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活躍星系核

活躍星系核（英語：Active galactic nucleus，縮寫：AGN）是星系中心的一個緊密區域，在至少一部分--可能全部的電磁波譜上遠比普通光度高，它的特徵表明過高的光度不是由恆星產生的。如此高的非恆星輻射在無線電、微波、紅外線、可見光、紫外、X光、γ射線波段觀測到。一個有着活躍星系核的星系被稱作「活躍星系」。從活躍星系核發出的輻射被認為是因為宿主星系中央的超大質量黑洞物質吸積產生的。

鄰近的射電星系半人馬座A的假色圖像：顯示射電輻射紅色，紅外線綠色，X射線輻射藍色。 星系活動核心發出的雙射流清晰可見。

活躍星系核是宇宙中電磁輻射最明亮、最持久的來源，如此之明亮以至於可以用作發現遙遠天體的方法；他們伴隨宇宙的時間演化，但也將它們的約束置於宇宙模型之上。

一個活躍星系核可以觀測得到的特性取決於它的數個屬性，如中央黑洞的質量、黑洞吸積氣體的速率、吸積盤的方向、星系核間宇宙塵的消光度、噴流的存在與否等。基於觀測得到的特性，科學家們已經定義了活躍星系核的大量子類；其中能量最強大的活躍星系核被歸類為類星體。

歷史

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早期對鄰近星系的攝影觀測發現了一些活躍星系核發射譜線的明顯特徵，儘管那時候還沒有活躍星系核類型現象的物理知識。一些早期觀測，包括由愛德華·法思使用分光光度法探測M77和M81核心譜線（發表於1909年），[1]希伯·柯蒂斯發現M87的噴流(發表於1918年)。[2]由天文學家維斯托·斯里弗、米爾頓·赫馬森、尼古拉斯·梅奧爾發起的進一步的分光光度法研究，記錄了一些星系核不同尋常的發射線。[3][4][5][6]在1943年，塞弗特發表了一篇論文，描述了對鄰近星系的觀測結果，這些星系有着明亮的星系核，是不尋常寬發射線的來源。[7]作為該研究的一部分，塞弗特觀測到的星系包括M77、NGC 4151、NCG 3516、NGC 7469。如上活躍星系被稱作塞弗特星系，以紀念塞弗特的開創性工作。

無線電天文學的發展是理解活躍星系核的一個主要因素。一些早期發現的無線電源都在橢圓星系附近，如M87和人馬座A。[8]另一無線電源，由沃爾特·巴德和魯道夫·閔考斯基確認的天鵝座A，是一個譜線不同尋常的、退行速度達1.67萬公里/秒的潮汐畸變星系[9]隨着與無線電輻射關聯的可見光源的確認，3C星表引領着新無線電源發現的進一步發展。在攝影圖像中，一些天體在外觀上近似點狀或類似恆星狀，被歸類為類似恆星狀無線電源（隨後縮寫為類星體）。

1963年，由馬爾滕·施密特發起的對類星體3C 273紅移量的測量是一個重要的突破。[10]施密特注意到，如果該天體屬於河外星系（銀河系之外，在宇宙距離上），它的紅移量達到0.158。這是星系的核心區域，比其他已確認的無線電星系強大100倍。不久之後，可見光波譜用於測量數量不斷增長的類星體的紅移量，包括3C 48，它的紅移量達0.37，甚至更加遙遠。[11]

這些類星體有着巨大的光度，且譜線特性不同尋常，這表明了它們的能量來源不可能是普通恆星。1964年，埃德溫·薩爾皮特和雅可夫·澤爾多維奇發表論文提出，超大質量黑洞對氣體的吸積是類星體能量的來源。[12]1969年唐納德·林登貝爾提出，鄰近星系中包含的超大質量黑洞是「死去」的類星體的遺蹟，那個黑洞吸積是鄰近的塞弗特星系非恆星輻射的能量來源。[13]20世紀60年代和70年代，X射線天文學觀測證實了塞弗特星系和類星體X射線輻射的強大來源，這些輻射起源於黑洞吸積盤的內部區域。

今天，無論是觀測天文學，抑或是理論天文學，活躍星系核都是它們研究的主要課題。活躍星系核的研究包括在光度和紅移的廣闊範圍上發現活躍星系核的觀測調研，宇宙演化和黑洞成長的檢驗、黑洞吸積物理學的研究、活躍星系核的電磁輻射，活躍星系核物質噴流和外流特徵的檢驗、黑洞吸積的碰撞、星系演化中類星體的活動等領域。

模型

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UGC 6093被歸為活躍星系，意味着它寄宿着一個活躍星系核。[14]

