Milchstraßen von Seyfert sind eine Klasse von Milchstraßen mit Kernen, die geisterhafte Linienemission von hoch ionisiertem Benzin, genannt nach Carl Keenan Seyfert, dem Astronomen erzeugen, der zuerst die Klasse 1943 identifiziert hat. Die Zentren von Milchstraßen von Seyfert bilden eine Unterklasse von aktiven galaktischen Kernen (AGN) und werden gedacht, supermassive schwarze Löcher mit Massen zwischen 10 und 10 Sonnenmassen zu enthalten.

Eigenschaften

Milchstraßen von Seyfert werden durch äußerst helle Kerne und Spektren charakterisiert, die sehr helle Emissionslinien von Wasserstoff, Helium, Stickstoff und Sauerstoff haben. Diese Emissionslinien stellen das starke Erweitern von Doppler aus, das Geschwindigkeiten von 500 bis 4000 km/s einbezieht und geglaubt wird, in der Nähe von einer Akkretionsplatte zu entstehen, die das schwarze Hauptloch umgibt.

Diese Emissionslinien können aus der Oberfläche der Akkretionsplatte selbst kommen, oder können aus Wolken von Benzin kommen, das durch den Hauptmotor in einem Ionisationskegel illuminiert ist. Die genaue Geometrie des Ausstrahlen-Gebiets ist schwierig, wegen der schlechten Entschlossenheit zu bestimmen. Jedoch hat jeder Teil der Akkretionsplatte eine verschiedene Geschwindigkeit hinsichtlich unserer Gesichtslinie, und je schneller das Benzin um das schwarze Loch rotiert, desto breiter die Linie sein wird. Ähnlich hat ein beleuchteter Scheibe-Wind auch eine von der Position abhängige Geschwindigkeit.

glaubt, entstehen die schmalen Linien aus dem Außenteil des AGN, wo Geschwindigkeiten niedriger sind, während die breiten Linien näher am schwarzen Loch entstehen. Das wird durch die Tatsache bestätigt, dass sich die schmalen Linien feststellbar nicht ändern, der andeutet, dass das Ausstrahlen-Gebiet gegen die breiten Linien groß ist, die sich auf relativ kurzen Zeitskalen ändern können. Kartografisch darstellender Widerhall ist eine Technik, die diese Veränderlichkeit verwendet, um zu versuchen, die Position und Morphologie des Ausstrahlen-Gebiets zu bestimmen.

Milchstraßen von Seyfert zeigen auch starke Emission in infrarot, ultraviolettem, und Röntgenstrahl-Teile des Spektrums, wohingegen nur weniger als 5 % lautes Radio sind. Wie man glaubt, ist die Radioemission Synchrotron-Emission vom Strahl. Die Infrarotemission ist wegen der Radiation in anderen Bändern, die durch Staub in der Nähe vom Kern neu bearbeiten werden. Wie man glaubt, werden die höchsten Energiefotonen durch das Gegenteil compton das Zerstreuen durch eine hohe Temperaturkorona in der Nähe vom schwarzen Loch geschaffen.

Klassifikation

Seyferts wurden zuerst als Typ 1 oder 2, abhängig davon klassifiziert, ob die Spektren sowohl schmale als auch breite Emissionslinien (Typ 1) oder nur schmale Linien (Typ 2) zeigen. Ihnen wird jetzt eine Bruchklassifikation abhängig von Verhältniskräften der schmalen und breiten Bestandteile (z.B Typ 1.5 oder Typ 1.9) gegeben. Es wird geglaubt, dass Typ 1 und Milchstraßen des Typs 2 hauptsächlich dasselbe sind, und sie sich nur wegen des Winkels unterscheiden, in dem sie beobachtet werden. Das ist als Vereinigungstheorie von Seyfert bekannt. Im Typ 2 Seyferts wird es geglaubt, dass der breite Bestandteil durch Staub und/oder durch unseren Betrachtungswinkel auf der Milchstraße verdunkelt wird. In einem Typ 2 Milchstraßen von Seyfert kann der breite Bestandteil im polarisierten Licht beobachtet werden; es wird geglaubt, dass das Licht vom Gebiet der breiten Linie durch einen heißen, gasartigen Ring gestreut wird, der den Kern umgibt, uns erlaubend, es indirekt anzusehen. Diese Wirkung wurde zuerst von Antonucci und Miller im Typ 2 Seyfert NGC 1068 entdeckt.

Siehe auch

• Kernemissionslinie-Gebiet der niedrigen Ionisation, eine andere Klasse von Milchstraßen, die AGN enthalten

Links

• Milchstraßen von Seyfert