Astronomie

Quelle fraction de galaxies héberge des noyaux galactiques actifs ?

Quelle fraction de galaxies héberge des noyaux galactiques actifs ?

J'ai dit "certains". Je ne trouve pas de référence pour un pourcentage particulier.

Cela semble répondre à la question dans une certaine mesure; https://arxiv.org/abs/astro-ph/0108389 "environ 1%" serait-il dans la bonne approximation pour une réponse alors ?

pesa souligne que cela dépend du redshift. Je cherche un chiffre approximatif de la fraction d'AGN à $z < 1$.


Comme Pela l'a dit dans le commentaire, cela dépend fortement du redshift, il n'y a donc pas de réponse directe. "Certains" est l'option la plus sûre.


Titre : Réionisation avec galaxies et noyaux galactiques actifs

Dans ce travail, nous étudions les propriétés des sources qui ont réionisé le milieu intergalactique (IGM) dans l'Univers à décalage vers le rouge élevé. À l'aide d'un modèle semi-analytique visant à reproduire les galaxies et les trous noirs du premier

1,5 Gyr de l'Univers, nous revisitons le rôle relatif de la formation d'étoiles et de l'accrétion de trous noirs dans la production de photons ionisants qui peuvent s'échapper dans l'IGM. La formation d'étoiles et l'accrétion des trous noirs sont régulées par la rétroaction des supernovas, ce qui entraîne un retard de l'accrétion des trous noirs dans les halos de faible masse. Nous explorons un large éventail de combinaisons pour la fraction d'échappement des photons ionisants (dépendant du décalage vers le rouge, constant et mis à l'échelle avec la masse stellaire) des deux formations d'étoiles (|$langle f_< m esc>^ < m sf> angle $|) et AGN (|$f_< m esc>^< m bh>$|) pour trouver : (i) le bilan ionisant est dominé par le rayonnement stellaire de faible masse stellaire (|$M_*lt 10^ 9 , < m m M_odot >$|) galaxies à z > 6 avec la contribution AGN (stimulée par |$M_gt 10^6 , < m m M_odot >$| trous noirs dans |$M_* gtrsim 10^9, < m m M_odot>$| galaxies) dominant à des décalages vers le rouge inférieurs (ii) AGN ne contribuent que |$10-25<< m pour cent>>$| à l'émissivité ionisante cumulée par z = 4 pour les modèles qui correspondent aux contraintes de réionisation observées (iii) si la dépendance de la masse stellaire de |$langle f_< m esc>^ < m sf> angle$| est moins profond que |$f_< m esc>^< m bh>$|, à z < 7 a masse stellaire de transition existe au-dessus duquel l'AGN domine le taux de production de photons ionisants qui s'échappent (iv) la masse stellaire de transition diminue avec la diminution du décalage vers le rouge. Alors que l'AGN domine l'émissivité de fuite au-dessus du genou de la fonction de masse stellaire à z

6.8, ils prennent le relais à des masses stellaires qui sont un dixième de la masse du genou en z = 4.


Titre : ACTIVITÉ DANS LES NOYAUX GALACTIQUES DES GALAXIES COMPACTES DE GROUPE DANS L'UNIVERS LOCAL

Nous étudions l'activité nucléaire des galaxies en groupes compacts locaux. Nous utilisons un échantillon spectroscopique de 238 galaxies dans 58 groupes compacts de la version 7 des données du Sloan Digital Sky Survey pour estimer la fraction de galaxies hôtes du noyau galactique actif (AGN) dans des groupes compacts, et pour la comparer avec celles des régions d'amas et de champ. Nous utilisons des diagrammes de rapport de raies d'émission pour identifier les galaxies hôtes AGN et constatons que la fraction AGN des galaxies du groupe compact est de 17 % à 42 % selon la méthode de classification AGN. La fraction AGN dans les groupes compacts n'est pas la plus élevée parmi les environnements galactiques. Cette tendance persiste même si nous utilisons plusieurs sous-échantillons séparés par la morphologie des galaxies et la luminosité optique. La fraction AGN pour les galaxies de type précoce diminue avec l'augmentation de la densité du nombre de galaxies, mais la fraction pour les galaxies de type tardif change peu. Nous ne trouvons aucune galaxie hôte AGN détectée dans l'infrarouge moyen dans notre échantillon de groupes compacts utilisant les données Wide-field Infrared Survey Explorer. Ces résultats suggèrent que l'activité nucléaire des galaxies du groupe compact (principalement les premiers types) n'est pas forte en raison du manque d'approvisionnement en gaz, même si elles peuvent subir de fréquentes interactions galaxie-galaxie et des fusions qui pourraient déclencher une activité nucléaire.


