Aktif galaksi Çekirdekleri (Active Galactic nuclei, AGNs)

http://www.eso.org/~farrigon/agnclub.html

AGÇ’ler evrende bilinen en parlak sürekli gök cisimleridir ve ortalama ışınım güçleri 1041 -1047 ergs s-1 dir. En genel karakteristik özellikleri şöyle sıralanabilir: Merkezlerinde süper kütleli bir karadelik ve etrafında yığılma diski, evrendeki en parlak sürekli kaynaklar olarak gözlenmeleri, tüm elektromanyetik tayfta ışınım yapmaları (Şekil 2.1), optik bantta çok güçlü ve geniş emisyon çizgilerinin (! ~1000km/s) gözlenmesi gibi. Akıları radyo bölgeden gama-ışınım bölgelerine kadar, normal bir galaksinin toplam ışınımından ~bin kat daha fazla olabilir, dolayısıyla bu da everenin en uzak köşelerinden bile gözlenebilmelerine olanak sağlar. 

Gelen ışınım normal galaksilerin aksine tipik olarak noktasal bir kaynak benzeri uzaysal olarak ayırt edilemeyen bir bölgeden gelir ve kısa zaman ölçeklerinde (gün, ay, yıl mertebesinde) akıda önemli değişimler meydana gelebilir. AGÇ’de ışınım termal ve termal olmayan süreçlerden meydana gelir. Termal ışınım Planck kanunu ile ifade edilirken termal olmayan ışınım ise genelde güç kanunu (Power-Law) modeli ile ifade edilir.

AGÇ’de ışınım mekanizmaları, karadelik etrafında çok hızlı dönen yığılma diskinin oluşturduğu optik, UV ve x-ışınları ile bu yığılma diskinden karadelik üzerine düşen parçacıkların manyetik alan etkisi ile oluşan senkrotron, Compton ve ters-Compton saçılması ile oluşan ışınım mekanizmalarıdır. Ayrıca optik spektrumlarında güçlü emisyon çizgileri gözlenir. Bu bağlamda tüm AGÇ’ler aynı ışınım mekanizmasına sahip iseler o zaman AGÇ alt sınıflaması nasıl yapılır sorusuna; galaksiye olan gözlemcinin açısı burada ayırıcı bir faktör olarak ortaya çıkmaktadır. Çünkü AGÇ’ye bakan gözlemci farklı açılardan farklı ışınım akıları gözlemler dolayısıyla gelen ışınım akıları arasındaki fark sınıflama hakkında fikir verir. Genel olarak bu kaynaklar gözlemsel özelliklerine göre de Kuazar’lar, Blazar’lar, BL Lac cisimleri, Seyfert I ve Seyfert II galaksileri gibi pek çok alt sınıfa ayrılırlar.

AGÇ’LERİN SINIFLANDIRILMASI
AGÇ’ler gözlenen ışınım dağılımına göre kendi aralarında alt sınıflara ayrılırlar. Gözlemcinin bakış açısına göre gelen akı miktarı onun sınıfını belirler. Örneğin kuazarlar için bu durum AGÇ’ye ait jetin içine bakmaktır (Şekil 2.3). Ancak, bazı durumlarda gözlemcinin bakış doğrultusu yerine emisyon çizgilerinin dar-geniş olması durumu da ayırıcı bir faktör olmaktadır (örn: Seyfet Galaksileri). 

