Astronomia

Luminosità della Via Lattea rispetto alle galassie di Seyfert

Luminosità della Via Lattea rispetto alle galassie di Seyfert

Questa pagina elenca la luminosità totale della galassia della Via Lattea (MW) da essere to $4 imes10^{10}$ $L_{ m sol}$, e $L_{ m sol}=3.86 cdot 10^{33} { m ergs.sec}^{-1}$; questo dà una luminosità totale per il MW di $1.54cdot 10^{44}{ m ergs.sec}^{-1}$.

Ma le galassie di Seyfert possono avere luminosità di $sim 10^{40} - 10^{42}{ m ergs.sec}^{-1}$, e questo è dovuto all'elevata luminosità del nucleo galattico di un Seyfert.

Poiché il MW non ha un SMBH attivo, questo significa che il MW è particolarmente luminoso a causa di una popolazione stellare ad alta luminosità? Oppure mi sfugge qualcosa?


Luminosità della Via Lattea rispetto alle galassie di Seyfert - Astronomia

Contesto: recentemente, è stata trovata una relazione tra il tasso di rilevamento del maser dell'acqua e la densità di flusso del lontano infrarosso (FIR) a seguito di un'indagine maser a 22 GHz in un campione composto da galassie settentrionali con densità di flusso di 100 μm >50 Jy e una declinazione > -30°.
Obiettivi: L'indagine è stata estesa alle galassie con densità di flusso FIR inferiori al fine di confermare questa correlazione e scoprire ulteriori sorgenti maser per studi interferometrici di follow-up rilevanti.
Metodi: Un campione di 41 galassie con 30 Jy < S 100 μm < 50 Jy e δ > -30° è stato osservato con il telescopio di 100 m a Effelsberg alla ricerca della linea del vapore acqueo a 22 GHz. Il livello di rumore medio 3σ del rilievo è di 40 mJy per un canale di 1 km s -1, corrispondente ad una soglia di rilevamento per la luminosità del maser isotropico di 0,5 L a una distanza di 25 Mpc.
Risultati: Sono riportati due rilevamenti: un megamaser con una luminosità isotropa, L , di ≈35 L ⊙ nella galassia Seyfert/Hii NGC 613 e un kilomaser con L ≈ 1 L ⊙ nel sistema di fusione NGC 520. L'elevata luminosità e la presenza di un nucleo di Seyfert favoriscono un'associazione per NGC 613 con un nucleo galattico attivo. Il kilomaser in NGC 520 è stato rilevato anche con il Very Large Array, fornendo una posizione con una precisione inferiore al secondo. L'emissione di H2O, proveniente da una regione di dimensioni 0.02 pc con una temperatura di luminosità ⪆10 10 K (se le variazioni osservate sono intrinseche alla/e nuvola/e di massa), è vicina a una delle due sorgenti radio continue situate nella parte interna parsec di NGC 520. Il maser è molto probabilmente associato a un giovane residuo di supernova (SNR), sebbene non possa essere esclusa un'associazione con un AGN a bassa luminosità (LLAGN). Il tasso di rilevamento del maser, con 2 nuove sorgenti maser su 41 galassie osservate, è coerente con le aspettative estrapolate dalle proprietà statistiche del campione S 100 μ m > 50 Jy. I kilomaser H2O sono "subluminosi", mentre i megamaser H2O tendono ad essere "superluminosi" rispetto alla luminosità FIR della loro galassia madre, se confrontati con i siti di formazione stellare massiccia nella Via Lattea.

Basato su osservazioni con il telescopio di 100 m dell'MPIfR (Max-Planck-Institut für Radioastronomie) a Effelsberg.


La distribuzione H i della Via Lattea

L'idrogeno atomico neutro (H i ) traccia il mezzo interstellare (ISM) in un'ampia gamma di condizioni fisiche. La sua linea di emissione di 21 cm è una sonda chiave della struttura e della dinamica della Via Lattea. Circa 50 anni dopo il primo rilevamento della linea dei 21 cm l'esplorazione della distribuzione H i della Via Lattea ha conosciuto un vero e proprio rinascimento. Ciò è stato innescato da diversi sondaggi su larga scala di 21 cm che si sono resi disponibili nell'ultimo decennio. Nuovi rilievi all-sky svelano la distribuzione della forma e della densità di volume del disco gassoso fino ai suoi bordi. I rilievi del piano galattico ad alta risoluzione rivelano una ricchezza di gusci, filamenti e speroni che testimoniano il riciclaggio della materia tra le stelle e l'ISM. Tutti questi risultati osservativi indicano che il gas H i traccia un ISM galattico dinamico con strutture su tutte le scale, da decine di unità astronomiche a kiloparsec. La Galassia può essere considerata un violento disco respiratorio circondato da gas extraplanare altamente turbolento.


Contenuti

Durante la prima metà del 20 ° secolo, le osservazioni fotografiche delle galassie vicine hanno rilevato alcune firme caratteristiche dell'emissione di AGN, sebbene non vi fosse ancora una comprensione fisica della natura del fenomeno AGN. Alcune prime osservazioni includevano la prima rilevazione spettroscopica di righe di emissione dai nuclei di NGC 1068 e Messier 81 da parte di Edward Fath (pubblicata nel 1909), [1] e la scoperta del getto in Messier 87 da parte di Heber Curtis (pubblicata nel 1918). [2] Ulteriori studi spettroscopici di astronomi tra cui Vesto Slipher, Milton Humason e Nicholas Mayall hanno notato la presenza di righe di emissione insolite in alcuni nuclei di galassie. [3] [4] [5] [6] Nel 1943, Carl Seyfert pubblicò un articolo in cui descriveva osservazioni di galassie vicine con nuclei luminosi che erano sorgenti di righe di emissione insolitamente ampie. [7] Le galassie osservate come parte di questo studio includevano NGC 1068, NGC 4151, NGC 3516 e NGC 7469. Le galassie attive come queste sono conosciute come galassie di Seyfert in onore del lavoro pionieristico di Seyfert.

Lo sviluppo della radioastronomia è stato un importante catalizzatore per la comprensione dell'AGN. Alcune delle prime radiosorgenti rilevate sono galassie ellittiche attive vicine come Messier 87 e Centaurus A. [8] Un'altra radiosorgente, Cygnus A, è stata identificata da Walter Baade e Rudolph Minkowski come una galassia distorta dalle maree con un insolito spettro di righe di emissione , con una velocità recessiva di 16.700 chilometri al secondo. [9] L'indagine radio 3C ha portato a ulteriori progressi nella scoperta di nuove sorgenti radio e nell'identificazione delle sorgenti di luce visibile associate all'emissione radio. Nelle immagini fotografiche, alcuni di questi oggetti avevano un aspetto quasi puntiforme o quasi stellare e venivano classificati come radiosorgenti quasi stellari (in seguito abbreviati come "quasar").

