülen (yani tahmini) lineer boyutlarının dağılımlarını orta ila yüksek kırmızıya kayma (0,5 <) örneğindeki dağılımlarını karşılaştırdı. z < 1) radyo gökadaları ve kuasarların radyo kaynaklarının kısaltılmış bir görünümüne sahip olmamız durumunda beklendiği gibi, radyo gökadalarının ortalama olarak kuasarlardan daha büyük çaplı radyo kaynaklarına sahip olduğunu buldu. Bununla birlikte, farklı kırmızıya kayma aralıklarında ve/veya farklı radyo akısı limitlerinde seçilmiş örnekler de olsa, radyo kaynaklarının diğer örnekleri üzerinde doğrusal çap testini tekrarlama girişimleri, radyo galaksilerinin ve kuasarların doğrusal boyut dağılımları arasında önemli farklılıklar bulamadı (Singal). ve diğerleri, 1993, Kapahi ve diğerleri, 1995). Doğrusal boyut dağılımları arasındaki bu fark eksikliğinin, oryantasyona dayalı birleşik şemalara karşı mutlaka kanıt olmadığını, ancak numunelerdeki seçim önyargılarını, hedeflerin optik sınıflandırmalarındaki eksikliği, farklı radyo kaynağı popülasyonlarını karıştırmayı yansıtabileceğini unutmayın. veya simitin açılma açısındaki bir parlaklık bağımlılığı ile birleştirilmiş kaynakların radyo gücü evriminin etkileri (örn. Gopal-Krishna, Kulkarni & Wiita, 1996).

Başka bir istatistiksel test, güçlü radyo galaksilerinin ve kuasarların genişletilmiş radyo loblarının radyo güçlerini karşılaştırmayı içerir. Bu durumda, radyo loblarının radyo emisyonlarında anizotropiye neden olacak toplu göreli hareketler geçirdiği düşünülmediğinden, radyo galaksilerinin ve kuasarların benzer lob gücü dağılımlarına sahip olmasını beklerdik. Genel olarak, bu gözlemler tarafından doğrulanmaktadır (ör. Urry & Padovani, 1995). Açıkça, birleşik şemaların testleri için radyo AGN'nin büyük bir avantajı, radyo loblarından gelen emisyonun izotropisidir: düşük frekanslı radyo emisyonları temelinde seçilen numuneler, düşük frekanslı radyo emisyonları temelinde seçilir. yönelimden bağımsız olarak kabul edilir.

Yakındaki radyo kaynaklarının örnekleri için optik ve kızılötesi verilerin son zamanlardaki çarpıcı gelişimi, optik ve orta IR emisyon hatlarına ve orta IR sürekliliğine dayalı oryantasyon tabanlı birleştirme testlerine de izin verdi: BLRG/Q ve NLRG nesneleri çizilirse aynı ebeveyn popülasyondan, ortalama olarak iki grup, ikincisinin izotropik olarak yayıldığı varsayılarak (yani, nükleer çevredeki tozdan zayıflamaya maruz kalmazlar) dar emisyon çizgilerinde ve orta IR sürekliliğinde benzer parlaklıklar göstermelidir.

NLR'ye özgü yüksek iyonizasyon koşullarını temsil eden en parlak optik emisyon hatlarından biri olan [OIII]'ün X3BB5007 yasak hattı, bu şekilde kullanılan ilk hat oldu. İlk sonuçlar, kuasarların [OIII]'de NLRG'den daha parlak bir büyüklük sırasına kadar olduğunu ileri sürdü (Jackson & Browne, 1990). Buna karşılık, [OIII] —'ten daha büyük ölçeklerde yayılması muhtemel olan [OII] � satırı —, iki grup arasında önemli bir fark göstermedi (Hes, Barthel & Fosbury, 1993) . Bu nedenle, birleşik şemalara karşı kanıt sağlamak yerine, [OIII] yayan NLR'nin tamamının veya bir kısmının nispeten küçük bir ölçekte yayıldığı ve NLRG'deki nükleer çevre tozu tarafından zayıflamaya tabi olduğu önerildi. Bu, BLRG 3C390.3'ün [OIII] emisyon çizgilerindeki değişkenliğin gözlemlenmesiyle desteklenir; bu, o nesnedeki [OIII] emisyonunun çoğunun bir ölçekte yayıldığına dair kanıt sağlar. r < 10 adet (Clavel & Wamsteker, 1987, Zheng ve diğerleri, 1995). Bununla birlikte, radyo galaksilerinin ve kuasarların [OIII] emisyon çizgisi parlaklıklarını karşılaştıran ilk çalışmaların bazıları, WLRG ve SLRG arasında ayrım yapmakta başarısız oldu. WLRG, özünde daha düşük parlaklık AGN'si olan ayrı bir radyo AGN sınıfını temsil ediyorsa (aşağıdaki bölüm 2.4'teki tartışmaya bakın), bu, dar ve geniş çizgili nesnelerin [OIII] parlaklıkları arasındaki belirgin farklılıkların abartılmasına yol açabilir (Laing ve diğerleri, ., 1994).

Spitzer uydusu üzerindeki IRS spektrografı ile alınan derin orta IR spektroskopisi gözlemleri, [OIII] dar çizgisi ve orta IR sürekliliği emisyonunun maruz kaldığı zayıflama derecesine ilişkin anlayışımızı derinleştirmiştir (Haas ve diğerleri, 2005; Dicken ve diğerleri, ., 2014). Şekil 4, 2Jy örneğinden radyo AGN için örnek Spitzer/IRS spektrumlarını gösterir ve radyo AGN'nin orta IR spektrumlarındaki çeşitliliği gösterir. Bu tür gözlemler, toz sönmesine maruz kalma olasılığı daha düşük olan orta IR [NeIII] 𻬕.6µm ve [OIV] 𻬥.9µm ince yapı çizgilerinin doğru ölçümlerinin yapılmasını sağlamıştır. optik yasak hatlar Şekil 5, NLRG ve BLRG/Q farklı sembollerle gösterilen 3CRR ve 2Jy SLRG'nin tam alt örnekleri için [OIV] 𻬥.9'XB5m parlaklığına karşı çizilen [OIII] emisyon çizgisini ve 24'XB5m sürekli parlaklıklarını gösterir. . Ortalama olarak, NLRG'nin BLRG/Q tarafından tanımlanan korelasyonların altına düştüğü açıktır. [OIV] emisyonunun önemli ölçüde zayıflamadığı varsayımı altında, bu, hem [OIII] hem de 24'XB5m emisyonunun 𢏂 — 3 faktörü ile benzer hafif bir zayıflamaya maruz kaldığını göstermektedir (Dicken ve diğerleri, 2014). ) 9. Bu, Baum ve diğerleri tarafından çıkarılan [OIII] yok olma düzeyine benzer. (2010) ve LaMassa ve diğerleri. (2010) Spitzer/IRS verilerini kullanarak yakındaki Seyfert 2 gökadalarının örnekleri için.

Aslında, V-bandında büyüklükler olarak ifade edilen eşdeğer toz sönümleri göz önüne alındığında, radyo AGN'deki [OIII] ve 24'XB5m emisyon için zayıflama derecesinin görünüşte çok benzer olması dikkat çekicidir. birv ∼ 1 büyüklükleri ve birv ∼ [OIII] emisyon hattı ve 24µm sürekliliği için sırasıyla 20 büyüklük. Bu nedenle, sonuçlar yalnızca sönme açısından yorumlanırsa, [OIII] ve 24'XB5m emisyonunun farklı toz yapıları veya aynı toz yapısının farklı bölümleri tarafından söndürülmesi gerekir. Örneğin, 24×B5m sürekliliği, simitin kompakt iç kısımlarındaki toz tarafından ve [OIII] simitin dış kısımlarındaki daha büyük ölçekli toz veya kpc ölçekli bir toz şeridi tarafından söndürülebilir. ev sahibi galakside. Bununla birlikte, sabit [OIV] parlaklıkta NLRG ve BLRG/Q nesnelerinin 24×B5m parlaklıkları arasındaki farkın, sönme nedeniyle olmaktan ziyade, ışınlanmış senkrotron tarafından kirlenmeden kaynaklanma olasılığını tamamen göz ardı etmek mümkün değildir. BLRG/Q nesneleri söz konusu olduğunda, senkrotron kontaminasyon derecesinin daha büyük olması beklendiği göz önüne alındığında, radyo çekirdeklerinden emisyon, çünkü jetleri görüş hattına daha yakını gösteriyor.

Alternatif bir teknik, yakındaki radyo kaynaklarının örneklerinde hem optik hem de kızılötesi dalga boylarında kompakt çekirdek kaynaklarının tespit oranını araştırmak için HST'nin yüksek uzaysal çözünürlüğünü kullanmayı içerir. Parlak AGN çekirdeklerinin, NLRG olarak gözlemlenen nesneler için torus içindeki toz tarafından optik dalga boylarında yoğun şekilde zayıflaması beklenir. Bununla birlikte, daha uzun dalga boylarına doğru toz sönümlemesindeki azalma nedeniyle, torus, yakın IR'de daha şeffaf hale gelecek ve potansiyel olarak kompakt çekirdeklerin doğrudan tespitine izin verecektir. Yere dayalı gözlemler kullanılarak radyo gökadalarındaki kompakt yakın IR çekirdeklerini saptamaya yönelik ilk girişimler, birkaç bağımsız radyo gökadası için bazı umut verici sonuçlar üretti (Djorgovski ve diğerleri, 1991; Simpson, Ward & Wilson, 1995), ancak nispeten mütevazı uzaysal çözünürlük göz önüne alındığında, AGN çekirdeklerini yıldız ışığından ayırmanın zorluğu. Bu nedenle HST, büyüklük sırasına göre daha iyi uzamsal çözünürlük ile bu alanda devrim yarattı (bkz. Baldi ve diğerleri, 2010, Ram'sXEDrez ve diğerleri, 2014a). Şekil 6, düşük kırmızıya kaymada AGN çekirdeklerinin tespit oranını göstermektedir (z < 0.11) NLRG, optikten orta IR'ye 10 dalga boyunun bir fonksiyonu olarak. Beklendiği gibi, NLRG kaynaklarında AGN çekirdeklerinin saptanma oranı, ilginç bir şekilde sıfır olmamasına rağmen, optik dalga boylarında düşüktür (< %30). NLRG için algılama oranı daha sonra yakın IR'den orta IR bantlarına doğru artan dalga boyu ile yükselir, 2'XB5m'de %80'e ve 8'XB5m'de %95'e ulaşır (Ram'XEDrez ve diğerleri, 2014a). Bu davranış, standart oryantasyona dayalı birleşik şemalar temelinde tamamen beklendiği gibidir. NLRG'nin çekirdekleri için elde edilen kızıl ötesi akılar ve SED şekilleri, 10 < aralığındaki toz yok olma dereceleriyle tutarlıdır. birv < 200 büyüklük (Tadhunter ve diğerleri, 1999, Ram'XEDrez ve diğerleri, 2014a).

Bu aşamada, NLRG'de tespit edilen çözümlenmemiş IR'ye yakın çekirdeklerin doğası hakkında bir uyarı eklemek önemlidir. Tip 1 AGN'nin IR'ye yakın ışığına, toplanma diski emisyonundan ziyade, kapatan torusun iç kısımlarındaki süblimasyon sıcaklığına yakın bir yerde tozun termal emisyonu hakimdir. Bu nedenle, NLRG'de IR'ye yakın dalga boylarında tespit edilen çözülmemiş çekirdeklerin, torusun iç kısımlarından doğrudan iletilen toz emisyonunu temsil etmesi mümkündür. Bununla birlikte, alternatif olasılıklar, iç senkrotron jetlerinden termal olmayan emisyonu ve nükleere yakın bölgelerdeki (örneğin, simitin uzak duvarı) toz tarafından saçılan ışığı içerir. Ne yazık ki, bazı NLRG'nin çözümlenmemiş yakın ve orta IR çekirdeklerinde yüksek derecede lineer polarizasyonun son tespiti (Tadhunter ve diğerleri, 2000, Ram'sXEDrez ve diğerleri, 2009, Ram'sXEDrez ve diğerleri, 2014b, Lopez-Rodriguez ve diğerleri, 2014) bu sorunu tamamen çözmez, çünkü senkrotron, dağınık AGN ve iletilen AGN mekanizmalarının tümü önemli IR polarizasyonu üretebilir (ikinci durumda simitteki hizalanmış toz tanelerinin dikroik sönme etkisi yoluyla: Ramirez ve diğerleri 2009, 2014b).NLRG'nin IR'ye yakın emisyonuna senkrotron veya dağınık AGN emisyonu hakim olsaydı, AGN'ye yönelik yok olma seviyesinin, tüm IR'ye yakın çekirdek emisyonunun doğrudan iletilmiş AGN ışığı olduğu varsayımına dayalı olarak tahmin edilenden daha yüksek olacağını unutmayın.