1. Kuzarlar
Radyo kaynağı olarak keşfedilen AGÇ’nin ilk alt sınıflamasıdır ve genelde optikçe noktasal olmakla beraber bütün dalga boylarında ışınım yaymaktadır. Kuazarlar, radyodan x-ışın ve gamma-ışınlarına kadar ender bir ışınım tayfına sahiptirler. Akılarında gözlenen değişimin zaman ölçekleri küçük olup optik spektrumları oldukça mavidir. Çoğu kuazarların renk ölçeği U-B < - 0.3 ve kırmızıya kaymaları z ≲ 2 dir. Spektrumlarındaki optik ve UV fazlalığından dolayı görünen mavilik büyük mavi yumru (Big Blue Bump, BBB) diye adlandırılır. Bu maviliğin yığılma diskinden dolayı oluştuğu düşünülmektedir. Kuazarların yüksek ışınım güçleri evrenin en uzak köşelerinden gözlenmektedir. Mortlock ve diğ. 2011’de yaptığı çalışmada bazı kuazarların kırmızıya kaymasını z = 7.085’e kadar ulaştığı tespit etmişlerdir. Buna göre büyük patlamadan yaklaşık 800 milyon sonra bu kuazarların meydana geldiği ve dolayısıyla erken evren hakkında bilgiler içerdiği düşünülmektedir. Toplamda 40’tan fazla kuazarın kırmızıya kayması z > 6 olarak bulunmuştur (Willott ve diğ., 2010).

Kuazarlar kendi aralarında iki alt sınıfa ayrılırlar. Bunlardan ilki radyoda sessiz kuazarlardır (Radio-Quiet Quasars). Radyoda akıları gözlenemeyecek kadar düşüktür ve jet üretmezler. Kuazarların %90’ı radyoda sessizdir. Radyo sessiz tam olarak radyoda ışınım yapmadığı anlamına gelmez bunun için bir limit belirlenmiştir (eşitlik 2.1).

R∗ = log f(radyo)/f(B) < 1                                                                                                    (2.1) 
Burada; f(radyo) radyodaki akısı; f(B) ise optik bölgede B bandındaki akısını temsil eder. Eşitlik 2.1, 1’den küçük olduğunda kaynak radyoda sessiz olarak tanımlanır. Ancak eşitlik 2.1 1’den küçük olsa da radyoda akısı bulunmakla beraber radyo da sessiz AGÇ’lerin bu akıyı nasıl ürettiği daha anlaşılamamıştır. Buna olarak çözüm olarak küçük ölçeklerde radyoda sesli olanınkinde daha zayıf bir jetin olabileceği de önerilmiştir (Ulvestad ve diğ. (2005a). 

Kuazarların ikinci alt sınıflaması radyoda sesli kuazarlardır (Radio-Loud Quasars). Bu kaynaklar, yüksek ışınım güçlerinden, güçlü radyo ışınımlarından ve ayırıcı tayfsal özelliklerinden dolayı ilk keşfedilen AGÇ’lerdir. Radyoda sessiz kuazarlara nispeten daha kolay keşfedilirler. Ancak kuazarların sadece %10’u radyoda seslidir. Bu cisimlerin radyoda sessiz kuzarlara benzer şekilde güçlü UV bileşeni, akı değişkenlikleri ve geniş emisyon çizgilerine sahip karakteristik özellikleri mevcuttur. Ancak bulundukları galaksiler radyoda sessiz AGÇ’ye göre daha büyük olma eğilimindedirler (Dunlop ve diğ., 2003). Güçlü jet bileşimine sahip olduklarından dolayı senkrotron mekanizması ile önemli radyo ışınımı sağlarlar.
 