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Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article

T1 - Fractions de gaz atomiques dans les galaxies hôtes du noyau galactique actif

N2 - La rétroaction d'un noyau galactique actif (AGN) est fréquemment invoquée comme mécanisme par lequel le gaz peut être chauffé ou retiré d'une galaxie. Cependant, les mesures de la fraction gazeuse dans les hôtes AGN ont donné un soutien mitigé pour ce scénario. Ici, nous revisitons l'évaluation des fgas (= MHI/M) dans les hôtes AGN z < 0,05 dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) en utilisant deux techniques complémentaires. Tout d'abord, nous étudions les fgas pour 75 galaxies hôtes AGN dans le GALEX Arecibo SDSS Survey (xGASS), dont les fractions de gaz atomiques sont complètes à quelques pour cent. Deuxièmement, nous construisons des piles spectrales H I de 1562 AGN à partir de l'enquête Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA), ce qui nous permet d'étendre l'échantillon AGN aux masses stellaires inférieures. Les deux techniques trouvent qu'à M fixe, les hôtes AGN avec log (M/M) 10,2 sont riches en H I d'un facteur ∼2. Cependant, cet excès de fraction gazeuse disparaît lorsque l'échantillon de contrôle est en outre apparié en taux de formation d'étoiles (SFR), indiquant que ces hôtes AGN sont en fait H I normaux. À une masse stellaire inférieure, l'analyse d'empilement révèle que les hôtes AGN sont pauvres en H I à masse stellaire fixe. Dans le régime M le plus bas sondé par notre échantillon, 9 < log (M/M) < 9.6, le déficit HI chez les hôtes AGN est d'un facteur 4 et reste d'un facteur ∼2 même lorsque l'échantillon de contrôle est en outre apparié chez SFR. Nos résultats aident à réconcilier des résultats précédemment contradictoires, en montrant que l'appariement des échantillons de contrôle par plus que la simple masse stellaire est essentiel pour une comparaison rigoureuse.

AB - La rétroaction d'un noyau galactique actif (AGN) est fréquemment invoquée comme mécanisme par lequel le gaz peut être chauffé ou retiré d'une galaxie. Cependant, les mesures de la fraction gazeuse dans les hôtes AGN ont donné un soutien mitigé pour ce scénario. Ici, nous revisitons l'évaluation des fgas (= MHI/M) dans les hôtes AGN z < 0,05 dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) en utilisant deux techniques complémentaires. Tout d'abord, nous étudions les fgas pour 75 galaxies hôtes AGN dans le GALEX Arecibo SDSS Survey (xGASS), dont les fractions de gaz atomiques sont complètes à quelques pour cent. Deuxièmement, nous construisons des piles spectrales H I de 1562 AGN à partir de l'enquête Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA), ce qui nous permet d'étendre l'échantillon AGN aux masses stellaires inférieures. Les deux techniques trouvent qu'à M fixe, les hôtes AGN avec log (M/M) 10,2 sont riches en H I d'un facteur ∼2. Cependant, cet excès de fraction gazeuse disparaît lorsque l'échantillon de contrôle est en outre apparié en taux de formation d'étoiles (SFR), indiquant que ces hôtes AGN sont en fait H I normaux. À une masse stellaire inférieure, l'analyse d'empilement révèle que les hôtes AGN sont pauvres en H I à masse stellaire fixe. Dans le régime M le plus bas sondé par notre échantillon, 9 < log (M/M) < 9.6, le déficit HI chez les hôtes AGN est d'un facteur 4 et reste d'un facteur ∼2 même lorsque l'échantillon de contrôle est en outre apparié chez SFR. Nos résultats aident à réconcilier des résultats précédemment contradictoires, en montrant que l'appariement des échantillons de contrôle par plus que la simple masse stellaire est essentiel pour une comparaison rigoureuse.