長久以來已有關於活躍星系核必須有將物質吸積進106至1010倍太陽質量黑洞的驅動模式的爭論[15] [16]活躍星系核既堅實又持續極度明亮。吸積能潛在有效地將位能和動能轉化為輻射，大質量黑洞擁有很高的愛丁頓光度，結果就是它能提供觀測得到的持續光度。超大質量黑洞如今被認為是位於絕大多數（如果不是所有）大質量星系的中心，因為黑洞的質量與星系核球或核球光度的速度離散高度相關。[17]因而類活躍星系核的特徵被預計為無論何時用於吸積的物質的供給都會來到黑洞的影響球體之內。

吸積盤

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在活躍星系核的標準模型中，靠近黑洞的冷物質形成吸積盤。吸積盤中的耗散過程向內轉移物質，角動量向外，與此同時使得吸積盤變熱。吸積盤的預測發射譜線在可見光-紫外達到最大；除此之外，熱物質的冕在吸積盤之上形成，擁有以反康普頓散射的方式將光子提高至X光的能量。從吸積盤而來的輻射激發了接近黑洞的原子性物質，反過來在特定的發射線上發出輻射。活躍星系核輻射的很大部分可能被靠近吸積盤的星際物質和宇宙塵所遮蔽，但（在穩定狀況下）這將會以其他波段--絕有可能是紅外波段--重新輻射出來。

相對論性噴流

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主條目：相對論性噴流
 
由哈勃太空望遠鏡拍攝的、長達5000光年、由活躍星系M87星系噴射的噴流圖片。這種藍色同步輻射與來自宿主星系的黃色星光形成反差。

一些吸積盤產生一對高準直、快速流出物的噴流，這對噴流在吸積盤的相反方向出現。噴流的方向不是由吸積盤的角動量軸就是由黑洞的旋轉軸決定的。由於天文儀器的解像度過低，如今對噴流的產生機制以及在小尺度上噴流的成分仍未有了解。在無線電波段上，噴流擁有最明顯的觀測結果，超長極限干涉測量能用作在吸積盤散發的，在次秒差距尺度解像度上的同步輻射的研究。然而，它們經由同步輻射和康普頓散射過程，輻射範圍覆蓋無線電波段至γ射線，因而活躍星系核是第二個可任意觀測連續輻射的潛在來源。

輻射低效活躍星系核

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有一種解析吸積的模式，稱為「低效輻射」。其中廣為認知的是平流主導吸積流（ADAF），[18]但也有其他理論。對處於愛丁頓光度下的吸積速率來說，這種吸積類型非常重要。在這種吸積之下，所吸積的物質不會形成薄盤，因而不存在靠近黑洞而獲得有效的能量輻射。輻射低效吸積能用來解析星系群中橢圓星系的中心黑洞的強活躍星系核類型輻射的缺失。[19]輻射低效活躍星系核將用作缺乏許多特徵、有吸積盤的標準活躍星系核。

粒子加速

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活躍星系核是高能宇宙射線或超高能宇宙射線的候選來源。（參見加速離心機理）。

觀測特性

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活躍星系核沒有單一的觀測特徵。下面的列表涵蓋了一些特徵，以便系統將活躍星系核辨認出來。

  • 核心可見光連續發射。這是可見的，無論何時都有吸積盤的視野。噴流也貢獻到活躍星系核發射成分中來。可見光發射大致與波長成冪函數關係。
  • 核心紅外發射。這是可見的，無論何時吸積盤和它周邊的環境被靠近核心的氣體和灰塵遮掩，然後重新噴射出來。作為熱輻射，它能從任何噴流或吸積盤相關輻射中區分出來。
  • 廣闊的可見光發射線。這些來自靠近中央黑洞的冷物質。由於噴射物以高速圍繞着黑洞旋轉，導致噴出的光子產生都卜勒移動，這些譜線很寬。
  • 狹窄的可見光發射線。這些來自更遠的冷物質，因而比寬譜線更窄。
  • 無線電連續發射。這一直是由於噴射導致的。他顯示了同步輻射的一個譜線特性。
  • X光連續發射。噴流或熾熱的吸積盤冕都能產生這種發射。一種散射過程能產生這種發射：上述兩種情況下都表現出冪函數規律的光譜。在一些無線電寧靜活躍星系核中，除了冪函數規律的光譜成分，還存在這過量的軟X光發射。這種軟X光的起源目前尚未明確。
  • X光線發射。這是由X光連續發射對冷且重的氣體的照亮導致的（X光發射線具有熒光性）。這些X光中含有6.4千電子伏特附近的鐵發射線特性。這種發射線可能狹窄也可能寬闊：相對寬闊的鐵線能用作非常靠近核心的吸積盤的動力學研究，進而研究中央黑洞的性質。