Ayrıca, simit içindeki gaz tarafından absorpsiyon seviyesinin EUV ve yumuşak X-ışını dalga boylarına kıyasla azaldığı daha sert X-ışını enerjilerinde (> 2 keV) NLRG'den doğrudan AGN sürekli emisyonu aramak da mümkündür. Yine bu, önceki X-ray uydularına kıyasla daha iyi uzamsal çözünürlük ve hassasiyet sağlayan Chandra ve XMM uydularının piyasaya sürülmesiyle son 20 yılda teknolojideki gelişmelerden yararlanan bir alandır. X-ışını çalışmalarının bir komplikasyonu, AGN'nin kendisinden daha az zayıflamaya maruz kalması muhtemel olan termal olmayan iç jetlerden gelen emisyonun X-ışını çekirdek akışlarına katkıda bulunabilmesidir. Bununla birlikte, X-ışını spektrumlarının modellenmesinde termal olmayan bileşeni açıkça hesaba katarak, birkaç NLRG'de AGN'den gelen zayıflatılmış X-ışını emisyonunu saptamanın mümkün olduğu kanıtlanmıştır: soğurulan X-ışını AGN bileşenleri 81'de tespit edilmiştir. 21 NLRG 11'in yüzdesi z Hardcastle ve diğerleri tarafından incelenen 3CRR nesneleri örneğinde < 0.3. (2009), ve 19 NLRG'nin %84'ünde 0,05 < z < 0.7 2Jy örnek Mingo ve diğerleri tarafından incelenmiştir. (2014). Bu nedenle, X-ışını sonuçları, yüksek oranda zayıflatılmış AGN'nin varlığının yüksek bir NLRG oranı olduğunu göstermeleri bakımından, IR'ye yakın sonuçlarla tutarlıdır. Bununla birlikte, hem X-ışını hem de IR'ye yakın HST gözlemleri olan nesneler için, zayıflatıcı HI sütunları, standart Galaktik toz-gaz oranı varsayıldığında, genellikle IR'ye yakın toz sönme seviyelerinden tahmin edilenden daha yüksektir (Ram'XEDrez et al. al., 2014a). Bu bariz tutarsızlık, AGN'nin torusun iç kısmındaki toz tanelerini tahrip eden AGN radyasyon alanı nedeniyle standart olmayan (büyüklük sırası daha yüksek) bir gaz-toz oranına sahip olması durumunda açıklanabilir (Maiolino ve diğerleri, 2001). ).

X-ışını ve kızılötesi görüntüleme gözlemlerinin, birçok NLRG'de özünde parlak, gizlenmiş AGN'yi tespit etmedeki başarısına rağmen, bu tür gözlemler, gizlenmiş AGN'nin ayrıntılı spektrumlarının belirlenmesine izin vermez. kuasar benzeri özellikler. Bu nedenle, iletilen veya saçılan ışıkta kuasarların karakteristik izin verilen geniş çizgilerini tespit etme potansiyeline sahip olan yakın IR spektroskopisi ve optik spektropolarimetri gözlemleri, X-ışını ve kızılötesi görüntüleme gözlemleri için önemli bir tamamlayıcı sağlar.

NLRG'nin K-bant spektroskopisi kullanılarak doğrudan iletilen geniş Pa'X3B1 emisyonunu saptamak için girişimlerde bulunulmuştur. Bununla birlikte, yakınlardaki birkaç NLRG'deki tespit iddialarına rağmen (Hill ve diğerleri, 1996), gözlemlerin düşük bir S/N'si vardır ve bu teknik, kızılötesi çekirdeklerin yıldız ışığına göre sönük olma eğiliminden muzdariptir. çoğu nesnedeki ev sahibi gökadaların çekirdekleri ve tipik tip 1 AGN tayfındaki geniş Pa'X3B1, optik Balmer çizgileri ile karşılaştırıldığında düşük bir eşdeğer genişliğe sahiptir (bkz. Ram'sXEDrez ve diğerleri, 2009). Bu faktörler birlikte, 8m sınıfı teleskoplarla bile NLRG'de geniş Pa'X3B1 tespitini zorlaştırır.

Saçılan ışıkta geniş Balmer çizgilerini tespit etme alternatif tekniğini kullanan optik spektropolarimetri gözlemleri çok daha başarılı olmuştur: yerel evrende beş NLRG'de dağınık geniş H'X3B1 çizgilerinin artık ikna edici tespitleri vardır (Antonucci, 1984, Ogle et al. diğerleri, 1997, Cohen ve diğerleri, 1999). Bu tür gözlemler, SLRG için oryantasyona dayalı birleşik şemaları desteklemek için en doğrudan kanıtı sağlar, çünkü bunlar, bireysel NLRG'nin kuasarların spektral özelliklerine sahip çekirdeklere sahip olduğunu gösterir.

Şimdiye kadar 3CR ve 2Jy numunelerinde düşük kırmızıya kaymalarda düzinelerce NLRG'nin yalnızca bir avuç içinde dağınık geniş çizgiler tespit edilmiş olsa da (z < 0.2), nispeten düşük saptama oranı, birleşik şemalara karşı güçlü bir kanıt olarak alınamaz. Bunun nedeni, ev sahibi galaksilerin yıldız ışığı tarafından polarize ışığın güçlü seyreltmesi, polarizasyonun geometrik seyreltmesi, NLR'de saçılan tozun olmaması ve en yakındaki aydınlatıcı AGN dahil olmak üzere çeşitli faktörlerin algılama dağınık geniş çizgileri karıştırabilmesidir. belirli bir radyo gücü için içsel parlaklık aralığının alt ucu. Ayrıca, 3CR ve 2Jy NLRG'nin birçoğu hala derin spektropolarimetri gözlemlerinden yoksundur. Ne yazık ki, büyük bir NLRG örneğinin gerekli spektropolarimetri gözlemlerini yapmak, mevcut nesil 8m teleskoplarla zamanı gözlemlemek için aşırı derecede pahalı olacağından, yakın gelecekte bu alanda hızlı bir ilerleme olması olası değildir.

Birlikte ele alındığında, BLRG/Q ve NLRG'nin optik, orta IR ve radyo özellikleri arasındaki karşılaştırmalardan elde edilen istatistiksel sonuçlar, yüksek oranda X-ışını, yakın IR ve orta IR dalga boylarında yüksek oranda zayıflatılmış AGN çekirdeklerinin tespiti. yakındaki NLRG ve bazı NLRG'de saçılan ışıkta polarize geniş çizgilerin tespiti, SLRG için oryantasyon tabanlı birleşik şemaların birinci derecede çalıştığına dair güçlü kanıtlar sağlar: veriler, tüm NLRG'nin BLRG/Q çekirdekleri içerdiği fikriyle tutarlıdır. doğrudan görüş hattımız boyunca nükleer toz tarafından gizlenirler. SLRG için birleştirme tartışması şimdi merkezi perdeleme bölgesinin geometrisi (örn. düz torus, kümeli torus, çarpık disk) ve ayrıca örtücü yapıların özelliklerinin parlaklık ve kırmızıya kayma ile değişip değişmediğine odaklanmaktadır (örn. Lawrence, 1991, Lawrence & Elvis, 2010, Elvis, 2012).

Oryantasyona dayalı birleşik şemalar, SLRG arasındaki NLRG ve BLRG/Q nesneleri arasındaki ilişkiyi açıklamada başarılı olsa da, WLRG ve SLRG arasındaki veya FRI ve FRII kaynakları arasındaki ilişkiyi kolayca açıklayamazlar. WLRG nesnelerinin, NLR'nin nükleer çevredeki toz tarafından alışılmadık şekilde yoğun bir şekilde gizlendiği SLRG radyo galaksileri olabileceği öne sürülmüş olsa da (örn. Cao & Rawlings, 2004), Şekil 7'de sunulan Spitzer sonuçları, durumun böyle olamayacağını göstermektedir: a Ağır şekilde gizlenmiş SLRG çekirdeğinin orta IR sürekliliği ve emisyon çizgilerinde güçlü bir şekilde yayılması beklenirken, WLRG'nin IR ortası sürekliliği ve [OIV] hat emisyonu zayıftır (Hardcastle ve diğerleri, 2009; Dicken ve diğerleri, 2014) WLRG'lerin çoğu uzak IR dalga boylarında da zayıftır (Dicken ve diğerleri, 2009) 12, sürekliliklerine genellikle termal olmayan emisyonların hakim olmasına rağmen (Dicken ve diğerleri, 2008; Leipski ve diğerleri, 2009) , van der Wolk ve diğerleri, 2010). Benzer şekilde, FRI ve FRII kaynakları arasındaki ilişki de oryantasyon açısından açıklanamaz, çünkü FRI kaynaklarında FRII kaynaklarına özgü güçlü radyo lobu ve sıcak nokta emisyonu mümkün değildir.

FRI kaynaklarının neredeyse değişmez bir şekilde WLRG optik spektrumları ile ilişkili olduğuna ve BL Lac nesnelerinin de düşük eşdeğer emisyon çizgileri gösterdiğine dikkat edilerek, bu ikisi arasındaki bağlantıyı açıklamak için alternatif bir yönelime dayalı birleşik şema (bakınız Şekil 3(b)) önerilmiştir. nesne sınıfları (Urry, Padovani & Stickel, 1991, Urry & Padovani, 1995). Bu durumda, optik süreklilikteki gerekli anizotropi, tamamen iç jetlerin toplu göreli hareketlerinin neden olduğu ışınlama etkisi yoluyla üretilir, bu tür nesnelerde merkezi bir karartma simitinin varlığı veya aksi tartışmalıdır. Bu şemanın bu kadar önemli bir parçası olan ışınlama, BL Lac nesnelerinin neden radyo ekseni yönüne yakın bir görüş hattıyla görüntülendiğinin neden çekirdek ağırlıklı radyo morfolojilerine ve nispeten düz radyo spektrumları ışınlanmış jet emisyonuna sahip olduğunu açıklıyor. ayrıca, bu tür nesnelerde optik dalga boylarında gözlenen nispeten güçlü, nokta benzeri ve yüksek oranda polarize optik süreklilik kaynaklarını da açıklar.

İlginç bir şekilde, HST gözlemleri ayrıca WLRG/FRI kaynaklarının yüksek bir kısmında optik dalga boylarında nokta benzeri çekirdekleri ortaya çıkarır (bkz. Şekil 6 Chiaberge, Capetti & Celotti, 1999, Verdoes Kleijn ve diğerleri, 1999, Capetti ve diğerleri, 2002). Optik çekirdeklerin parlaklıkları ile radyo çekirdeklerinin parlaklıkları (Chiaberge, Capetti & Celotti, 1999), optikten X-ışınına SED spektral indeksleri (Balmaverde, Capetti & Grandi, 2006) ve yüksek optik polarizasyon derecelerinin tümü (Capetti ve diğerleri, 2007), WLRG/FRI nesnelerindeki optik çekirdeklerin, iç jetlerden senkrotron emisyonunu temsil ettiği fikriyle tutarlıdır. İlk bakışta, FRI kaynaklarındaki optik çekirdeklerin tespiti, WLRG/FRI kaynaklarının BL Lac nesnelerinin ışınsız karşılıkları olarak kabul edildiğinden, oryantasyona dayalı birleşik şemalara aykırı görünebilir. Ancak, iç jetlerden gelen radyasyonun kuvvetli bir şekilde ışınlanması durumunda bile, biraz jetleri görüş hattına geniş bir açıyla işaret eden nesnelerdeki jetlerden radyasyon tespit edilecektir. Ayrıca, iç senkrotron jetleri, aksi takdirde X-ışını ve optik dalga boylarında çekirdeklerinin emisyonunu bloke edecek herhangi bir merkezi karartma torisinin ötesine uzanabilir. Son olarak, daha önce belirtildiği gibi, örtücü torilerin tipik WLRG/FRI nesnelerinin çekirdeğinde bulunup bulunmadığı açık değildir.

Şekil 3(b)'de gösterilen oryantasyon tabanlı şema bağlamında BL Lac nesnelerinin FRI radyo gökadalarıyla birleştirilmesi, SLRG için birleşik şemaya benzer şekilde test edilebilir: izotropik olduğu düşünülen özelliklerin istatistiksel karşılaştırması ile . Bu durumda sonuçlar karışıktır: BL Lac nesnelerinin ve FRI radyo galaksilerinin genişletilmiş radyo lobu parlaklıkları benzer görünürken (Urry & Padovani, 1995), ortalama olarak BL Lac nesnelerinin [OIII] emisyon çizgisi parlaklıkları önemli ölçüde farklıdır. düşük kırmızıya kayma örnekleri için karşılaştırma yapıldığında daha yüksek (z ≤ 0.2: Urry & Padovani, 1995, Wills ve diğerleri, 2004) 13 . WLRG/FRI nesnelerinde [OIII] emisyonunu önemli ölçüde gizlemek için yeterli nükleer çevre tozu varsa, bu sonuçlar uzlaştırılabilir. Kesinlikle bazı WLRG/FRI nesnelerinin kpc ölçekli toz şeritleri vardır (de Koff ve diğerleri, 2000). Öte yandan, daha önce gördüğümüz gibi, çoğu WLRG/FRI nesnesi merkezi karartma torisi için kanıttan yoksundur.

Bir başka ilgili sonuç, bazı BL Lac nesnelerinde, özellikle de Bl Lac'in kendisinde (Corbett ve diğerleri, 1996) ve PKS0521-36 (Ulrich, 1981) 'X2014'te tip 1 AGN'nin izin verilen geniş izin verilen çizgilerin saptanmasıdır. oysa tarih, 3CR ve 2Jy örneklerinde 14 FRI nesnelerinin herhangi birinde geniş izin verilen çizgilerin ikna edici tespitleri olmamıştır. SLRG birleştirme şemasına benzer şekilde, nükleer çevredeki bölgelerde bazı örtücü toza izin versek bile, WLRG/FRI nesnelerinin ara açılarda gözlemlenenlerin önemli bir kısmını bekleyebiliriz (dik spektrumlu radyo- Bu nesnelerin gerçekten BL Lac nesnelerinin ışınsız karşılıkları olup olmadığını ve çoğu BL Lac nesnesinin çekirdeğinde bir BLR olup olmadığını geniş çizgiler göstermek için. Bununla birlikte, FRI kaynaklarının geniş çizgilerden yoksun olduğu sonucuna biraz ihtiyatla yaklaşılmalıdır, çünkü geniş çizgileri, ev sahibi eliptik gökadaların çekirdeklerinin güçlü yıldız emisyonuna karşı tespit etmek zor olabilir, özellikle de AGN parlaklığı (geniş ışık dahil) ise. hat emisyonu) genişletilmiş radyo parlaklığı ile ölçeklenir (Rawlings & Saunders, 1991), öyle ki, nispeten düşük radyo parlaklıklı FRI kaynakları buna uygun olarak düşük parlaklıklı BLR emisyonuna sahiptir.