Résumé

Lorsque des galaxies de taille comparable entrent en collision et fusionnent, nous appelons cela une fusion, mais lorsqu'une petite galaxie est engloutie par une plus grande, nous utilisons le terme de cannibalisme galactique. Les collisions jouent un rôle important dans l'évolution des galaxies. Si la collision implique au moins une galaxie riche en matière interstellaire, la compression résultante du gaz entraînera une explosion de formation d'étoiles, conduisant à une galaxie starburst. Les fusions étaient beaucoup plus courantes lorsque l'univers était jeune, et bon nombre des galaxies les plus éloignées que nous voyons sont des galaxies en étoile qui sont impliquées dans des collisions. Les noyaux galactiques actifs alimentés par des trous noirs supermassifs au centre de la plupart des galaxies peuvent avoir des effets majeurs sur la galaxie hôte, notamment en empêchant la formation d'étoiles.


Tous les codes de classification des revues scientifiques (ASJC)

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Dans : Astrophysical Journal, Vol. 789, n° 2, 112, 10.07.2014.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - Noyaux galactiques actifs décalés en tant que traceurs de fusions de galaxies et de croissance de trous noirs supermassifs

N2 - Les noyaux galactiques actifs décalés (AGN) sont des AGN qui sont en fusion de galaxies en cours, ce qui produit des décalages cinématiques dans les AGN par rapport à leurs galaxies hôtes. Les AGN décalés sont également des proches parents des AGN doubles. Nous effectuons une recherche systématique des AGN décalés dans le Sloan Digital Sky Survey en sélectionnant des lignes d'émission AGN qui présentent des décalages de vitesse de ligne de visée statistiquement significatifs par rapport au système. À partir d'un échantillon parent de 18 314 AGN de ​​type 2 à z < 0,21, nous identifions 351 candidats AGN décalés avec des décalages de vitesse de 50 km s-1 < |Δv| < 410 km s-1. Lorsque nous tenons compte des effets de projection dans les vitesses observées, nous estimons que 4 à 8 % des AGN sont des AGN décalés. Nous avons conçu nos critères de sélection pour contourner les décalages de vitesse produits par les disques de gaz en rotation, les sorties d'AGN et le recul gravitationnel des trous noirs supermassifs, mais des observations de suivi sont toujours nécessaires pour confirmer nos candidats en tant qu'AGN décalés. Nous constatons que la fraction des AGN candidats à l'offset augmente avec la luminosité bolométrique de l'AGN, de 0,7% à 6% sur la plage de luminosité 43 < log (L bol) [erg s-1] <46. S'il s'avère que ces candidats sont de véritables AGN décalés, alors ce serait une preuve observationnelle directe que les fusions de galaxies déclenchent préférentiellement des AGN à haute luminosité. Enfin, nous trouvons que la fraction d'AGN qui sont des candidats AGN décalés augmente de 1,9% à z = 0,1 à 32% à z = 0,7, en phase avec la croissance de la fraction de fusion des galaxies sur la même plage de décalage vers le rouge.

AB - Les noyaux galactiques actifs décalés (AGN) sont des AGN qui sont en fusion de galaxies en cours, ce qui produit des décalages cinématiques dans les AGN par rapport à leurs galaxies hôtes. Les AGN décalés sont également des proches parents des AGN doubles. Nous effectuons une recherche systématique des AGN décalés dans le Sloan Digital Sky Survey en sélectionnant des lignes d'émission AGN qui présentent des décalages de vitesse de ligne de visée statistiquement significatifs par rapport au système. À partir d'un échantillon parent de 18 314 AGN de ​​type 2 à z < 0,21, nous identifions 351 candidats AGN décalés avec des décalages de vitesse de 50 km s-1 < |Δv| < 410 km s-1. Lorsque nous tenons compte des effets de projection dans les vitesses observées, nous estimons que 4 à 8 % des AGN sont des AGN décalés. Nous avons conçu nos critères de sélection pour contourner les décalages de vitesse produits par les disques de gaz en rotation, les sorties d'AGN et le recul gravitationnel des trous noirs supermassifs, mais des observations de suivi sont toujours nécessaires pour confirmer nos candidats en tant qu'AGN décalés. Nous constatons que la fraction des AGN candidats à l'offset augmente avec la luminosité bolométrique de l'AGN, de 0,7% à 6% sur la plage de luminosité 43 < log (L bol) [erg s-1] <46. S'il s'avère que ces candidats sont de véritables AGN décalés, alors ce serait une preuve observationnelle directe que les fusions de galaxies déclenchent préférentiellement des AGN à haute luminosité. Enfin, nous constatons que la fraction d'AGN qui sont des candidats AGN décalés augmente de 1,9% à z = 0,1 à 32% à z = 0,7, en phase avec la croissance de la fraction de fusion des galaxies sur la même plage de décalage vers le rouge.


