활동은하핵

활동은하핵(AGN) 활동은하(active galaxy)

  • 세이퍼트
  • 전파은하
  • 퀘이사

세이퍼트

Seyfert_Galaxy_NGC_7742.jpg
  • 1943년 칼 키넌 세이퍼트(Carl Keenan Seyfert)
  • 중심의 표면밝기가 매우 밝다
    • 보통 나선은하는 팽대부가 드 보클레르 윤곽이지만, 세이퍼트는 점광원마냥 가우시안 분포(사진에 십자선도 나옴).
  • 빠른 주기(수 분)로 엑스선 밝기가 변함
Seyfert-spectrum.png

세이퍼트 I

  • 넓은 방출선, Bluer
  • 넓은선은 high velocity gas 로 인한 도플러 효과 때문.
  • 도플러를 일으킬 만한 중력포텐셜.
Broad-emission-lines.png

세이퍼트 II

  • 넓은선 없음. Red…까진 아니더라도 덜 Blue

AGN은 작으나 질량이 크다 ( $r < 100\ \rm{pc}$, $M > 10^{10} (r/100\ \rm{pc})M_\odot$)
변광 주기가 짧다는 것은 그만큼 크기가 작다는 것

전파은하

3c405.jpg
  • 1950년대 칼 잰스키(Karl Jansky) 등
  • 제트, 전파엽
    • 제트: 자기장을 따라 분출되는 전자 흐름.
    • 제트는 강착원반에 수직하게 분출된다.
  • 싱크로트론 복사
    • 비열적 복사
    • 자기장 + 아광속 전자: 빛은 전기 + 자기. 자기장을 따라서 전자가 존나 빠르게 움직이면 곧 빛으로 복사.
radio-jet.png

형태학 - Fanaroff-Riley classification

  • FR I : 낮은 전파 광도, 구불탱한 제트 모양
  • FR II: 높은 전파 광도, 매우 밝은 가장자리 제트엽
  • Weak radio galaxy: 처녀자리 A 따위
Radio_galaxy_3C31.png Radio_galaxy_3C98.png 460px-M87_jet.jpg
FR I FR II Virgo A
  • 매우 작은 핵 크기( ~ 1 광주)
  • 전파은하의 분광은 세이퍼트 II와 유사. 개중엔 세이퍼트 I와 유사한 것도 있음
  • but 세이퍼트는 대부분 전파가 약함
  • 전파은하의 특징인 jet는 AGN의 주요 특징이랄 수 없음

퀘이사

Einstein_cross.jpg

퀘이사의 발견

  • 1963년 마르틴 슈미트
  • 3C 273: 최초로 발견한 퀘이사
  • 전파는 분해가 잘 되지 않음. 가시광 사진에서 타겟 구분은? 달이 광원들을 가리는 것을 이용
  • 별처럼 생겼는데 별은 아님(별은 전파를 거의 안 낸다) → "준성전파원(Quasi-stellar Radio Source)"
Quasar-spectrum.png

퀘이사의 성질

  • 방출선의 적색편이가 매우 큼($z = 0.158$) → 먼 우주에 존재
  • 광도가 매우 높음 → 태양의 1012
  • 밝기가 짧은 주기로 변함. → 크기가 불과 수 광년
  • 퀘이사 중 다수(90%)는 전파 세기가 크지 않음. 그래서 QSO라는 용어도 있음

AGN 통합 모형

AGN-luminosity.png

선광도와 핵광도 사이에 일정한 관계발견. 혹시 여러 종류의 활동은하핵들은 다 똑같은 게 아닐까??

  • 세이퍼트, 전파은하, 퀘이사는 모두 초대질량블랙홀의 물질 강착으로 인한 현상
  • 은하의 중심부에서 발생.
  • 시선방향에 따라 다양한 현상으로 관측(정사영 효과).
Active_Galactic_Nucleus_Model.png
  • 초대질량블랙홀 주위의 강착원반에서 연속선, 주위의 가스 의해 방출선이 나타남.
  • 바깥쪽의 dust torus: 소광이 엄청나다. 경엑스선 정도만 뚫고 나올 수 있음
    • 세이퍼트 2는 torus에 강착원반이 가려짐. 연속선과 방출선이 안 보임
    • 세이퍼트 1은 torus에 수직한 방향으로 관측, 엑스선, 자외선이 많이 보여 blue 하게 보이고 가스들의 도플러도 보인다.
    • 전파은하는 대체로 세이퍼트 2와 같으나 넓은 방출선이 보이는 것도 있음
  • 제트가 거의 정확히 지구쪽을 가리키면 제트가 상대론적 효과로 광도가 엄청 커진다: 블레이자

