что такое активные галактики кратко

Активная галактика

Активная галактика — это галактика имеющая активное ядро. Их исследованию в на­стоящее время уделяют особое внимание.

Активные ядра галактик

Во многих активных галактиках (как с радиоизлучением, так и без него) в ядрах наблюдается движение огромных масс газа (до 10 8 M_☉) со скоростями от 500 до 4000 км/с. При этом ядра этих галактик имеют очень небольшие размеры, часто не превышающие 10 пк. Некоторые объекты к тому же оказы­ваются переменными: их светимости могут изменяться в 400—1000 раз.

История открытия и исследования

Откры­тие активных галактик связано с развитием радиоастрономии. При первом же ра­диообзоре неба было обнаружено несколько сотен компактных радиоисточников (сейчас их более 10 000). Фотографирование областей неба, где они находятся, позволило отождествить зна­чительную часть из них с далёкими галактиками (остальные принадлежат Млечному Пути — это остатки сверхновых).

Гипотеза активности галактик

Для объяснения явления активности галактик была выдви­нута гипотеза о существовании в них сверхмассивных черных дыр. Эта гипотеза нашла подтверждение в 1994 г., когда на космическом телескопе Хаббла удалось сфотографировать га­зовый диск в центре галактики M81 (Дева A), и определить скорость его вращения. Это дало возможность определить массу центрального тела, кото­рое оказалось сверхмассивной чёрной дырой.

Радиогалактики

У радиогалактик мощность радиоизлучения вдвое превыша­ет мощность излучения в видимом диапазоне и в миллион раз больше мощности обычной галактики в радиодиапазоне. При этом спектр радиоизлучения нетепловой, т. е. радиоизлучение образуется при движении быстрых электронов в магнитных полях.

В радиогалактиках часто наблюдаются выбросы вещества сложной структуры, масса которых может достигать 10 M_☉. Природа этих выбросов, требующих энергии порядка 10 46 Дж, что соответствует излучению Галактики за миллиард лет, и источники такой энергии пока неясны.

Самые слабые радиоисточники — это спиральные и эллиптические галактики (мощностью излучения 10 32 и 10 35 Вт в диапазоне дециметровых волн, что на 3—5 порядков меньше, чем мощность излучения в видимом свете).

Рентгеновское излучение

Часто в радиогалактиках наблюдается и мощное рент­геновское излучение. Так, в галактике M81 (она же Дева A) мощность излучения в радио диапазоне составляет 10 33 Вт, а в рентгеновском — 10 35 Вт. Рентгеновское излучение также воз­никает при движении электронов в магнитных полях, но ско­рость их очень велика: она близка к скорости света. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Квазары

В 1963 г. были обнаружены квазизвёздные ра­диоисточники — квазары. Сначала их назвали радиозвёздами, поскольку их оптические изображения не отличались от звёзд. После измерения их красных смещений и определения рассто­яний стало ясно, что это самые мощные источники излуче­ния, которые встречаются в природе. Расстояние до квазара 3C273 оказалось равным 3 млрд св. лет, до квазара ЗC9 — 13 млрд св. лет. Вычисления светимости показали, что свети­мость квазара в видимом диапазоне больше светимости гигант­ской галактики примерно в 100 раз, а в радиодиапазоне пре­вышает 10 42 Вт, что в 100 000 раз превышает мощность ра­диоизлучения нашей Галактики.

Переменность квазара

Ещё большее удивление вызвала открытая несколько поз­же переменность квазара. Оказалось, что некоторые квазары меняют свою светимость в 20 раз всего за 6—7 дней. Но это значит, что столь огромная энергия выделяется областью, раз­меры которой меньше 1000 — 10 000 а. е.

Хотя и ясно, что механизм выделения энергии у квазара и других активных галакти­к в принципе один и тот же — падение газа на сверхмассивную чёрную дыру, тем не менее, вопрос о природе квазара ещё далёк от окончательного решения.

Источник

Физика. 11 класс

Конспект урока

Перечень вопросов, рассматриваемых на уроке:

Галактика – это гигантская система, состоящая из миллиардов звёзд и их скоплений, газа, пыли, магнитного поля и космических лучей.

Типы галактик: эллиптические, спиральные, неправильные.

Активные галактики – галактики, в которых наблюдается этап бурных эволюционных процессов, сопровождающихся образованием новых структур и повышением излучения во всех диапазонах.

Радиогалактики – галактики, мощность радиоизлучения которых становится того же порядка или больше, чем оптическое.

