Внегалактические объекты

Лацертиды

Лацерти́ды (объекты типа BL Lacertae), немногочисленная группа , характеризующихся высокой переменностью во всём электромагнитном спектре, от до , сильной линейной излучения ( достигает 40–50 %) и непрерывным оптическим спектром излучения с отсутствием ярких . Вместе с с плоским радиоспектром (англ. flat spectrum radio quasar, FSRQ) лацертиды образуют класс . Лацертидам свойственны более слабые и узкие эмиссионные линии по сравнению с данным типом квазаров. В качестве условного критерия различия между этими двумя подклассами принято использовать ширину эмиссионных линий, равную 5 Å.

Своё название лацертиды получили по первому отождествлённому источнику этого типа – BL  (лат. BL Lacertae). Прототип был открыт немецким астрономом К. Хофмейстером в 1929 г. в созвездии Ящерица и отнесён им к классу нерегулярных нашей . Это отражено в обозначении данного объекта согласно классификатору переменных звёзд. В 1974 г., в результате отождествления спектральных линий поглощения излучения с линиями молекул, переменный источник BL Ящерицы был идентифицирован как ядро , имеющей z ⁣= ⁣0, ⁣0686,z\!=\!0,\!0686, что соответствует расстоянию 280 . В настоящее время лацертиды связывают с массивными эллиптическими галактиками высокой яркости. Мощное энерговыделение в этих объектах происходит в виде и объясняется определяющим вкладом . В зависимости от контекста название «лацертида» используется как для обозначения активного ядра галактики, обладающего определёнными свойствами, так и в отношении всей галактики с активным ядром.

К 2015 г. было известно более 1400 лацертид, причём только для половины этих источников определено красное смещение. Это объясняется тем, что в излучении лацертид доминирует вклад от , направленных в сторону наблюдателя. Это затрудняет регистрацию «хозяйской» галактики и наблюдение ионизованного газа, по которым определяется красное смещение. Порядка 90 % всех известных лацертид имеют красные смещения z ⁣< ⁣0, ⁣9, z\!<\!0,\!9, что соответствует расстояниям до них, меньшим, чем расстояния до типичных квазаров.

Оптическое изображение лацертиды PKS 2155-304Оптическое изображение лацертиды PKS 2155-304, полученное с помощью телескопа NTT Европейской южной обсерватории. Окружающие объекты являются близкими галактиками-компаньонами. Это самая яркая лацертида в ультрафиолетовом диапазоне. Её красное смещение z = 0,116. Фото: Renato Falomo.Лацертиды связаны преимущественно с радиоисточниками класса FR-I (по ), яркость которых уменьшается с увеличением расстояния от активного ядра, в то время как квазары с плоским радиоспектром связаны с более мощными радиоисточниками класса FR-II, яркость которых увеличивается к краям галактики. Такое разделение, вероятнее всего, объясняется низким темпом и наличием малых и тонких у лацертид по сравнению с высоким темпом аккреции и присутствием больших аккреционных дисков и пылевых торов в центрах квазаров.

Вследствие малого угла наклона релятивистского джета лацертид к лучу зрения наблюдателя (менее 10–15°) и высокой скорости в джете, составляющей 95–99 % , излучение джета, направленного на наблюдателя, значительно усилено по сравнению с джетом, направленным в противоположную сторону, из-за и . В результате лацертиды кажутся наблюдателю односторонними (рис.). По этой же причине яркость и переменность блеска ядра лацертид оказываются для наблюдателя многократно усиленными. Блеск лацертид в оптическом диапазоне может изменяться в сотни раз. Временной масштаб переменности излучения Δt \Delta t составляет от нескольких дней до нескольких месяцев. Соответствующий этому характерный размер излучающей области оценивается как r=cΔtr=c \Delta t (где cc – ) и составляет порядка 1013–1015 м, что меньше 1 пк.

  • Астрофизические процессы и явления
  • Эллиптические галактики
  • Астрономические объекты
  • Галактики с активными ядрами