2. Seyfert Galaksileri 

AGÇ’lerin ilk tanımlamasında Carl Seyfert (1943) tarafından keşfedilen ilk alt sınıflamadır. Seyfert galaksi sınıflandırılması kendi merkezindeki spektrumlarında anlaşılmaktadır. Bu kaynakların spektrumları güçlü emisyon çizgileri göstermektedir. 1970’lerin başında Khachikian ve Weedman optik spektrumun iki genel farklı türünü bulmuştur. Spektrumu yüksek seviyede iyonize maddeden dar ve çözümlenememiş emisyon çizgilerine sahipti ve sadece bazı Seyfert tipi galaksiler geniş emisyon çizgileri gösteriyordu. Bu sonuçla beraber Seyfert galaksilerini dar ve Balmer çizgilerine göre ikiye ayırdılar (Khachikian ve Weedman, 1974). Seyfet 1 galaksilerinin Balmer çizgileri serisi Halfa, Hteta, Hgama yasaklanmış çizgilerden Oksijen [OII] ve [OIII], Azot, Neon [NeII], [NeIII] ve [NeIV] daha geniş görünüyordu. Ancak 2. Tip galakside ise Balmer çizgileri serisi ile yasaklanmış çizgiler aynı fakat dar genişlikteydi. Daha iyi bir yaklaşımla Seyfert 1 galaksileri hem dar hem de geniş emisyon çizgi bileşene sahip iken Seyfert 2 galaksileri ise sadece dar emisyon çizgi bileşenine sahipti. Bu açık farklılığa rağmen her iki cisim arasında kalan cisimler de gözlenmiştir (Peterson ve Wilkes, 2000). Bu cisimler daha sonra Seyfert 1.2, 1.5, 1.8 ve 1.9 olarak Balmer çizgi özelliklerine göre alt sınıflara ayrıldı (Osterbrock 1977). Bu alt sınıflama !! çizgi genişliğine göre yapıldı: Seyfert 1.2 tipi, Seyfert 1 tipinin geniş Balmer çizgisine sahip olduğu şekliydi, ancak biraz daha az geniş !! çizgisine sahipti. Seyfert 1.5 tipi geniş çizgi bileşenlerinin dar çizgi bileşenleri kadar güçlü !! çizgilerine sahipti. Seyfert 1.8 ile 1.9 tipleri bazı Balmer geniş çizgi bileşenleri sahiplerdi, ancak Seyfert 1.9 tipi sadece geniş !! çizgisine sahipken, !! çizgisi ise dardı.

 Seyfert galaksileri arasındaki bu ayırım Seyfert 1 için ayrıca dar çizgi Seyfert 1 galaksileri (Narrow-Line Seyfert Galaxies, NLS1) olarak alt sınıflandırıldı. NLS1 tipi güçlü X-ışın kaynaklarıdır ancak !! çizgisi geniş ve !! çizgisi dar olmakla beraber  Seyfert 1.9 tipine benzerlik göstermektedir (Osterbrock ve Pogge, 1985). NLS1, [CIV] ve [CIII] emisyonu, UV’deki dar emisyonu Seyfert 1 tipine göre daha zayıftır. Bundan dolayı Seyfert 1 tipine göre daha kırmızı görünür. FeII çizgisi ile !! çizgisinin oranı (FeII/!!) diğer tüm Seyfert galaksilere kıyasla yaklaşık iki kat daha güçlüdür ve bu iki çizginin eş değer genişliği optik akı ile güçlü bir korelasyona sahiptir (Zhou ve diğ., 2006). NLS1 galaksilerinde diğer Seyfert türlerine göre merkezdeki karadeliğin kütlesi daha düşüktür. Işınım akısının diğerlerine göre daha fazla olması karadeliğe aktarılan maddenin fazla olmasından kaynaklanır ve neredeyse Eddington limitine yakın bir durum söz konusudur (Collin ve Kawaguchi, 2004). Yapılan son çalışmalarda NLS1 galaksilerinde UV ve sert X-ışınlarının Seyfert 1 galaksi tipine göre daha sönük olduğu görülmüştür (Grupe ve diğ., 2010). Buna rağmen çok güçlü X-ışın değişkenliğine sahiptirler. 

3. Düşük İyonizasyonlu Nükleer Emisyon Bölgeleri (Low-İonization Nuclear Emisyon-Line Regions, LINERs)

Bu kaynaklar sönük çekirdek ışınımına sahiptirler ve güçlü salma emisyon çizgileri az miktarda iyonizeli gazdan gelir. Emisyon çizgi genişlikleri 200-400 km/s olup diğer özellikleri ile daha çok Seyfert 2 galaksilerine benzerlik gösterirler.

Bu AGÇ sınıfı, en az ışınıma ve diğer AGÇ’ler ile en az ortak noktaya sahiptirler. Güçlü emisyon çizgileri ya çok azdır yada hiç yoktur. Emisyon çizgileri Seyfert galaksilerinin sahip olduğu dar emisyon çizgilerinden daha da dardır (Schneider P., 2015). Yasak çizgiler burada daha güçlüdür. Işınım güçleri düşük olduğundan ya yığılıma oranı yada yığılmanın verimliliği düşüktür. 