Квазар – ядро галактики с мощностью излучения в миллиарды раз больше солнечной светимости.

Красное смещение в спектрах галактик – явление, заключающее в том, спектры света галактик смещены в сторону их красного конца.

Закон Хаббла: скорость удаления галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними.

Основная и дополнительная литература по теме урока

2. В.М. Чаругин. Астрономия. 10-11класс. М.: «Просвещение», 2017. С.105-124

1. Саймон и Жаклин Миттон. Астрономия., М.: «РОСМЭН», 1995, С.126-150

2. А.С. Лабузов. Наблюдение галактик, туманностей и звёздных скоплений. М.: Физматлит. 1993.

3.Е. В. Лукашева, Н. И. Чистякова, ЕГЭ 2018. Типовые тестовые задания от разработчиков ЕГЭ.

Основное содержание урока

Г. Галилей, наблюдая Млечный Путь впервые из астрономов в телескоп, установил, что действительно, Млечный Путь усеян огромным количеством маленьких звёздочек. Следующим астрономом, сделавшим значительный вклад в изучение Млечного Пути, стал

В. Гершель. Он установил, что Солнечная система находится в Млечном Пути.

В наблюдениях за звёздным небом астрономами были открыты многочисленные звёздные скопления и газопылевые облака. Дальнейший анализ этих звёздных скоплений показал, что большинство из них находятся за пределами нашей Галактики. На сегодняшний день число открытых таких же галактик, как Млечный Путь, исчисляется миллиардами.

Все галактики относятся всего лишь к трём классам:

Эллиптические галактики представляют из себя звёздные скопления, образующие структуру, подобную шару или эллипсоиду. Из общего числа галактик к эллиптическим относятся примерно 25%. Яркость и плотность эллиптической галактики уменьшается от центра к периферии. Масса галактик этого вида может достигать 10 13 масс Солнца.

Примерно 70% галактик относятся к спиральным галактикам. Спиральные галактики представляют из себя плоскую вращающуюся структуру с ядром и ветвями. Разновидностью спиральной галактики является галактика с перемычкой в ядре, с концов которой начинаются ветви. Помимо множества звёзд в ветвях галактик этого вида содержится много газа и пыли, а также звёзд класса О и В. Наша Галактика и ближайшая к нам галактика Андромеды относятся также к спиральным галактикам. Масса спиральных галактик может составлять от 10 10 до 10 12 масс Солнца.

Небольшую группу (5% от общего числа) образуют неправильные галактики. У этих галактик нет ядра и выраженной структуры. К неправильным галактикам от носятся ближайшие к Млечному Пути Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако.

Галактики, радиоизлучение которых превышает мощность видимого излучения, называются радиогалактиками.

Существует класс галактик, которые пребывают в активной фазе своей эволюции, сопровождающейся выбросами очень больших масс вещества из ядра. Такие галактики называются активными. Большой мощностью радиоизлучения отличаются квазары. Эти образования, подобные звездам, находятся в ядрах галактик. Имея размеры всего лишь в десятки раз больше размеров Солнечной системы, квазары излучают энергию (видимого излучения и всех других видов излучения) в 10 12 светимостей Солнца. Для выделение такой громадной энергии требуется источник. В ядрах галактик таким источником является реакция постепенного захвата массивной черной дырой ближайших звёзд.

Помимо одиночных галактик существуют скопления галактик. В частности, Млечный Путь, галактика Андромеды, Малое и Большое Магеллановы Облака образуют местную группу галактик, которые связаны тяготением и движутся вокруг единого центра масс. В настоящее время известны тысячи скоплений галактик, в которых содержатся тысячи галактик.

Анализ спектров света галактик показал, что что все линии спектра смещены в сторону его красного конца, т.е. длина волны всех линий в составе спектра увеличивается. Из формулы эффекта Доплера следует, что это может быть обусловлено удалением источников света от точки наблюдения. Чем больше скорость, тем больше красное смещение и наоборот. Дальнейшие расчёты, сделанные Э.Хабблом показали, что наблюдаемая скорость удаления галактик прямо пропорциональна расстоянию до них. Этот факт можно сформулировать по-другому: галактики удаляются друг от друга с увеличивающейся скоростью.

Разбор тренировочных заданий

1. Приведены имена ученых в произвольном порядке.

Э. Хаббл; В. Гершель; Демокрит; Г. Галилей.

Расположите имена учёных в хронологическом порядке.