L'astrofisico armeno sovietico Viktor Ambartsumian ha introdotto i nuclei galattici attivi nei primi anni '50. [10] Alla Conferenza Solvay sulla fisica nel 1958, Ambartsumian presentò un rapporto sostenendo che "le esplosioni nei nuclei galattici provocano l'espulsione di grandi quantità di massa. Affinché queste esplosioni si verifichino, i nuclei galattici devono contenere corpi di massa enorme e di natura sconosciuta. Da questo momento in poi i Nuclei Galattici Attivi (AGN) sono diventati una componente chiave nelle teorie dell'evoluzione galattica". [11] La sua idea fu inizialmente accettata con scetticismo. [12] [13]

Un importante passo avanti fu la misurazione del redshift del quasar 3C 273 di Maarten Schmidt, pubblicata nel 1963. [14] Schmidt notò che se questo oggetto era extragalattico (al di fuori della Via Lattea, a una distanza cosmologica) allora il suo grande redshift di 0,158 implicava che fosse la regione nucleare di una galassia circa 100 volte più potente di altre radiogalassie che erano state identificate. Poco dopo, sono stati utilizzati spettri ottici per misurare i redshift di un numero crescente di quasar tra cui 3C 48, ancora più distanti al redshift 0,37. [15]

Le enormi luminosità di questi quasar e le loro insolite proprietà spettrali indicavano che la loro fonte di energia non poteva essere stelle ordinarie. L'accrescimento di gas su un buco nero supermassiccio è stato suggerito come fonte di energia dei quasar in articoli di Edwin Salpeter e Yakov Zeldovich nel 1964. [16] Nel 1969 Donald Lynden-Bell propose che le galassie vicine contenessero buchi neri supermassicci al centro come reliquie di quasar "morti", e quell'accrescimento del buco nero era la fonte di energia per l'emissione non stellare nelle vicine galassie di Seyfert. [17] Negli anni '60 e '70, le prime osservazioni astronomiche a raggi X hanno dimostrato che le galassie e i quasar di Seyfert sono potenti fonti di emissione di raggi X, che ha origine dalle regioni interne dei dischi di accrescimento dei buchi neri.

Oggi, gli AGN sono un argomento importante della ricerca astrofisica, sia osservativa che teorica. La ricerca AGN comprende indagini osservative per trovare AGN su ampi intervalli di luminosità e redshift, esame dell'evoluzione cosmica e crescita dei buchi neri, studi sulla fisica dell'accrescimento dei buchi neri e dell'emissione di radiazione elettromagnetica da AGN, esame delle proprietà dei getti e deflussi di materia dall'AGN, e l'impatto dell'accrescimento dei buchi neri e dell'attività dei quasar sull'evoluzione delle galassie.

Per molto tempo è stato sostenuto [19] che un AGN debba essere alimentato dall'accrescimento di massa su buchi neri massicci (da 10 6 a 10 10 volte la massa solare). Gli AGN sono entrambi compatti e persistentemente estremamente luminosi. L'accrescimento può potenzialmente fornire una conversione molto efficiente dell'energia potenziale e cinetica in radiazione, e un buco nero massiccio ha un'elevata luminosità di Eddington e, di conseguenza, può fornire l'elevata luminosità persistente osservata. Si ritiene ora che i buchi neri supermassicci esistano nei centri della maggior parte, se non di tutte, le galassie massicce poiché la massa del buco nero è correlata bene con la dispersione della velocità del rigonfiamento galattico (la relazione M-sigma) o con la luminosità del rigonfiamento. [20] Pertanto, sono attese caratteristiche di tipo AGN ogni volta che una fornitura di materiale per l'accrescimento rientra nella sfera di influenza del buco nero centrale.

Disco di accrescimento Modifica

Nel modello standard di AGN, il materiale freddo vicino a un buco nero forma un disco di accrescimento. I processi dissipativi nel disco di accrescimento trasportano la materia verso l'interno e il momento angolare verso l'esterno, mentre provocano il riscaldamento del disco di accrescimento. Lo spettro atteso di un disco di accrescimento ha un picco nella banda d'onda ottico-ultravioletta, inoltre, una corona di materiale caldo si forma sopra il disco di accrescimento e può invertire la dispersione di fotoni di Compton fino a energie dei raggi X. La radiazione del disco di accrescimento eccita materiale atomico freddo vicino al buco nero e questo a sua volta si irradia in particolari righe di emissione. Una grande frazione della radiazione dell'AGN può essere oscurata dal gas interstellare e dalla polvere vicino al disco di accrescimento, ma (in una situazione di stato stazionario) questa verrà nuovamente irradiata a qualche altra banda d'onda, molto probabilmente l'infrarosso.

Jet relativistici Modifica

Alcuni dischi di accrescimento producono getti di deflussi gemelli, altamente collimati e veloci che emergono in direzioni opposte da vicino al disco. La direzione dell'espulsione del getto è determinata dall'asse del momento angolare del disco di accrescimento o dall'asse di rotazione del buco nero. Il meccanismo di produzione del getto e in effetti la composizione del getto su scale molto piccole non sono attualmente compresi a causa della risoluzione troppo bassa degli strumenti astronomici. I getti hanno i loro effetti osservativi più ovvi nella banda delle onde radio, dove l'interferometria a linea di base molto lunga può essere utilizzata per studiare la radiazione di sincrotrone che emettono a risoluzioni di scale sub-parsec. Tuttavia, si irradiano in tutte le bande d'onda dalla radio fino alla gamma di raggi gamma tramite il sincrotrone e il processo di scattering Compton inverso, e quindi i getti AGN sono una seconda fonte potenziale di qualsiasi radiazione continua osservata.

Modifica AGN radiativamente inefficiente

Esiste una classe di soluzioni "radiativamente inefficienti" alle equazioni che governano l'accrescimento. Il più noto di questi è l'Advection Dominated Accretion Flow (ADAF), [21] ma esistono altre teorie. In questo tipo di accrescimento, importante per tassi di accrescimento ben al di sotto del limite di Eddington, la materia in accrescimento non forma un disco sottile e di conseguenza non irradia efficacemente l'energia che ha acquisito avvicinandosi al buco nero. L'accrescimento radiativamente inefficiente è stato utilizzato per spiegare la mancanza di forte radiazione di tipo AGN da buchi neri massicci al centro delle galassie ellittiche negli ammassi, dove altrimenti potremmo aspettarci alti tassi di accrescimento e corrispondentemente elevate luminosità. [22] Ci si aspetterebbe che l'AGN radiativamente inefficiente manchi di molte delle caratteristiche dell'AGN standard con un disco di accrescimento.