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La fraction des noyaux galactiques actifs dans le protoamas USS 1558-003 à z = 2,53. / Macuga, Michael Martini, Paul Miller, Eric D. Brodwin, Mark Hayashi, Masao Kodama, Tadayuki Koyama, Yusei Overzier, Roderik A. Shimakawa, Rhythm Tadaki, Ken Ichi Tanaka, Ichi.

Dans : Astrophysical Journal, Vol. 874, n° 1, 54, 20.03.2019.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T1 - La fraction des noyaux galactiques actifs dans le protoamas USS 1558-003 à z = 2,53

N1 - Copyright de l'éditeur : © 2019. La Société américaine d'astronomie. Tous les droits sont réservés.

N2 - L'incidence des noyaux galactiques actifs (AGN) dans l'environnement local est une sonde potentiellement précieuse des mécanismes qui déclenchent et fournissent du carburant pour l'accrétion sur les trous noirs supermassifs. Alors que la corrélation entre la fraction AGN et l'environnement a été bien étudiée dans l'univers local, les fractions AGN ont été mesurées pour relativement peu d'environnements denses à décalage vers le rouge élevé. Dans cet article, nous présentons une mesure de la fraction d'AGN aux rayons X dans le protoamas USS 1558-003 associé à la radiogalaxie z = 2,53 4C-00.62. Notre mesure est basée sur une observation Chandra à 100 k, une spectroscopie de suivi du spectrographe double multi-objets sur le grand télescope binoculaire et une photométrie à large et à bande étroite. Ces données sont sensibles aux AGN plus lumineux que L X > 2 × 10 43 erg s -1 dans la bande des rayons X durs au repos (2-10 keV). Nous avons identifié deux AGN à rayons X au décalage vers le rouge de l'USS 1558-003, dont l'un est la radiogalaxie. Nous avons déterminé que les émetteurs Hα du protocluster sont des AGN à rayons X. Contrairement à la plupart des autres progéniteurs d'amas à fort décalage vers le rouge étudiés avec des techniques similaires, l'USS 1558-003 n'a pas une fraction significativement plus élevée d'AGN que les galaxies de champ à des décalages vers le rouge similaires. Cette fraction d'AGN inférieure est incompatible avec l'attente selon laquelle les fractions de gaz plus élevées à un décalage vers le rouge élevé, combinées aux densités de galaxies élevées et aux vitesses relatives modestes dans les protoamas, devraient produire des fractions d'AGN plus élevées.

AB - L'incidence des noyaux galactiques actifs (AGN) dans l'environnement local est une sonde potentiellement précieuse des mécanismes qui déclenchent et fournissent du carburant pour l'accrétion sur les trous noirs supermassifs. Alors que la corrélation entre la fraction AGN et l'environnement a été bien étudiée dans l'univers local, les fractions AGN ont été mesurées pour relativement peu d'environnements denses à décalage vers le rouge élevé. Dans cet article, nous présentons une mesure de la fraction d'AGN aux rayons X dans le protoamas USS 1558-003 associé à la radiogalaxie z = 2,53 4C-00.62. Notre mesure est basée sur une observation Chandra à 100 k, une spectroscopie de suivi du spectrographe double multi-objets sur le grand télescope binoculaire et une photométrie à large et à bande étroite. Ces données sont sensibles aux AGN plus lumineux que L X > 2 × 10 43 erg s -1 dans la bande des rayons X durs au repos (2-10 keV). Nous avons identifié deux AGN à rayons X au décalage vers le rouge de l'USS 1558-003, dont l'un est la radiogalaxie. Nous avons déterminé que les émetteurs Hα du protocluster sont des AGN à rayons X. Contrairement à la plupart des autres progéniteurs d'amas à fort décalage vers le rouge étudiés avec des techniques similaires, l'USS 1558-003 n'a pas une fraction significativement plus élevée d'AGN que les galaxies de champ à des décalages vers le rouge similaires. Cette fraction d'AGN inférieure est incompatible avec l'attente selon laquelle les fractions de gaz plus élevées à un décalage vers le rouge élevé, combinées aux densités de galaxies élevées et aux vitesses relatives modestes dans les protoamas, devraient produire des fractions d'AGN plus élevées.