На первое место, конечно, поставим Демокрита. Во всех смыслах – первый.

Ещё почти 2 тысячи лет после античных времён астрономы продолжают смотреть в небо невооружённым глазом (или глазами). Пока первым Г. Галилей не воспользуется телескопом. Затем, используя наиболее совершенный телескоп того времени, В. Гершель обследует нашу Галактику – Млечный Путь.

Ну и напоследок, Э. Хаббл, чьи основные открытия пришлись на начало XX века.

Ответ: Демокрит, Г. Галилей, В. Гершель, Э. Хаббл

2.Соедините соответствующие элементы на рисунке

1.Первую пару элементов получим, если вспомним, что земной год, т.е. периодвращения Земли вокруг Солнца равен 365,25 суток.

2.Вспомним, что радиус Солнца равен 700000км, а скорость точек на экваторе Солнца равна 2км/с. Найдём время, за которое Солнце (точнее,точка экватора) совершит полный оборот

Источник

Активные галактики

Активные галактики – одни из самых интересных и загадочных объектов нашей Вселенной. Основное отличие от обычных, спокойных галактик заключается в настолько большом количестве энергии, вырабатываемой в ядрах таких галактик, что его невозможно объяснить стандартными источниками энергии – звездами. Ядра активных галактик это самые яркие долгоживущие объекты во Вселенной, обладающие переменностью излучения в широчайшем диапазоне длин волн: от гамма-излучения до радиоволн.
В настоящее время наиболее общепризнанной является гипотеза о наличии в центре активной галактики сверхмассивной черной дыры. В этой модели большая часть искомой энергии может выделяться при падении окружающего вещества (процесс аккреции) на такую черную дыру.

Активная галактика NGC 3227. Красное смещение z=0.00345, абсолютная звездная величина B=-16.9 Снимок получен в КрАО на телескопе АЗТ-8.

В 1946м году была открыта первая галактика, активная в радиодиапазоне – «радиогалактика Лебедь А», а в 1959м году обнаружен первый квазизвездный радиоисточник 3С48 («квазар»). В течение нескольких лет после открытия квазары не удавалось отличить от звезд в оптическом диапазоне из-за сверхмалых угловых размеров. Существовало даже название «радиозвезды», которое не прижилось.

В 1963м году голландский астроном Мартин Шмидт доказал, что линии в спектрах квазаров сильно смещены в красную сторону. Дальнейшие исследования показали космологическую природу красного смещения. Таким образом, впервые выяснилось, что расстояния до квазаров огромные, соответственно энергии они излучают тоже гигантские, не сравнимые с излучением звезд.

В 1965м году Сендидж выяснил, что существуют объекты, идентичные квазарам, но не проявляющие себя в радиодиапазоне, в результате квазары были разделены на «радиотихие» и «радиогромкие». Радиотихие квазары получили название «квазаги», которое не пользуется популярностью. Причем сегодня считается что обычных, «громких» квазаров лишь 10% от общего количества, а остальные 90% относятся к «тихим».

В 1968м году Мартен Шмидт идентифицировал объект BL Ящерицы (BL Lac) как переменный радиоисточник в центре элиптической галактики. Все подобные объекты получили название «блазары» или «лацертиды». Блазары отличаются от других активных галактик отсутствием эмиссионных линий в спектре и тем, что эти объекты не бывают радиотихими. Излучение лацертид сильно поляризовано, что указывает на наличие мощного магнитного поля.

В 1990е годы наблюдения при помощи космического телескопа Хаббл показали, что квазары чаще всего находятся в центрах гигантских эллиптических галактик. Таким образом была окончательна установлена родственность сейфертов, радиогалактик, квазаров и блазаров: как правило, квазар это время «юности» сейфертовской или радиогалактики.

Поскольку активность проявляют именно ядра галактик, то в последнее время все чаще употребляется собирательный термин «активные ядра галактик» (АЯГ).

В 1998м году заподозрено сущестование квазара в центре галактики Mrk231, который находится в 4 раза ближе (всего 500млн св. лет) знаменитого яркого квазара 3С273.

Интересно, что многие активные ядра галактик были открыты еще до установления их внегалактической природы и занесены в каталоги переменных звезд (например, переменная звезда BW Tau, оказавшаяся сейфертовской галактикой 3С120).