FRI/BL Lac birleşmesine ilişkin sonuçları birlikte ele aldığımızda, herşey BL Lac nesneleri, görüş hattına geniş bir açıyla işaret eden radyo jetleri ile gözlendiklerinde FRI kaynakları olarak görünürlerdi, ancak bir alt küme bu tür nesnelerin (yani daha düşük parlaklık [OIII] emisyonuna sahip olanlar) bu şekilde FRI kaynaklarıyla birleştirilebilir.

Bu, WLRG/FRII kaynaklarını oryantasyona dayalı birleşik şemalar açısından gerçek uyumsuzlar olarak bırakır: genişletilmiş radyo emisyonlarının parlaklıkları ve morfolojileri nedeniyle WLRG/FRI kaynaklarıyla kolayca birleştirilemezler, ancak SLRG/ ile birleştirilemezler. FRII kaynakları, düşük [OIII] emisyon hattı parlaklıkları, geniş hat emisyonu eksikliği ve düşük IR orta sürekliliği ve emisyon hattı parlaklıkları nedeniyle. İkinci orta-IR özelliklerinin, WLRG/FRII kaynaklarının, tıpkı WLRG/FRI kaynaklarında olduğu gibi, olağandışı derecede yoğun şekilde gizlenmiş parlak AGN içerdiği fikrini ortadan kaldırdığına dikkat edin.

Genel olarak, oryantasyona dayalı birleşik şemaların, SLRG durumunda NLRG ve BLRG/Q nesneleri arasındaki ilişkiyi ve WLRG durumunda FRI radyo galaksileri ve BL Lac nesneleri arasındaki ilişkiyi açıklamakta başarılı olduğu açıktır. Ancak, radyo AGN popülasyonunun özelliklerinin tam çeşitliliğini kendi başlarına açıklayamazlar. Aşağıdaki bölümlerde, radyo AGN'nin gözlenen özelliklerini belirlemede önemli olan diğer faktörleri tartışacağım, bunların çoğu son 20 yılda ortaya çıktı.

Anizotropi/yönlendirme etkilerinin yanı sıra, radyo AGN fenomeninin çeşitli tezahürlerinin nükleer bölgelerdeki AGN radyasyonu ve jetleri üreten mekanizmalarla ilgili olma olasılığını düşünmek doğaldır. Özellikle AGN'nin #X201D'si, merkezi süper kütleli karadelikler tarafından malzemenin yığılma hızı veya modundaki değişiklikler.

Bu bağlamda, radyo AGN'nin radyo morfolojik özellikleri (örn. Fanaroff & Riley tip I ve II) ile optik spektroskopik özellikleri (örn. WLRG/SLRG) arasında güçlü bir korelasyon olması önemlidir (bkz. Tablo 3). Gördüğümüz gibi, FRI radyo kaynakları neredeyse değişmez bir şekilde WLRG spektrumları ile ilişkilidir ve SLRG neredeyse değişmez bir şekilde FRII veya CSS/GPS radyo kaynakları ile ilişkilidir, sadece WLRG/FRII nesneleri bu eğilimi bozar. Bu, radyo morfolojik ve optik spektroskopik özelliklerin, dış çevresel faktörlerden ziyade öncelikle merkezi motorların doğasıyla bağlantılı olduğunu kuvvetle önerir. Bununla birlikte, çevresel faktörlerin yine de radyo özelliklerini bir düzeyde etkileyebileceğini unutmayın. Örneğin, dev eliptik gökadaların ve gökada kümelerinin merkezlerinde bulunan nispeten yoğun, sıcak ISM'nin sürüklenmesi, FRI jetlerinin ayrıntılı özelliklerini (örneğin Laing & Bridle, 2014) ve bir sıcak, yoğun ISM, belirli bir içsel mekanik jet gücü için gözlemlenen radyo parlaklığını artırmak üzere hareket edebilir (Barthel & Arnaud 1996, ancak bakınız Ramos Almeida ve diğerleri. 2013).

AGN aktivitesinin seviyeleri, ev sahibi gökada mutlak büyüklükleri ve radyo morfolojik veya optik spektroskopik sınıflandırmalar arasındaki bağlantılar incelenerek başka önemli ipuçları sağlanır. Bu tür bağlantılar ilk olarak ev sahibi galaksinin mutlak büyüklüğüne karşı monokromatik radyo gücünü çizen ve FRI ve FRII kaynaklarını ayrı sembollerle tanımlayan Owen (1993) ve Ledlow & Owen (1996) tarafından ayrıntılı olarak tartışıldı (bkz. Şekil 8). Esasen, onların planı, FRI ve FRII kaynakları arasındaki kopuşu tanımlayan radyo gücünün, artan ana gökada parlaklığı ile arttığını göstermektedir: Aydınlık (ve daha büyük) eliptik gökadalar tarafından barındırılan FRI kaynakları, daha az parlak gökadalar tarafından barındırılanlardan daha yüksek radyo güçlerine sahip olabilir, FRI/FRII radyo güç sınırını ihlal etmeden.

Süper kütleli kara deliklere yakın yığılma süreçleri açısından Şekil 8'de gösterilen eğilim için olası bir açıklama, radyo gücünün AGN aktivitesinin genel seviyesi için bir vekil olarak alınabileceğini kaydeden Ghisellini & Celotti (2001) tarafından önerildi. , ev sahibi galaksinin mutlak büyüklüğü, merkezi süper kütleli kara deliğin kütlesi ile ilgilidir (örn. Kormendy & Ho, 2013). Bu nedenle, Şekil 8, kara delik kütlesine karşı AGN gücünün bir grafiği olarak yeniden şekillendirilebilir; FRI ve FRII kaynakları arasındaki ayrım çizgisi, AGN gücünün kara deliğin Eddington parlaklığına sabit bir oranını temsil eder. Bu, FRI ve FRII kaynakları arasındaki ayrımın bir �ington anahtarı” nedeniyle olduğuna dair ilk öneridir: geometrik olarak kalın fakat optik olarak ince olan ışınımsal olarak verimsiz bir yığılma akışından (RIAF) yığılma akışının doğasında bir değişiklik ( FRI nesneleri) kritik bir jet gücü oranında (FRI nesneleri) standart geometrik olarak ince fakat optik olarak kalın bir toplama diskine (FRII nesneleri)Sjet) merkezi kara deliğin Eddington parlaklığına (Ledd). Ghisellini & Celotti (2001) tarafından türetilen kritik oran, 10 𢄣 < aralığındaydı. Sjet / Ledd < 10 𢄢 , ancak Wold, Lacy & Armus (2007) tarafından kara delik kütlesi için bir vekil olarak mutlak büyüklük yerine ana galaksi hız dağılımını kullanan daha yeni bir çalışma bulundu Sjet / Ledd ∼ 5 × 10 𢄤 .

Şekil 8 ayrıca, bu sefer nesneleri radyo morfolojilerinden ziyade optik spektroskopik sınıflandırmalarına göre tanımlayarak, ana gökada mutlak büyüklüğüne karşı emisyon çizgisi parlaklığının bir grafiği olarak yeniden çizilebilir (Buttiglione ve diğerleri, 2010). 3CR örneğinin sonuçları Şekil 9'da gösterilmektedir. Şekil 8'de FRI ve FRII radyo galaksileri arasında net bir ayrım çizgisi olduğu gibi, Şekil 9'da HEG ve LEG nesneleri arasında net bir sınır vardır ve emisyonun iki sınıflandırma arasındaki sınırı temsil eden çizgi parlaklığı, ev sahibi gökada parlaklığıyla artar. Yine, [OIII] parlaklık genel AGN gücünün iyi bir göstergesi olduğundan (örn. Heckman ve diğerleri, 2005), bu eğilim bir Eddington anahtarı olarak yorumlanabilir: LEG'ler ışınımsal olarak verimsiz birikim ve HEG/ Standart bir ince toplama diskine sahip BLO'lar, iki tip arasındaki geçiş Liyon / Ledd ∼ 10 𢄣 , burada Liyon AGN'nin iyonlaştırıcı parlaklığıdır. Bu aynı zamanda hem SDSS-seçilmiş radyo AGN için Best & Heckman'ın (2012) hem de Mingo ve ark.'nın son sonuçlarıyla tutarlıdır. (2014), düşük ve yüksek uyarma nesnelerinin Eddington oranları arasında net bir ayrım bulan 2Jy ve 3CR örnekleri için (Lbol + Sjet) / Ledd ∼ 10 𢄢 , burada Lbol AGN'nin bolometrik (ışıma) parlaklığıdır.

İlginç bir şekilde, � 𢄢 olan bir Eddington oranı, X-ışını ikili sistemlerinde farklı yığılma durumları arasındaki ayrımı temsil eder: düşük/sertten yüksek/yumuşak durumlara (Macarrone, 2003). Bu nedenle, Şekil 8 ve 9 gibi diyagramların yorumlanması açısından, analojiler genellikle X-ışını ikili sistemleri (örn.Falcke, K'XF6rding & Markoff, 2004, K'XF6rding, Jester & Fender, 2006) ve X-ışını ikili dosyalarının ve AGN'nin birlikte kara delik aktivitesindeki ana dizinin bir parçasını oluşturduğu öne sürülmüştür (Merloni, Heinz & di Matteo, 2003). Bu resimle ilgili olası bir sorun, X-ışını ikili sistemlerindeki yüksek/yumuşak durumun yaygın olarak termal olmayan jetlerin oluşumu ile ilişkili olmamasıdır. Bununla birlikte, Nipoti, Blundell & Binney (2005), kaynaklar düşük/sert ve yüksek/yumuşak durumlar arasında geçerken geçici bir jet alevlenme faaliyet aşaması ile radyo AGN'yi ilişkilendirmiştir (ayrıca bkz. K'XF6rding, Jester & Fender, 2006) ve daha olağan parlamayan yüksek/yumuşak durum ile radyo sessiz AGN. Bu durumda, jet alevlenme aşamasının geçici doğası, radyo yüksek sesli kuasarların tam kuasar popülasyonunun <% 10'unu temsil ettiği gerçeğiyle tutarlı olabilir: belki nesneler, belirli bir kuasar tetiklemesinin parçası olarak radyo yüksek sesli ve radyo sessiz aşamalardan geçer. olay (ancak bkz. Bessiere ve diğerleri, 2012).

Önemli bir tartışma, farklı radyo AGN sınıflandırmalarının, özellikle WLRG/LEG ve SLRG/HEG arasındaki ayrımın, aşağıdakilerle ilgili olup olmadığıyla ilgilidir. mod Yerine oran yığılma. 3CR örneğindeki LEG'lerin jetlerinin güçlerinin, nesnelerin X-ışını halelerinden sıcak ISM'nin Bondi yoluyla yakıt ikmali ile tutarlı olmasına rağmen, HEG'lerin bu şekilde açıklanamayacak kadar güçlü olmasına dayanarak, Hardcastle, Evans & Croston (2007), LEG'lerin sıcak mod birikimi ile ilişkili olduğunu, HEG'lerin ise AGN'yi gerekli daha yüksek toplama oranlarında besleme kabiliyetine sahip olan soğuk mod birikimi ile ilişkili olduğunu öne sürmüştür. Bu modelde FRI ve FRII kaynakları arasındaki ayrım açıklanmaktadır. çevresel etkiler açısından. Buttiglione et al. (2010) ayrıca, birikmekte olan herhangi bir sıcak gazın, ince bir birikim diski oluşturacak şekilde soğumayacağını ve bu nedenle radyo AGN'deki WLRG/LEG nükleer aktivitesi ile ilişkilendirileceğini öne sürerek, baskın faktör olarak toplanma modunu tercih etmiştir. Öte yandan, birikme sürecindeki soğuk gaz, doğal olarak standart bir birikim diski oluşturacak ve bu da HEG-tarzı nükleer aktiviteye yol açacaktır.

Bu tartışmalara rağmen, tüm WLRG/LEG'lerin sıcak gazla beslenmesi pek olası görünmüyor. Gerçekten de, nükleer toz şeritlerinin kanıtladığı gibi (de Koff ve diğerleri, 2000), en az biri çekirdeğe yakın kompakt, sıcak bir toz yapısı için orta IR dalga boylarında kanıt gösterir ( PKS0043-42: Ramos Almeida ve diğerleri, 2011b) ve birkaç WLRG/FRI kaynağının nükleer NLR'si, SLRG'ye kıyasla düşük parlaklığa rağmen — —, HST uzun yarık ve görüntüleme gözlemlerinde kompakt ve çekirdek merkezli görünüyor (Verdoes Kleijn ve diğerleri, 1999, Capetti, Verdoes Keijn & Chiaberge, 2005), böylece gaz kütleleri nispeten düşük olsa bile, bu nesnelerde 100 pc'nin altındaki bir ölçekte en azından bir miktar sıcak gaz olduğuna dair kanıt sağlar. Bu nedenle, yığılma hızının baskın faktör olduğu ve bazı WLRG'lerin, çoğunluğu sıcak mod yığılmasıyla beslense bile, nispeten düşük bir oranda soğuk mod yığılmasıyla beslenmesi daha makul görünmektedir (ayrıca bkz. Best & Heckman, 2012).