活躍星系類型

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很方便就能將活躍星系核分成兩類，按常規成為無線電寧靜活動類與無線電噪類。無線電噪類的輻射來自天體射流和射流膨脹裂開共同帶來的輻射。這些輻射決定着活躍星系核在無線電波，可能在一些或所有其他波長的光度。由於噴流和噴流相關的輻射可以在所有波長上被忽略，無線電寧靜類天體就相對簡單多了。

術語「活躍星系核」時常令人迷惑，因為不同類型的活躍星系核的差別有時反映了歷史性的差別，這些歷史性的差別來自在天體如何被發現或最初如何被歸類，而不是真正物理上的不同。

無線電寧靜活躍星系核

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  • 低電離星系核（LINER）。如同名稱表明的那樣，這些系統只有弱核發射線區域，沒有活躍星系核發射線的其他特徵。暫未確定是否所有這樣的星系核都是活躍星系核[誰說的？]（由超大質量黑洞吸積驅動）。如果它們是，它們將成為無線電寧靜類活躍星系核中光度最低的一種。一些與低激發無線電星系類似。（參考下面）
  • 塞弗特星系核。塞弗特星系核是最早確認的活躍星系核清晰門類。它們擁有狹窄的可見光核心發射譜線，偶爾寬廣的發射線、偶爾強烈的核X光發射、有時弱且小尺度無線電噴流。起初它們被分為兩類：塞弗特I型和II型：塞弗特I型有着寬廣的發射線而II型沒有，塞弗特I型更像擁有強烈的低能X光發射。在這個問題上存在多種形式的闡述：例如，有着相對狹窄的寬線的塞弗特1型有時指的是窄線塞弗特I型。塞弗特星系核的宿主星系通常是螺旋星系或不規則星系。
  • 無線電寧靜類星體/QSO。本質上是塞弗特I型星系核的更加明亮的版本：區別是很隨意的，通常使用限制的光量級來表達。類星體起初在圖像上「類似恆星」，通常來說，它們比它們的宿主星系來說，有着強烈的可見光連續發射。它們一直發射着強烈的可見光連續發射、X光連續發射，寬或窄的可見光發射線。一些天文學家使用術語QSO（類恆星天體）來稱呼這種類型的活躍星系核，以便其他人討論到無線電寧靜和無線電噪類星體時，為無線電噪天體保留着「類星體」的名稱。類星體的宿主星系可能是螺旋星系、不規則星系或橢圓星系。類星體的光度和宿主星系的質量有相關性，最明亮的類星體寄宿於質量最大的星系（橢圓星系）中。
  • 「類星體2型」。與塞弗特II型星系核類似，這些天體的光度與類星體相似，但沒有強烈的可見光核連續發射或寬線發射。在調研中它們很少見，儘管已確認了一定數量的類星體2型候選者。

無線電噪活躍星系核

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參見主條目無線電星系，以討論噴流的大尺度行為，這裏僅僅討論活躍星系核。

  • 無線電噪類星體表現得和擁有從噴流發出的額外發射線的無線電寧靜類星體一模一樣。因而它們表現出強烈的可見光連續發射、寬和窄的發射線、強烈的X光發射，連同核心和經常延長的無線電波發射。
  • 「耀變體」 （蝎虎座BL型天體和光學劇變類星體）由急劇變化、可見光、無線電波、X光發射偏振區分出來的。蝎虎座BL型天體沒有寬或窄的可見光發射線，因而它們的紅移量僅能從它們的宿主星系的特徵決定。發射線特徵可能實質上已缺失，或被額外的變化成分吸收了。在後一種情況中，當可變成分處於低水平時，發射線可能會變得可見。[20]OVV型類星體表現得更像加了快速可變成分的標準無線電噪類星體。在這兩種類型的無線電源中，變幻無常的發射線據信是從接近視線方向的噴流中發出的。相對論效應既放大了噴流的光度，也增強了變化的豐富度。
  • 無線電星系。這些天體指名了核心和延長了的無線電波發射。它們的其它活躍星系核特性多種多樣。它們大體上可以分為低激勵和高激勵兩類。[21][22]低激勵天體沒有強烈的窄發射線或寬發射線，它們擁有的發射線可能是由不同的機制激發的。[23]它們擁有連續的可見光和X光核發射，這些發射純粹是在噴流中產生的。[24][25]對輻射低效吸積盤活躍星系核來說，它們是目前最佳的候選者。相比之下，高激勵天體（窄線無線電星系核）擁有與塞弗特II型星系核類似的發射譜線。寬線無線電星核系的一小類型，展示了相對較強的核可見光連續發射[26]可能包含一些簡單的低光度無線電噪類星體天體。無論無線電星系核的發射線類型怎麼樣，它們的宿主星系全部都是橢圓星系。
不同類型星系的特性
星系類型 核是否