4. Radyo Galaksileri

Radyo galaksileri aktif çekirdeğe sahip eliptik galaksilerdir. Kendi aralarında geniş emisyon çizgileri olan ve geniş çizgileri olmayan olarak ikiye ayrılırlar. Bunlar: Geniş çizgi radyo galaksileri (Broad-Line Radio Galaxies ,BLRG) ile dar çizgi radyo  galaksileridir (Narrow-Line Radio Galaxies, NLRG). Bunlara ek olarak bazı galaksiler zayıf çizgili radyo galaksiler (Weak-Line Radio Galaxies, WLRG) olarak tanımlanırlar.

AGÇ’lerde radyo lobları genelde çift olarak görülür. Her iki radyo kaynağı merkezden çıkan jetlerle beslenirler. Radyo kaynağı: FR I (Fanaroff-Riley Tip 1) ve FR II (Fanaroff-Riley Tip 2) olarak ayrılır (Fanaroff ve Riley, 1947).
FR I: Merkeze yakın bölgede en yüksek akıya sahip olurken merkezden dışa doğru bu yüksek akı azalır. Yaklaşık akısı !! 1.4!"# ≲ 10!"!"#!!!!"!! dir.
FR II: Merkeze yakın bölgede düşük akıya sahip iken, merkezden dışa doğru akı miktarı en yüksek halini alır. Yaklaşık akısı !! 1.4!"# ≳ 10!"!"#!!!!"!!olup genelde FR II, FR I’den daha yüksek akıya sahiptir. FR II radyo kaynakları genelde jete sahiptirler. Jetler simetrik olmayıp genelde tek bir jet gözlenir. Çoğu kaynakta iki jet bulunur ancak bunlardan bir tanesi ters jet “counter-jet” olup diğerinden daha zayıftır. Radyo yapısı ~200kpc’ye kadar uzanır. Jetin her iki tarafındaki hız, yoğunluk, güç gibi fiziksel parametrelerin aynı olduğu kabul edilmekle beraber Doppler etkisi ile gözlemciye farklı jet akısı geldiği düşünülmektedir. 

Jetlerde genelde baskın parçacıklar elektron ve pozitronlardır. Çünkü kütleleri diğer parçacıklara (proton, vb.) göre daha küçüktür ve bundan dolayı hızlanmaları ve büyük uzaklıklar gitmeleri daha kolaydır. Jetler zamanla stabil kalan yapılardır. Bu yapılar ~100kpc’lere kadar uzanır ve bu da jetin yaşı ile ilgili bilgi verebilmektedir.
Radyo galaksiler yüksek kırmızıya kaymaya sahip olanlara: Yüksek kırmızıya kayma radyo galaksileri (High-redshift Radio Galaxies, HzRG) olarak adlandırılmaktadır ve bu yüksek kırmızıya kayma z ≃ 5.2 gibi değerlere ulaşabilmektedir (Becman V. ve Shader C., 2009 ). 

