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Central supermassive black holes in Seyfert galaxies
Spring 2021
In the early 1940s, apparently following up on a suggestion by Milt Humason, Carl Seyfert discovered
the class of galaxies with active nuclei that bears his name. The hallmark of a Seyfert galaxy is a
relatively bright, starlike central object, easily seen in short exposures, around which long exposures
reveal the bulge and disk of a spiral galaxy. Such objects are not present in the vast majority
(∼99%) of spiral galaxies. The central object’s luminosity is generally within a factor of ten as
large as that of the rest of the galaxy, in some cases reaching a large fraction of the galaxy’s total
luminosity. It is usually very difficult to reconcile the size and luminosity of the central object with
the properties of normal stellar clusters. The central object also contains ionized gas for which the
emission-line spectrum indicates an ionization state substantially higher than is typical of the Hii
regions associated with star formation. Profiles of forbidden lines of the ions of “metals” in Seyfert
nuclei — by which the ionization state is analyzed — are generally relatively narrow (Doppler
velocities of a few hundreds of km/s) and consistent with broadening primarily, but not completely,
by the rotation of the galaxy. In Seyferts of type 2, this profile also characterizes the hydrogen
recombination lines like Hα and Hβ. In Seyferts of type 1, however, the hydrogen recombination
lines have an additional very broad component to their profile that indicates Doppler velocities of
a few thousand km/s with respect to the rest of the galaxy, much greater than shown by stellar
absorption lines which characterize galactic rotation.
Soon after the discovery of the nature of quasars, it was realized that quasars share many important
features of Seyfert nuclei. This led to early predictions that quasars would also turn out to be
galaxy nuclei — a prediction borne out shortly after the first CCD cameras enabled precise enough
subtraction of the central object to reveal the surrounding galaxy. It also led the astronomical
community to regard Seyfert’s work as the retrospective discovery of black holes.
Nowaadays, we think that the same basic supermassive-black-hole-plus-accretion-disk geometry ap-
plies to both main types of Seyferts, and that the difference between types is an artifact of the angle
at which the disk is viewed: we see deeper toward the center of the disk for type 1 than type 2. This
suggests that we should also see Seyfert galaxies intermediate in characteristics between these two
basic types. This has turned out to be the case, spawning Seyfert classifications like 1.5 or 1.8, in
the same spirit as intermediate Hubble morphological classifications (e.g. Sbc or S0/Sa).
In this project, you will repeat some of Seyfert’s classic imaging1 observations, using a CCD camera
instead of photographic plates, and demonstrate that Seyfert galaxies each have a starlike, extremely
luminous central object which is lacking in most spiral galaxies of the same Hubble type. From this,
you can infer some bounds on the properties of the central black holes.
In this project, you will:
• Select a Type 1 Seyfert galaxy, and another galaxy of the same morphological (Hubble) type
that is not a Seyfert, taking care that the two are similar in angular size, distance, and
inclination. Table contains a good list of type 1 Seyferts. The normal galaxy can be selected
from the online Revised Shapley-Ames catalog.
• Take both short- and long-exposure LRGB images of each galaxy, taking careful note of the
seeing in each frame by the sizes of stellar images, and making sure that each galaxy’s disk
1Most of Seyfert’s 1942 paper is about his spectra of these galaxies, which we will not attempt to reproduce, at
least not this semester.
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and spiral arms are imaged at high signal-to-noise, meaning a magnitude limit of 22–23 for
RGB.
• Take long-exposure Hα, [Oiii], and [Sii] images of each galaxy, making sure that the nuclei
and brighter star-formation regions show up well.
• Select and average the images with the very best seeing; from this, prepare color images and
one-dimensional plots of G magnitude and B–R color index in each galaxy’s nucleus, as a
function of distance from the center. Do the same for some of the brighter star-formation
regions, highlighted by Hα.
• Average the data in each filter, omitting frames with tracking errors or unusually bad seeing.
• Measure and account for the magnitude limit.
• Carefully edit the data for bad stellar images, deconvolve the L images, and prepare composite
tricolor image (LRGB, L-[Sii]-Hα-[Oiii]) of each galaxy that emphasize the nuclear differences
as well as any differences in the disks.
