세이퍼트 은하

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컴퍼스자리 은하, 2형 세이퍼트 은하이다.

세이퍼트 은하(영어: Seyfert Galaxy I, II)는 두개의 작은 분류로 구성된 활동 은하의 거대한 분류이다. 이것들은 매우 높은 표면밝기를 가진 퀘이사와 비슷한 은하핵(매우 밝고, 멀고 밝은 전자기 복사원)이다. 강한 고이온화 방출선[1] 스펙트럼이 드러난다. 퀘이사와는 다르게 활동은하핵이 포함된 호스트 은하가 선명하게 보인다.[2]

세이퍼트 은하는 모든 은하의 약 10%를 차지하고[3], 천문학에서 매우 잘 연구된 천체 일부다. 그것들은 퀘이사와 광도가 비슷하거나 작긴 해도 퀘이사에서 일어나는 현상과 동일한 것으로 추정된다. 이들 은하 중심부에는 물질이 유입되고 있는 강착원반으로 둘러싸인 거대질량 블랙홀이 위치한다. 강착원반은 관측되는 자외선 복사원으로 여겨지고 있다. 자외선 방출과 흡수선은 블랙홀을 둘러싼 물질의 구성을 알 수 있는 가장 좋은 방법을 제공한다.[4]

가시광선에서 봤을 때, 많은 세이퍼트 은하는 보통의 나선 은하처럼 보이지만, 다른 파장에서 연구할 때는 그 차이는 선명하게 나타난다. 핵의 광도는 우리 은하 크기의 은하들의 광도와 비교할 수 있을만큼 강렬하다.[5]

세이퍼트 은하는 1943년에 이 분류를 처음으로 만든 칼 세이퍼트의 이름을 따서 명명되었다.[6]

발견[편집]

NGC 1068 (M77), 처음으로 분류된 세이퍼트 은하 중 하나다.

세이퍼트 은하는 1908년 에드워드 A. 패트베스토 슬라이퍼에 의해 처음으로 발견되었다. 그들은 “나선 성운”으로 추정되는 천체의 스펙트럼을 관측하기 위해 릭 천문대의 망원경을 이용하였다. 그들은 NGC 1068이 여섯개의 밝은 방출선을 보여주는 것에 대해 주목했다. 대부분의 천체는 관측될 때 과 일치하는 흡수 스펙트럼을 보여주기 때문에 특이하다고 생각되었다.[7]

1926년, 에드윈 허블은 NGC 1068과 두 개의 다른 이러한 “성운”의 방출 선을 관측했고, 그것들을 은하 외부 천체로 분류했다.[8] 1943년, 칼 키넌 세이퍼트는 NGC 1068과 유사한 더 많은 은하들을 발견했고 이 은하들이 항성과 유사하게 넓은 방출 선을 발생시키는 매우 밝은 핵을 가진다는 사실을 발표했다.[6] 1년 후, 백조자리 A는 160 MHz의 파장에서 발견되었고[9], 발견은 이것이 불연속적인 광원이라는 것이 확정되었을 때인 1948년에 확인되었다.[10] 이것의 이중 전파 구조는 간섭법을 이용함으로써 분명해졌다.[11] 이 후 몇 년 동안, 초신성 잔해와 같은 다른 전파원들이 발견되었다. 1950년대 말, 세이퍼트 은하의 더 중요한 특징이 발견되었다. 그들의 핵이 극단적으로 작고(< 100 파섹), 높은 질량을 가졌으며(≈109±1 태양질량), 가장 강한 핵방출의 지속시간이 상대적으로 짧다.(>108 )[12]