정리

  • 넓은 방출선이 보이면 Type 1 AGN: 퀘이사, 세이퍼트 I
  • 넓은 방출선이 없으면 Type 2 AGN: 전파은하, 세이퍼트 II
    • cf) Type 2는 Starburst와 헷갈릴 수 있음. 수소선과 중원소 금지선의 비율을 보면 Type 2 AGN이 더 크다. 블랙홀 강착원반의 광자가 OB성의 광자보다 에너지가 크기 때문.
    • log[N II]/Hα 와 log[O III]/Hβ 를 축으로 그래프를 그리면 Starburst는 아래쪽에서 왼쪽으로 곡선을 그리고, AGN은 오른쪽 위로 튐

이 모형의 검증 세이퍼트 II를 편광 관측했을 때 넓은 방출선 포착 → 세이퍼트 I, II는 하나로 통합되고, 전파은하에서도 방출선 보이는 것이 있다

만사 끝!! …인 줄 알았는데

  • 세이퍼트 II에 대한 대규모 편광 관측 결과 넓은 방출선이 안 나오는 은하가 쏟아져 나옴. naked 세이퍼트.

은하 팽대부의 초대질량 블랙홀

  • AGN은 질량이 강착되는 초대질량 블랙홀에서 일어나는 현상.
  • 강착이 끝나면? 블랙홀이 inactive 하다
  • 모든 은하에 초대질량블랙홀이 있는가?
    • 우리 은하는 레이저 적응광학으로 초대질량 블랙홀 발견.
    • 외부은하는? 스펙트럼을 살피면 중심 근처에서 케플러리안 모션.
    • 대부분의 큰 은하는 초대질량블랙홀이 있다는 동역학적 증거가 있다.
    • 예외: 삼각형자리 은하(M33)은 팽대부가 없고, 가운데의 선폭도 넓지 않다. 중심에 1000 태양질량 이상의 무언가 존재할 수 없음.
    • 그렇다면 팽대부가 없는 은하는 블랙홀이 없는가? but 팽대부가 안 보이는 은하에서 AGN이 발견되는 경우 있음. 아직 미해결 문제

정리 - 지금까지의 패러다임

  • 대부분의 질량이 큰 은하는 초대질량블랙홀이 있다.
  • 블랙홀이 강착을 일으키면 은하는 활동은하가 된다. 활동은하는 모든 은하가 거쳐가는 한 과정
  • M-시그마 관계: 블랙홀의 질량과 팽대부의 질량은 상관관계가 있다(BH mass ~ bulge mass의 0.1-0.2 %).

이에 대한 설명

  • 블랙홀과 은하의 공진화(다수설)?: AGN Feedback
  • 공진화 부정(소수설): 은하 합병으로 설명.
  • 아직 의견 분분.
  • 닭이냐 달걀이냐? 블랙홀이 먼저 커졌나 은하가 먼저 커졌나?

덤: 블레이자

H0323bl2.gif
  • 전파원.
  • 제트의 방향이 거의 시선방향과 일치(10도 미만)
  • 도마뱀자리 BL 천체
    • weak emission line
    • 매우 빠른 변광
  • OVV
    • strong emission line
    • 매우 빠른 변광

도플러 증폭

doppler_boosting.png
(1)
\begin{align} \Delta t_{\rm{obs}} = \Delta t \left( 1 - {{V \cos\theta} \over c} \right) \end{align}
(2)
\begin{align} V_{\rm{obs}} = {{V \Delta t \sin\theta} \over {\Delta t_{\rm{obs}}}} = {{V \sin\theta} \over {1 - V \cos\theta / c}} \end{align}

로렌츠 인수 γ는

(3)
\begin{align} \gamma = {1 \over {\sqrt{1 - { \left( {V \over c} \right) }^2}}} \sim 10^4 - 10^6 \end{align}
(4)
\begin{align} \Delta t_{\rm{obs}} = \Delta t_{\rm{blob}} \cdot \gamma \left( 1 - {V \over c} \cos\theta \right) = {{\Delta t_{\rm{blob}}} \over \gamma} \end{align}

이것은 즉 시간지연을 의미한다(관찰자의 시간 $t_{\rm{obs}}$가 더 길어진다).

(5)
\begin{align} v_{\rm{obs}} = v_e {\left[ \gamma \left( 1 - {V \over c} \cos\theta \right) \right]}^{-1} \end{align}

: 청색편이

(6)
\begin{align} L_{\rm{obs}} \sim L_{\rm{int}} \gamma^2 \end{align}
(7)
\begin{align} f_{v_{\rm{obs}}} \sim f_{v_{\rm{int}}} \gamma^3 \end{align}

초광속 운동!