Gli AGN sono una fonte candidata di raggi cosmici ad alta e altissima energia (vedi anche Meccanismo centrifugo di accelerazione).

Non esiste una singola firma osservativa di un AGN. L'elenco seguente copre alcune delle funzionalità che hanno consentito di identificare i sistemi come AGN.

  • Emissione ottica continua nucleare. Questo è visibile ogni volta che c'è una vista diretta del disco di accrescimento. Anche i getti possono contribuire a questa componente dell'emissione AGN. L'emissione ottica ha una dipendenza approssimativamente dalla legge di potenza dalla lunghezza d'onda.
  • Emissione nucleare infrarossa. Ciò è visibile ogni volta che il disco di accrescimento e il suo ambiente vengono oscurati da gas e polvere vicino al nucleo e quindi riemessi ("ritrattamento"). Trattandosi di emissione termica, può essere distinta da qualsiasi emissione relativa a getto o disco.
  • Ampie righe di emissione ottica. Questi provengono da materiale freddo vicino al buco nero centrale. Le linee sono larghe perché il materiale che emette ruota attorno al buco nero ad alta velocità causando una serie di spostamenti Doppler dei fotoni emessi.
  • Righe di emissione ottiche strette. Questi provengono da materiale freddo più distante, e quindi sono più stretti delle linee larghe.
  • Emissione continua radio. Questo è sempre dovuto a un jet. Mostra uno spettro caratteristico della radiazione di sincrotrone.
  • Emissione continua di raggi X. Questo può derivare sia da un getto che dalla corona calda del disco di accrescimento tramite un processo di scattering: in entrambi i casi mostra uno spettro legge di potenza. In alcuni AGN radio-silenziosi c'è un eccesso di emissione di raggi X molli oltre alla componente della legge di potenza. L'origine dei raggi X molli non è al momento chiara.
  • Emissione della linea di raggi X. Questo è il risultato dell'illuminazione di elementi pesanti freddi da parte del continuum di raggi X che provoca la fluorescenza delle righe di emissione di raggi X, la più nota delle quali è la caratteristica del ferro intorno a 6,4 keV. Questa linea può essere stretta o larga: linee di ferro allargate relativisticamente possono essere utilizzate per studiare la dinamica del disco di accrescimento molto vicino al nucleo e quindi la natura del buco nero centrale.

È conveniente dividere l'AGN in due classi, chiamate convenzionalmente radio-silenzioso e radio-alto. Gli oggetti radiofonici hanno contributi di emissione sia dai getti che dai lobi che i getti gonfiano. Questi contributi di emissione dominano la luminosità dell'AGN alle lunghezze d'onda radio e possibilmente ad alcune o tutte le altre lunghezze d'onda. Gli oggetti radio silenziosi sono più semplici poiché il getto e qualsiasi emissione correlata al getto possono essere trascurate a tutte le lunghezze d'onda.

La terminologia AGN è spesso confusa, poiché le distinzioni tra i diversi tipi di AGN a volte riflettono differenze storiche nel modo in cui gli oggetti sono stati scoperti o inizialmente classificati, piuttosto che differenze fisiche reali.

Radio-silenzioso AGN Modifica

    (LINER). Come suggerisce il nome, questi sistemi mostrano solo regioni deboli della linea di emissione nucleare e nessun'altra firma dell'emissione di AGN. È discutibile [23] se tutti questi sistemi siano veri AGN (alimentati dall'accrescimento su un buco nero supermassiccio). Se lo sono, costituiscono la classe di luminosità più bassa di AGN radio-silenziosi. Alcuni potrebbero essere analoghi radio-silenziosi delle radiogalassie a bassa eccitazione (vedi sotto). . I Seyfert sono stati la prima classe distinta di AGN ad essere identificata. Mostrano emissione continua nucleare a raggio ottico, righe di emissione strette e occasionalmente larghe, occasionalmente forti emissioni di raggi X nucleari e talvolta un debole getto radio su piccola scala. Originariamente erano divisi in due tipi noti come Seyfert 1 e 2: Seyfert 1 mostrano forti righe di emissione larghe mentre Seyfert 2 no, e Seyfert 1 hanno maggiori probabilità di mostrare una forte emissione di raggi X a bassa energia. Esistono varie forme di elaborazione su questo schema: ad esempio, le Seyfert 1 con linee larghe relativamente strette sono talvolta indicate come Seyfert 1 a linea stretta. Le galassie ospiti di Seyferts sono generalmente galassie a spirale o irregolari.
  • Quasar/QSO radio-silenziosi. Si tratta essenzialmente di versioni più luminose di Seyfert 1: la distinzione è arbitraria e viene solitamente espressa in termini di magnitudine ottica limite. I quasar erano originariamente "quasi-stellari" nelle immagini ottiche poiché avevano luminosità ottiche maggiori di quella della loro galassia ospite. Mostrano sempre una forte emissione ottica continua, emissione continua di raggi X e linee di emissione ottica larghe e strette. Alcuni astronomi usano il termine QSO (Quasi-Stellar Object) per questa classe di AGN, riservando 'quasar' agli oggetti radio-rumorosi, mentre altri parlano di quasar radio-silenziosi e radio-rumori. Le galassie ospiti dei quasar possono essere spirali, irregolari o ellittiche. Esiste una correlazione tra la luminosità del quasar e la massa della sua galassia ospite, in quanto i quasar più luminosi abitano le galassie più massicce (ellittiche).
  • "Quasar 2". Per analogia con Seyfert 2, questi sono oggetti con luminosità simili a quasar ma senza una forte emissione ottica continua nucleare o emissione a linea larga. Sono scarsi nei sondaggi, sebbene sia stato identificato un numero di possibili quasar 2 candidati.

Modifica AGN ad alto volume

Vedi articolo principale Radio galaxy per una discussione sul comportamento su larga scala dei getti. Qui vengono discussi solo i nuclei attivi.