活躍

發射線 X光 過量的 強烈無線電 噴流 變化 無線電

強

狹窄 寬 紫外 遠紅外
普通 否 弱 否 弱 否 否 否 否 否 否
低電離星系核 未知 弱 弱 弱 否 否 否 否 否 否
塞弗特I型星系核 是 是 是 一些 一些 是 很少 否 是 否
塞弗特II型星系核 是 是 否 一些 一些 是 很少 否 是 否
類星體 是 是 是 一些 是 是 一些 一些 是 一些
耀變體 是 否 一些 是 是 否 是 是 是 是
蝎虎座BL型天體 是 否 否/微弱 是 是 否 是 是 是 是
光學劇變類星體 是 否 比蝎虎座BL型天體強烈 是 是 否 是 是 是 是
無線電星系 是 一些 一些 一些 一些 是 是 是 是 是

活躍星系核種類的統一模型

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統一模型提出，觀測到的活躍星系核不同的類型是單一的物理天體類型在不同條件下的觀測結果。現今最受歡迎的統一模型是「基於方向的統一模型」，簡而言之，意思是不同類型天體的區別是由於它們對於觀測者方向不同而產生的。[27][28]然而，這仍有爭議（見下文）。

無線電寧靜統一模型

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在低亮度之下，被統一建模的天體是塞弗特星系核。統一模型提出，在塞弗特I型星系核中，觀測者能直接觀測到活躍星系核。在塞弗特II型星系核中，星系核是從一個可見光連續區、寬線區和軟X光輻射受阻擋的視線中觀測到的。方向獨立吸積模型的關鍵認知是，如果只是觀測到的視線的角度一樣，這兩種類型天體能夠是一樣的。標準情況是具有環繞吸積盤的遮蔽圓環。遮蔽物必須足夠大，以遮蔽寬線區，但不足以遮蔽窄線區。在兩個類型上都能看到寬線區和窄線區。塞弗特II型星系核是透過圓環被看到的。圓環之外的是一些能分散一些核輻射的物質，允許我們看到可見光和X光連續區，在某些情況下，被強烈偏振的寬輻射線展示了它們已被分散，證明了一些塞弗特II型星系核確實含有隱藏的塞弗特I型星系核。塞弗特II型星系核的核心紅外線觀測結果也支持該情況。

在更高的亮度上，類星體取代塞弗特I型星系核，但如已提到的那樣，對應的'II型類星體'如今是難以發現的。如果它們確實沒有塞弗特II型星系核散亂的成分，將難以通過它們明亮的窄線和硬X光發射去發現它們。

無線電噪統一模型

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在歷史上，無線電噪統一模型上的工作已集中到高亮度無線電噪類星體上。這些天體能和窄線無線電星系一起，用一種直接類比於塞弗特I/II型統一模型的方式統一起來（但在反射成分方式上沒有更多難題：窄線無線電星系沒有核可見光連續區或X光反射成分，儘管它們確實偶爾出現偏振寬線發射）。這些天體的大尺度無線電結構證明了基於方向的統一模型確實是正確的、不可抗拒的證據。[29][30][31]目前可用的X光證據，支持統一的情況：無線電星系顯示了從圓環而來的分散，而類星體沒有，儘管無線電噪天體也有軟吸收噴流的相關成分，但必須要有高解像度的觀測儀器以從源頭的大尺度熱氣體環境中分離出熱輻射。[32]從視線的一個小角度上看，相對論性噴流占統治地位，而我們看到一個有一些變化的耀類星體。

然而，無線電星系中絕大部分是低光度、低激勵的天體，這些天體不具有強烈的核發射線--無論是寬或窄；它們具有可見光連續區，看似完全與噴流相關的。[24]它們的X光輻射也單純是與噴流並存，大體上沒有強烈的核吸收成分。[25]這些天體不能看做類星體，儘管在無線電輻射觀測看來，它們包含一些高光度天體，是因為圓環從來不能針對所需成分隱藏窄線區域，也是因為紅外研究揭示了它們沒有隱藏的核成分。[33]實際上在這些天體上沒有事關圓環的證據。十之八九，僅在相對性輻射是重要的天體上形成不同的類型。在小視線角度上，它們表現為耀變體。[34]

無線電寧靜統一模型的評論

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在最近的活躍星系核文獻中，增加的觀測資料似乎與統一模型的一些關鍵預測相矛盾，這成為了激烈辯論的主題。例如，每一個塞弗特II型星系核有着模糊的塞弗特I型星系核（一個隱藏的寬線區）。