Noyaux galactiques actifs et formation d'étoiles

La galaxie UGC 5101 contient un noyau actif (AGN), un noyau compact qui émet un rayonnement abondant et stimule éventuellement la formation d'étoiles. Dans cette image de Hubble, la queue de marée à gauche suggère que la galaxie est en fait une paire de galaxies en fusion. Les astronomes qui étudient l'influence de l'AGN sur le développement de leur galaxie hôte ont conclu que les deux grandissent ensemble. Crédit : NASA, ESA, Hubble Heritage Team STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration et A. Evans University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University

La plupart des galaxies hébergent un trou noir supermassif (SMBH) au niveau de leur noyau. (Un trou noir supermassif est celui dont la masse dépasse un million de masses solaires.) Un problème clé non résolu dans la formation et l'évolution des galaxies est le rôle que ces SMBH jouent dans la formation de leurs galaxies. La plupart des astronomes conviennent qu'il doit y avoir un lien fort en raison des corrélations observées entre la masse d'un SMBH et la luminosité de sa galaxie, la masse stellaire et les mouvements stellaires dans la galaxie. Ces corrélations s'appliquent à la fois aux galaxies locales et à celles des époques cosmiques antérieures. Mais malgré les progrès réalisés dans l'étude des SMBH, leur effet sur leurs hôtes n'est toujours pas compris. Dans certains scénarios suggérés, le SMBH supprime la formation d'étoiles dans la galaxie en expulsant de la matière. Dans d'autres, comme le scénario de fusion, l'effet est inverse : le SMBH stimule la formation d'étoiles en aidant à remuer le milieu interstellaire. Des simulations informatiques ont été entreprises pour tenter de régler ces différences, et elles tendent à montrer que le gaz froid provenant du milieu intergalactique peut alimenter à la fois le SMBH et la croissance des galaxies.

La formation d'étoiles est l'un des principaux marqueurs de la croissance des galaxies. Des observations de galaxies ont tenté de mesurer la formation d'étoiles en corrélant le taux de formation avec la luminosité intrinsèque (la formation d'étoiles chauffe la poussière dont l'émission infrarouge peut dominer la luminosité). Cependant, l'émission de la région autour d'un trou noir supermassif qui s'accréte activement, un noyau galactique actif (AGN), peut facilement être confondue avec l'émission de la formation d'étoiles. Les rayons X ou l'émission d'ions hautement excités peuvent être utilisés pour déterminer indépendamment les contributions AGN, mais ces mesures peuvent être compliquées par l'extinction de la poussière ou d'autres effets. De plus, il existe des preuves que dans les galaxies petites ou moins lumineuses, ou dans celles d'époques cosmiques antérieures, d'autres facteurs comme l'abondance des éléments ont fortement influencé le développement de la galaxie.

Les astronomes du CfA Belinda Wilkes et Joanna Kuraszkiewicz et cinq collègues ont examiné 323 galaxies connues pour héberger l'AGN à partir de leur forte émission de rayons X (telle que mesurée par le télescope XMM-Newton) et également pour avoir une formation d'étoiles active en cours comme déterminé par leur émission infrarouge lointain ( mesurée avec le télescope spatial Herschel). Les galaxies sont toutes situées à des distances telles que leur lumière voyage depuis environ deux à onze milliards d'années. Leur analyse statistique de l'échantillon révèle qu'en moyenne l'AGN contribue à environ 20 % de la luminosité infrarouge bien qu'elle puisse parfois être supérieure à 90 %. Ils parviennent à la conclusion importante qu'il n'y a aucune preuve, au moins dans cet ensemble d'objets, d'une forte corrélation entre les deux, ou que les AGN éteignent la formation d'étoiles. En fait, il semble que les deux grandissent ensemble.


Que sont les noyaux galactiques actifs ?

Représentation d'artiste d'un noyau galactique actif (AGN) au centre d'une galaxie. Crédit : NASA/CXC/M.Weiss

Dans les années 1970, les astronomes ont pris connaissance d'une source radio compacte au centre de la Voie lactée - qu'ils ont nommée Sagittaire A. Après plusieurs décennies d'observation et de preuves croissantes, il a été théorisé que la source de ces émissions radio était en fait un trou noir supermassif (SMBH). Depuis lors, les astronomes en sont venus à théoriser que les SMBH sont au cœur de chaque grande galaxie de l'Univers.