Be sure to address the following in your analysis:
• Do you reach the magnitude limit that you expect? If not, why not?
• Compare the brightness and broadband color of the two galaxies’ central bulges. What differ-
ences are there? From the colors, are these old or young stellar populations?
• If all has gone well, a bright, unresolved object dominates the center of the Seyfert, which has
no counterpart in the normal galaxy. What is the luminosity of this object, and how does it
compare to the luminosity of the whole galaxy? What is the maximum diameter of the region
in the center of the Seyfert nucleus, from which the object’s luminosity emerges?
• What fraction of the broadband fluxes in R, G, and B appear in the narrowband images,
for the central object, and for the bulges — outside the central object, for the Seyfert — of
the two galaxies? (Note that [Oiii] is covered by both B and G, and that both Hα and [Sii]
are covered in R.) What would be the fraction expected, from the filter bandwidths, for a
continuum source? Do you therefore detect the spectral lines in the Seyfert’s central object?
How about the bulges?
• How does the boradband color of the Seyfert’s central object compare to the broadband colors
of the large star-formation regions and young massive star clusters in both galaxies?
• Presuming that you have detected spectral lines in the Seyfert’s central object: How do
[Oiii]/Hα and [Sii]/Hα in the central object compare to those ratios for the large star-formation
regions in both galaxies?
• Can you reproduce the color and luminosity of the central object by summing up emission
from stars with a plausible stellar-mass function? If so, what is the stellar density in your
hypothetical central cluster, and how frequently do the stars collide?
• Can you reproduce the flux ratios seen in the spectral lines by scaling up a giant Hii region?
About what spectral type would be required for the exciting stars, presuming that the ionized
gas in the Seyfert’s central object is photoionized?
• Can you reproduce the color and luminosity of the central object with an accretion disk around
a black hole? If so, what are the properties of the disk and black hole?
• In particular: what would be the range of black-hole mass required?
• Can one or other of the models be ruled out from these observations?
Include with your report your best images and plots. Archive these images, and all of your raw and
reduced data, on the Astronomy Lab data drive.
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Additional reading
Astronomy 142, lectures 17–22
Martin Rees 1984, ARA&A, 22, 47
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세이퍼트 은하의 중심 초질량 블랙홀
2021년 봄
1940년대 초, 밀트 휴메이슨의 제안에 따른 후속 조치로 칼 세이퍼트는 자신의 이름을 딴
그의 이름을 딴 활성 핵을 가진 은하의 종류를 발견했습니다. 세이퍼트 은하의 특징은 다음과 같습니다.
상대적으로 밝고 별과 같은 중심 물체로, 짧은 노출에서 쉽게 볼 수 있으며, 그 주위를 장시간 노출하면
나선 은하의 팽창과 원반이 드러납니다. 이러한 물체는 나선 은하의 대다수(∼99%)에서 존재하지 않습니다.
(∼99%)의 나선 은하에는 존재하지 않습니다. 중심 천체의 광도는 일반적으로 나머지 천체의 광도의 10배 이내입니다.
은하의 나머지 부분만큼 크며, 어떤 경우에는 은하 전체의 많은 부분에 도달합니다.
광도. 일반적으로 중심 천체의 크기와 광도를 일반적인 항성단의 특성인
중심 물체의 크기와 광도를 조정하는 것은 일반적으로 매우 어렵습니다. 중심 천체에는 또한 이온화 된 가스가 포함되어 있습니다.
방출선 스펙트럼은 별 형성과 관련된 Hii
영역보다 훨씬 높은 이온화 상태를 나타냅니다. 세이퍼트에서 "금속"이온의 금지 된 선의 프로필
이온화 상태를 분석하는 핵은 일반적으로 상대적으로 좁습니다 (도플러
수백 km/s의 속도)이며 주로 넓어지는 것과 일치하지만 완전히 넓어지지는 않습니다,
은하의 자전에 의해. 유형 2의 세이퍼트에서, 이 프로파일은 또한 Hα와 같은 수소
재결합선을 특징짓기도 합니다. 그러나 유형 1의 세이퍼트에서는 수소 재결합 라인이
라인은 프로필에 도플러 속도를 나타내는 매우 광범위한 구성 요소가 추가로 있습니다.