1960-1970년대, 세이퍼트 은하의 성질에 대한 더 자세한 연구가 수행되었다. 세이퍼트 은하의 핵의 실제 크기에 대한 몇몇 직접적인 측정이 실행되었고, 이로써 NGC 1068의 방출 선이 직경 1000 광년에 해당되는 영역에서 발생한다는 것을 알아내었다.[13] 세이퍼트 은하의 적색편이의 우주론적인 기원에 대해 논란이 존재했다.[14] 확정되고 있는 세이퍼트 은하와의 거리 추정과 은하의 나이는 은하핵의 밝기가 수 년의 시간적 규모에서 변하기 때문에 제한되었다. 그러므로 이러한 은하의 거리와 빛의 일정한 속도와 연관되는 논쟁은 항상 은하의 나이를 추정하는데 사용될 수 없었다.[14] 1967년을 시작으로, 벤저민 마카리안이 매우 강한 자외선 방출에 의해 구분된 수백 개의 은하를 포함하는 목록을 발표하였고, 1973년에 다른 연구자들에 의해 그 목록에 수록된 은하들의 위치가 개선되었다.[15] 동시에, 이것은 나선 은하들 중 1%가 세이퍼트 은하라고 여겨지게 되었다.[16] 1977년에, 대다수의 은하는 정상나선은하, 혹은 막대나선은하이고, 극소수의 세이퍼트 은하가 타원 은하라는 사실이 밝혀졌다.[17] 같은 기간 동안, 세이퍼트 은하에 대한 분광측광 데이터를 수집하기 위한노력이 행해졌다. 그 결과로 세이퍼트 은하의 스펙트럼이 반드시 동일하게 보이지는 않음이 분명하게 밝혀졌다. 그래서 세이퍼트 은하의 스펙트럼 방출의 특징에 따라 하위 분류가 만들어지게 된다. 간단하게 유형 1과 2로 분할되는데, 하위 분류는 은하의 방출 선의 상대적인 폭에 의존하고 있다.[18] 이는 후에 일부 세이퍼트 은하핵이 중간적 특징을 보여주게 되면서 주목되었다. 그 결과 세이퍼트 은하는 유형 1.2, 1.5, 1.8, 1.9와 같은 더 많은 하위 분류가 만들어지게 된다.[19][20] 세이퍼트 은하에 대한 초기 조사는 분류를 대표할 수 있는 가장 밝은 은하만 이 분류로 인정하려는 선입견을 가지게 만들었기 때문에 이런 일이 발생하게 되었다. 낮은 광도의 은하들과 애매한 세이퍼트 은하핵을 가진 은하들도 인정하는 최근의 많은 조사는 세이퍼트 은하의 현상은 모든 은하의 16% ± 5%에서 일어날 정도로 실제로 꽤 흔함을 시사한다. 사실 우리 은하 근처 부근(≈27 Mpc)의 수십개의 은하들은 세이퍼트 현상을 보이고 있다.[3]


특징[편집]

가시광선과 자외선에서 본 세이퍼트 은하 NGC 4151의 중심부 블랙홀 이미지다.

활동은하핵(AGN)은 은하의 중심에 있는 작은 영역으로, 주변보다 광도가 높다. 활동은하핵을 가지고 있는 은하는 활동 은하라고 불린다. 활동은하핵은 우주에서 가장 밝은 전자기복사원이고, 이것의 진화는 우주론적 모형에 의해 통제된다. 유형에 따라, 활동은하핵의 광도는 몇 시간에서 몇 년 정도의 시간 규모에 따라 달라진다. 활동 은하의 가장 거대한 두 하위 유형은 퀘이사와 세이퍼트 은하로, 두 유형 사이의 가장 큰 차이는 방출되는 복사 에너지의 양이다. 전형적인 세이퍼트 은하에서, 핵 방출원에서 방출되는 가시광선 파장대의 복사 에너지의 양은 다른 은하들을 구성하는 별들과 비교할 수 있다. 그런데 비해 퀘이사의 핵 방출원은 그 구성 별들보다 적어도 100배 이상 밝다.[1][21] 세이퍼트 은하는 108에서 1011 태양광도의 범위에 이르는 극단적으로 밝은 은하핵이다. 세이퍼트 은하의 오직 5%만이 라디오파 대역에서 밝다. 이들의 방출은 감마선에서 어둡고, X-선에서 밝다.[22] 가시광선과 적외선 스펙트럼에서는 수소, 헬륨, 질소, 산소의 매우 밝은 방출선을 보여준다. 그 방출선은 큰 도플러선폭증대를 보이는데, 이는 속도가 500-4,000 km/s에 이름을 의미하고, 중심의 블랙홀을 둘러싸고 있는 강착원반 근처에서 기원된 것으로 여겨지고 있다.[22]