La plupart du temps, ces trous noirs sont silencieux et invisibles, donc impossibles à observer directement. Mais pendant les périodes où la matière tombe dans leurs gueules massives, ils flamboient de rayonnement, émettant plus de lumière que le reste de la galaxie réuni. Ces centres lumineux sont ce que l'on appelle les noyaux galactiques actifs et sont la preuve la plus solide de l'existence des SMBH.

Il convient de noter que les énormes sursauts de luminosité observés à partir des noyaux galactiques actifs (AGN) ne proviennent pas des trous noirs supermassifs eux-mêmes. Depuis quelque temps, les scientifiques ont compris que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à l'Horizon des événements d'un trou noir.

Au lieu de cela, l'explosion massive de rayonnements - qui comprend les émissions dans les bandes d'ondes radio, micro-ondes, infrarouge, optique, ultraviolet (UV), rayons X et rayons gamma - provient de la matière froide (gaz et poussière) qui entoure le noir des trous. Ceux-ci forment des disques d'accrétion qui orbitent autour des trous noirs supermassifs, et les nourrissent progressivement de matière.

L'incroyable force de gravité dans cette région comprime le matériau du disque jusqu'à ce qu'il atteigne des millions de degrés Kelvin. Cela génère un rayonnement lumineux, produisant une énergie électromagnétique qui culmine dans la bande d'ondes optique-UV. Une couronne de matière chaude se forme également au-dessus du disque d'accrétion et peut diffuser des photons jusqu'à des énergies de rayons X.

Une grande partie du rayonnement de l'AGN peut être obscurcie par le gaz interstellaire et la poussière à proximité du disque d'accrétion, mais cela sera probablement re-rayonné dans la bande d'ondes infrarouge. En tant que tel, la majeure partie (sinon la totalité) du spectre électromagnétique est produite par l'interaction de la matière froide avec les SMBH.

L'interaction entre le champ magnétique rotatif du trou noir supermassif et le disque d'accrétion crée également de puissants jets magnétiques qui tirent de la matière au-dessus et au-dessous du trou noir à des vitesses relativistes (c'est-à-dire une fraction significative de la vitesse de la lumière). Ces jets peuvent s'étendre sur des centaines de milliers d'années-lumière et constituent une deuxième source potentielle de rayonnement observé.

En règle générale, les scientifiques divisent l'AGN en deux catégories, appelées noyaux "radio-silencieux" et "radio-fort". La catégorie radio-fort correspond aux AGN qui ont des émissions radio produites à la fois par le disque d'accrétion et les jets. Les AGN radio-silencieux sont plus simples, en ce sens que tout jet ou émission liée au jet est négligeable.

Carl Seyfert a découvert la première classe d'AGN en 1943, c'est pourquoi ils portent désormais son nom. Les "galaxies Seyfert" sont un type d'AGN radio-silencieux qui sont connus pour leurs raies d'émission, et sont subdivisées en deux catégories en fonction de celles-ci. Les galaxies Seyfert de type 1 ont à la fois des raies d'émission optique étroites et élargies, ce qui implique l'existence de nuages ​​de gaz à haute densité, ainsi que des vitesses de gaz comprises entre 1 000 et 5 000 km/s près du noyau.

Les Seyferts de type 2, en revanche, n'ont que des raies d'émission étroites. Ces lignes étroites sont causées par des nuages ​​de gaz de faible densité qui sont plus éloignés du noyau et des vitesses de gaz d'environ 500 à 1000 km/s. En plus des Seyferts, d'autres sous-classes de galaxies radio-silencieuses comprennent les quasars radio-silencieux et les LINER.

Les galaxies de la région des raies d'émission nucléaire à faible ionisation (LINER) sont très similaires aux galaxies Seyfert 2, à l'exception de leurs raies à faible ionisation (comme leur nom l'indique), qui sont assez fortes. Ce sont les AGN à la luminosité la plus faible qui existent, et on se demande souvent s'ils sont en fait alimentés par accrétion sur un trou noir supermassif.