因而，沒人能夠知道所有塞弗特II型星系核的氣體是否從中心的單一、非恆星連續源頭被光電離化，抑或是由於強烈的星暴。分光偏振研究[35]表明只有50%的塞弗特II型星系核有隱藏的寬線區，從而將塞弗特II型星系核分為兩種。兩種塞弗特II型星系核似乎在光度上有所不同，沒有隱藏寬線區的塞弗特II型星系核一般亮度較低。[36]這表明了缺乏寬線區的塞弗特II型星系核與愛丁頓比率較低相關，而與遮蔽物無關。

圓環的覆蓋因子可能扮演了一個重要角色。一些由活躍星系核的X光研究支持的圓環模型[37][38]預測了塞弗特I型星系核和塞弗特II型星系核能夠從圓環覆蓋因子的光度-和吸積速率相關性獲得不同的覆蓋因子。[39]該模型也表明了寬線區域的吸積速率的相關性，提供了從更活躍的塞弗特I型星系核到更死氣沉沉的塞弗特II型星系核的自然演化的理論基礎[40]，能夠解釋低光度下統一模型的失效[41]和寬線區的演化。[42]

單一活躍星系核的研究嚴重偏離於統一模型，來自統計測試的結果已與之相矛盾。使用塞弗特I型星系核和II型星系核的統計樣本的直接比較的統計方法的最重要缺點是選擇偏好的引入，這種選擇偏好是各向異性選擇標準帶來的。[43][44]

研究鄰近星系--而不是活躍星系核自身[45][46][47]首先表明了塞弗特II型星系核鄰近的星係數量大於塞弗特I型星系核的，這與統一模型相矛盾。今天，克服了先前小樣本量和各向異性選擇的限制之後，對鄰近成百上千個活躍星系核臨近星系的研究[48]顯示了塞弗特II型星系核的鄰近星系實際上比I型的含有更多灰塵、形成更多的恆星，活躍星系核類型間的聯繫，掌控着星系的形態和碰撞歷史。此外，活躍星系核類型的角度聚類研究[49]確認了它們居於不同環境中，顯示了它們居於不同質量大小的暗物質光輪中。活躍星系核環境研究與基於演化的、塞弗特II型星系核在合併中轉化為塞弗特I型星系核的統一模型一致[50]，支持了早期的合併驅動激活塞弗特I型星系核核的模型。

儘管關於每一個獨立研究的論戰仍在繼續，但他們全部同意最簡單的、基於視角的活躍星系核統一模型是不完善的。看起來在恆星形成和活躍星系核的能量來源方面，塞弗特I型星系核和塞弗特II型星系核都是不同的。[51]

儘管一個模糊的塞弗特I型星系核能夠表現為塞弗特II型星系核可能很有效，但不是所有的塞弗特II型星系核一定要寄宿於模糊的塞弗特I型星系核上。是否是相同的模式在驅動着所有的塞弗特II型星系核、與無線電噪活躍星系核的聯繫、一些活躍星系核的在短時間內兩種類型間的變化機制、活躍星系核類型與小/大尺度環境的聯繫的理解，對試圖涵蓋任一活躍星系核的統一模型來說，仍然是重要的問題。

宇宙學用途和演化

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一直以來，由於活躍星系亮度高，因而無論在可見光抑或在無線波譜，它們把持着已知天體的最高紅移量記錄。它們也在早期宇宙研究中扮演着重要角色，但現在科學家們認識到活躍星系核通常會給一張「典型」高紅移量星系的照片。

看起來在宇宙早期有更多的最強亮度級別的活躍星系核（無線電噪和無線電寧靜）。這表明了宇宙早期形成了大質量黑洞，並且在宇宙早期明亮活躍星系核的形成條件比起現在來說更加尋常。例如：比起現在來說，靠近星系中心冷氣體的可利用性更高。這也暗示了曾是明亮的類星體的天體現在亮度更低了，或完全不活動了。由於在高紅移量的情況下觀測低亮度活躍星系核的困難性，低亮度活躍星系核的演化更少被了解到。