5. Blazarlar

Blazarlar, kuazarların özel sınıfını oluştururlar. Bu sınıfın yaygın modeli, kuazar jetinin gözlemciye neredeyse dik bir açıyla geldiği modeldir. Blazarlardan gelen ışınım radyodan çok yüksek gamma-ışınlarına kadar geniş bir enerji aralığında ve bazı kaynaklar 1 TeV’in üstündeki enrjilere sahiptir. Bilinen tüm blazarlar radyo kaynaklarıdır, bununla beraber yüksek enerjili ve çok güçlü değişkenlik gösteren gamma-ışınlarını da yayarlar. Blazarlar, iki alt sınıfa ayrılırlar; BL Lac ve düz spektrumlu radyo kuazarları (Flat Spectrum Radio Quasar, FSRQ). Ayrıca, FSRQ kendi içinde iki alt sınıfa daha ayrılır bunları: Optikçe büyük değişim gösterenler (Optically Violent Variables, OVV) ile aşırı kutuplanmış kuazarlardır (Highly Polarized Quasar, HPQ). BL Lac cisimlerinin çizgi emisyonları zayıftır ve bazen tayflarında bu çizgiler hiç gözükmezler. Bazı parlak BL Lac cisimlerinin zayıf ve dar !"! çizgilerine sahip olduğunu tespit edilmiştir (Stocke. 2011). FSRQ’nun alt sınıflaması olan OVV ve HPQ geniş emisyon çizgisi gösterirken buna ek olarak HPQ optik ışınım sürecinde kutuplanma göstermektedir.
Blazarlar, elektromanyetik spektrumda etkileyici ışınım değişkenlikleri göstermektedir. Blazarların akı değişkenlikleri yıllardan bir günden daha az zaman ölçeklerinde olabilmektedir. Örneğin: Optik banttaki akıları dakika zaman ölçeklerinde değişkenlik göstermiştir (Wagner ve Witzel, 1995). Bazı tipik XBL’ler (X-ray Selected Blazar) zamanlarının çoğunu sakin geçirirler. Ancak bir anda yüksek bir parlamayla sakin dönemlerini sonlandırırlar. Bu döneme aktif çevrim “duty cycle” dönemi denilmektedir. OVV’ler ise optik ışınımı çok güçlü ve hızlı değişkenlik gösteren bir yapıya sahiplerdir. Bu kaynağın akısı günler mertebesinde hızlı bir değişkenlik gösterdiği için bunlara optikçe büyük değişim gösterenler (Optically Violent Variables, OVV) denilmiştir. OVV’ler yüksek frekanslarda geniş genlik ile kısa zaman ölçeklerinde güçlü bir radyo kaynağı olmasının yanında diğer dalga boylarında da akı değişkenliği gösterirler. BL Lac galaksileri ise çok güçlü akı değişkenliklerine sahiptirler. Bu tür, tıpkı OVV’ler gibi güçlü akı değişkenliği göstermesine karşın spektrumlarında güçlü salma ve soğurma çizgilerine sahip değillerdir. Emisyon çizgileri gözlenmez ve bu sebeple kırmızıya kaymaları güçlükle bulunur ya da bazı durumlarda belirlenemez. Optik akıları uzun bir zaman periyodunda birkaç kadir değişebilir. BL Lac ve FSRQ’larda karadelik kütlesi, karadelikten emisyon bölgesinin uzaklığı ve jetin hızı aynıdır. Ancak manyetik alanın gücü ve yığılma oranı BL Lac’larda daha düşüktür. Yapılan son çalışmalarda tüm BL Lac cisimlerinin karadeliklerinin M≈ 10^8.5 Mʘ kütleye sahip olduğu gösterilmiştir (Plotkin ve diğ., 2011).

AGÇ’LERİN BİLEŞENLERİ 

 AGÇ’lerin temel bileşenleri; süper kütleli kara delik, yığılıma diski, jet, geniş çizgi bölgesi (Broad Line Region, BLR), dar çizgi bölgesi (Narrow Line Region, NLR) ve kara deliğin etrafındaki torus’tan (gaz, toz) oluşmaktadır (Şekil 2.4).

1. Merkezi Kara Delik (Super Massive Black Hole, SMBH)

Kara delikler ışığın bile kaçamadığı gök cisimleridir. ~5-15 Mʘ kütleli kara delikler (Wardzinski, 2002) olduğu gibi galaksilerin merkezlerinde de kara delikler bulunmaktadırlar. Galaksilerin sahip olduğu bu kara delikler çok daha fazla kütleye sahiptirler. Ancak, AGÇ’ler normal galaksilerin sahip olduğu kara delik kütlelerinden daha fazlasına sahip olabilmektedirler. AGÇ’lerin sahip olduğu bu kara deliklerin 105 - 1010 Mʘ kütleleri arasında değişkenlik göstermektedir. BL Lac cisimlerinden olan OJ 287’deki gibi merkezlerinde 1’den fazla kara deliğe sahip olan kaynaklarda bulunmaktadır (Nerenov, 2013) .
 Alman astrofizikçi Karl Schwarzschild kara delikler üzerine çalışmalar yapmıştır. Ona göre, m kütleli bir cismin toplam enerjisi Eşitlik 2.3’teki gibidir. 