  • I quasar radio-rumori si comportano esattamente come i quasar radio-silenziosi con l'aggiunta dell'emissione di un getto. Quindi mostrano una forte emissione ottica continua, linee di emissione larghe e strette e una forte emissione di raggi X, insieme a emissioni radio nucleari e spesso estese.
  • Le classi “Blazars” (oggetti BL Lac e quasar OVV) si distinguono per emissione ottica, radio e raggi X rapidamente variabile e polarizzata. Gli oggetti BL Lac non mostrano righe di emissione ottica, larghe o strette, quindi i loro spostamenti verso il rosso possono essere determinati solo dalle caratteristiche negli spettri delle loro galassie ospiti. Le caratteristiche della linea di emissione possono essere intrinsecamente assenti o semplicemente sommerse dalla componente variabile aggiuntiva. In quest'ultimo caso, le righe di emissione possono diventare visibili quando la componente variabile è a un livello basso. [24] I quasar OVV si comportano più come i quasar radio-loud standard con l'aggiunta di una componente rapidamente variabile. In entrambe le classi di sorgenti, si ritiene che l'emissione variabile abbia origine in un getto relativistico orientato vicino alla linea di vista. Gli effetti relativistici amplificano sia la luminosità del getto che l'ampiezza della variabilità.
  • Galassie radiofoniche. Questi oggetti mostrano emissioni radio nucleari ed estese. Le loro altre proprietà AGN sono eterogenee. Possono essere generalmente suddivisi in classi a bassa eccitazione e ad alta eccitazione. [25][26] Gli oggetti a bassa eccitazione non mostrano linee di emissione strette o larghe e le linee di emissione che hanno possono essere eccitate da un meccanismo diverso. [27] La ​​loro emissione nucleare ottica e di raggi X è coerente con l'origine puramente di un getto. [28][29] Potrebbero essere i migliori candidati attuali per AGN con accrescimento radiativamente inefficiente. Al contrario, gli oggetti ad alta eccitazione (radiogalassie a riga stretta) hanno spettri di riga di emissione simili a quelli di Seyfert 2s. La piccola classe di radiogalassie a linea larga, che mostrano un'emissione continua ottica nucleare relativamente forte [30] include probabilmente alcuni oggetti che sono semplicemente quasar radio-rumorosi a bassa luminosità. Le galassie ospiti delle radiogalassie, qualunque sia il loro tipo di riga di emissione, sono essenzialmente sempre ellittiche.

I modelli unificati propongono che diverse classi osservative di AGN siano un singolo tipo di oggetto fisico osservato in condizioni diverse. I modelli unificati attualmente preferiti sono "modelli unificati basati sull'orientamento", nel senso che propongono che le differenze apparenti tra i diversi tipi di oggetti sorgono semplicemente a causa dei loro diversi orientamenti verso l'osservatore. [31] [32] Tuttavia, sono dibattuti (vedi sotto).

Unificazione radio-silenziosa Modifica

A bassa luminosità, gli oggetti da unificare sono le galassie di Seyfert. I modelli di unificazione propongono che in Seyfert 1s l'osservatore abbia una visione diretta del nucleo attivo. In Seyfert 2s il nucleo viene osservato attraverso una struttura oscurante che impedisce una visione diretta del continuum ottico, della regione a linea larga o dell'emissione di raggi X (soft). L'intuizione chiave dei modelli di accrescimento dipendenti dall'orientamento è che i due tipi di oggetti possono essere gli stessi se si osservano solo determinati angoli della linea di vista. L'immagine standard è di un toroide di materiale oscurante che circonda il disco di accrescimento. Deve essere abbastanza grande da oscurare la regione della linea larga ma non abbastanza grande da oscurare la regione della linea stretta, che si vede in entrambe le classi di oggetti. I Seyfert 2 sono visti attraverso il toro. Al di fuori del toroide c'è materiale che può disperdere parte dell'emissione nucleare nella nostra linea di vista, permettendoci di vedere un continuum ottico e di raggi X e, in alcuni casi, ampie linee di emissione, che sono fortemente polarizzate, mostrando che hanno stato disperso e dimostrando che alcuni Seyfert 2 contengono davvero Seyfert 1 nascosti. Anche le osservazioni all'infrarosso dei nuclei di Seyfert 2s supportano questa immagine.

A luminosità più elevate, i quasar prendono il posto dei Seyfert 1, ma, come già accennato, i corrispondenti 'quasar 2' sono attualmente sfuggenti. Se non hanno la componente di dispersione di Seyfert 2s sarebbero difficili da rilevare se non attraverso la loro emissione di raggi X duri e a linee strette luminose.

Unificazione radiofonica Modifica

Storicamente, il lavoro sull'unificazione del radio-forte si è concentrato sui quasar ad alta luminosità. Questi possono essere unificati con radiogalassie a linea stretta in un modo direttamente analogo all'unificazione di Seyfert 1/2 (ma senza la complicazione di molto in termini di componente di riflessione: le radiogalassie a linea stretta non mostrano un continuum ottico nucleare o X riflesso componente a raggi, sebbene occasionalmente mostrino un'emissione a linea larga polarizzata). Le strutture radio su larga scala di questi oggetti forniscono prove convincenti che i modelli unificati basati sull'orientamento sono realmente veri. [33] [34] [35] L'evidenza dei raggi X, ove disponibile, supporta l'immagine unificata: le radiogalassie mostrano segni di oscuramento da parte di un toroide, mentre i quasar no, sebbene sia necessario prestare attenzione poiché anche gli oggetti radio rumorosi hanno un componente morbido non assorbito relativo al getto e l'alta risoluzione è necessaria per separare l'emissione termica dall'ambiente di gas caldo su larga scala delle sorgenti. [36] Ad angoli molto piccoli rispetto alla linea di vista, domina il raggio relativistico e vediamo un blazar di una certa varietà.

Tuttavia, la popolazione delle radiogalassie è completamente dominata da oggetti a bassa luminosità e bassa eccitazione. Questi non mostrano forti linee di emissione nucleare, larghe o strette, hanno continui ottici che sembrano essere interamente correlati al getto, [28] e la loro emissione di raggi X è anche coerente con la provenienza puramente da un getto, senza nucleare pesantemente assorbito componente in generale. [29] Questi oggetti non possono essere unificati con i quasar, anche se includono alcuni oggetti ad alta luminosità quando si osserva l'emissione radio, poiché il toro non può mai nascondere la regione a linea stretta nella misura richiesta e poiché gli studi all'infrarosso mostrano che hanno nessun componente nucleare nascosto: [37] infatti non ci sono prove di un toroide in questi oggetti. Molto probabilmente, formano una classe separata in cui solo l'emissione correlata al getto è importante. A piccoli angoli rispetto alla linea di vista, appariranno come oggetti BL Lac. [38]

Critica dell'unificazione radio-silenziosa Modifica

Nella recente letteratura sull'AGN, essendo oggetto di un intenso dibattito, un crescente insieme di osservazioni sembra essere in conflitto con alcune delle previsioni chiave del Modello Unificato, ad es. che ogni Seyfert 2 ha un nucleo Seyfert 1 oscurato (una regione nascosta a linea larga).