Les galaxies radio-fortes peuvent également être subdivisées en catégories telles que les radiogalaxies, les quasars et les blazars. Comme son nom l'indique, les radiogalaxies sont des galaxies elliptiques qui sont de puissants émetteurs d'ondes radio. Les quasars sont le type d'AGN le plus lumineux, qui ont des spectres similaires à ceux des Seyferts.

Cependant, ils sont différents en ce que leurs caractéristiques d'absorption stellaire sont faibles ou absentes (ce qui signifie qu'elles sont probablement moins denses en termes de gaz) et les raies d'émission étroites sont plus faibles que les raies larges observées chez Seyferts. Les blazars sont une classe très variable d'AGN qui sont des sources radio, mais n'affichent pas de raies d'émission dans leurs spectres.

Image prise par le télescope spatial Hubble d'un jet de 5000 années-lumière éjecté de la galaxie active M87. Crédit : NASA/The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Historiquement parlant, un certain nombre de caractéristiques ont été observées dans les centres des galaxies qui ont permis de les identifier comme des AGN. Par exemple, chaque fois que le disque d'accrétion peut être vu directement, des émissions optiques nucléaires peuvent être vues. Chaque fois que le disque d'accrétion est obscurci par du gaz et de la poussière à proximité du noyau, un AGN peut être détecté par ses émissions infrarouges.

Ensuite, il y a les raies d'émission optique larges et étroites qui sont associées aux différents types d'AGN. Dans le premier cas, ils sont produits chaque fois qu'un matériau froid est proche du trou noir et sont le résultat de la rotation du matériau émetteur autour du trou noir à des vitesses élevées (provoquant une gamme de décalages Doppler des photons émis). Dans le premier cas, un matériau froid plus éloigné est le coupable, ce qui entraîne des raies d'émission plus étroites.

Ensuite, il y a les émissions de continuum radio et de continuum de rayons X. Alors que les émissions radio sont toujours le résultat du jet, les émissions de rayons X peuvent provenir soit du jet, soit de la couronne chaude, où le rayonnement électromagnétique est diffusé. Enfin, il y a les émissions de raies X, qui se produisent lorsque les émissions de rayons X illuminent la matière froide et lourde qui se trouve entre elle et le noyau.

Ces signes, seuls ou combinés, ont conduit les astronomes à faire de nombreuses détections au centre des galaxies, ainsi qu'à y discerner les différents types de noyaux actifs.

Dans le cas de la Voie lactée, l'observation en cours a révélé que la quantité de matière accumulée sur Sagitarrius A correspond à un noyau galactique inactif. Il a été théorisé qu'il avait un noyau actif dans le passé, mais est depuis lors passé à une phase radio-silencieuse. Cependant, il a également été émis l'hypothèse qu'il pourrait redevenir actif dans quelques millions (ou milliards) d'années.

Lorsque la galaxie d'Andromède fusionnera avec la nôtre dans quelques milliards d'années, le trou noir supermassif qui se trouve en son centre fusionnera avec le nôtre, produisant un trou beaucoup plus massif et puissant. À ce stade, le noyau de la galaxie résultante – la galaxie de Milkdromeda (Andrilky), peut-être ? – aura certainement assez de matériel pour qu'il soit actif.

La découverte de noyaux galactiques actifs a permis aux astronomes de regrouper plusieurs classes de galaxies différentes. Cela a également permis aux astronomes de comprendre comment la taille d'une galaxie peut être discernée par le comportement de son noyau. Et enfin, cela a également aidé les astronomes à comprendre quelles galaxies ont subi des fusions dans le passé et ce qui pourrait arriver un jour pour la nôtre.


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Zoo galactique : Les barres sont-elles responsables de l'alimentation des noyaux galactiques actifs à 0,2 < z < 1,0 ? / Cheung, Edmond Trump, Jonathan R. Athanassoula, E. Bamford, Steven P. Bell, Eric F. Bosma, A. Cardamone, Carolin N. Casteels, Kevin R.V. Faber, SM Fang, Jerome J. Fortson, Lucy F Kocevski, Dale D. Koo, David C. Laine, Seppo Lintott, Chris Masters, Karen L. Melvin, Thomas Nichol, Robert C. Schawinski, Kevin Simmons, Brooke Smethurst, Rebecca Willett, Kyle W.

Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review

T2 - Les barres sont-elles responsables de l'alimentation des noyaux galactiques actifs à 0,2 < z < 1,0 ?