elde edilir ve bu yarıçapa “Schwarzschild yarıçapı” denir. AGÇ’lerde pek çok kara delik kütle ölçüm yöntemleri vardır. Bu yöntemlerden en önemlisi Yankı haritalamasıdır ‘Reverberation Mapping’, öyle ki yığılma diskinden optik/UV ışınımı ile geniş emisyon bölgesinden Hβ veya CVI emisyon çizgileri arasındaki zaman gecikmesi ile hesaplanan bir yöntemdir. Bunun yanında kullanılan diğer yöntemler: Küte-ışınım gücü bağıntısı ile kara delik kütle tayini ve Eddington limiti ile kara delik kütle tayinidir. Bu yöntemler direkt olarak ölçülen (gözlem gibi) değil, dolaylı yoldan ölçülen kara delik kütleleridir (Woo, 2002).

2. Yığılma Diski

AGÇ’de karadelik etrafında dönen gaz, toz ve yaygın bulutun oluşturduğu yapıya yığılma diski denir. Karadelik üzerine gaz düşüşünün, kuazarlar ve AGÇ’lerdeki enerji kaynağını oluşturduğu Linden ve Bell (1969) tarafından önerilmiştir. Karadelik ve yığılma diski birlikte ışınım oluşmasına neden olan en önemli bileşenlerdir. Karadelik ve yığılma diskinin oluşturduğu bu yapı belli bir prensip üzerine çalışır. Öyle ki, yığılma diskini oluşturan gazın belli bir potansiyel enerjisi mevcut ve bu potansiyel enerjisini kaybeden gaz kara delik üzerine düşer. Ancak bu düşüş direkt olmaz, çünkü gazın bir açısal momentumu vardır, bunun yığılan madde yerine kara delik etrafında yörüngeye oturur. Bu süreçte gaz parçacıkları arasında sürtünme ve çarpışmalar ile momentum transferi olur. Gaz açısal momentum vektörüne dik bir şekilde bir diskte birleşir. Bu birleşim sonucu oluşan disk kabaca Keppler yasalarına uygun hızlarda hareket eder. Dolayısıyla disk oluşturmak için bir araya gelen parçacıklar kendi aralarında sürtünme ile ısınırlar yani, potansiyel enerji kinetik enerji ve ısı enerjisine dönüştürür. 

Buna göre, r + ∆r gibi yarıçaptan m kütleli gazın düşmesi ile açığa çıkacak olan enerji 

olur ve !!" karadeliğin kütlesi olup m kütleli gaz bunun yanında ihmal edilir. Bu enerjinin de yarısı ısı enerjisine dönüşür !!!! = ∆!/2. Eğer bu enerji yerel olarak yayınlanırsa o zaman

 olur ve m birim zamanda karadeliğe düşen kütle miktarıdır (yığılma oranına karşılık gelir). Eğer disk optikçe kalın ise o zaman ışınım bir kara cisim ışınımına dönüşür ve ! !"# ! + ∆! yarıçaplı halkadan gelen enerji 

olur ve burada 2 çarpanı diskin iki taraflı olduğu, !!" Stefan-Boltzman sabiti, T sıcaklık ve r yarıçap değerine karşılık gelmektedir. Buradan 2.8. ve 2.9. eşitliği birbirine eşitlenmesi durumunda yarıçapa bağlı bir sıcaklık değişimi elde edilir.

 Yarıçapı Schwarzschild yarıçapına göre düzenlenirse;

 

