Historia obserwacji aktywnych jąder galaktyk (ang. AGN) sięga lat czterdziestych XX wieku i dotyczy Carla Seyferta. Odkrył on wtedy istnienie dwóch typów galaktyk o aktywnym jądrze: typ 1 i typ 2, nazwanych później na jego cześć galaktykami Seyferta 1 i 2 (w skrócie Sy1 i Sy2, lub S1 i S2). Odkryto później kolejne typy i rodzaje galaktyk z aktywnym jądrem. Są to m.in. radiogalaktyki, kwazary, blazary.

Główny model unifikujący te wszystkie typy AGNów został zaproponowany już na początku lat osiemdziesiątych, jednakże szczegóły i ogóły tego modelu są dyskutowane do dziś (np. jak wyjaśnić istnienie galaktyk Sy2, które posiadają tylko słabiutki torus molekularno-pyłowy i co z nich w takim razie za galaktyki Sy2:).

Wśród galaktyk Sy1 (które generalnie zaczęto nazywać roboczo BLS1, czyli galaktykami o szerokich [ang. Broad] liniach [ang. Lines] emisyjnych) zaobserwowano “dziwne” galaktyki o stosunkowo wąskich [ang. Narrow] liniach emisyjnych. Pierwsze wydzielenie takich galaktyk zostało dokonane przez Osterbrock'a i Pogge'a w 1985 roku. Powstała też nazwa NLS1.

Choć galaktyki NLS1 są podobne do galaktyk BLS1, to jednak są… “dziwne” i nie poznane do dziś. Główne ich cechy charakterystyczne to

(a) szerokość połówkowa (FWHM) linii H beta mniejsza od 2000 km/s (jakkolwiek, niektórzy podają drugą umowną granicę 2400 km/s, a jeszcze inni znajdują galaktyki NLS1 o zaiste szerokich liniach – patrz np Malizia i in. 2008);

(b) stosunek mocy promieniowania linii [OIII] (500.7 nm) do H beta (486.1nm) jest < 3;

(c) galaktyki NLS1 posiadają silną emisję Fe II (zaiste kontrybucja całego zakresu Fe II w zakresie optyki czy UV potrafi być… powalająca :).

Rzecz znamienitą galaktyk NLS1 znajdziemy w zakresie rentgenowskim. Prawie wszystkie z nich wykazują szybką zmienność produkowanego w tym zakresie promieniowania (t ~ minuty). Poza tym wiele NLS1 posiada nadwyżkę promieniowania w zakresie 0.1-2 keV w stosunku do BLS1 (tzw “X-ray soft excess”).

Natura galaktyk NLS1, jak wcześniej napisałem, nie została w sposób zadowalający wyjaśniona. Wydaje się, że galaktyki NLS1 posiadają w swoich centrach po prostu mniej masywne czarne dziury, a czarne dziury połykają (akreują) materię z dysku akrecyjnego w szybszym tempem. Być może galaktyki NLS1 są galaktykami w stanie szybkiego wzrostu czarnych dziur (takie pre-BLS1) (np. Mathur i in. 2000).

Malizia, Bassani, Bird, Landi, Masetti, De Rosa, Panessa, Molina, Dean, Perri i Tueller (z Włoch, U.K. i USA) po raz pierwszy przeprowadzili obserwację i analizę danych pochodzących z zakresu 17-100 keV. Obserwacje wykonano satelitą INTEGRAL (detektor IBIS) oraz Swift (detektor XRT). Co się okazało? Otóż i w tym zakresie widmo galaktyk NLS1 jest, średnio rzecz biorąc, bardziej strome niż galaktyk BLS1. Dzieje się tak i w zakresie 0.1-2 keV i w zakresie 2-10 keV. Indeks fotonowy Gamma (17-100keV) = 2.6 +/- 0.3 dla galaktyk NLS1, natomiast indeks fotonowy Gamma(17-100keV) = 2.02 +/- 0.16 dla galaktyk BLS1). Temperatura gorącej plazmy, która bierze udział w procesach komptonizacji promieniowania UV z dysku wydaje się być mniejsza niż w BLS1. Natomiast obszar plazmy zakrywającej dysk przed obserwatorem i w NLS1 i w BLS1 jest bardzo podobny (zakrycie dysku < 80%).

Autor

Marek Nikołajuk