에딩턴 광도[편집]

중심 블랙홀의 질량의 하한값은 에딩턴 광도를 이용하여 계산될 수 있다.[23] 이 하한값은 빛이 복사압을 발생시키기 때문에 나타난다. 블랙홀을 둘러싸고 있는 밝은 가스 원반으로 추정한다.[24] 중력에 의해 움직이는 원반 내의 전자-이온 쌍과 복사압에 의해 가해지는 척력은 역제곱 법칙을 따른다. 만약 블랙홀에 의해 가해지는 중력이 복사압보다 약하다면, 원반은 복사압에 의해 흩어지게 될 것이다.[25] [note 1]

이 이미지는 활동은하핵의 모형을 보여준다. 중심부의 블랙홀은 강착원반으로 둘러싸여있고, 강착원반은 토러스로 둘러싸여있다. 넓은 선 영역(BLRG)과 좁은 선 영역(NLRG), 은하핵에서 방출되는 제트도 보인다.

방출[편집]

세이퍼트 은하의 스펙트럼에서 보이는 방출선은 은하의 강착원반의 표면에서 비롯되었거나, 이온화의 원인인 중심부의 근원에 의해 비추어지는 가스 구름에서 비롯되었을 것이다. 방출 영역의 정확한 기하학적 구조는 은하 중심부의 해상도가 낮기 때문에 추정하기 힘들다. 그러나 강착원반의 각각의 부분은 우리의 시선 방향으로 상대적으로 다른 속도를 갖고 있다. 그리고 빠른 가스는 블랙홀의 주변을 회전하고 있고, 넓은 방출선이 나타나게 될 것이다. 비슷하게, 빛이 비추어지는 원반풍 또한 속도에 의존하는 위치에 있다.[26]

좁은 선은 속도가 느린 활동은하핵의 바깥 부분에서 기원되었을 것으로 여겨지고, 넓은 선은 블랙홀과 가까운 부분에서 기원되었을 것으로 여겨진다. 상대적으로 짧은 시간규모로 달라질 수 있는 넓은 선에 비해 좁은 선은 방출 영역이 거대하고, 다르게 관측될 수 없다는 사실로부터 이는 확증되었다. 잔향 매핑(Reverberation mapping)은 일종의 기술으로, 위치와 방출 영역의 형태 추정을 시도하기 위해 가변성을 이용한다. 이 기술로 연속복사체에서 변화하기 위한 반응으로써 방출되는 선의 변화를 관측함으로써 넓은 선 방출 영역의 구조와 운동을 추정한다. 잔향 매핑의 이용은 중심의 단복사원에서 기원되는 연속복사체를 추정하는데 필요로 한다.[27] 35개의 활동은하핵에 대해, 잔향 매핑은 중심부의 블랙홀의 질량과 넓은 선 방출 영역의 크기를 계산하는데 이용되어지곤 했다.[28]

소수의 강전파 세이퍼트 은하에서 관측되어오는 제트로부터 발생하는 라디오파 방출은 대표적인 싱크로트론 방출로 여겨지고 있다. 적외선 방출은 은하핵 근처의 먼지에 의해 재발생되는 다른 대역의 복사 때문이다.