Pertanto, non si può sapere se il gas in tutte le galassie Seyfert 2 è ionizzato a causa della fotoionizzazione da un'unica sorgente continua non stellare al centro o a causa della ionizzazione da shock, ad es. intense esplosioni nucleari. Studi spettropolarimetrici [39] rivelano che solo il 50% di Seyfert 2 mostra una regione nascosta a linea larga e quindi divide le galassie di Seyfert 2 in due popolazioni. Le due classi di popolazioni sembrano differire per la loro luminosità, dove i Seyfert 2 senza una regione a linea larga nascosta sono generalmente meno luminosi. [40] Ciò suggerisce che l'assenza di una regione a linea larga è collegata al basso rapporto di Eddington e non all'oscuramento.

Il fattore di copertura del toroide potrebbe svolgere un ruolo importante. Alcuni modelli toroidali [41] [42] prevedono come Seyfert 1s e Seyfert 2s possono ottenere diversi fattori di copertura da una dipendenza dalla luminosità e dalla velocità di accrescimento del fattore di copertura del toro, cosa supportata da studi sui raggi X di AGN. [43] I modelli suggeriscono anche una dipendenza dal tasso di accrescimento della regione a linea larga e forniscono un'evoluzione naturale da motori più attivi in ​​Seyfert 1 a Seyfert 2 più "morti" [44] e possono spiegare la rottura osservata del modello unificato a bassa luminosità [45] e l'evoluzione della regione a linea larga. [46]

Mentre gli studi sui singoli AGN mostrano importanti deviazioni dalle aspettative del modello unificato, i risultati dei test statistici sono stati contraddittori. L'inconveniente più importante dei test statistici mediante confronti diretti di campioni statistici di Seyfert 1 e Seyfert 2 è l'introduzione di bias di selezione dovuti a criteri di selezione anisotropi. [47] [48]

Lo studio delle galassie vicine piuttosto che dell'AGN stesso [49] [50] [51] ha suggerito per primo che il numero di vicine fosse maggiore per Seyfert 2 che per Seyfert 1, in contraddizione con il Modello Unificato. Oggi, avendo superato le precedenti limitazioni delle piccole dimensioni del campione e della selezione anisotropa, studi su vicini di centinaia o migliaia di AGN [52] hanno dimostrato che i vicini di Seyfert 2 sono intrinsecamente più polverosi e più stellari di Seyfert 1 e una connessione tra Tipo di AGN, morfologia della galassia ospite e storia delle collisioni. Inoltre, studi di clustering angolare [53] dei due tipi di AGN confermano che risiedono in ambienti diversi e mostrano che risiedono all'interno di aloni di materia oscura di diversa massa. Gli studi sull'ambiente AGN sono in linea con i modelli di unificazione basati sull'evoluzione [54] in cui Seyfert 2 si trasforma in Seyfert 1 durante la fusione, supportando modelli precedenti di attivazione guidata dalla fusione dei nuclei di Seyfert 1.

Mentre prevale ancora la controversia sulla validità di ogni singolo studio, sono tutti d'accordo sul fatto che i più semplici modelli di AGN Unificazione basati sull'angolo di visione sono incompleti. Seyfert-1 e Seyfert-2 sembrano differire nella formazione stellare e nella potenza del motore AGN. [55]

Anche se potrebbe essere valido che una Seyfert 1 oscurata possa apparire come una Seyfert 2, non tutte le Seyfert 2 devono ospitare una Seyfert 1 oscurata. i meccanismi della variabilità di alcuni AGN che variano tra i due tipi a scale temporali molto brevi e la connessione del tipo AGN all'ambiente su piccola e grande scala rimangono questioni importanti da incorporare in qualsiasi modello unificato di nuclei galattici attivi.

Per molto tempo, le galassie attive hanno detenuto tutti i record per gli oggetti con il più alto redshift conosciuti sia nello spettro ottico che in quello radio, a causa della loro elevata luminosità. Hanno ancora un ruolo da svolgere negli studi sull'universo primordiale, ma ora è riconosciuto che un AGN fornisce un'immagine altamente distorta della "tipica" galassia ad alto redshift.

La maggior parte delle classi luminose di AGN (radio-forte e radio-silenziosa) sembrano essere state molto più numerose nell'universo primordiale. Ciò suggerisce che i buchi neri massicci si siano formati presto e che le condizioni per la formazione di AGN luminosi fossero più comuni nell'universo primordiale, come una disponibilità di gas freddo molto più elevata vicino al centro delle galassie rispetto al presente. Implica anche che molti oggetti che una volta erano quasar luminosi ora sono molto meno luminosi, o del tutto quiescenti. L'evoluzione della popolazione di AGN a bassa luminosità è molto meno ben compresa a causa della difficoltà di osservare questi oggetti ad alti redshift.


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Complete Astronomy Unit IX "La Via Lattea e altre galassie" di astronomia è distribuito con licenza Creative Commons Attribution 3.0 Unported.


16 galassie

(a) Un insieme di molte galassie, ciascuna composta da centinaia di miliardi di stelle. Chiamato Coma Cluster, questo gruppo di galassie si trova a più di 100 milioni di pc dalla Terra.

(b) Un recente Telescopio Spaziale Hubble immagine di una parte del cluster.

Cluster di coma. L'oggetto a spillo blu in alto a destra è una stella vicina. The rest of objects are all galaxies.

Hubble in 1924 used 2.4 m telescope at Mount Wilson to classify galaxies. Using the photographics plates, he divided all the galaxies into four main groups which is known as Hubble Galaxy Classification : Spirals (S), Barred Spirals (SB), Ellipticals (E), Irregulars (Irr)

They are classified according to the size of their central bulge.

As we progress from type Sa to Sb to Sc, the bulges become smaller and the spiral arms tend to become less tightly wound.

The components of spiral galaxies are the same as in our own galaxy: disk, core, halo, bulge, and spiral arms.