Yakın zamana kadar, sıcak mod birikimi üzerine yapılan çalışmaların çoğu, sıcak gazın küresel, bozulmamış bir akış olarak Bondi hızında biriktiğini varsayıyordu (Bondi, 1952). Bununla birlikte, soğutma, ısıtma ve türbülans için gerçekçi reçeteler içeren son simülasyonlar, nükleer bölgelerdeki sıcak gazın çoğunun, 𢏀.1 — 1 kpc ölçeğinde, soğuk gaz filamentlerinde yoğunlaşabileceğine dair kanıtlar sunmaktadır. bulut-bulut çarpışmaları gazdaki herhangi bir açısal momentumu dağıtmaya yardımcı olur (örn. Gaspari, Peng & Oh, 2013, Gaspari, Brighenti & Temi, 2015). Sonuç olarak, bu tür kaotik soğuk yığılma (CCA) ile ilişkili yığılma oranları, kuasar benzeri bir AGN'yi tetiklemek için yeterli olan Bondi oranından çok daha yüksek olabilir. Sıcak ve soğuk mod birikimi arasındaki farkı net bir şekilde bulanıklaştıran CCA simülasyonları —, aynı zamanda büyük soğuk gaz kütlelerinin varlığını ve AGN'ye yakın topak torus benzeri yapıların oluşumunu da öngörür. Bu tahminler, WLRG/FRI nesnelerinin çoğunda gözlemlediklerimizle bir şekilde çeliştiğinden, CCA modellerinin bu tür nesnelere uygulanabilirliği şu anda belirsizdir. Ayrıca, CCA mekanizması modellerin önerdiği kadar etkiliyse, parlak, kuasar benzeri AGN'nin, sıcak ISM yoğunluklarının nispeten yüksek olduğu zengin gökada kümelerinde yaygın olmasını beklerdik, ancak bu, ölçülen ortamlarla tutarsız görünmektedir. çoğu SLRG'nin (bkz. bölüm 3.5).

Şekil 8 ve Şekil 9 gibi diyagramlara dayanarak, radyo AGN'nin radyo morfolojik ve optik spektroskopik sınıflandırmalarının, Eddington anahtarı aracılığıyla kara delikler üzerindeki yığılmanın doğası yoluyla bağlantılı olması makul görünebilir, yani FRI nesneleri her zaman WLRG ve FRII nesneleri her zaman SLRG'dir ve ince, ışınımsal olarak verimli toplama diskleriyle ilişkilendirilirken, düşük oranlı birikim ve ışınımsal olarak verimsiz bir birikim akışıyla ilişkilidir. Ancak, WLRG/FRII kaynakları bu resme uymamaktadır. Bu bariz tutarsızlığın nedeni, güçlü jetler ve bir FRII radyo morfolojisi üretebilen ancak bir SLRG çekirdeği oluşturamayan kara delik üzerindeki birikim akışının bazı yönleriyle veya belki de çevresel ve nükleer yığılma faktörlerinin belirli bir kombinasyonuyla ilgili olabilirken, Alternatif bir olasılık, nükleer yakıt beslemesinin kesintiye uğraması veya hatta kapatılmasıdır. Bu olasılık bir sonraki alt bölümde incelenecektir.

Geniş hatlı AGN'nin tüm türlerinin, optik dalga boylarında haftalar ve yıllar arasındaki zaman ölçeklerinde birkaç faktöre kadar değişiklik gösterdiği bilinmektedir (Matthews & Sandage, 1963; Fitch ve diğerleri, 1967). Radyo AGN istisna değildir ve şimdi hem geniş çizgilerin hem de sürekliliğin değişkenliğini izleyen ve geniş çizgi bölgesinin boyutunu tahmin etmek için iki tür emisyon arasındaki zaman gecikmelerini kullanan parlak, yakındaki BLRG'nin ayrıntılı çalışmaları vardır. (örneğin Dietrich ve diğerleri, 2012).

Bu “normal” AGN değişkenliğinin yanı sıra, termal yığılma diski emisyonunun parlaklığında geçici bir artışa veya azalmaya ve dolayısıyla iyonlaştırıcı fotonların akışına yol açan yığılma akışındaki nispeten küçük değişikliklerden kaynaklanması muhtemeldir. BLR, AGN'nin doldurulmasında daha büyük genlik (yani 3 veya daha fazla faktör) varyasyonlarına yol açan daha uzun zaman ölçeği varyasyonlarının olması da mümkündür. Burada dikkate alınması gereken iki durum vardır: yakıt beslemesinde yüksek genlikli kesinti içinde belirli bir SLRG faaliyet döngüsü ve bir SLRG döngüsünün sonunda, daha uzun vadeli bir yakıt kıtlığının merkezi AGN'nin tamamen kapanmasına veya düşük bir Eddington oranıyla ilişkili daha düşük bir faaliyet durumuna girmesine neden olduğu kapatma aşaması.

Kesinti kanıtı, bazı radyo kaynaklarının radyo yapıları tarafından sağlanır. Örneğin, WLRG Hercules A'nın radyo yapısı (3C348: bakınız Şekil 10), kaynağın yaşam döngüsünde yüksek jet aktivitesinin ardışık fazlarını temsil edebilen bir dizi kabarcık yapısı dahil olmak üzere hibrit FRI/FRII özelliklerini gösterir. Diğer nesneler, "çift-çift" radyo yapıları (Schoenmakers ve diğerleri, 2000) veya çok daha büyük ölçekli ve daha düşük ile birleştirilmiş yüksek yüzey parlaklığı, kompakt iç çift yapılar şeklinde birden fazla aktivite aşamasına dair kanıtlar göstermektedir. -yüzey-parlaklık dış yapıları (örn. PKS1345+12: Stanghellini ve diğerleri, 2005).

Yakıt beslemesindeki yüksek genlikli değişikliklerin gözlemsel sonuçları, değişikliklerin zaman çizelgelerine ve dikkate alınan AGN bileşenlerine bağlıdır. Gözlemler, radyo AGN'nin BLR, torus, NLR ve büyük ölçekli radyo yayan loblarının tipik radyal ölçeklere sahip olduğunu göstermektedir. rBLR ∼ 0.01 − 1 ışık yılı, rsimit ∼ 0.1 − 100 adet, rnlr ∼ 0.001 − 3 kpc 15 , rlob ∼ 0.05 − 1 Mpc, τ ışık geçiş sürelerine karşılık gelirBLR ∼ 0.01 − 1 yıl, τsimit ∼ 0,3 − 300 yıl, τnlr ∼ 3 − 10.000 yıl ve τlob ∼ 150.000 − 3 × 10 6 yıl sırasıyla. Bu nedenle, bir AGN sonunda yakıt kaynağının tükenmesi nedeniyle kapandığında, bu değişiklik BLR ve torus emisyonunda haftalar ila on yıllar arasında bir zaman ölçeğinde, NLR emisyonunda on yıllar ila binlerce arasında bir zaman ölçeğinde önemli bir azalmaya yol açacaktır. 16 yıl ve yüz bin ila milyonlarca yıllık bir zaman ölçeğinde radyo emisyonunda. Daha büyük ölçekleri nedeniyle, radyo bileşenlerinin diğer bileşenlere göre çok daha uzun zaman ölçeklerine erişmesi dikkat çekicidir.

Radyo AGN'deki farklı ölçeklerdeki emisyon bileşenleri için farklı değişkenlik zaman ölçekleri, WLRG/FRII kaynaklarının belirgin anormalliğini açıklamaya yardımcı olabilir: belki bunlar, AGN'nin kapandığı veya bir zaman ölçeği için düşük aktivite aşamasına girdiği nesnelerdir. yüz binlerce yıl, öyle ki nükleer NLR emisyonunda (dolayısıyla WLRG sınıflandırması) önemli bir düşüş oldu, ancak bu bilgi henüz kaynakların radyo loblarındaki sıcak noktalara ulaşmadı. Bu olasılık Buttiglione ve arkadaşları tarafından tartışılmıştır. (2010) ve Tadhunter ve ark. (2012) Capetti ve diğerleri. (2011), Capetti ve diğerleri. (2013) ayrıca, olağandışı düşük uyarım emisyon hattı spektrumuna sahip WLRG'nin, sözde aşırı düşük uyarımlı radyo galaksileri (ELEG) 'in, NLR'nin kapanması sırasında yakalanan nesneleri temsil etme olasılığını da değerlendirmiştir. WLRG/FRII kaynaklarını kapatma aşamasıyla ilişkilendirmenin avantajı, birleşik şemalardaki belirsiz durumlarını açıklamasıdır. Ayrıca, bir Eddington anahtarı açısından hem radyo morfolojik hem de optik spektroskopik sınıflandırmaların açıklamaları bağlamında, WLRG/FRII kaynaklarını açıklamaya gerek kalmadan FRII ve SLRG arasındaki ve FRI ile WLRG arasındaki bağlantının korunmasına izin verir. özel yığılma akış fiziği açısından.

Aynı zamanda, radyo etkin noktaları olmayan, ancak yine de FRII benzeri radyo loblarına sahip olan (örneğin, 3CR örneğinde 3C310, 3C314.1, 3C386), gevşemiş veya şişman çiftler olarak sınıflandırılan radyo AGN'nin (Owen & Laing, 1989), sıcak noktaların jet aktivitesindeki düşüşe zaten tepki verdiği, ancak kalıntı lobların henüz numunenin akış sınırının altına düşmediği radyo kaynaklarının evriminde kapanma sonrası bir aşamayı temsil eder. Belirgin bir şekilde, Dicken ve ark.'nın 3CR ve 2Jy örneklerinde 25 WLRG/FRII kaynağının %48'i, ancak 80 SLRG/FRII kaynağının yalnızca %11'i %11'dir. (2009) ve Buttiglione ve ark. (2009, 2011) rahat veya şişman çiftler olarak sınıflandırılabilir. Gevşek radyo loblu en az iki WLRG/FRII nesnesinin lobları üzerinde yapılan spektral yaşlanma çalışmalarının, jetlerin 20 Myr önce kapatıldığı kalıntı radyo kaynaklarını temsil ettiğini öne sürmesi de dikkate değerdir (Mazzotta et al. ., 2004, Harwood, Hardcastle & Croston, 2015).

Kapatma aşaması zorunlu tüm güçlü radyo kaynaklarının faaliyet döngülerinin sonunda meydana gelir. Bununla birlikte, nükleer AGN/jet etkinliğinin kesintili olması ve τ zaman ölçekleri için kapanması da mümkündür.nlr < tkapalı < τlob, içinde tam bir aktivite döngüsü. Bu durumda, FRII'nin WLRG olan kesri, radyo kaynaklarının τ'ten daha uzun zaman ölçekleri için “off” olduğu zaman oranı için bir üst sınır belirler.nlr döngü içinde: fkapalı Tam 2Jy ve 3CR örnekleri için ≤ 0.25 17 ve fkapalı 2Jy örneğinin daha yüksek radyo gücü ucundaki 29 kaynak için ≤ 0.1 (P5 GHz > 10 26 W Hz 𢄡 ). Bazı WLRG/FRII kaynakları, kapatma aşamasında gözlemlenen nesneleri temsil edebileceğinden ve WLRG/FRII olgusu için başka açıklamalar olabileceğinden, bu tahminler çevrim içi kesinti için üst sınırlardır. Bundan, faaliyet döngüsünün ezici çoğunluğu için yakıt beslemesinin ve AGN “on”'nin sabit olması gerektiği sonucunu çıkarıyoruz. Bu, nükleer bölgelere gaz giriş hızının düzgün olmak yerine topaklar halinde olabileceği ve AGN ile bağlantılı jetlerin ve rüzgarların geri besleme etkisinin yakıt beslemesini bozabileceği dikkate alındığında dikkate değerdir.

Radyo galaksilerinin mevcut uzamsal olarak entegre edilmiş spektrumlarına dayanarak, daha kısa zaman ölçeklerinde yüksek genlikli aralıklılığın varlığını dışlamanın mümkün olmadığını unutmayın (tkapalı < τnlr). Nitekim, Inskip ve ark. (2007), 2Jy BLRG PKS1932-46'nın, AGN'nin yakın zamanda düşük aktivite aşamasına girdiği bir durumu temsil ettiğini, ancak bunun, [OIII] ve orta IR dar emisyon çizgisi nedeniyle NLR özelliklerine henüz yansımadığını savundu. parlaklıkları, nispeten düşük X-ışını, IR'ye yakın ve orta IR sürekli parlaklıkları ve H'X3B1 geniş emisyon hattı parlaklığından beklenenden çok daha yüksektir. Ayrıca, geniş çizgilerin yıllar ila on yıllar arasındaki zaman ölçeğinde neredeyse ortadan kaybolduğu veya ortaya çıktığı 'Durum Değişen' AGN literatüründe çeşitli raporlar vardır (örn. Penston & P'XE9rez, 1984; LaMassa ve diğerleri, 2015, MacLeod ve diğerleri, 2015 ve buradaki referanslar).

Tüm WLRG/FRII kaynaklarının, nükleer aktivitenin kalıcı veya geçici olarak kapatıldığı güçlü radyo AGN'yi temsil ettiği sonucuna varmadan önce, bu yoruma bazı itirazları dikkate almak önemlidir. İlk olarak, nükleer aktivitenin kesilmesi durumunda WLRG/FRII kaynaklarının radyo çekirdeklerinin beklenenden daha güçlü olduğu not edilmiştir (Buttiglione et al., 2010). İkincisi, bazı WLRG/FRII'lerin daha zengin ortamlarda olduğu ve SLRG/FRII muadillerinden daha parlak ana gökadalara sahip olduğu görülüyor, bu da radyo kaynaklarının gazlı ortamlarının bir kaynağın WLRG/FRII olarak görünüp görünmediğini belirlemede rol oynayabileceğini düşündürüyor ( Hardcastle, Evans & Croston, 2007, Ramos Almeida ve diğerleri, 2013, Ineson ve diğerleri, 2015). Ancak bu itirazların hiçbiri aşılmaz değildir. Örneğin, radyo çekirdekleri söz konusu olduğunda, WLRG/FRII kaynaklarının en azından bazılarının radyo çekirdekleri vardır. Hangi Genişletilmiş radyo emisyonlarına göre SLRG/FRII kaynaklarına göre önemli ölçüde daha zayıf 2Jy örneğinden alınan örnekler arasında PKS0043-42, PKS0347+05, PKS1648+05 ve PKS2211-17 bulunur; bunların tümü, 2.3 GHz $2.3 GHz < 10 𢄣 medyanı ile karşılaştırıldığında $2.3 GHz = 3 × 10 𢄣 aynı örnekteki NLRG/FRII kaynakları için (Morganti ve diğerleri, 1997a). Ek olarak, FRI radyo galaksileri, FRII kaynaklarından ortalama olarak daha yüksek çekirdek/genişletilmiş radyo akısı oranlarına sahiptir (Morganti ve diğerleri, 1997a), bu nedenle bir SLRG/FRII kaynağı, sonunda kendisiyle tutarlı olarak daha düşük bir nükleer aktivite düzeyine düşerse WLRG/FRI kaynağı haline geldiğinde, bu değişikliğin radyo çekirdek akışı üzerinde mutlaka dramatik bir etkisi olmayacaktır.