가장 큰 에너지의 광자는 블랙홀 근처의 높은 온도의 코로나에 의한 역컴프턴 복사에 의해 발생하는 것으로 여겨지고 있다.[29]


분류[편집]

NGC 1097은 세이퍼트 은하의 한 예다. 태양 질량의 1억배에 해당되는 거대질량 블랙홀이 이 은하의 중심부에 위치해있다. 블랙홀을 둘러싸는 영역은 블랙홀으로 떨어지는 물질로부터 엄청난 양의 복사를 방출한다.[30]

세이퍼트 은하는 스펙트럼에서 방출 선이 어떻게 보이는지에 따라 처음에 유형 1 또는 2로 분류된다. 유형 1의 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 H I, He I 또는 He II와 같은 선과 O III와 같은 금지된 좁은 선 둘 다 포함하는 넓은 선을 보여준다. 이들은 일부 허용된 좁은 선도 보여준다. 그러나 이 좁은 선도 보통 은하에서 보여지는 선들보다는 폭이 넓다. 유형 2의 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 오직 허용되고 금지된 좁은 선 둘 다 보여준다. 금지된 선은 양자역학선택규칙에 의해서 정상적으로 허용되지 않는 전자전이 때문에 발생하는 스펙트럼 선이지만, 그래도 자발적 발생의 확률이 작게나마 존재한다. 황당하게도 전자의 전이는 금지되지 않아서 "금지된" 이라는 용어는 조금 오해의 소지가 있다.[31]

몇몇 경우에서, 스펙트럼은 허용된 넓은 선과 좁은 선 둘 다 보여준다. 이는 1.5형 세이퍼트 은하와 같은 은하들이 유형 1과 2 사이의 중간형으로 세분화 되었는지에 대한 이유다. 이런 은하들의 일부의 스펙트럼은 몇 년 사이에 1.5형에서 2형으로 바뀌기도 한다. 그러나 넓은 방출의 특징은 좀처럼 사라지지 않는다.[32] 유형 1과 유형 2의 세이퍼트 은하 사이의 차이의 기원은 아직 밝혀지지 않았다. 일부 은하의 경우는 넓은 스펙트럼 선이 관측하기 매우 어려웠다는 이유로 유형 2로써 밝혀져오기도 했다. 2형 세이퍼트 은하의 일부는 사실 유형 1로 여겨지기도 한다. 그 은하에 대한 우리의 각도 때문에 거기에 넓은 선은 탐지 불가능하다. 구체적으로, 1형 세이퍼트 은하에서는 우리가 중심부의 작은 복사원을 거의 똑바로 관측하게 된다. 그러므로 은하의 중심부에 있는 것으로 생각되는 거대질량 블랙홀 근처를 도는 넓은 선 방출 영역의 높은 속도의 구름을 샘플링할 수 있다. 그에 비해, 2형 세이퍼트 은하에서는 활동은하핵이 가려져있어서 넓은 선 방출 영역의 구름으로부터 멀리 떨어진 곳에 위치한 오직 차가운 외부의 영역만이 보이게 된다. 이 이론은 세이퍼트 은하의 "통합 모형"으로 알려져있다.[33][34] 그러나, 이 가설이 여태껏 관측된 두 유형 사이의 모든 차이들을 설명할 수 있는지는 아직 분명하지 않다.[33]

1형 세이퍼트 은하[편집]

파일:SeyfertTypeISpectra.gif
1형 세이퍼트 은하 NGC 5548의 가시광 스펙트럼

1형 세이퍼트 은하는 자외선과 X-선 뿐만 아니라 매우 밝은 가시광선 근원으로 보인다. 이 역시 은하핵으로부터 발생한다. 이들은 스펙트럼에서 두 방출선의 유형, 수천 km/s의 폭(속도 단위에서 측정)이 좁은 선과 104 km/s까지의 폭이 넓은 선이 있다.[35] 넓은 선은 은하의 동력원으로 추정되는 거대질량 블랙홀의 강착원반에서 기원되었고, 좁은 선은 강착 원반의 넓은 선 영역보다 먼 곳에서 발생한다. 두 방출은 매우 심하게 이온화된 가스에 의해 발생했다. 넓은 선 방출은 0.1-1 파섹을 가로지르는 영역에서 발생한다. 넓은 선 방출 영역, RBLR은 연속복사체의 방출원에서 선을 방출하는 가스까지 빛이 도달하는데 걸리는 시간에 해당되는 시간지연으로부터 측정될 수 있다.[36]