eşitliği elde edilir. Bu sonuca göre bazı varsayımlar yapılabilir. Yığılma diskinin sıcaklığı ∝ !!!/! şeklinde bir artış gösterir. Toplam disk ışınımı farklı yarıçaplarda farklı sıcaklık ile kabaca kara cisim ışınımına uygunluk gösterir. Bu nedenle gözlenen spektrum Planck eğrisi değil de daha geniş bir enerji dağılımını gösterir.
Durgun kara delikten, dönen kara deliğe ışınım yaklaşık %7 ile %30 kadar enerji verimliliği artışı gözlenir (Collin, 2001). Yerel ışınım !! ile orantılı ve enerji de ! orantılıdır. Bunun sonucunda da ! ∝ !!/! orantısı elde edilir. Enerji, çoğunlukla kara deliğe en yakın bölgede üretilir. Ancak, yarıçapa yakın yığılma diski kara delik üzerine maksimum miktarda madde aktarabilir ve bu orana “Eddington limiti” denir (Eşitlik 2.12) . Bu limite göre, salınan enerji ile kütle-çekim arasında bir denge mevcuttur ve bu denge !!ş!!!! < !ç!"#$ olmalıdır ki yığılma diskinden kara deliğe madde aktarılabilsin. Eğer salınan enerji miktarı Eddington limitini aşarsa, üretilen fotonlar dışa doğru bir ışınım basıncı yaratır ve dolayısıyla ışınım basıncının etkisi ile kara deliğe madde aktarımı engellenmiş olur. Böyle bir süreçten sonra madde aktarımındaki düşüş dolayısıyla ışınım üretilmesinde de düşüşe yaşanır. Daha sonra ışınım basıncı Eddington limitinin altına düştüğünde tekrardan kara deliğe madde akarımı söz konusu olur.

 Bu ifade,  M kütlesindeki bir kara delik için Eddington Limitini veriri. Böyle bir mekanizmaya sahip AGÇ’lerin ışınım güçleri ya Eddington limitinin altındadır veya en çok bu limite eşittir.

Yığılma diskin sıcaklığı yaklaşık 15.000 K sıcaklığındadır ve disk bu sıcaklıkta UV ile optik ışınım yaymaktadır. Diskin iç kısmı yani, kara deliğe yakın olan bölge, daha çok sert x-ışınlarını yaymaktadır. Ancak, diskin dış kısmı ve ılık torus bölgeleri kırmızı öte bölgede ışınım yaymaktadır. 

3. Jetler 

AGÇ’lerde göze çarpan en dikkat çekici özellik jetlerin varlığıdır. Jetler, ilk defa Virgo kümesinde yer alan M87 galaksisinde radyoda, 3C273 galaksisinde ise optikte gözlenmiştir. Yığılma diskinden çıkan aşırı enerjik plazma yapıları jetleri oluştururken bu yapı yüzlerce kpc’lere hatta Mpc’lere ulaşabilir. Çoğu jetin iki farklı bölgesi mevcuttur. Düşük yoğunluğa sahip ancak iç bölgede hızlı hareket eden kısma omurga “jet spine”, kara deliğe yakın, yoğun ve dışa doğru yavaş hareket eden kısma kılıf “jet sheath” denir. Ancak jetlerin oluşumu ve doğal kompozisyonları belirsizdir. Diskin içindeki manyetik alanın diferansiyel dönüşü veya kara deliğin ergosferi, dönen kara delikler ile beraber dönen kara deliğe çok yakın olan bölge, jetlerin çıkış yeri olabilir. Jet oluşumda bazı teoriler üretilmiştir, bunlar arasında en yaygını Blanford-Znajek mekanizmasıdır (Blanford-Znajek, 1977). Kara deliğin dönmesini gerektiren ve enerjinin kara deliğin merkezinden çıktığını söyleyen bir mekanizmadır. Oluşan manyetik alan yığılma diskini tetikler veya ergosferin etrafı kara delik tarafından sürüklenir. Daha sonra rölativistik madde manyetik alan çizgileri ile etkileşimi sürecinde kara delikten dışa doğru sürüklenir. Bu teori ile ilgili nümerik simülasyonlar yapan Tchekhovskoy bu teoriyi destekleyici bulgular elde etmiştir (Tchekhovskoy ve diğ., 2011). Çözümlenmemiş bir başka konu jetin yüksek Lorentz faktörü ile kara delik çevresinde nasıl hızlandığı ile ilgilidir.
AGÇ’lerde yüksek enerjili fotonlar jetler tarafından oluşturulur. Jet, bu fotonaları GeV hatta TeV enerjilerine kadar çıkarabilir. Burada işleyen ışınım mekanizmaları: Compton, ters Compton ve senkrotron self-Compton saçılmalarıdır. 