Признаки активности ядер галактик:

1. Спектр электромагнитного излучения активной галактики занимает более широкий диапазон, чем спектры обычных галактик: от радио-диапазона до жёсткого гамма-излучения.
2. Наблюдается быстрая переменность блеска — изменение «мощности» источника излучения с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне и до примерно 10 лет в оптическом и радио диапазонах.
3. Перемещение больших масс сильно разогретого газа с огромными скоростями в разных направлениях.
4. Видимые морфологические признаки (в частности, выбросы («джеты») и «горячие пятна»).
5. Общая мощность излучения значительно превышает мощность обычных галактик, причем основное количество энергии выделяется из компактного центра.

Астрофизики Хачикян и Видман ( Khachikian & Weedman 1971 ) были первыми кто понял, что Сейфертовские галактики можно разбить на два подкласса, отличающихся наличием широких разрешенных эмиссионных линий в их спектрах: 1-ый тип (или Sy1) имеет как широкие так и узкие линии, а 2-ой тип (или Sy2) – только узкие линии. Квазары вначале выделяли в особый класс АЯГ, пока не стало ясно, что это абсолютно один и тот же тип объектов, что и Сейфертовские галактики, в совокупности образующий непрерывную последовательность по светимости. Так называемые Sy1 галактики с узкими линиями (NLS1) выделили в особый тип АЯГ в конце 1990-х годов. Широкие линии в их спектрах лишь немного шире, чем узкие линии (их ширина меньше чем 2500 км/сек на половине интенсивности). Этот тип АЯГ характеризуется огромной амплитудой переменности в рентгене, малой амплитудой переменности в оптике и в их спектрах наблюдается мощное излучение в мягком рентгене. Данные свойства NLS1 часто связывают с повышенным темпом аккреции газа на сверхмассивную черную дыру, который близок к эддингтоновскому пределу. Особый тип АЯГ представляют блазары и объекты типа BL Lac, где потоки намагниченной ультрарелятивистской плазмы выбрасываются со скоростью близкой к скорости света вдоль оси вращения аккреционного диска (то есть перпендикулярно его плоскости) по направлению к наблюдателю. То есть эти АЯГ наблюдаются «с полюса». В излучение таких АЯГ доминирующий вклад вносят именно эти струи (джеты), а не аккреционный диск.

Исследования активных ядер галактик

Первый в мире спектрофотометрический мониторинг ряда избранных активных ядер галактик был начат в КрАО в 1970х годах. Вскоре выяснилось, что газ излучение которого создает широкие спектральные линии, имеет высокую концентрацию n>106 см-3 и большие скорости (≥5000 км/сек). Все последующие исследования спектров АЯГ сводились к выяснению структуры и природы этого газа.

В настоящее время мониторинг активных ядер галактик ведут несколько наземных обсерваторий (в том числе и КрАО) при поддержке космических телескопов. В частности, космические наблюдения помогают подробнее изучить поведение этих галактик в рентгеновском и гамма-диапазоне, которые сильно поглощаются земной атмосферой.

Одна из наблюдающихся в КрАО галактик с активным ядром NGC 6814 в Орле. Снимок получен на телескопе АЗТ-8.

Особое внимание сейчас уделяется обнаруженной взаимосвязи между рентгеновским и оптическим излучением. Наблюдения показывают, что у большинства активных ядер галактик переменность оптического излучения является следствием переменности рентгеновкого.

Важным типом исследований являются космические наблюдения в оптическом диапазоне, позволяющие измерить скорости движения отдельных звезд и их расстояние относительно центральной черной дыры. Зная эти данные, можно вычислить массу черной дыры по уточненному третьему закону Кеплера и сравнить ее с массой, посчитанной по методу эхо-картирования (описание метода см. ниже).

Источник энергии активных галактик

Гигантская светимость активных ядер галактик говорит о наличии в центральной области очень большой силы гравитации, поскольку иначе нечем компенсировать колоссальную силу давления света на окружающий газ. Не будь этой гравитации, окружающее вещество быстро разлетелось бы в пространство очень быстро. А, поскольку сила гравитации объекта обратно пропорциональна квадрату его размера и прямо пропорциональна его массе, значит он должен быть очень маленьким и тяжелым. Это подтверждется быстрыми колебаниями яркости в рентгеновском диапазоне. Таким критериям лучше всего соответствует именно сверхмассивная черная дыра.