Ortamlar ve ev sahibi gökadalar göz önüne alındığında, WLRG/FRII kaynakları, SLRG/FRII kaynaklarından ortalama olarak daha zengin ortamlarla ve daha parlak ev sahibi gökadalarla ilişkilendirilse bile, ortamlar ve ortamlar arasında önemli bir aralık ve örtüşme olduğu dikkate değerdir. iki grubun galaksi özelliklerini barındırır (Ramos Almeida ve diğerleri, 2013, Ineson ve diğerleri, 2015). Yüksek genlikli aralıklılık seviyesinin çevreye ve ev sahibi gökada özelliklerine (örneğin yakıt kaynağının doğasından dolayı) bağlı olması da mümkündür, öyle ki, zengin ortamlarda ve büyük ev sahibi gökadalara sahip FRII kaynaklarının, gökadalarda gözlemlenmesi daha olasıdır. düşük aktivite (WLRG) fazı. Alternatif olarak, zengin gökada ortamlarındaki yoğun sıcak gaz halelerinin hapsolma etkisi, kalıntı radyo kaynaklarının düşük yoğunluklu ortamlarda olduğundan daha uzun süre görünür kalmasına yol açabilir (Murgia ve diğerleri, 2011'deki tartışmaya bakın), böylece daha olası hale getirir. WLRG/FRII kaynaklarının zengin ortamlarda gözleneceği

Şimdiye kadar, bu inceleme, 3CR ve 2Jy gibi parlak, akı sınırlı radyo araştırmalarında seçilen yakındaki radyo kaynaklarının örneklerine yönelik sonuçlara odaklandı. Bu tür araştırmalar, yerel evrende nadir bulunan nispeten yüksek parlaklıkta radyo kaynakları seçtiğinden, örnek boyutları mütevazıdır. Bununla birlikte, SDSS optik ve FIRST/NVSS radyo kataloglarının çapraz korelasyonu, yakın zamanda, yakınlardaki radyo kaynaklarının çok daha büyük örneklerinin seçilmesine olanak sağlamıştır.z < 0.2) daha düşük akı yoğunluklarına ve radyo parlaklıklarına (Best ve diğerleri, 2005, Best & Heckman, 2012), ancak daha parlak örnekler için mevcut ayrıntılı radyo ve optik morfolojik, X-ışını ve kızılötesi spektral bilgilerden yoksundur. Parlak radyo örneklerinde seçilen kaynakların SDSS tarafından seçilen örneklerdekilerle nasıl karşılaştırıldığını düşünmek ilginçtir.

SDSS tarafından seçilen bu numuneler için mevcut homojen spektral veriler, radyo parlaklık fonksiyonlarının LEG ve HEG popülasyonları için ayrı ayrı türetilmesine olanak sağlamıştır. Sonuçlar, Best & Heckman'dan (2012) alınan Şekil 11'de gösterilmektedir. HEG popülasyonu, en yüksek radyo parlaklıklarında radyo kaynağı popülasyonuna hakim olmaya başlarken ve LEG popülasyonu daha düşük radyo parlaklıklarında baskınken, SDSS örneğinde tüm radyo parlaklıklarında her iki tür nesnenin de bulunması ilginçtir.

3CR ve 2Jy örneklerinin sonuçlarına dayalı olarak SDSS ile seçilen örnekler için ayrıntılı radyo morfolojik bilgisi eksik olsa da, LEG popülasyonunun büyük bir bölümünün daha yüksek radyo parlaklıklarında (L1.4 GHz > 10 24 W Hz 𢄡 ) WLRG/FRI'dır ve belki de WLRG/FRII kaynaklarının bir karışımıdır, oysa yüksek radyo güçlü HEG'lerin çoğu SLRG/FRII kaynaklarıdır. Ayrıca, bu yüksek radyo parlaklık kaynaklarının çoğunluğunun dev eliptik gökadalar tarafından barındırılması muhtemeldir (aşağıdaki bölüm 3.1'e bakınız). Bununla birlikte, HEG ve LEG radyo kaynaklarının ve bunların daha düşük radyo parlaklıklarında ev sahibi gökadalarının doğasını önemli ölçüde belirsizlik çevreler: belirli bir optik spektral sınıflandırma için, düşük güçlü radyo kaynakları, daha yüksek radyo güçlü emsalleriyle aynı radyo ve optik morfolojilere sahip mi? HEG'ler ve LEG'ler için parlaklık işlevlerinin her biri tek tip nesne popülasyonunu temsil ediyor mu?

İlk olarak LEG nesnelerine odaklanıldığında, LEG'lerle ilişkili radyo kaynaklarının doğasının radyo parlaklığı ile önemli ölçüde değiştiğine dair halihazırda kanıtlar mevcuttur. Örneğin, LEG popülasyonunun düşük radyo parlaklık ucuna ilişkin yeni bir radyo morfolojik çalışması (L1.4 GHz < 10 24 W Hz 𢄡 ) Baldi ve ark. (2015), düşük radyo parlaklık kaynaklarının çoğunun kompakt olduğunu ve daha güçlü LEG nesnelerine özgü belirgin jetler ve dağınık loblardan yoksun olduğunu göstermektedir. Baldi et al.(2015), olağan FRI/FRII sınıflandırma şemasının dışında kaldıklarını kabul ederek bu tür kaynakları FR0 radyo gökadaları olarak etiketlemiştir (ayrıca bkz. Ghisellini, 2011, Sadler ve diğerleri, 2014). Bununla birlikte, FR0 nesnelerinin çoğunun ev sahibi gökadaları, tıpkı daha güçlü LEG benzerleri gibi, büyük, erken tip gökadalar gibi görünmektedir.

HEG kaynakları için durum daha az açıktır. HEG popülasyonunun yüksek radyo parlaklık ucu, dev eliptik galaksiler tarafından barındırılan FRII radyo kaynakları tarafından yönetilirken, HEG'lerin parlaklık işlevinin düşük güç ucu, Seyfert galaksilerinin radyo parlaklık işlevinin yüksek güç ucu ile örtüşür ( Meurs & Wilson, 1984), sarmal gökadalar tarafından barındırılma olasılığı daha yüksektir. Bu, HEG popülasyonunun yapısı hakkında merak uyandıran soruları gündeme getiriyor: HEG dizisi boyunca sarmal ve eliptik ev sahibi gökadalar arasında düşükten yüksek radyo güçlerine kademeli bir geçiş var mı? HEG dizisi boyunca radyo morfolojileri nasıl değişir?

2 Radyo sınıflandırma şemaları hakkında daha ayrıntılı bir tartışma için bkz. http://www.jb.man.ac.uk/atlas. Geri.

3 GPS ve ilgili CSS kaynakları, daha kapsamlı benzerleriyle (O'Dea, 1998, Tzioumis ve diğerleri, 2002) güçlü morfolojik benzerlikler gösterdiğinden ve genç bir evrim evresindeki radyo kaynaklarını temsil ettiği düşünüldüğünden (Fanti ve diğerleri, 1995, Owsianik, Conway & Polatidis, 1998, Polatidis & Conway, 2003), bu incelemenin çoğunda onları genişletilmiş kaynaklardan ayırmayacağım. Bununla birlikte, akı sınırlı örneklerde GSP/CSS kaynaklarının tespitinin, galaksilerin merkezi bölgelerindeki yoğun ISM ile kompakt radyo kaynakları arasındaki güçlü etkileşimlerle ilgili seçim etkilerinden etkilenebileceğini unutmayın (Tadhunter ve diğerleri, 2011, Morganti ve diğerleri, 2011, Dicken ve diğerleri, 2012). Geri.

4 not Bu nesne aynı zamanda geniş Balmer emisyon hatları temelinde bir BLRG olarak sınıflandırılacaktır. Geri.

5 Bu, Capetti ve diğerleri tarafından sınıflandırılan 3 nesneyi içerir. (2011) tarafından aşırı düşük uyarımlı radyo galaksileri (ELEG'ler) olarak tanımlanmıştır. Geri.

6 Buttiglione ve ark. (2010) ve Capetti ve diğerleri. (2013) ayrıca aşırı düşük uyarımlı gökadaları (ELEG'ler) olarak etiketledikleri son derece düşük uyarım emisyon hattı spektrumları gösteren bir radyo AGN sınıfını da ayırt eder. Bununla birlikte, aşağıda LEG'ler ve ELEG'ler arasında hiçbir ayrım yapmıyorum ve bunları toplu olarak LEG'ler olarak etiketliyorum. Geri.

7 Bu örneğin 0,05 < değerinden daha düşük kırmızıya kaymalara kadar uzandığını unutmayın. z < 0.7 2Jy Dicken ve ark. (2009) Tablo 1'de anlatılmıştır. Geri.

8 Burada bir nesne özellikle anılmayı hak ediyor: 3C84 (NGC1275 olarak da bilinir). Bu nesne ilk olarak Fanaroff & Riley (1974) tarafından bir FRI olarak sınıflandırılmıştı, ancak bir BLRG optik sınıflandırmasına yol açan geniş Balmer emisyonu gösteriyor. Ayrıca, bir BLRG için beklendiği gibi, düşük iyonizasyona rağmen parlak dar çizgilere sahiptir (dolayısıyla Buttilgione ve diğerleri, 2010 tarafından 3C84'ün LEG sınıflandırması). Bu özelliklere dayanarak, 3C84 şu şekilde düşünülebilir: sadece Bir SLRG olarak sınıflandırılan birleşik 3CR ve 2Jy örneğindeki FRI nesnesi. Bununla birlikte, radyo yapısı, güçlü, oldukça değişken bir düz spektrum çekirdeği, bir iç dik spektrumlu çift yapısı ve bir dış hale ile oldukça özgündür (Pedlar ve diğerleri, 1990). Bu nedenle, radyo morfolojik sınıflandırması belirsiz olarak kabul edilmelidir, kesinlikle tipik bir FRI kaynağı değildir. Geri.

9 Haas ve ark. (2005), daha küçük, daha heterojen bir Geri örneğe dayalı olarak daha büyük bir zayıflama faktörü ∼ 7 türetmektedir.

10 Orta IR AGN algılama oranlarının, Spitzer uydusundaki IRAC cihazıyla yapılan fotometrik ölçümlere dayandığını unutmayın. Bu durumda, kompakt çekirdekleri saptamak için yüksek uzaysal çözünürlük kullanmak yerine, AGN, IR'ye yakın yıldız ışığı akısının bir ekstrapolasyonu temelinde tahmin edilen yıldız ışığındaki akı üzerinde orta IR sürekliliğinde bir fazlalık olarak algılanır, ikincisi, Spitzer/IRAC ölçümleri için kullanılanla aynı açıklığı kullanan HST gözlemlerinden ölçülür (bkz. Ram'sXEDrez ve diğerleri, 2014a). Geri.

11 Buttiglione et al. (2009, 2010) ve diğer kaynaklar. Geri.

12 İstisnalar, güçlü bir yıldız patlamasıyla ısıtılmış toz bileşenine sahip olan veya termal olmayan jet emisyonu ile uzak IR emisyonlarının önemli ölçüde kirlenmesine sahip olan WLRG'dir. Geri.

13 Bu, BL Lac nesnelerindeki optik emisyon çizgilerinin nispeten düşük eşdeğer genişliklerinin, düşük emisyonlu hat parlaklıklarından ziyade güçlü ışınlanmış optik süreklilik emisyonlarından kaynaklandığı fikriyle tutarlıdır. Geri.

14 Yukarıda belirtildiği gibi kendine özgü bir radyo morfolojisine sahip olan 3C84'ü hesaba katmamak. Geri.

15 Bu, spektroskopik sınıflandırma için kullanılan nükleer delikler tarafından erişilen dar hatlı yayan gazın yayıldığı tipik ölçektir. Birçok radyo galaksisi, çok daha büyük ölçeklerde daha düşük yüzey parlaklığında genişletilmiş emisyon hattı bulutsuları gösterir (∼ 100 kpc'ye kadar: Baum ve diğerleri, 1988, Tadhunter, Fosbury & Quinn, 1989a), ancak bunlar optik için kullanılmaz. Kaynakların spektral sınıflandırmaları. Geri.

16 NLR'deki tipik bir bulut için, iyonlaştırıcı akıdaki önemli bir düşüşün ardından [OIII] emisyonunun sönmesi için geçen sürenin, NLR'nin ışık geçiş süresi ile karşılaştırıldığında ihmal edilebilir olduğuna dikkat edin (Capetti ve diğerleri, 2013). . Geri.

17 Bu tahmin yapılırken hibrit FRII/FRI radyo morfolojilerine sahip WLRG'nin WLRG/FRII kaynakları olarak sayıldığına dikkat edin. Geri. *****


4. Baldwin Etkisi

4.1. Wλ vs. Lc

Emisyon hattı eşdeğer genişliği arasındaki ilişki (Wλ) ve sürekli ortam emisyon parlaklığı (Lc) Baldwin (1977) tarafından verilmiştir,

RQ AGN için β eğiminin negatif olduğu bulunmuştur (Baldwin, 1977 Shields, 2007), yani emisyon çizgisinin eşdeğer genişliği (veya çizgi ve süreklilik parlaklıkları arasındaki kontrast), büyük süreklilik parlaklıklarına doğru azalır.