Galassia Sombrero The Sombrero Galaxy, a spiral system seen edge-on. Officially cataloged as M104, this galaxy has a dark band composed of interstellar gas and dust. The large size of this galaxy’s central bulge marks it as type Sa , even though its spiral arms cannot be seen from our perspective. The inset shows this galaxy in IR , highlighting its dust content in false-colored pink.

The variation from SBa to SBc is similar to that for the spirals except that now the spiral arms begin at either end of a bar through the galactic center.

In frame (c), the bright star is a foreground object in our own Galaxy the object at top center is another galaxy that is probably interacting with NGC 6872.

(a) S0 (or lenticular) galaxies contain a disk and a bulge, but no interstellar gas and no spiral arms. They are in many respects intermediate fra E7 ellipticals and Sa spirals in their properties.

(b) SB0 galaxies are similar to S0 galaxies, except for a bar of stellar material extending beyond the central bulge.

Ellipticals are classified according to their shape from E0 (almost spherical ) to E7 (the most elongated )

They lack spiral structure, and neither shows evidence of cool interstellar dust or gas, although each has an extensive X-ray halo of hot gas that extends far beyond the visible portion of the galaxy.

Note in (c): M110 is a dwarf elliptical companion to the much larger Andromeda Galaxy.

The Magellanic Clouds are dwarf irregular (Irr I) galaxies, gravitationally bound to our own Milky Way Galaxy. They orbit our Galaxy and accompany it on its trek through the cosmos.

Both have distorted, irregular shapes, although some observers claim they can discern a single spiral arm in the Large Cloud.

Bottom panel: Some irregular (Irr II) galaxies.

(a) The strangely shaped galaxy NGC 1427A is probably plunging headlong into a group of several other galaxies (not shown), causing huge rearrangements of its stars, gas, and dust.

(b) The galaxy M82 seems to show an explosive appearance.

Cepheids extend the distance scale to 25 Mpc. Tuttavia,

Some galaxies have no Cepheids.

Most of them are farther away then 25 Mpc

Therefore a new distance measures are needed: Tully–Fisher relation correlates a galaxy’s rotation speed (which can be measured using the Doppler effect) to its luminosità .

A galaxy’s rotation causes some of the radiation it emits to be blueshifted and some to be redshifted (relative to what the emission would be from an unmoving source).

From a distance, when the radiation from the galaxy is combined into a single beam and analyzed spectroscopically, the redshifted and blueshifted components combine to produce a broadening of the galaxy’s spectral lines.

The amount of broadening is a direct measure of the rotation speed of the galaxy.

Type I Supernovae have about the same luminosity, as the process by which they happen doesn’t allow for much variation.

They can be used as “standard candles” and which can therefore be used to determine distance using their apparent magnitude.

It is made up of nearly 50 galaxies within approximately 1 Mpc of our Milky Way Galaxy.

Only a few are spirals most of the rest are dwarf-elliptical or irregular galaxies, only some of which are shown here.

The inset map (top right) shows the Milky Way in relation to some of its satellite galaxies.

The photographic insets (top left) show two well-known neighbors of the Andromeda Galaxy (M31): the spiral galaxy M33 and the dwarf elliptical galaxy M32 (also visible in Figure 23.2a, a larger-scale view of the Andromeda system).

Such a group of galaxies, held together by its own gravity, is called a galaxy cluster .

It contains about 3500 galaxies . It is about 17 Mpc away from Earth.

Many large spiral and elliptical galaxies can be seen.

The inset shows several galaxies surrounding the giant elliptical known as M86.

An even bigger elliptical galaxy, M87, noted at the bottom.

It contains huge numbers of galaxies and resides roughly 1 billion parsecs from Earth.

Virtually every patch of light in this photograph is a separate galaxy .

We also see many galaxies colliding, some tearing matter from one another, others merging into single systems.

All galaxies (with a couple of nearby exceptions) seem to be moving away from us, with the redshift of their motion correlated with their distance

Optical spectra of several galaxies named on the right.

Both the extent of the redshift (denoted by the horizontal red arrows) and the distance from the Milky Way Galaxy to each galaxy (numbers in center column) increase from top to bottom.

The vertical yellow arrow in each spectrum highlights a particular spectral feature (a pair of dark absorption lines).

The horizontal red arrows indicate how this feature shifts to longer wavelengths in spectra of more distant galaxies.

The white lines at the top and bottom of each spectrum are laboratory references.

Plots of recessional velocity against distance:

(a) for nearby galaxies shown above

(b) for numerous other galaxies within about 1 billion pc of Earth.

The relationship (slope of the line) is characterized by Hubble’s constant H 0:

recessional velocity = H 0 × distance

The currently accepted value for Hubble’s constant

H 0 = 70 km/s/Mpc

Measuring distances using Hubble’s law actually works better on farther away objects random motions are overwhelmed by the recessional velocity.

Hubble’s law tops the hierarchy of distance measurement techniques.

It is used to find the distances of astronomical objects all the way out to the limits of the observable universe.

About 20-25% of all galaxies don't fit to Hubble Classification.

They are far too luminous .

They are different than "Normal Galaxies": Luminosity & Type of Radiation.

Excess luminosity is due to Non-stellar Radiation .

When a galaxy interact with its neighbor it might trigger an outburst of star formation - called starbust galaxies .

Excess luminosity might be also due to activity in and around the galactic center .

Star Formation Rings around the center

The active galaxy NGC 7742 . It resembles a fried egg, with a ring of blue star-forming regions surrounding a very bright yellow core that spans about 1 kpc. It combines star formation with intense emission from its central nucleus.

They resemble normal spiral galaxies

But their cores are thousands of times more luminous.

(un) The Circinus galaxy with a bright compact core.

It is one of the closest active galaxies.

(b) The rapid variations in the luminosity indicate that the core must be extremely compact.

The variation is Radio wavelength. However, optical and X-ray luminosities vary as well.

(un) Centaurus A Radio Lobes

(b) It has a giant radio-emitting lobes extending a million parsecs or more beyond the central galaxy.

This entire object is thought to be the result of a collision between two galaxies that took place about 500 million years ago.

The lobes are shown here in pastel false colors, with decreasing intensity from red to yellow to green to blue.

The inset (at right) shows an X-ray image of one of the lobes up close, proving that at least the jets in the inner parts of the lobes emit X rays .

(Left) M86. The radio emission comes from a bright central nucleus, which is surrounded by an extended, less-intense radio halo.

(Right) A central energy source produces high-speed jets of matter that interact with intergalactic gas to form radio lobes.

The system may appear to us as either radio lobes or a core-dominated radio galaxy , depending on our location with respect to the jets and lobes.