В настоящее время единственный достоверный способ отличить чёрную дыру от объекта другого типа состоит в том, чтобы измерить массу и размеры объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом. Но разрешающая способность телескопов недостаточна для того, чтобы различать области пространства размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры. Поэтому в идентификации центральных объектов ядер галактик как чёрных дыр есть некоторая степень допущения. Считается, что установленный верхний предел размеров этих объектов слишко мал, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр обычной массы. К тому же, вероятность нахождения групы таких объектов (необходимой численностью в тысячи штук) в небольшой области пространства ничтожна, а также отсутствуют гипотезы, описывающие рождение таких групп. В результате единственным достоверным претендентом на место источника энергии АЯГ на сегодняшний день являются сверхмассивные черные дыры.

Наиболее общепринятая гипотеза описывает ядро активной галактики следующим образом: в центре находится сверхмассивная черная дыра, на которую с огромными скоростями падает разогретый до высоких температур газ. При этом выделяется огромное количество энергии, главным образом в рентгеновском и гамма-диапазоне. Эта энергия разогревает окружающий газ до температур в миллионы и миллиарды градусов, заставляя его излучать разные спектральные линии Наблюдаемые в спектрах активных галактик эмисионные линии рождаются именно в этой области, а значит, изучая эти линии, можно говорить о свойствах материи, близкой к центральной черной дыре и даже пытаться изучить саму черную дыру.

Структура активного ядра галактики, модель. (с) Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei
Authors: Urry, C. M. & Padovani, P.
Journal: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.107, p.803

Стандартная модель описывает разогрев газа в аккреционном диске за счет взаимного трения близких слоев газа. Дело в том, что в сверхмощном гравитационном поле даже очень близкие точки будут иметь заметно отличающийся гравитационный потенциал, а значит находящиеся в них потоки газа будут двигаться с разными скоростями. Сила трения, возникающая между такими потоками во внутренних частях диска будет приводить к нагреву этих потоков до очень высоких температур.

Для объяснения наблюдаемой корреляции между изменениями рентгеновской, ультрафиолетовой и оптической светимостями АЯГ, широкое распространение также получила т.н. модель репроцессинга (например, Sergeev et al. 2005 ; Cackett et al. 2007 ), в которой аккреционный диск излучает не только за счет вязкого трения, но, в основном, за счет разогрева диска рентгеном. Для простоты расчетов предполагается, что источник рентгена является точечным и расположен над центром диском. Распределение температуры по диску в этом случае оказывается точно таким же, как для вязкого трения (см. выше), если расстояние до центра диска много больше, чем высота источника рентгена. Модель может быть использована для расчета абсолютной светимости АЯГ и поэтому имеет важный космологический аспект.

Аккреция газа на черную дыру

В первом случае вещество диска двигается по спиральным траекториям и в результате взаимодействия с магнитным полем оно испускает т.н. синхротронное излучение. Эта гипотеза полностью подтвердилась. Правда, природа магнитного поля остается неизученной и по сей день. Во втором случае вещество падает к центру не вращаясь. Считается, что в большинстве АЯГ существуют оба типа аккреции, (плотный диск и разреженная корона) но основную часть энергии выделяет именно первый тип.

1. Область свечения широких спектральных линий (broad-line region, BLR)

2. Область свечения узких спектральных линий (narrow-line region, NLR)

Изучение структуры АЯГ методом эхо-картирования

Излучение центрального источника нагревает и ионизирует окружающий газ, расположенный в BLR-области, что вызывает его излучение в широких спектральных линиях. Яркость этих линий зависит от потока и распределения энергии непрерывного спектра (континуума) центрального источника. Отклики линий на изменения яркости этого источника могут быть использованы для определения размера, кинематики и геометрии BLR-области посредством эхо-картирования ( Blandford & McKee 1982; Peterson 1993 ).

Пионерские работы в этом направлении были сделаны в 1972-1973 годах Лютым и Черепащуком. Суть их заключалась в следующем. Линия Hβ (бальмеровская линия излучения водорода) светится в области широких линий, а континуум – в более компактной области вблизи черной дыры. Анализ наблюдений методом кросс-корреляции показывает, что изменения яркости линии Hβ запаздывают по отношению к континууму на несколько дней из-за эффекта светового эха, аналогичного звуковому эхо (используемому в эхолотах).
К примеру, для галактики NGC5548, размер области свечения линии Hβ составляет около 20 световых дней или 500 млрд. км. Этот размер ничтожно мал по сравнению с типичным размером галактик, поэтому структуру BLR-области нельзя рассмотреть при помощи наземных телескопов и даже из космоса.
В настоящее время в КрАО ведутся интенсивные работы в направлении математического анализа светового эха: для двух АЯГ размер BLR был определен крымскими астрономами впервые, для еще нескольких – независимо, и для еще нескольких – в рамках международной кооперации.