2형 세이퍼트 은하[편집]

2형 세이퍼트 은하는 밝은 핵 뿐만 아니라 적외선에서 관측할 때 밝게 나타나고 있다는 특징을 가지고 있다.[37] 이들의 스펙트럼은 금지된 전이와 연관된 좁은 선을 포함하고, 허용된 강한 쌍극자 또는 상호결합 전이와 연관된 넓은 선을 포함한다.[33] 몇몇 2형 세이퍼트 은하에서 spectro-polarimetry(편광된 빛을 이용한 분광학)라 불리는 기술 분석으로 보이지 않던 1형 세이퍼트 은하의 영역이 나타났다. NGC 1068의 경우에서, 먼지 구름에 의해 반사된 핵광이 측정되었다. 연구를 주도한 과학자들은 밝은 연속복사체와 밝은 방출 선 핵 근처에 보이지 않는 먼지 토러스가 있다고 여기고 있다. 측면에서 은하를 보았을 때, 은하핵은 토러스의 위 아래에 있는 가스와 먼지에 의해 간접적으로 관측된다. 이 반사는 편광의 원인이다.[38]

1.2, 1.5, 1.8, 1.9형 세이퍼트 은하[편집]

1981년에, 도날드 오스터브록은 1.5형, 1.8형, 1.9형 세이퍼트 은하의 분류 방법에 대해 소개했다. 이 하위 유형은 가시광선에서 나타나는 스펙트럼에 기반을 두었다. 숫자가 큰 하위 유형일수록 좁은 선에 비해 약한 넓은 선을 가지고 있다. 예를들어, 1.9형은 오직 Hα 선에서만 넓은 선이 나타나지만, 발머 선보다 높은 곳에서는 나타나지 않는다. 1.8형에서는 Hα 선 뿐만 아니라 Hβ 선에서 매우 약한 넓은 선이 관측될 수 있다. 1.5형에서는 Hα와 Hβ 선의 세기가 비슷하다.[39]

다른 유사 세이퍼트 은하[편집]

1형에서 2형 사이의 일련의 세이퍼트 뿐만 아니라 세이퍼트 은하와 유사하거나, 세이퍼트의 하위 유형으로써 고려될 수 있는 다른 은하의 유형도 있다. 세이퍼트 은하와 매우 흡사한 예로, 1980년에 발견된 저이온화 좁은 선 방출 전파 은하(LINER)가 있다. 이 은하는 강한 세기의 약하게 이온화되거나 또는 중성 원자로부터 발생하는 방출선을 포함하고, 강력하게 이온화된 원자로부터 발생하는 방출선은 앞과 비교해서 상대적으로 약하다. LINER는 낮은 광도의 세이퍼트 은하핵와 많은 양의 특징을 공유한다. 사실 가시광선에서 봤을 때, 호스트 은하의 전반적인 특징은 분명하지가 않다. 또 둘 다 넓은 선 방출 영역을 보여주지만, LINER에서 선을 방출하고 있는 영역은 세이퍼트 은하에서보다 밀도가 낮다.[40] LINER의 예로 처녀자리에 있는 M104가 있다. 이 은하는 솜브레로 은하로 알려져있다.[41] LINER와 1형 세이퍼트 은하 둘 다의 경우로 NGC 7213이 있다. 이 은하는 다른 AGN에 비해 비교적 작다.[42] 다른 매우 흥미로운 하위 유형은 좁은 선 1형 세이퍼트 은하(NLSy1)다. 이것은 최근에 광범위한 연구 대상이 되어왔다.[43] 이들은 고전적인 1형 세이퍼트 은하의 딱딱하고 부드러운 X-선 스펙트럼과 강한 Fe(II) 방출로부터 넓은 선보다 좁은 선을 가지고 있다.[44] 이 특징은 NLSy1 은하가 상대적으로 작지만 중심 블랙홀이 성장하고 있는높은 강착률의 어린 AGN을 가지고 있음을 시사한다.[45] 이에 관해 NLSy1과 극단적으로 밝은 적외선 은하 또는 2형 세이퍼트 은하 사이의 관계를 제안한 이론들은 NLSy1이 초기 진화 단계에 있는 은하라고 시사한다.[46]