Denklem (1), toplam çizgi parlaklığı arasındaki bir ilişkiye dönüştürülebilir. Lhat ve tek renkli sürekli parlaklık λLλLc belirli bir dalga boyunda λ ölçüldü,

4.2. Termal Olmayan Emisyonun Baldwin Etkisine Katkısı

RQ AGN'deki optik sürekli ortam emisyonunun izotropik olduğu ve yığılma diskinde üretildiği varsayılır, böylece sürekli ortam parlaklığı L c = L disk RQ olur. Öte yandan, FSRQ için optik süreklilik emisyonunun iki bileşeni vardır, diskten termal emisyon (L disk BL) ve göreli jetten ışınlanmış termal olmayan emisyon (Ljet), yani, L c = L disk BL + L jet . Geniş hat emisyonuna ana katkının disk termal emisyonuna atfedildiği, jetten ışınlanan emisyonun BLR'nin ötesinde üretildiği ve dolayısıyla Geniş Hat (BL) emisyonuna hiçbir katkısı olmadığı varsayılmıştır.

Greene ve Ho (2005) ve Shen ve diğerleri tarafından çalışılan RQ örneklerinin istatistiksel özelliklerini tahmin etmek için bir simülasyon gerçekleştirilmiştir. (2011). Amaç, bunları bu yazıda sunulan RL örneğiyle karşılaştırmaktır. İlk. FSRQ örneğimiz için gözlemlenen parlaklık dağılımlarına dayalı olarak bir sürekli parlaklık dağılımı alınmıştır (bkz. Şekil 1). Her üç satır için bir gauss dağılımı verileri iyi temsil eder. Daha sonra, daha önce bahsedilen makalelerde açıklanan çizgi parlaklığı - sürekli parlaklık ilişkileri ve bu ilişkiler için elde edilen saçılım kullanılarak, RQ AGN örneğinin temsili çizgi parlaklıkları üretildi. Bu çizgi parlaklıkları ve süreklilik parlaklıklarının varsayılan dağılımı kullanılarak, simüle edilmiş RQ numunesi için eşdeğer genişlikler hesaplandı. Her durumda simüle edilen değerlerin sayısı, orijinal RQ örneklerindeki veri noktalarının sayısına eşittir. Şekil 2, Hβ, Mg II ve CIV hatları için simülasyon sonuçlarını göstermektedir.

Şekil 1. Gözlenen FSRQ numunesi (sol panel) ve simüle edilmiş RQ numunesi (sağ panel) için elde edilen 3000 Å'te sürekli parlaklık dağılımları.

Şekil 2. Hβ (sol panel), Mg II (orta panel) ve CIV (sağ panel) emisyon hatları için elde edilen ilişkiler. Üst sıra: Lhat-Lc simüle edilmiş verilerle çizin. Alt satır: EW-Lc simüle edilmiş verilerle çizin.

Verileri oluşturduktan sonra, FSRQ örneğimizdeki sürekli parlaklık aralığını eşleştirmek için ayrıldı. Bizim gözlemlenen aralığımıza denk düşen simüle edilmiş veriler kullanılarak, Hβ, C IV ve Mg II çizgileri için eşdeğer genişliğin ortalama ve standart sapması hesaplandı. C IV ve Mg II için simüle edilen tüm verilerin istenen süreklilik parlaklık aralıklarının içinde olduğunu belirtmekte fayda var.

Daha sonra, IDL görevi FITEXY 6 kullanılarak bir boyutta doğrusal bir en küçük kareler algoritması uygulandı. Lc - Wλ RQ örneğinin Baldwin Etkisini elde etmek için ilişki.

Bu simülasyonlardan aşağıdaki sonuçlar çıkarıldı:

• Simüle edilen L üzerindeki eğim ve belirsizlikc - Wλ kullanılan giriş sürekli parlaklık dağılımından bağımsız olarak ilişki değişmeden kalır.

• Simüle edilmiş L'deki kesişim ve belirsizlik üzerindeki değişikliklerc - Wλ ilişki, giriş sürekli parlaklık dağılımındaki değişikliklerle ihmal edilebilir.

• Simüle edilen eşdeğer genişliklerin ortalama ve standart sapması, girdi olarak kullanılan sürekli parlaklık dağılımına bağlı olarak büyük ölçüde değişebilir.


Radyo yüksek sesle AGN, Radyo Sessiz AGN olarak yeniden başlatılıyor mu? - Astronomi

Aktif Galaktik Çekirdekler (AGN), maddenin merkezi süper kütleli kara delikler üzerine birikmesiyle doğrudan veya dolaylı olarak güçlendiği düşünülen galaktik merkezlerdeki çeşitli enerji olaylarını kapsayan bir terimdir. Birkaç kitap uzunluğu da dahil olmak üzere bu alanla ilgili birçok inceleme var. Belki de en teknik ve kitap uzunluğundaki inceleme, 1998'de yayınlanan J. Krolik'in incelemesidir. Gazlı bulutsuların ve AGN'nin tayfsal analizine ilişkin klasik metin 2006'da güncellenmiştir (Ferland ve Osterbrock) bu harika bir kitap, ancak spektrumun optik ve ultraviyole bölgelerine doğru eğilimlidir. Burke ve Graham-Smith'in Radyo Astronomiye Giriş kitabının yeni baskısı (2009) da dikkate değerdir.

Bu alanda çok az teorik tahmin ortaya konmuştur ve anlayış en iyi ihtimalle hala yarı nicelikseldir (Alloin ve diğerleri 1985 Antonucci 1988, 2002a Courvoisier ve Clavel 1991 Koratkar ve Blaes 1999 Blaes 2007). Bu inceleme oldukça genel bazı teorik fikirlere atıfta bulunacaktır, ancak esas olarak son yıllarda netleşen radyo galaksi merkezi motorları hakkında bazı gözlemsel bilgileri organize edecektir. AGN'ye genel bir giriş (yukarıdaki referanslara bakın) ve hatta AGN'deki oryantasyon etkilerine bile yer vermeyecek, ancak pratik bir konu olarak bağlanan bir konu olan radyo galaksilerindeki merkezi motorların yapısını ince elektromanyetik çıkış yoluyla ele alacaktır. gözlemler üzerinde oryantasyon etkileri ile.

Yönlendirme etkilerinin genel konusu ("Birleşik Modeller") Antonucci 1993'te ayrıntılı olarak incelenmiştir. Bu incelemedeki materyal neredeyse tamamen "hala doğrudur". Ancak, daha yeni (ancak genellikle daha dar) incelemelerde güncellendi ve açıklandı (Urry & Padovani 1995 Dopita 1997 Cohen ve diğerleri 1999 Wills 1999 Axon 2001 Tadhunter 2008).

Özetle, 1980'lerin ortalarından önce, radyo gürültülü Kuasarların (güçlü termal optik/UV ışıklarıyla) radyo gökadalarından oldukça farklı olduğu görülüyordu, ikincisi genel radyo özelliklerinde Kuasarlara benzer, ancak görünüşe göre güçlü optik özelliklerinden yoksundu. /UV elektromanyetik parlaklık (Big Blue Bump). Begelman, Blandford ve Rees (1984), parlak galaksi dışı radyo kaynaklarının dönüm noktası niteliğindeki bir incelemesinde şunu öne sürdü: "Kütle artış hızının deliğin kütlesine oranı, [radyo yüksek sesle] aktif bir galaktik çekirdeğin öncelikle optik bir Kuasar gibi bir termal yayıcı mı yoksa bir radyo galaksisi gibi termal olmayan bir nesne mi olacağını belirleyebilir."

Optik spektropolarimetri ve diğer yollarla, daha sonra birçok radyo gökadasının, özellikle de güçlü yüksek iyonizasyonlu dar emisyon hatlarına sahip en güçlülerinin, aslında opak tozlu tori ile çevrili gizli Kuasarları barındırdığı, böylece gözlemsel görünümün eğime bağlı olduğu belirlendi. radyo ekseninin görüş hattına Ancak artık birçok radyo galaksisi için herhangi bir gizli Kuasar'ın çok zayıf olması gerektiğini biliyoruz.

Yüksek iyonizasyona sahip radyo sessiz ve radyo gürültülü nesnelerin hemen hepsi görünür (Tip 1) veya gizlidir (Tip 2) Seyfertler veya Kuasarlardır (örneğin, Antonucci 2002b). Tüm radyo türlerinin daha düşük radyo parlaklıklarında, çoğunlukla LINER 6 (Düşük İyonizasyon Nükleer Emisyon Bölgeleri) buluyoruz. LINER'ların yakın tarihli ve kapsamlı bir incelemesi Ho'nun (2008) incelemesidir.

Düşük kırmızıya kaymalı evrende, "radyo gürültülü" nesneler arasında mükemmele yakın bir uyum vardır. L (1.5 GHz) belki de gevşek bir şekilde uzanan

10 28 - 10 36 erg sn -1 Hz -1 - ve Eliptik ana bilgisayarlar. (Bu kağıt H kullanır0 = 70 km sn -1 Mpc -1 , Önemli olmak = 0,3 ve = 0,7.) Bir referans noktası için L

Logaritmik frekans aralığı başına eşit gücün olduğu -1 spektrum - "dex başına" olarak da anılır - parametre L 0.30 dex (10'luk güçler) aralığında entegre gücü verir. Bu nedenle, böyle bir spektrumu "radyo bölgesi" 30 MHz-300 GHz üzerinden bütünleştirirseniz, karşılık gelen parlaklık, NASA Ekstragalaktik Veritabanındaki (http://nedwww.ipac.caltech.edu) çeşitli radyo AGN'lerine bakıldığında 13.3 kat daha büyüktür. ), baskın optik olarak ince senkrotron bileşeninin deks başına parlaklığının bu aralığın dışında daha düşük olma eğiliminde olduğunu gösterir, bu nedenle uygulamaya bağlı olarak, bunun kaba bir "radyo bolometrik düzeltme" olduğu düşünülebilir. Ortaya çıkan telsiz güçleri 1 × 10 45 erg/s'yi aşabilir. 100 kpc ölçekli radyo loblarına bağlanan enerji tahminleri, parçacık/manyetik alan minimum enerji varsayımı kullanılsa ve baskın bir proton katkısının olmadığı varsayıldığında bile 1 × 10 61 erg veya daha fazladır. (Minimum enerji varsayımı, enerjinin, belirli bir senkrotron parlaklığı için lob enerji içeriğini en aza indirecek şekilde göreli elektronlar ve manyetik alan arasında paylaştırıldığını varsaymaktadır.)

Birleşik modeller, belirli AGN sınıflarının yalnızca görüş hattına göre yönelim açısından farklılık gösterdiğini ileri sürer. Bu modeller, Şekil 1'de gösterildiği gibi iki ayrı (etkileşimli olsa da) iddia içerir. Tarihsel olarak kabul edilen ilki, parçacıkları ve manyetik enerjiyi besleyen güçlü senkrotron jetlerinde göreli ışınlamanın (gözlenen çerçevede anizotropiye neden olan sapma) etkisidir. radyo loblarına. Düşük eğimlerde görüldüğünde, ışınlama "çekirdeği" (alt parsek ölçekli jet, olağan senkrotron kendi kendine emen) radyo akısı değişkenliğini ve (görünüşe göre ışıktan hızlı) "süperlüminal hareketi" güçlendirir ve hızlandırır. Böylece, neredeyse eksen simetrik bir nesnenin özel bir tesadüfi yönelimi, farklı bir gözlem kategorisine (Blazars) yol açar. Daha yüksek eğimde görülen aynı nesneler, sıradan radyo-yüksek sesli galaksiler ve Kuasarlardır (Blandford ve diğerleri 1984 Antonucci ve Ulvestad 1985 Kollgaard ve diğerleri 1992, vb.). Bunu ışınlayan birleşik model olarak adlandırabiliriz (veya daha gevşek bir şekilde, sadece ışın modeli, ancak bu terim genellikle gerçek fizikle bir bağlantıyı ifade eder).

Düşük kırmızıya kaymada, radyo-sessiz (ama sessiz değil) AGN, Spiral ana bilgisayarlarda bulunur ve Seyfert galaksileri adıyla gider. Zayıf radyo jetlerinde nadiren algılanabilir hareketler gösterirler - ve hareket gösterdikleri zaman, görünen hız genellikle ışık hızından çok daha düşüktür. Daha parlak radyo sessiz nesnelere Radyo Sessiz Kuasarlar veya tarihsel olarak Yarı Yıldız Nesneleri (QSO'lar) denir.

Ancak hem radyo sessizliği hem de birçok radyo yüksek sesli AGN, yaygın olarak başka bir tür yönlendirme birleşimi sergiler: iyi çalışılmış birçok nesne, optik-ultraviyole bölgesinde, Big Blue Bump olarak adlandırılan ve yaygın olarak optikten termal radyasyona atfedilen enerjik olarak baskın süreklilik bileşenlerini içerir. kalın yığılma akışları. (İkincisinin bazı teyidi Kishimoto ve diğerleri 2004, 2005, 2008'de bulunabilir.) Neredeyse her zaman geniş (5000-10.000 km/s) izin verilen emisyon hatları eşlik eder. Bu bileşenlerin her ikisi de tori'nin gölgeleme özelliklerine sıfıra kadar sahip olan optik olarak opak tozlu yapıların içinde bulunur ve bu yapılara genel olarak "AGN torus" adı verilir. Bazı durumlarda, bu kompakt bileşenlerin (Kuasarlar, Seyfert 1 gökadaları ve Geniş Hat Radyo Gökadalarında) doğrudan (düşük eğimli, kutupsal) bir görünümüne sahibiz. Diğer birçok durumda (yüksek eğim, ekvator görünümleri), ortamdaki gaz ve tozu kullanarak çekirdekleri kelimenin tam anlamıyla "yukarıdan" görmemizi sağlayan optik spektropolarimetri tekniğini kullanarak bu iki bileşenin tori içinde mevcut olduğundan emin olabiliriz. doğal periskobik aynalar.