The giant elliptical galaxy M87 (also called Virgo A) is displayed here in a series of zooms.

(a) A long optical exposure of the galaxy’s halo and embedded central region.

(b) A short optical exposure of its core and an intriguing jet of matter , on a somewhat smaller scale.

(c) An IR image of M87’s jet, examined more closely compared with (b).

The bright point at left marks the bright nucleus of the galaxy the bright blob near the center of the image corresponds to the bright “knot” visible in the jet in (b).

They are named as Quasi Stellar Objects they are starlike in apparance but have very unusual spectral lines.

(a) The bright quasar 3C 273 displays a luminous jet of matter, but the main body of the quasar is starlike in appearance.

(b) The jet extends for about 30 kpc and can be seen better in this high-resolution image.

(Right - Top) Optical spectrum of the distant quasar 3C 273.

Notice both the redshift and the widths of the three hydrogen spectral lines marked as Hβ, Hγ, and Hδ.

The redshift indicates the quasar’s enormous distance . The width of the lines implies rapid internal motion within the quasar.

(Right - Bottom) Typical Quasar

1) Quasars are the most luminous objects in the universe.

2) Quasars's much greater distance makes it appear fainter than the stars - but intrinsically it is much, much birghter.

high luminosità

nonstellar energy emission

variable energy output, indicating small nucleus

getti and other signs of explosive activity

broad emission lines , indicating rapid rotation

The energy source in AGN holds that these objects are powered by material accreting onto a supermassive black hole .

As matter spirals toward the hole, it heats up, producing large amounts of energy.

At the same time, high-speed jets of gas may be ejected perpendicolare to the accretion disk, forming the getti e lobes seen in many active objects.

Magnetic fields generated in the disk are carried by the jets out to the radio lobes, where they play a crucial role in producing the observed radiation.

The accretion disk is whole clouds of interstellar gas and dust they may radiate away as much as 10–20% of their mass before disappearing.

(a) A combined optical/radio image of the giant elliptical galaxy NGC 4261, in the Virgo Cluster, shows a white visible galaxy at center, from which blue-orange (false-color) radio lobes extend for about 60 kpc.

(b) A close-up photograph of the galaxy’s nucleus reveals a 100-pc-diameter disk surrounding a bright hub thought to harbor a black hole .

Recent images and spectra of M87 support the idea of a rapidly whirling accretion disk at the galaxy’s heart.

(a) An image of the central region of M87 shows the galaxy’s bright nucleus and jet.

(b) A magnified view of the nucleus suggests a spiral swarm of stars, gas, and dust.

(c) Spectral-line features observed on opposite sides of the nucleus show opposite Doppler shifts.

The implication is that an accretion disk spins perpendicular to the jet and that at its center is a black hole having some 3 billion times the mass of the Sun.

The accretion disk surrounding a massive black hole consists of hot gas at many different temperatures (hottest nearest the center).

When viewed from above or below , the disk radiates a broad spectrum of electromagnetic energy extending into the X-ray band.

However, the dusty infalling gas that ultimately powers the system is thought to form a rather fat, donut-shaped region outside the accretion disk (shown here in dull red), which effectively absorbs much of the high-energy radiation reaching it, re-emitting it mainly in the form of cooler, infrared radiation .

Thus, when the accretion disk is viewed from the side , strong infrared emission is observed.

For systems with jets (as shown here), the appearance of the jet, radiating mostly radio waves and X rays, also depends on the viewing angle.


Galaxy Geometry

There are many geometries of galaxies including the spiral galaxy characteristic of our own Milky Way. The above image is a segment of the remarkable deep field photograph made by the Hubble Space Telescope, every visible object except for the one obvious foreground star seems to be another galaxy. An even deeper view was obtained in the Hubble Ultra Deep Field in 2003-04. The Extreme Deep Field dated 2012 added greater resolution.


Elliptical galaxies usually have very little gas or dust and hence little evidence of new star formation. The spiral galaxies may have an abundance of gas and dust and show evidence of star formation in the form of lots of hot blue stars.


Characteristics

An active galactic nucleus (AGN) is a compact region at the center of a galaxy that has a higher than normal luminosity over portions of the electromagnetic spectrum. A galaxy having an active nucleus is called an active galaxy. Active galactic nuclei are the most luminous sources of electromagnetic radiation in the Universe, and their evolution puts constraints on cosmological models. Depending on the type, their luminosity varies over a timescale from a few hours to a few years. The two largest subclasses of active galaxies are quasars and Seyfert galaxies, the main difference between the two being the amount of radiation they emit. In a typical Seyfert galaxy, the nuclear source emits at visible wavelengths an amount of radiation comparable to that of the whole galaxy's constituent stars, while in a quasar, the nuclear source is brighter than the constituent stars by at least a factor of 100. [1][23]  Seyfert galaxies have extremely bright nuclei, with luminosities ranging between 10 8  and 10 11  solar luminosities. Only about 5% of them are radio bright their emissions are moderate in gamma rays and bright in X-rays. [24]  Their visible and infrared spectra shows very bright emission lines of hydrogen, helium, nitrogen, and oxygen. These emission lines exhibit strong Doppler broadening, which implies velocities from 500 to 4,000 km/s (310 to 2,490 mi/s), and are believed to originate near an accretion disc surrounding the central black hole. [25]

Eddington luminosity

A lower limit to the mass of the central black hole can be calculated using the Eddington luminosity. [27]  This limit arises because light exhibits radiation pressure. Assume that a black hole is surrounded by a disc of luminous gas. [28]  Both the attractive gravitational force acting on electron-ion pairs in the disc and the repulsive force exerted by radiation pressure follow an inverse-square law. If the gravitational force exerted by the black hole is less than the repulsive force due to radiation pressure, the disc will be blown away by radiation pressure. [29][note 1]

The image shows a model of an active galactic nucleus. The central black hole is surrounded by an accretion disc, which is surrounded by a torus. The broad line region and narrow line emission region are shown, as well as jets coming out of the nucleus.