相關條目

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參考

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  1. ^ Fath, E. A. The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters. Lick Observatory Bulletin. 1909, 5: 71. Bibcode:1909LicOB...5...71F. doi:10.5479/ADS/bib/1909LicOB.5.71F. 
  2. ^ Curtis, H. D. Descriptions of 762 Nebulae and Clusters Photographed with the Crossley Reflector. Publications of Lick Observatory. 1918, 13: 9. Bibcode:1918PLicO..13....9C. 
  3. ^ Slipher, V. The spectrum and velocity of the nebula N.G.C. 1068 (M 77). Lowell Observatory Bulletin. 1917, 3: 59. Bibcode:1917LowOB...3...59S. 
  4. ^ Humason, M. L. The Emission Spectrum of the Extra-Galactic Nebula N. G. C. 1275. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1932, 44: 267. Bibcode:1932PASP...44..267H. doi:10.1086/124242. 
  5. ^ Mayall, N. U. The Spectrum of the Spiral Nebula NGC 4151. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1934, 46: 134. Bibcode:1934PASP...46..134M. doi:10.1086/124429. 
  6. ^ Mayall, N. U. The occurrence of λ3727 [O II] in the spectra of extragalactic nebulae. Lick Observatory Bulletin. 1939, 19: 33. Bibcode:1939LicOB..19...33M. doi:10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.33M. 
  7. ^ Seyfert, C. K. Nuclear Emission in Spiral Nebulae. The Astrophysical Journal. 1943, 97: 28. Bibcode:1943ApJ....97...28S. doi:10.1086/144488. 
  8. ^ Bolton, J. G.; Stanley, G. J.; Slee, O. B. Positions of Three Discrete Sources of Galactic Radio-Frequency Radiation. Nature. 1949, 164 (4159): 101. Bibcode:1949Natur.164..101B. doi:10.1038/164101b0. 
  9. ^ Baade, W.; Minkowski, R. Identification of the Radio Sources in Cassiopeia, Cygnus A, and Puppis A.. The Astrophysical Journal. 1954, 119: 206. Bibcode:1954ApJ...119..206B. doi:10.1086/145812. 
  10. ^ Schmidt, M. 3C 273 : A Star-Like Object with Large Red-Shift. Nature. 1963, 197 (4872): 1040. Bibcode:1963Natur.197.1040S. doi:10.1038/1971040a0. 
  11. ^ Greenstein, J. L.; Matthews, T. A. Red-Shift of the Unusual Radio Source: 3C 48. Nature. 1963, 197 (4872): 1041 [22 March 2017]. Bibcode:1963Natur.197.1041G. doi:10.1038/1971041a0. （原始內容存檔於2017-05-29）. 
  12. ^ Shields, G. A. A Brief History of Active Galactic Nuclei. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1999, 111 (760): 661 [22 March 2017]. Bibcode:1999PASP..111..661S. arXiv:astro-ph/9903401  . doi:10.1086/316378. （原始內容存檔於2021-03-08）. 
  13. ^ Lynden-Bell, Donald. Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars. Nature. 1969, 223: 690 [22 March 2017]. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0. （原始內容存檔於2017-06-15）. 
  14. ^ Lasers and supermassive black holes. www.spacetelescope.org. [1 January 2018]. （原始內容存檔於2019-10-07）. 
  15. ^ Lynden-Bell, D. Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars. Nature. 1969, 223 (5207): 690–694. Bibcode:1969Natur.223..690L. doi:10.1038/223690a0. 
  16. ^ Kazanas, Demosthenes. Toward a Unified AGN Structure. Astronomical Review. 2012, 7 (3): 92–123. Bibcode:2012AstRv...7c..92K. arXiv:1206.5022  . doi:10.1080/21672857.2012.11519707. 
  17. ^ Marconi, A.; L. K. Hunt. The Relation between Black Hole Mass, Bulge Mass, and Near-Infrared Luminosity. The Astrophysical Journal. 2003, 589 (1): L21–L24. Bibcode:2003ApJ...589L..21M. arXiv:astro-ph/0304274  . doi:10.1086/375804. 
  18. ^ Narayan, R.; I. Yi. Advection-Dominated Accretion: A Self-Similar Solution. Astrophys. J. 1994, 428: L13. Bibcode:1994ApJ...428L..13N. arXiv:astro-ph/9403052  . doi:10.1086/187381. 
  19. ^ Fabian, A. C.; M. J. Rees. The accretion luminosity of a massive black hole in an elliptical galaxy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1995, 277 (2): L55–L58. Bibcode:1995MNRAS.277L..55F. arXiv:astro-ph/9509096  . doi:10.1093/mnras/277.1.55L. 