Optik spektrapolarimetrinin bu harika hilesi (örneğin Antonucci 1982, 1983, 1984 Antonucci ve Miller 1985), gizli kaynakların spektrumunu herhangi bir doğrudan ışık kaynağından ayırmak için saçılan ışığın polarizasyon özelliğini kullanır. Yukarıdaki referanslar, Big Blue Bump ve Broad Line Bölgesi'nin mevcut olduğunu ancak doğrudan görüşten gizlendiğini göstermektedir. Saçılma polarizasyon pozisyon açısı, bu bileşenlerden çıkan fotonların, yalnızca radyo jeti (ve lob) ekseni boyunca hareket ettikleri takdirde gizli çekirdeklerden kaçabileceklerini, böylece diğer yönlerin bir örtücü torus tarafından bloke edilmesi gerektiğini gösterir. Bu, 3CR234 için toplam ve polarize akıları gösteren Tran ve diğerleri 1995'ten Şekil 2'de gösterilmektedir. Polarize fotonlar (dağınık ışık) elbette her iki çizime de katkıda bulunur, ancak tek başına çizildiğinde büyük bir kontrastla ortaya çıkar.

Tüm nesneler, yön birleştirmenin yukarıdaki açıklamalarına uyuyorsa, göreceli ölçeklerde, radyo sessizliği için olanlar ve radyo yüksek sesle AGN için olanlar olmak üzere, en az iki bağımsız "merkezi motor" türü kalır. Ancak artık birçok radyo gökadasının güçlü görünür veya gizli Tip 1 motorlardan yoksun olduğunu biliyoruz (Büyük Mavi Tümsek, Geniş Hat Bölgesi, bol yığılma akışları). Parametre uzayının bazı bölgelerinde (örneğin kırmızıya kayma ve radyo akısı veya parlaklık ile tanımlandığı gibi) sıklıkla meydana gelirler ve diğerlerinde bulunmazlar. Bu derlemenin amacı, son iki ifade için çok dalga boylu kanıtları toplamak ve merkezi motor tiplerinin dağılımının parametre uzayına bağımlılığını vurgulamaktır; bu, birçok hatadan ve çok fazla karışıklıktan ve hatta uyumsuzluktan kaçınmanın anahtarıdır. İki tür radyo galaksi/Quasar merkezi motorunun oluşumu hakkında çok sayıda kendi içinde tutarlı bilginin mevcut olduğunu göreceğiz.

Radyo yüksek sesli AGN arenasında, merkezi motor özelliklerine değil, genişletilmiş radyo morfolojisine göre çeşitli tipler de ayırt edilir. Ne yazık ki, optik kategorilere çok yakından uymuyorlar!

En parlak dev (100 kpc) çift radyo kaynakları FR II ("Klasik Çift") olarak adlandırılır, Fanaroff ve Riley (1974) için bu yazarlar, kritik bir radyo parlaklığı üzerinde (bkz. kabaca izotropik yaygın emisyon). Yukarıdaki kaynaklar

1.5 GHz'de 2 × 10 32 erg/sn/Hz, radyo jetlerinin harici bir ortama çarptığı ve şokların kısmen toplu kinetik enerjiyi parçacık ve alan enerjisine dönüştürdüğü kenar parlatıcı ve sıcak noktalar gösterir. Ayrıca, göreli bölgeden onlarca kpc'ye kadar olan ölçekler üzerinde jetlerin güçlü yan yana asimetrisine (genellikle göreli ışınlamaya atfedilir) sahip olma eğilimindedirler. Daha düşük parlaklık devi (ayrıca 100 kpc) nesneler (FR I galaksiler) de güçlü yan yana jet asimetrisine sahiptir, ancak çoğu durumda yalnızca 1-1000 pc ölçeğindedir. FR sınıflandırma şemasına yapılan önemli bir iyileştirme, kesin radyo parlaklık kesiminin bağımlılığının, ev sahibi gökadanın optik parlaklığına bağlı olmasıdır (Owen ve Ledlow 1994, ancak bkz. Best 2009, Şekil 4a).

"FR" radyo galaksisi türleri genellikle 25-1000 kpc boyutlarındadır, ancak daha küçük kaynaklardan oluşan büyük popülasyonlar mevcuttur ve bunlar yine de çok güçlü olabilirler. (Küçük boyutlar, lob enerji içeriğinin çok daha düşük olduğu anlamına gelir.) Keşif biçimlerine göre tutarsız bir şekilde gösterilirler. Tarihsel olarak ark dakikası ölçeklerinde çözülmemiş olan optik olarak ince, dik spektrumlu radyo kaynakları, (ve denir) onları opak ışınlı senkrotron çekirdeklerinden ayırt etmek için Kompakt Dik Spektrum (CSS) kaynakları olarak adlandırıldı (ve denir)

100 MHz ve genellikle 1 kpc - 15 veya 25 kpc boyut aralığında olarak tanımlanırlar. Bazen kabaca tipik ev sahibi gökadalardan daha küçük kaynaklar olarak tanımlanırlar. Kapsamı daha az olan kaynaklar

1kpc, daha da kompakt alt yapıya sahip, genellikle kendi kendine emilen senkrotron bileşenleri tarafından yönetilir.

GHz frekansları 7 ve Gigahertz-Peaked-Spectrum kaynakları (GPS) olarak adlandırılır. (Daha da yüksek frekanslarda öz absorpsiyon tepe noktaları seçilerek daha küçük kaynaklar aranmaktadır.) Bu sınıflar O'Dea (1998) tarafından gözden geçirilmiştir. Bu makale yazıldığından beri, VLBI uygun hareketlerinden, kaynakların çok genç olduğu için küçük olduğuna dair çok sayıda kanıt birikmiştir (

1000-100.000 yıl! 8 ). Bununla birlikte, en azından bazı durumlarda, bu çok genç yaşların yalnızca yakın tarihli bir faaliyet aşamasına atıfta bulunduğu, zayıf ve uzun süreli emisyondan bilinmektedir. İstatistiksel olarak, küçük ve çok kısa ömürlü kaynakların sadece çok küçük bir kısmı büyüyerek devasa, parlak, uzun ömürlü kaynaklara dönüşebilir.

Sınıfların ilgili özellikleri sırasıyla genel olarak radyo verisinden başlayarak ve frekansta yukarı doğru ilerleyerek tartışılacaktır. Bazı FR II radyo galaksilerinin z 0.5-1.0, güçlü gizli Kuasarlardan yoksundur. Bu nesneler Mayıs Gizli Tip 1 çekirdeğe sahiptirler, ancak "eşleşen" 9 görünür Kuasar'dan çok daha zayıf olmaları sınırlandırılmıştır ve bu nedenle görüş hattına göre oryantasyon yoluyla onlarla "birleşmiş" (özdeşleşmiş) değildirler. Düşük kırmızıya kaymalarda (z <

0.5) 3CR kataloğundaki FR II radyo gökadalarının yalnızca bir azınlığının gizli Kuasarları barındırması muhtemeldir.

Daha sonra, hemen hemen her durumda yakınlarda bulunan daha az güçlü (FR I) dev radyo galaksilerini ele alacağız. 178 MHz'de 10 Jy'lik 3CR katalog akı kesmesi (Laing, Riley ve Longair 1983), FR I ve II radyo parlaklık ayrımına karşılık gelir. z

0.2. Bu nesnelerin çoğu (ancak tamamı değil), görünür veya gizli "Tip 1" merkezi motorlar için hiçbir kanıt olmaksızın, senkrotron radyasyonunun egemen olduğu nükleer spektral enerji dağılımlarına sahiptir.

Son olarak küçük, genç GPS ve CSS kaynakları tartışılacaktır. ISO ve Spitzer kızılötesi uydularından gelen çok yeni bilgiler, çeşitli radyo parlaklıklarında "gölgeleme birleşmesi" 10 hakkındaki bilgimizi büyük ölçüde artırdı.

Bu makalenin ve bu alanın önemli bir uyarısı, bilgilerin çoğunun en parlak radyo kaynaklarından, özellikle de 3CR kataloğundakilerden elde edilmesidir, bu nedenle parametre uzayının keşfedilmemiş bölgeleri için hiçbir ima yapılmaz! Bir diğer önemli uyarı, biz termal ve termal olmayan galaksileri 11 tartışırken, herhangi bir parametrenin iki modlu olduğuna dair nispeten az kanıt sunulduğundan, bu nedenle bir özellikler sürekliliği olabilir.

Tozlu simit tarafından emilen radyasyon, büyük ölçüde kızılötesi olarak yeniden yayılır ve birçok çalışma, makul derecede aydınlık AGN'de (böylece IR'ye normal bir ev sahibi gökada tarafından hakim olunmaz), en azından yakın ve orta kızılötesi ışınımın ( 1- 40 mikron) yeniden işlenmiş nükleer optik/UV/X-ışını ışığının hakimiyeti altındadır. Belirli popülasyonlarda, tüm IR, torus tarafından ışıma yapıyor gibi görünmektedir, çünkü renkler baştan sona sıcaktır ve yalnızca zayıf yıldız oluşumuna (örneğin, PAH'lar) veya senkrotron radyasyonuna (örneğin, güçlü radyo-mm emisyonu) ilişkin kanıtlar vardır. Bu nedenle nükleer ışığın kızılötesi yeniden ışınımı potansiyel olarak kullanılabilir. kalorimetrik gösterge herhangi bir gizli AGN'nin parlaklığı için.

Bu kızılötesi emisyonun bir AGN kalorimetresi olarak kullanılmasında en az iki belirsizlik vardır. Birincisi, nükleer radyasyonun bir kısmı, ya Big Blue Bump'ın birçok modeli için beklenen içsel enlem bağımlılığı (örn. Netzer 1985) ya da tercihen düzlemsel Geniş Hat Bölgesi absorpsiyonu (Maiolino ve diğerleri 2001c) nedeniyle torusa ulaşamayabilir. Gaskell ve diğerleri 2007). Bu etkilerin her ikisi de toz yeniden radyasyon kalorimetresine gürültü ekler ve belirli bir açılma açısı için gizli Kuasarların kızılötesinde görünür Kuasarlardan daha sönük görünmesini sağlar. Yine de çoğu çalışma, bireysel nesnelerin ayrıntılı çalışmalarından (Carleton ve diğerleri 1984 Storchi-Bergmann ve diğerleri 1992) ve izotropik olarak seçilen örnekler içindeki Tip 1 ve Tip 2 nesnelerin popülasyonları için (Keel ve diğerleri 1994) beklendiği gibi kızılötesi parlaklık göstermektedir. Carleton ve diğerleri (1984, bkz. Şekil 3), ilk spektropolarimetrik gizli AGN, 3CR234'e dayalı olarak kızılötesi kalorimetrenin nasıl çalıştığını gösterir.

Ayrıca, Kızılötesi yeniden yayılımın Big Blue Bump parlaklıkları tarafından bölünmesinden elde edilen kaplama faktörü bu nedenle daha düşük sınırlar olmasına rağmen, yüksek olma eğilimindedir (

0.1-1) çok uzakta olmasınlar diye! 12

Kızılötesi kalorimetre ile ilgili diğer bir endişe de, büyük toz kolonu yoğunluklarından dolayı termal toz emisyonunun beklenen anizotropisidir (Pier ve Krolik 1992, 1993). Birçok Tip 2 AGN'de 1 × 10 24 cm -2 orta IR çizgilerinin absorpsiyonu, moleküler haritalar ve Tip 1 ile Tip 2 AGN arasındaki ortalama X-ışını kolonlarındaki büyük fark olan X-ışını kolonları vardır. orantılı toz sönümü mevcuttur. (Bu akıl yürütme çizgisini niceliksel olarak değil niteliksel olarak etkileyen argümanlar için Maiolino ve diğerleri 2001a, b, c'ye bakınız.)

[O III] 5007 / F (60µ) Seyferts'te, Keel ve diğerleri 1994, Şekil 3'ten. Şekil, iyi seçilmiş örneklerinde (60µ hafif bir 25 ile akıµ - 60µ sıcaklık kriteri), Tip 1 ve Tip 2 nesnelerin ayırt edilemez L(60) dağılımları vardır.µ), L[5007] ve tabii ki oranları. 5007 çizgisi, bunun gibi çoğu nesnede simit dışında üretilir: geniş emisyon çizgileri ve Big Blue Bump ile birlikte polarize akışta görünmez. Bu nedenle, simit içinde önemli ölçüde gizli değildir, bu parametre uzayında muhtemelen oldukça izotropiktir ve neredeyse izotropik olarak seçilmiştir13, oldukça güçlü Seyfertler.

Torus modelleri, genel olarak uzak kızılötesinde optik derinliklerin küçük olacağını tahmin ediyor. AGN'nin hakim olduğu kızılötesi SED'ler için bu, toz emisyonu anizotropisinin derecesini ve dalga boyuna bağımlılığını türetmenin zarif ve ayrıntılı bir yöntemi olduğu anlamına gelir. İzotropik olarak seçilen numuneler için, kompozit veya temsili Tip 1 SED'leri, Tip 2 için olanlara bölerek 60'ta birbirine bağlayabiliriz.µ.