진화[편집]

관측되는 다수의 활동 은하는 매우 멀고 큰 도플러 편이를 보여준다. 이는 활동 은하가 초기 우주에서 발생했고, 우주 인플레이션 때문에 은하는 우리로부터 빠른 속도로 멀어지고 있음을 시사한다. 퀘이사는 가장 멀리 있는 활동 은하다. 이 중 일부는 120억 광년 떨어진 곳에서 관측된다. 세이퍼트 은하는 퀘이사보다는 가깝다.[47] 빛이 일정한 속력으로 움직이고 있기 때문에 우주에서 매우 먼 거리에서 보이는 것은 관측 장비로 시간을 되돌아 보는 것과 같다. 그러므로 먼 거리에 있는 활동은하핵의 관측과 우주 근방의 그것들의 결핍은 초기 우주에서 좀 더 흔했음을 시사한다.[48] 따라서 활동은하핵이 은하 진화의 초기 단계일 수 있음을 의미할 수도 있다. 이것은 어떤 것이 현재 큰 적색편이에서 발견되는 AGN의 대응물인지에 대한 의문으로 이어진다. 작은 적색편이를 보이는 NLSy1이 큰 적색편이(z>4)에서 발견되는 퀘이사의 대응물일 수 있다고 발표되었다. 많은 유사한 성질을 가진 두가지 예로, 큰 금속성 또는 방출선의 유사한 패턴(강한 Fe[II], 약한 O[III])이 있다.[49] 일부 관측은 AGN에서 방출되는 원뿔모양 영역에서 벗어나는 복사가 구형 대칭적이지 않고, 종종 축대칭을 보이고 있음을 시사한다. 이 관측에 기반하여 관측 시선에 대해 은하핵이 다른 방향을 향함으로써 활동은하핵의 다른 유형을 설명하기 위한 모형이 창안되기도 한다. 그런 모형은 통합 모형이라고 불린다. 통합 모형은 1형 세이퍼트 은하와 2형 세이퍼트 은하 사이의 차이점을 설명한다. 2형 세이퍼트 은하는 넓은 선 영역을 토러스가 둘러싸 가로막게 된 결과다. 퀘이사와 블레이자는 이 모형에서 꽤 쉽게 들어맞는다.[50] 통합 모형같은 주된 문제는 왜 일부 AGN은 강한 라디오파를 방출하고, 다른 일부는 약한 라디오파를 방출하는지 설명하기 위해 노력하고 있다. 이 차이는 중심 블랙홀의 회전에서 비롯한 차이 때문일 것이라고 제안되었다.[35]

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세이퍼트 은하 MRK 1513

아래의 목록 표는 마카리안 목록의 세이퍼트 은하를 대표하는 일부이다.[51]

명칭 다른 명칭 경도 위도 적경 적위
Mark 205 MRK 0205 185.4338322 75.3106237 12h 21m 44.120s +75° 18′ 38.25″
Mark 231 MRK 0231 194.0593100 56.8736767 12h 56m 14.2344s +56° 52′ 25.236″
Mark 266 NGC 5256 204.573720 48.276093 13h 38m 17.69s +48° 16′ 33.9″
Mark 270 NGC 5283 205.2739946 67.6723111 13h 41m 05.759s +67° 40′ 20.32″
Mark 279 MRK 0279 208.2643618 69.3082128 13h 53m 03.447s +69° 18′ 29.57″
Mark 335 MRK 0335 1.5813306 20.2029144 00h 06m 19.519s +20° 12′ 10.49″
Mark 530 NGC 7603 349.7359060 0.2439521 23h 18m 56.617s +00° 14′ 38.23″
Mark 590 NGC 0863 33.6398442 -0.7666930 02h 14m 33.562s -00° 46′ 00.09″
Mark 686 NGC 5695 219.3421784 36.5678087 14h 37m 22.123s +36° 34′ 04.11″
Mark 744 NGC 3786 174.9272970 31.9092853 11h 39m 42.551s +31° 54′ 33.43″