4. Geniş Çizgi Bölgesi (Broad Line Region, BLR)
Bu bölge, geniş emisyon çizgilerinden sorumludur ve AGÇ’nin önemli özelliklerinden bir tanesini göstermektedir. Ölçülen Doppler hızıları ∆! ≲ 10.000 km/s genişliğine sahip olabilmektedir. Geniş çizgi bölgesinin merkezi kara deliğe uzaklığı ortalama 0.01- 0.1pc arasındadır. Bu bölgeden yayınlanan geniş emisyon çizgileri BL Lac cisimleri hariç diğer AGÇ’lerde gözlenmektedir. Geniş çizgi bölgesinin yoğunluğu yaklaşık n = 3*10^9 ve bu bölge içindeki elektron yoğunluğu n = 3*10^11 ile n = 3*10^12 cm^3 arasında değişkenlik göstermektedir. Geniş çizgi bölgesinin sıcaklığı yaklaşık T~20.000! dir. Bu bölgenin en önemli çizgileri hidrojen Balmer serisi Halfa, Hbeta ve Hgama olup diğer önemli çizgilerde MgII, CIII, CVI’tür. Geniş emisyon çizgi bölgesinde en az 107 Mʘ kütleli bulut olduğu tahmin edilmektedir. Ancak bulutların kinematiği ve merkezi kara delik etrafında dönüp dönmediği bilinmemektedir (Schneider P., 2015).

5. Dar Çizgi Bölgesi (Narrow Line Region, NLR)

Çoğu AGÇ dar emisyon çizgilerine sahiptir. Dar çizgi genişlikleri genellikle 400km/s dir. Dar emisyon çizgilerinin genişliği, geniş emisyon çizgilerine göre çok dar ise de normal bir galaksinin sahip olduğu en geniş emisyon çizgisine göre yine de oldukça geniştir. Bu bölgedeki gazın yoğunluğu n= 10^3 ile 10^5 cm^3  arasında değişir. Dar çizgi bölgesinin Seyfert galaksileri için merkezi kara delikten uzaklığı yaklaşık 0.1-1kpc arasında değişir. Bu Bölgenin Bu bölgenin toplam gaz kütlesinin ~106Mʘ civarında olduğu tahmin edilmektedir (Kraemar, 2008). Sahip olduğu en güçlü çizgiler Lyalfa, CIV ve yasaklanmış OIII çizgileridir. Ayrıca bu bölgenin sıcaklığı T~15.000! civarındadır. Dar çizgi bölgesinin yapısı oldukça ilginçtir, küresel olmayıp iki koni şeklinde görülürler (Schneider P., 2015). 

AGÇ’DE IŞINIM SÜREÇLERİ

AGÇ’lerin merkezindeki kara deliğin ve yığılma diskinin etkin olduğu modele göre: Yığılma diskinin kara deliğe en yakın olduğu yerde sert X-ışınları üretilir, yığılma diskinin ortalarında ağırlıklı olarak morötesi ve optik ışınım üretilir. Ancak, yığılma diskinin dış taraflarında ve torus denilen sıcak toz bileşeninden de kırmızı öte ışınımın üretiminde sorumlu bölgeler olarak gösterilirler. Yığılma diskinin kara delik üzerine düşerken manyetik alan ile etkileşen elektronların senkrotron ışınımı oluşturması genellik radyoda ışınım yapmasına neden olur. Ancak manyetik alan etrafında Lorentz faktörü ile hızlanan elektronlar ters Compton ve senkrotron mekanizmalarında üretilen fotonlar ve Compton saçılmaları ile sert x-ışın ve gamma-ışınları üretilmesinden sorumlu olmaktadırlar. Yani, özetlenirse AGÇ’lerde ışınım süreçleri: Optikçe kalın gazdan gelen kara cisim ışınımı termal ışınım yaparken aynı zamanda optikçe ince gazdan gelen frenleme ışınımı, Compton, ters-Compton ve senkrotron self-Compton saçılmaları da termal olmayan ışınımları oluşturmaktadır.