N1 - Copyright de l'éditeur : © 2014 Les auteurs.

N2 - Nous présentons une nouvelle étude visant à déterminer si les noyaux galactiques actifs (AGN) au-delà de l'univers local sont préférentiellement alimentés via des barres à grande échelle. Notre enquête combine les données de Chandra et Galaxy Zoo : Hubble (GZH) dans les enquêtes AEGIS (All-wavelength Extended Groth strip International Survey), COSMOS (Cosmological Evolution Survey) et (Great Observatories Origins Deep Survey-South) GOODS-S pour créer des échantillons de galaxies en disque face à face à 0,2 < z < 1,0. Nous utilisons une nouvelle méthode pour comparer de manière robuste un échantillon de 120 galaxies hôtes AGN, définies comme ayant 1042erg s-1 < LX < 1044 erg s-1, avec des galaxies de contrôle inactives correspondant à la masse stellaire, la couleur du cadre de repos, la taille, l'indice Sérsic , et redshift. En utilisant les classifications des barres GZH de chaque échantillon, nous démontrons que les hôtes AGN ne présentent aucune amélioration statistiquement significative de la fraction de barre ou de la probabilité de barre moyenne par rapport aux galaxies inactives étroitement appariées. En détail, nous constatons que la fraction de barre AGN ne peut pas être améliorée au-dessus de la fraction de barre de contrôle de plus d'un facteur de 2, avec un niveau de confiance de 99,7 %. De même, nous ne trouvons aucune différence significative dans la fraction AGN entre les galaxies barrées et non barrées. Ainsi, nous ne trouvons aucune preuve convaincante que les barres à grande échelle alimentent directement l'AGN à 0,2 < z < 1,0. Ce résultat, couplé aux résultats précédents à z = 0, implique que les AGN à luminosité modérée n'ont pas été préférentiellement alimentés par des barres à grande échelle depuis z = 1. De plus, étant donné les faibles fractions de barres à z > 1, nos résultats suggèrent que les grandes Les barres d'échelle n'ont probablement jamais été directement un mécanisme d'alimentation dominant pour la croissance des trous noirs supermassifs.

AB - Nous présentons une nouvelle étude visant à déterminer si les noyaux galactiques actifs (AGN) au-delà de l'univers local sont préférentiellement alimentés via des barres à grande échelle. Notre enquête combine les données de Chandra et Galaxy Zoo: Hubble (GZH) dans les enquêtes AEGIS (All-wavelength Extended Groth strip International Survey), COSMOS (Cosmological Evolution Survey) et (Great Observatories Origins Deep Survey-South) GOODS-S pour créer des échantillons de galaxies en disque face à face à 0,2 < z < 1,0. Nous utilisons une nouvelle méthode pour comparer de manière robuste un échantillon de 120 galaxies hôtes AGN, définies comme ayant 1042erg s-1 < LX < 1044 erg s-1, avec des galaxies de contrôle inactives correspondant à la masse stellaire, la couleur du cadre de repos, la taille, l'indice Sérsic , et redshift. En utilisant les classifications des barres GZH de chaque échantillon, nous démontrons que les hôtes AGN ne présentent aucune amélioration statistiquement significative de la fraction de barre ou de la probabilité de barre moyenne par rapport aux galaxies inactives étroitement appariées. En détail, nous constatons que la fraction de barre AGN ne peut pas être améliorée au-dessus de la fraction de barre de contrôle de plus d'un facteur de 2, avec un niveau de confiance de 99,7 %. De même, nous ne trouvons aucune différence significative dans la fraction AGN entre les galaxies barrées et non barrées. Ainsi, nous ne trouvons aucune preuve convaincante que les barres à grande échelle alimentent directement l'AGN à 0,2 < z < 1,0. Ce résultat, couplé aux résultats précédents à z = 0, implique que les AGN à luminosité modérée n'ont pas été préférentiellement alimentés par des barres à grande échelle depuis z = 1. De plus, étant donné les faibles fractions de barres à z > 1, nos résultats suggèrent que les grandes Les barres d'échelle n'ont probablement jamais été directement un mécanisme d'alimentation dominant pour la croissance des trous noirs supermassifs.


Voir la vidéo: Astrophysique Starbursts et noyaux actifs de galaxies - David Elbaz (Juillet 2021).