같이 보기[편집]

참고[편집]

  1. 블랙홀의 중력을 Fgrav라고 하면 아래 식을 이용하여 계산할 수 있다:
    F_{grav}=\frac{GM_{BH}m_p}{r^2}
    여기서 G중력 상수, mp양성자의 질량, MBH, r 은 각각 블랙홀의 질량과 반지름이다.
    우리는 항성에 대해 구형 대칭이라고 가정하듯이 밖으로 작용하는 복사력 Frad 를 유도할 수 있다:
    F_{rad} =\frac{dp}{dt}=\frac{1}{c}\frac{dE}{dt}=\frac{1}{c}\sigma_t\frac{L}{4\pi r^2}
    여기서 p 는 운동량, t 는 시간, c빛의 속도, E 는 에너지, σt 는 톰슨 단면적, L 은 광도이다.
    블랙홀의 광도는 반드시 에딩턴 광도 LEddington보다 낮아야한다. 그럴 때 아래와 같이 주어진다:
    F_{rad} = F_{grav} \rightarrow L < L_{Eddington}   = \frac{4\pi c G M_{BH} m_p}{\sigma_t}   = 1.3 \times 10^{38} \frac{M_{BH}}{M_{solar}} \, erg/sec    =  30000 \frac{M_{BH}}{M_{solar}} L_{solar}
    Msolar태양의 질량, Lsolar 는 태양의 광도이다.
    따라서, 활동 은하의 중심부에 있는 중심 블랙홀의 질량에 대한 근사적인 하한값인 관측된 광도(에딩턴 광도보다 낮을 것이다)는 계산될 수 있다. 이 유도는 근사치로써 폭넓게 이용된다. 그러나 강착원반의 실제 기하학적 구조도 고려되어야 한다. 고전적인 값의 결과는 실제와 상당히 다르게 나타날 수 있기 때문이다.

참조[편집]

  1. Peterson, Bradley M. (1997). 《An Introduction to Active Galactic Nuclei》. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47911-0
  2. Active Galaxy Nuclei. Bulgarian Academy of Sciences/Institute of Astronomy (2004). 9 December 2013에 확인.
  3. (1995년) Low-Luminosity and Obscured Seyfert Nuclei in Nearby Galaxies. 《The Astrophysical Journal》 454: 95-105. doi:10.1086/176468. Bibcode1995ApJ...454...95M.
  4. Davidsen, Arthur F. (1993년). Far-Ultraviolet Astronomy on the Astro-1 Space Shuttle Mission. 《Science》 259 (5093): 327-334. doi:10.1126/science.259.5093.327. Bibcode1993Sci...259..327D.
  5. Soper, D. E.. Seyfert Galaxies. University of Oregon. 11 October 2013에 확인.
  6. Seyfert, Carl K. (1943년). Nuclear Emission in Spiral Nebulae. 《The Astrophysical Journal》 97: 28-40. doi:10.1086/144488. Bibcode1943ApJ....97...28S.
  7. Introduction to active galaxies. The Open University. 9 December 2013에 확인.
  8. Hubble, Edwin P. (1926년). Extragalactic nebulae. 《The Astrophysical Journal》 64: 321–369. doi:10.1086/143018. Bibcode1926ApJ....64..321H.
  9. Reber, Grote (1944년). Cosmic Static. 《The Astrophysical Journal》 100: 279-287. doi:10.1086/144668. Bibcode1944ApJ...100..279R.
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