Emissions

The emission lines seen on the spectrum of a Seyfert galaxy may come from the surface of the accretion disc itself, or may come from clouds of gas illuminated by the central engine in an ionization cone. The exact geometry of the emitting region is difficult to determine due to poor resolution of the galactic center. However, each part of the accretion disc has a different velocity relative to our line of sight, and the faster the gas is rotating around the black hole, the broader the emission line will be. Similarly, an illuminated disc wind also has a position-dependent velocity. [30]

The narrow lines are believed to originate from the outer part of the active galactic nucleus, where velocities are lower, while the broad lines originate closer to the black hole. This is confirmed by the fact that the narrow lines do not vary detectably, which implies that the emitting region is large, contrary to the broad lines which can vary on relatively short timescales. Reverberation mapping is a technique which uses this variability to try to determine the location and morphology of the emitting region. This technique measures the structure and kinematics of the broad line emitting region by observing the changes in the emitted lines as a response to changes in the continuum. The use of reverberation mapping requires the assumption that the continuum originates in a single central source. [31]  For 35 AGN, reverberation mapping has been used to calculate the mass of the central black holes and the size of the broad line regions. [32]

In the few radio-loud Seyfert galaxies that have been observed, the radio emission is believed to represent synchrotron emission from the jet. The infrared emission is due to radiation in other bands being reprocessed by dust near the nucleus. The highest energy photons are believed to be created by inverse Compton scattering by a high temperature corona near the black hole. [33]


GRB 110328A: First ever observation of a newly formed quasar!

Nascent Quasar GRB 110328A

When a formerly quiescent galactic nucleus is observed by astronomers to suddenly begin radiating high energy emission, it is probably natural for them at first to avoid interpreting the sighting as the birth of a quasar and instead propose something on a far smaller less dramatic scale. Knowing very well the psychology of his astronomer peers, Sir Fred Hoyle forsaw a similar sighting downplay in his science fiction story The Inferno (1973). His story was about astronomers first sighting the explosion of our own galactic nucleus, its sudden activation into the quasar state. A passage from his book describes how some members on the astronomical discovery team at first wrongly concluded that what they had discovered was a supernova explosion:

“Except this supernova does seem unusually bright,” interjected Tom Cook.
“Has brightened up still more,” announced Bill Gaynor, who had just come in. “Didn’t go to bed. I stayed up till it rose—in the east, about an hour ago.”
“What is it now?”
“I’d say about minus eight.” [25 times brighter than Venus]
There was a whistle around the common room.
“More like a bloody quasar than a supernova,” muttered someone.
A long silence followed this remark. It was broken by Almond. “Which would explain something that’s been worrying the hell out of me.”
“What’s that, Dr. Almond?” Gaynor asked, his eyes red with lack of sleep.
“Why the position of the thing is so precisely the same as the Galactic center. It’s obvious really, isn’t it? The center of the Galaxy has blown up.” Almond’s deep voice was grave as he made this pronouncement.

The Inferno, Sir Fred Hoyle and Geoffrey Hoyle
passage quoted in Earth Under Fire by P. LaViolette

We may be seeing the same sequence of events playing out in real life with the discovery of the source GRB 110328A which may actually prove to be a quasar, the first ever to be seen turning on. The initial appearance of this X-ray and gamma ray source was first detected by the Swift telescope on March 28, 2011. It was found to be located at the center of a galaxy in the constellation of Draco situated about 3.8 billion light years away (z = 0.35).

Seeing that the source continued its highly energetic activity even days afterward, astronomers began to realize that what they had been observing was something other than a mere gamma ray burst (GRB). Most gamma ray bursts, on the other hand, last from a minute or so to several hours at most. But in seeking an alternate interpretation, astronomers have leaned towards the less dramatic and proposed that we are observing a “supermassive black hole” that is in the process of tidally disrupting and consuming a passing star.

For example, on April 14th, after the source had been active for over two weeks, astronomers Almeida and De Angelis proposed just this in a paper they had submitted for publication to Astronomia e Astrofisica rivista. They propose that we are seeing a black hole having a mass of

10 7 solar masses ripping apart and consuming a red giant star of mass 0.5 to 5 solar masses which had happened to orbit too close to it. They state that if their theory is correct, we should expect that the intense X-ray emission from GRB 110328A to not last more than a few weeks to a few months, i.e., the time taken for the red giant star’s mass to become completely consumed. In fact in their April 14th paper to Astronomia e Astrofisica, they state that the emission should be seen to begin to fade within a few days to a few months.

Now more than a week has passed since the date they posted their paper, so the predicted lower limit of a “few days” has been well exceeded. If the source continues its current variable activity after a few months from now, then like Dr. Almond in Hoyle’s novel, astronomers will be forced to consider the inevitable, that what we are seeing is more like a “bloody quasar” than the transitory burp of a black hole!

I predict that GRB 110328A is a quasar and that we just happen to be viewing it at a point in its cycle when it has happened to turn on. I would prefer not to call it a supermassive black hole as has become customary in astronomy for the reason that I don’t believe in the existence of black holes. I prefer to use the more neutral term galactic core or alternatively supermassive mother star. Here are some facts to consider that favor the interpretation that GRB 110328A is a quasar:

1) the X-ray emission is coming from the exact center of the host galaxy, hence from its core. Similarly, quasars are known to be galactic nuclei in their active state, hence a galactic core observed during its active phase.

2) the average long-term emission coming from GRB 110328A is seen to have an intensity in the range of what is observed to come from a quasar. That is, quasars typically have X-ray luminosities that range from 10 43 to 10 48 ergs/s whereas Almeida and De Angelis report that this object has an average X-ray luminosity of about 2.5 X 10 47 erg/s. So GRB 110328A is near the upper end of the quasar luminosity range.

3) Whereas the X-ray luminosity from quasars is observed to erratically vary by many fold over a period of anywhere from hours to weeks, similarly the emission from GRB 110328A has been observed to vary erratically on a timescale of a few hours to a day, very similar to a more rapidly varying quasar.

4) Like a quasar, GRB 110328A emits synchrotron radio emission. Radio emission from this source was reported on April 11th by Brunthaler et al.

X-ray intensity light curve for source GRB 110328A

X-ray intensity lightcurve for quasar PDS 456.

Considering that we may be observing for the first time the onset of a quasar, there are several interesting things that we can learn from GRB 110328A.
First we can get an idea about the rapidity of the onset of the quasar state. The observed event occurred without prior warning and reached maximum intensity within 15 minutes . I have previously stated that we could expect a similar sneak attack from the core of our own Galaxy. (GRB 110328A instead lies several billion light years away. So we need not worry about it.)
Second, when it initially turned on, its luminosity was about 20 times greater than the value it attained days later. At its initial onset it achieved a luminosity of around 5 X 10 48 ergs/s in two peak events separated a day apart. Hence in its first days it would have been one of the most luminous quasars in the sky. This is very significant. For it implies that a first strike from our own galactic core may deliver its most deadly effects in the first day or two, with intensities an order of magnitude greater than what we would later be exposed to.


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