  20. ^ Vermeulen, R. C.; Ogle, P. M.; Tran, H. D.; Browne, I. W. A.; Cohen, M. H.; Readhead, A. C. S.; Taylor, G. B.; Goodrich, R. W. When Is BL Lac Not a BL Lac?. The Astrophysical Journal Letters. 1995, 452 (1): 5–8 [2018-08-11]. Bibcode:1995ApJ...452L...5V. doi:10.1086/309716. （原始內容存檔於2018-07-28）. 
  21. ^ HINE, RG; MS LONGAIR. Optical spectra of 3 CR radio galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1979, 188: 111–130. Bibcode:1979MNRAS.188..111H. doi:10.1093/mnras/188.1.111. 
  22. ^ Laing, R. A.; C. R. Jenkins; J. V. Wall; S. W. Unger. Spectrophotometry of a Complete Sample of 3CR Radio Sources: Implications for Unified Models. The First Stromlo Symposium: the Physics of Active Galaxies. ASP Conference Series. 1994, 54. 
  23. ^ Baum, S. A.; Zirbel, E. L.; O'Dea, Christopher P. Toward Understanding the Fanaroff-Riley Dichotomy in Radio Source Morphology and Power. The Astrophysical Journal. 1995, 451: 88. Bibcode:1995ApJ...451...88B. doi:10.1086/176202. 
  24. ^ 24.0 24.1 Chiaberge, M.; A. Capetti; A. Celotti. Understanding the nature of FRII optical nuclei: a new diagnostic plane for radio galaxies. Journal reference: Astron. Astrophys. 2002, 394 (3): 791–800. Bibcode:2002A&A...394..791C. arXiv:astro-ph/0207654  . doi:10.1051/0004-6361:20021204. 
  25. ^ 25.0 25.1 Hardcastle, M. J.; D. A. Evans; J. H. Croston. The X-ray nuclei of intermediate-redshift radio sources. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 370 (4): 1893–1904. Bibcode:2006MNRAS.370.1893H. arXiv:astro-ph/0603090  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10615.x. 
  26. ^ Grandi, S. A.; D. E. Osterbrock. Optical spectra of radio galaxies. Astrophysical Journal. 1978, 220 (Part 1): 783. Bibcode:1978ApJ...220..783G. doi:10.1086/155966. 
  27. ^ Antonucci, R. Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, 31 (1): 473–521. Bibcode:1993ARA&A..31..473A. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. 
  28. ^ Urry, P.; Paolo Padovani. Unified schemes for radioloud AGN. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1995, 107: 803–845. Bibcode:1995PASP..107..803U. arXiv:astro-ph/9506063  . doi:10.1086/133630. 
  29. ^ Laing, R. A. The sidedness of jets and depolarization in powerful extragalactic radio sources. Nature. 1988, 331 (6152): 149–151. Bibcode:1988Natur.331..149L. doi:10.1038/331149a0. 
  30. ^ Garrington, S. T.; J. P. Leahy; R. G. Conway; RA LAING. A systematic asymmetry in the polarization properties of double radio sources with one jet. Nature. 1988, 331 (6152): 147–149. Bibcode:1988Natur.331..147G. doi:10.1038/331147a0. 
  31. ^ Barthel, P. D. Is every quasar beamed?. Astrophysical Journal. 1989, 336: 606–611. Bibcode:1989ApJ...336..606B. doi:10.1086/167038. 
  32. ^ Belsole, E.; D. M. Worrall; M. J. Hardcastle. High-redshift Faranoff-Riley type II radio galaxies: X-ray properties of the cores. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 366 (1): 339–352. Bibcode:2006MNRAS.366..339B. arXiv:astro-ph/0511606  . doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09882.x. 
  33. ^ Ogle, P.; D. Whysong; R. Antonucci. Spitzer Reveals Hidden Quasar Nuclei in Some Powerful FR II Radio Galaxies. The Astrophysical Journal. 2006, 647 (1): 161–171. Bibcode:2006ApJ...647..161O. arXiv:astro-ph/0601485  . doi:10.1086/505337. 
  34. ^ Browne, I. W. A. Is it possible to turn an elliptical radio galaxy into a BL Lac object?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1983, 204: 23–27P. Bibcode:1983MNRAS.204P..23B. doi:10.1093/mnras/204.1.23p. 
  35. ^ Tran, H.D. Hidden Broad-Line Seyfert 2 Galaxies in the CFA and 12 $\mu$M Samples. The Astrophysical Journal. 2001, 554: L19–L23. Bibcode:2001ApJ...554L..19T. arXiv:astro-ph/0105462  . doi:10.1086/320926. 