Kızılötesi kalorimetreyi doğru yapmak için, yakın ve orta termal toz emisyonunun ortak anizotropisini hesaba katmamız gerekir. Yakın izotropi geçmişi hakkında genel bir anlaşma var

30µ, ilk olarak Pier ve Krolik (1992, 1993) tarafından tahmin edildiği gibi. Daha kısa dalga boylarında anizotropi tahminlerinin temel temeli, pek çok Seyfert 2'nin Compton kalınlığında olmasıydı, buna NGC 1068 de dahildir. N(H) 10 25, X-ışını spektrumuna göre (örneğin, Pounds ve Vaughan 2006). Galaktik tozlu gazda bu, bir(V)

1000. (Aşağıdaki gaz-toz sütunları tartışmasını büyük ölçüde etkilemeyen nicel bir düzeltme için bkz. Maiolino ve diğerleri 2001a, b.) Bir yana, tozsuz atomik gazın katkıda bulunabileceğini düşünüyorum. bazı durumlarda X-ışını absorpsiyonuna bağlıdır (örneğin, Risaliti ve diğerleri 2011 Antonucci ve diğerleri 2004), ancak Tip 2 AGN'nin X-ışını sütunları ortalama olarak Tip 1'inkilerin 100 ×'idir, bu nedenle sütunun çoğu Tip 2 sınıflandırması ile bağlantılıdır. Ayrıca bazı durumlarda, toz sütunu, çok yüksek X-ışını sütunlarına benzer olacak şekilde sınırlandırılabilir. Örneğin, Lutz ve diğerleri (2000), 7.46'da Pf- eksikliğini kullanmıştır.µ bunu göstermek için bir(V) NGC 1068'de > 50.

Birinin spektral Tip 1 (geniş hat) radyo yüksek sesle Kuasarları ve radyo galaksilerini oldukça izotropik AGN ile ilgili parlaklık (örneğin lob gücü) ile seçebileceğini ve anizotropiden bir azalma spektrumu üretmek için iki spektrumu bölebileceğini hatırlayın. için bunu yapabildik z > 1 3CR (Şekil 4) çünkü tüm radyo galaksileri gizli Kuasarlara ev sahipliği yapıyor gibi görünüyor, ancak yalnızca

15µ dinlenme çerçevesinde. Anizotropi düzeltmesi, yakın IR'de yaklaşık 10, silikat özelliğinin her iki tarafında 1.5-2 ve silikat özelliğinde yaklaşık üç faktördür., ancak nesneden nesneye önemli ölçüde değişir. Beklendiği gibi, düzleşiyor

Torus şeklinin, genellikle radyo eksenine dik olan gizli-Geniş Çizgi Bölgesi nesnelerinde yansıyan ışığın yüksek tipik polarizasyonundan çıkarıldığını hatırlayın; bu, fotonların yalnızca çekirdekten kaçarak görüş hattına saçılabildikleri anlamına gelir. çekirdeği kutupsal yönlerde bırakın.

Birleşik modelin gölgeleme özelliğinde çağrılan karartıcı tozlu tori, sadece pasif değil, aktif bileşenlerdir. Geometri ve toz bulutu albedo için düzen birliği modülo faktörleri, tori olay Big Blue Bump/Geniş Çizgi Bölgesi parlaklığının neredeyse tamamını kızılötesine yeniden işleyecektir. Bu nedenle, yeniden yayılan kızılötesi emisyonun Big Blue Bump (ve genellikle önemli ölçüde emilen X-ışını) emisyonuna oranı, bize bir torus şekli olarak idealleştirilen tozlu gazın yaklaşık kaplama faktörünü söyler. 15

Örtme fraksiyonu, herhangi bir izotropik AGN özelliği tarafından seçilen bir numunedeki Tip 2 (gizli) çekirdeklerin fraksiyonu ile uyumlu olmalıdır. Bu karşılaştırmanın sonuçları nelerdir? Ara türleri ve Tip 1 çekirdekleri bir nükleer torus yerine ev sahibi galaksi düzlemindeki tozla (Keel 1980 Lawrence ve Elvis 1982) gizlenen Seyfert 2'lerin önemli azınlığını kabaca dışarıda bırakıyorum. Keel ve diğerleri (1994), 80 uzak-IR seçilmiş Seyfert 1 ve 141 Seyfert 2 (artı ayıkladıkları bazı H II gökadaları) buldu. Yani bir toz kaplama faktörü bekleniyor

bu parametre alanında üçte ikisi. Kağıt, toz ve gaz kaplama faktörlerini modelle "genel olarak tutarlı" olarak tanımlarken, bu noktada bu örnekten yararlanmak ve mevcut spektral enerji dağılımlarına dayalı olarak Tip 1'ler için kaplama faktörünü gerçekten ölçmek hala çok değerli olacaktır.

Şekil 4 (lütfen C. Leipski ve S. Hoenig tarafından sağlanmıştır) için SED bölümünü göstermektedir. z > 1 ayrı Kuasar ve radyo galaksi bileşimi, ancak kalan çerçevede yalnızca 15 mikrona kadar kapsar. 16 Yine bu çizim bize dalga boyunun bir fonksiyonu olarak anizotropiyi doğrudan verme iddiasındadır.

6 Birkaç LINER'ın güçlü geniş hatları vardır, örneğin, Filippenko ve Halpern 1984. Birçok LINER'ın göze çarpmayan geniş H bileşenleri vardır, ancak bunların düşük parlaklıktaki Seyfert'lerdekilere kesinlikle benzer oldukları bana göre net değil. Örneğin hızlı değişip değişmediklerini bilmiyoruz (L. Ho, 2011, özel görüşme). Geri.

7 Begelman (1999) tarafından, düşük frekanslardaki zayıf akıların, ters senkrotron absorpsiyonundan ziyade serbest serbestten kaynaklandığı öne sürülmüştür. Teşvik edici takip çalışması Stawarz ve diğerleri 2008 ve Ostorero ve diğerleri 2010'da bulunabilir. Geri.

8 Bu materyal yakın zamanda Giroletti 2008 tarafından gözden geçirilmiştir. Geri.

9 Radyo akışında ve kırmızıya kaymada. Geri.

10 Bir hatırlatma olarak, geniş çizgi ve dar çizgi AGN'nin bir toroidal nükleer kapatıcının oryantasyonu ile birleştirilmesine burada "gölgeleme birleşimi" adı verilir. Alt popülasyonlardaki süperluminal hareketin ve diğer göreli etkilerin oryantasyona atfedilmesine "ışınlama birleşimi" denir. Geri.

11 Termal ve termal olmayanın radyo emisyonunun kendisine değil, bir yığılma diskinden kaynaklandığı düşünülen enerjik olarak baskın bir optik/UV kaynağının varlığına atıfta bulunduğunu hatırlayın. Geri.

12 Maiolino ve diğerleri 2007 aslında SED üzerinden entegre olmamasına ve bu nedenle çok dikkatli bakılması gerekmesine rağmen, düşük-orta parlaklıktaki nesneler için nominal olarak birden büyük bazı örtücü faktörleri bulmaları ilginçtir. Bu, büyük tanelerin üstünlüğünün optik/UV bölgesinde daha az belirgin absorpsiyona (spektral eğrilik) yol açtığını ve dolayısıyla kişinin çok düşük çıkarım yapma tuzağına düşebileceğini savunan Gaskell ve diğerleri (2004) tarafından niteliksel olarak tahmin edilmiştir. yok olma. İç simitin küçük tanelerden yoksun olması beklenir, en sağlam şekilde belki de ışıma dengesine göre küçük taneler için torus süblimleşme yarıçapının daha büyük olması gerektiği gerekçesiyle. Süblimleşme yarıçapında küçük taneciklerin olmaması Suganuma ve arkadaşlarının 2006 verileri tarafından desteklenmektedir: bkz. Kishimoto ve arkadaşları 2007'deki tartışma. Geri.

13 İzotropik seçim, sınıflar arasındaki karşılaştırmalarda güçlü yanlılıkları önleyen bir izotropik AGN özelliği üzerinde seçim anlamına gelir. Anlaşılır sonuçlar üretmek için gereklidir. Geri.

14 Yaygın bir hata, saçılma polarizasyonu olarak sürekliliğin yüzde polarizasyonunun (çıkıntı veya Eliptik yıldız ışığı için düzeltme yapıldıktan sonra) kullanılmasıdır: bu genellikle sıcak yıldızlarla kirlenir ve bulmak için yalnızca geniş çizgiler kullanılabilir veya daha sık olarak saçılan nükleer ışığın yüzde polarizasyonuna bir alt sınır koyun (Antonucci 2002b). Geri.

15 İnce bir engelleyici diske sahip en az bir gizlenmiş Quasar vardır - radyo yüksek sesli, mini MgII BAL OI287 (Goodrich ve Miller 1988 Rudy ve Schmidt 1988 Ulvestad ve Antonucci 1988 Antonucci, Kinney ve Hurt 1993), ancak o bile 1 uzunlamasına bir yükseliş var gibi görünüyorµ en azından NED rakamlarına göre. Geri.

16 Buchanan ve diğerleri (2006), bu tür bir bölme işlemini 12µ (optikten daha iyi, ancak ideal değil) seçilen Seyfert gökadaları örneği. Beklendiği gibi, anizotropi eğrileri uzun dalga boylarında düzleşir, ancak garip bir şekilde birlik değerinde değil. Geri. *****


Başlık: ESKİ SİSTEMLERDE YENİ ETKİNLİK: GALAKSİLERİN FOSİL GRUPLARINDAKİ RADYO AĞLAR

Fosil gökada grubu adaylarının ilk sistematik 1.4 GHz Çok Büyük Dizi radyo sürekliliği araştırmasını sunuyoruz. Bunlar, gökada grubu üyelerinin tek, izole, büyük bir eliptik gökadada birleştirilmesiyle ve genişletilmiş bir sıcak X-ışını halesine sahip olarak, geçmişte bir gigayıl boyunca bir araya geldiğine inanılan sanallaştırılmış sistemlerdir. Adaylardan üçünün açıkça fosil grubu olmadığını belirlemek için Sloan Digital Sky Survey Data Release 7'den yeni fotometrik ve spektroskopik verileri kullanıyoruz. Kalan 30 adayın %67'sinde yüksek sesli radyo (L >10 WHz) baskın eliptik galaksilerinin merkezinde aktif galaktik çekirdek (AGN). AGN'nin radyo parlaklığı ile halenin X-ışını parlaklığı arasında, AGN'nin grup içi ortama enerji birikmesine katkıda bulunduğunu düşündüren zayıf bir korelasyon bulduk. X-ışını ile seçilmiş, eliptik olarak baskın fosil olmayan grupları dahil ettiğimizde, yalnızca merkezi eliptik gökadanın radyo ve optik parlaklığı arasında bir korelasyon buluyoruz, bu da AGN kuvveti ile grupların kütle montaj geçmişi arasında zayıf bir ilişki olduğunu gösteriyor. Fosil gruplarının baskın eliptik gökadası, optik, X-ışını ve radyo parlaklıklarında ortalama olarak normal grup eliptik ve daha "raquo gökadalardan daha parlak bir büyüklük mertebesindedir ve bulgularımız, eliptik gökadalardaki radyo-yüksek fraksiyonunun önceki sonuçlarla tutarlıdır. bir popülasyonun yıldız kütlesi ile bağlantılıdır. Fosil gruplarındaki mevcut aktivite seviyesi, AGN yakıtının son büyük birleşmeden çok sonra devam ettiğini gösteriyor. Mevcut çağda AGN'yi beslemek için çeşitli olasılıkları tartışıyoruz. « daha az


Yerçekimi Lensleri

Kütleçekimsel merceklenmeyi anlamanın anahtarı, fotonların uzay-zaman jeodezikleri ve kütle eğrilerini takip ettiğini hatırlamaktır. Böylece kütle konsantrasyonları optik lensler gibi davranır. Işık bir mercekten geçtiğinde, hava (veya vakum) ile cam arasındaki kırılma indisindeki değişiklik ışığın bükülmesine neden olur. Bir malzemenin kırılma indisi, bir vakumdaki ışığın hızının malzeme içindeki ışığın hızına oranıdır:

Böylece n her zaman birden büyüktür.

Kütlenin benzer davranışa nasıl neden olduğunu anlamak için, Schwartzchild metriği için ışığın radyal yöndeki koordinat hızının ifadesini hatırlayın:

Bu, yaklaşık bir ifade verecek şekilde yeniden düzenlenebilir: n:

10e11 Güneş kütlesi kütlesi ve yakın yaklaşım için

10 kpc, bu verir n-1

10e-6. Bu, sapmaların küçük olduğu anlamına gelir. Olması gerektiği gibi (ya da her zaman böyle şeyler görürdük).

Sorun, Güneş tarafından yıldız ışığının kütleçekimsel sapmasının tedavisine benzer bir şekilde incelenirse, idealize edilmiş bir nokta-mercek için iki görüntünün olması gerektiğini gösteren bir ilişki türetilebilir.

İki görüntü ayrımı için ikinci dereceden ilişki incelenirse, (Hubble sabiti için bir değer varsayarak) mercek kütlesi için bir tahmin belirlemek için ayrımların kullanılabileceğini bulur. Arka plan kaynağının özünde değişken olması durumunda, prensipte iki kaynağın değişkenliği arasında gözlemlenen gecikmenin, bizden kaynağa olan yol uzunluklarını doğrudan ölçmek için kullanılabileceğini unutmayın. Bu, bu tür sistemler için Hubble sabiti için bir tahmin yapılabileceği anlamına gelir. QSO'lar özünde değişken olduğundan, bu biraz ilgi çeken bir yöntemdir. Ne yazık ki, QSO değişkenliği dağınıktır. Ayrıca, bu yöntemin gerçekten işe yaraması için merceğin kütle dağılımını anlamak gerekir. Genişletilmiş bir kaynak mercek, idealleştirilmiş bir nokta kaynaklı mercekten çok daha farklı davranır.

Arka plan kaynağı lensle tam olarak aynı hizadaysa, bir Einstein Yüzüğü:

Gerçekte, bu tür halkalar, hizalama açısı Einstein halka yarıçapından (yukarıda) daha az olduğunda ortaya çıkar.


Videoyu izle: Kelimelerin SESİ.. Alo..Alo..Burası Ankara Radyosu Radyo Tiyatrosu,Arkası Yarın (Ocak 2023).