Определение размеров BLR имеет первостепенное значение для определения массы центральной черной дыры, особенно, при отсутствии достоверных данных о звездной динамике вблизи центрального объекта.

Метод эхо-картирования применяют не только к BLR-области, а и для определения размеров пылевого тора, а также для определения размеров центрального источника. В последнем случае измеряют запаздывание между кривыми блеска континуума в различных диапазонах длин волн и это запаздывание характеризует размер аккреционного диска. В последнее время предпринимались попытки использовать этот метод для NLR-области, но это весьма затруднительно, поскольку из-за больших размеров этой области, яркость узких линий изменяется очень медленно и с малой амплитудой.

Галактика с джетом М87 в Деве. Снимок получен на космическом телескопе Хаббла.

Одна из гипотез образования джетов гласит: центральный объект обладает ретроградным (обратным) движением, по отношению к аккреационному диску. Гравитация вращающейся дыры «расталкивает» внутренние слои материи аккреционного диска. В результате создается «провал» между диском и дырой, который позволяет магнитному полю (создаваемому вращением заряженной дыры) собираться в мощные линии, вдоль которых и выбрасываются джеты.

В некоторых случаях создается впечатление, что плазма внутри джетов двигается со сверхсветовыми скоростями. Это чисто наблюдательный эффект, первое обоснование которого было дано еще Мартином Рисом в 1966м году. Данная иллюзия наблюдается из-за геометрии системы (угол джета относительно луча зрения наблюдателя маленький) и из-за релятивистских эффектов (движение плазмы происходит с околосветовой скоростью).

Структура активного ядра галактики, квазар. (с) 1

Высочайшая протяженность джетов, достигающая в случае с АЯГ десятков и сотен тысяч световых лет, объясняется синхротронным излучением высокоэнергетичных протонов и электронов, ускоренных центральной черной дырой, двигающихся в магнитном поле.

Наиболее известные примеры объектов с джетами: эллиптическая галактика М87, ярчайший квазар 3С 273, радиогалактика 3С 120, радиогалактика Центавр-А (NGC5128).

Методы определения массы центральной черной дыры

О наличии любой черной дыры можно судить по динамике окружающего ее вещества. Самые прямые методы определения масс сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик основаны на исследовании динамики звезд в области гравитационного влияния черной дыры. Было обнаружено, что массы черных дыр коррелируют с дисперсией скоростей звезд в балдже галактики. В этом случае на первый план выходят космические наблюдения в оптическом диапазоне, позволяющие измерить скорости движения отдельных звезд и их расстояние относительно центральной черной дыры. Зная эти данные, можно легко вычислить массу черной дыры, потому что в области гравитационного доминирования черной дыры орбиты у ближайших звезд являются практически кеплеровыми.

В этом случае масса сверхгигантской черной дыры находится по формуле:

Но для многих АЯГ данные звездной динамики, в основном, неуверенные, так как сильное излучение центрального источника подавляет слабое излучения звезд в окрестности черной дыры. В результате метод звездной динамики применяют, в основном, к спокойным ядрам. Однако, массу центральной черной дыры можно вычислить исходя из размера области широких линий в АЯГ (которая высчитывается по методу эхо-картирования) и типичной скорость движения газа в этой области (которая определяется по ширинам линий в спектре).

Этим способом крымскими астрономами были определены массы более 30 черных дыр в ядрах галактик (в том числе несколько из них независимо), которые оказались равными от нескольких миллионов до миллиарда масс Солнца. Также удалось выяснить, что АЯГ типа NLS1 имеют самые высокие (при данной массе черной дыры) темпы аккреции газа, а объекты с широкими двугорбыми профилями спектральных линий – самые низкие.

Сравнительно недавно было обнаружено ( Gebhardt et al. 2000 ), что массы черных дыр коррелируют как со светимостью родительской галактики (ее сферической составляющей), так и с дисперсией скоростей звезд в ней. Необычайно высокая степень последней корреляции также позволяет определять массы центральных черных дыр, причем гораздо более простыми методами, нежели всевышеописанные.

Также любопытно, что в последнее время стали появляться передовые работы, показывающие зависимость между массой темного вещества галактики и массой сверхмассивной черной дыры. Предполагается, что темное гало оказывает влияние на развитие черной дыры.

Источник