  36. ^ Wu, Y-Z; et al. The Different Nature in Seyfert 2 Galaxies With and Without Hidden Broad-line Regions. The Astrophysical Journal. 2001, 730 (2): 121–130. Bibcode:2011ApJ...730..121W. arXiv:1101.4132  . doi:10.1088/0004-637X/730/2/121. 
  37. ^ Elitzur, M.; Shlosman I. The AGN-obscuring Torus: The End of the Doughnut Paradigm?. The Astrophysical Journal. 2006, 648 (2): L101–L104. Bibcode:2006ApJ...648L.101E. arXiv:astro-ph/0605686v2  . doi:10.1086/508158. 
  38. ^ Nicastro, F. Broad Emission Line Regions in Active Galactic Nuclei: The Link with the Accretion Power. The Astrophysical Journal. 2000, 530 (2): L101–L104. Bibcode:2000ApJ...530L..65N. arXiv:astro-ph/9912524  . doi:10.1086/312491. 
  39. ^ Ricci, C.; Walter R.; Courvoisier T.J-L; Paltani S. Reflection in Seyfert galaxies and the unified model of AGN. Astronomy and Astrophysics. 2010, 532: A102–21. Bibcode:2011A&A...532A.102R. arXiv:1101.4132  . doi:10.1051/0004-6361/201016409. 
  40. ^ Wang, J.M.; Du P.; Baldwin J.A.; Ge J-Q.; Ferland G.J.; Ferland, Gary J. Star formation in self-gravitating disks in active galactic nuclei. II. Episodic formation of broad-line regions. The Astrophysical Journal. 2012, 746 (2): 137–165. Bibcode:2012ApJ...746..137W. arXiv:1202.0062v1  . doi:10.1088/0004-637X/746/2/137. 
  41. ^ Laor, A. On the Nature of Low-Luminosity Narrow-Line Active Galactic Nuclei. The Astrophysical Journal. 2003, 590: 86–94. Bibcode:2003ApJ...590...86L. arXiv:astro-ph/0302541  . doi:10.1086/375008. 
  42. ^ Elitzur, M.; Ho L.C.; Trump J.R. Evolution of broad-line emission from active galactic nuclei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 438 (4): 3340–3351. Bibcode:2014MNRAS.438.3340E. arXiv:1312.4922  . doi:10.1093/mnras/stt2445. 
  43. ^ Elitzur, M. On the Unification of Active Galactic Nuclei. Astrophysical Journal Letters. 2012, 747 (2): L33–L35. Bibcode:2012ApJ...747L..33E. arXiv:1202.1776  . doi:10.1088/2041-8205/747/2/L33. 
  44. ^ Antonucci, R. A panchromatic review of thermal and nonthermal active galactic nuclei. arXiv:1210.2716  . 
  45. ^ Laurikainen, E.; Salo H. Environments of Seyfert galaxies. II. Statistical analyses. Astronomy and Astrophysics. 1995, 293: 683. Bibcode:1995A&A...293..683L. 
  46. ^ Dultzin-Hacyan, D.; Krongold Y.; Fuentes-Guridi I.; Marziani P. The Close Environment of Seyfert Galaxies and Its Implication for Unification Models. Astrophysical Journal Letters. 1999, 513 (2): L111–L114. Bibcode:1999ApJ...513L.111D. arXiv:astro-ph/9901227v1  . doi:10.1086/311925. 
  47. ^ Koulouridis, E.; Plionis M.; Chavushyan V.; Dultzin-Hacyan D.; Krongold Y.; Goudis C. Local and Large-Scale Environment of Seyfert Galaxies. Astrophysical Journal. 2006, 639: 37–45. Bibcode:2006ApJ...639...37K. arXiv:astro-ph/0509843  . doi:10.1086/498421. 
  48. ^ Villarroel, B.; Korn A.J. The different neighbours around Type-1 and Type-2 active galactic nuclei. Nature Physics. 2014, 10 (6): 417–420. Bibcode:2014NatPh..10..417V. arXiv:1211.0528v1  . doi:10.1038/nphys2951. 
  49. ^ Donoso, E.; Yan L.; Stern D.; Assef R.J. The Angular Clustering of WISE-Selected AGN: Different Haloes for Obscured and Unobscured AGN. The Astrophysical Journal. 2014, 789: 44. Bibcode:2014ApJ...789...44D. arXiv:1309.2277  . doi:10.1088/0004-637X/789/1/44. 
  50. ^ Krongold, Y.; Dultzin-Hacyan D.; Marziani D. The Circumgalactic Environment of Bright IRAS Galaxies. Astrophysical Journal. 2002, 572: 169–177. Bibcode:2002ApJ...572..169K. arXiv:astro-ph/0202412  . doi:10.1086/340299. 
  51. ^ Villarroel, B.; Nyholm A.; Karlsson T.; Comeron S.; Korn A.; Sollerman J.; Zackrisson E. AGN luminosity and stellar age - two missing ingredients for AGN unification as seen with iPTF supernovae. The Astrophysical Journal. 2017, 837 (2): 110. Bibcode:2017ApJ...837..110V. arXiv:1701.08647v1  . doi:10.3847/1538-4357/aa5d5a. 

外部連結

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