은하의 나머지 부분에 대해 수천 킬로미터 / 초로, 항성에 의해 표시되는 것보다 훨씬 큽니다.
은하 자전을 특징 짓는 흡수선.
퀘이사의 본질이 발견 된 직후, 퀘이사가 세이퍼트 핵의 여러 가지 중요한
많은 중요한 특징을 공유한다는 것을 깨달았습니다. 이것은 퀘이사가 다음과 같은 것으로 판명 될 것이라는 초기 예측으로 이어졌습니다.
은하핵 - 최초의 CCD 카메라가 충분히 정밀한 관측을 가능하게 한 직후에 나온 예측입니다.
중심 물체를 빼면 주변 은하가 드러나기 시작했습니다. 또한 천문학계에서는
커뮤니티는 세이퍼트의 연구를 블랙홀의 재발견으로 간주했습니다.
오늘날에는 동일한 기본 초질량 블랙홀-플러스-첨삭-원반 기하학 ap-
두 가지 주요 유형의 세이퍼트에 모두 적용되며, 유형 간의 차이는 디스크를 보는 각도의 인공물이라고 생각합니다.
즉, 유형 1의 경우 유형 2보다 디스크 중앙을 향해 더 깊게 보입니다. 이
이것은 또한 우리가이 두 가지 사이의 특성에서 중간에있는 세이퍼트 은하를보아야 함을 시사합니다.
기본 유형. 이것이 사실로 밝혀져 1.5 또는 1.8과 같은 세이퍼트 분류가 생성되었습니다.
1.5 또는 1.8과 같은 세이퍼트 분류를 생성하는 것으로 밝혀졌습니다(예: 허블 중간 형태 분류(Sbc 또는 S0/Sa)).
이 프로젝트에서는 세이퍼트의 고전적인 이미징1 관측을 반복하며, 사진판 대신 CCD 카메라를 사용하고
를 사용하여 세이퍼트 은하가 각각 별과 같은 극도로 빛나는 중심 물체를 가지고 있음을 보여줍니다.
같은 허블 유형의 나선 은하에는 없는 매우 빛나는 중심 천체를 가지고 있습니다. 이것으로부터
중심 블랙홀의 속성에 대해 어느 정도 추론할 수 있습니다.
이 프로젝트에서는 다음과 같이 합니다:
- 유형 1 세이퍼트 은하를 선택하고, 세이퍼트 은하가 아닌 동일한 형태(허블) 유형의 다른 은하(
은하를 선택하고, 두 은하의 각 크기, 거리, 경사가 비슷하다는 점에 주의하여
기울기. 표에 1형 세이퍼트의 좋은 목록이 나와 있습니다. 일반 은하는 온라인 개정 샤플리 은하
온라인 개정 샤플리-애즈 카탈로그에서 선택할 수 있습니다.
- 각 은하의 단노출 및 장노출 LRGB 이미지를 모두 촬영하고, 각 프레임에서 볼 수 있는
각 프레임에서 항성 이미지의 크기를 확인하고 각 은하의 원반을 확인합니다.
1세이퍼트의 1942년 논문은 대부분 이 은하들의 스펙트럼에 관한 것이므로, 이번 학기에는 재현하지 않겠습니다.
적어도 이번 학기에는.
c©2021 로체스터 대학교 1
과 나선 암은 높은 신호 대 잡음으로 이미지화되며, 이는 22-23의 크기 제한을 의미합니다.
RGB.
- 각 은하의 장노출 Hα, [Oiii], [Sii] 이미지를 찍고, 핵이 잘 보이는지 확인합니다.
및 밝은 별 형성 영역이 잘 보이는지 확인합니다.
- 가장 잘 보이는 이미지를 선택하고 평균을 낸 다음, 이로부터 컬러 이미지와
각 은하핵의 G 크기와 B-R 색 지수의 1차원 플롯을 준비합니다.
함수로 준비합니다. Hα로 강조 표시된 일부 밝은 별 형성
영역에 대해서도 동일한 작업을 수행합니다.
- 추적 오류가 있거나 비정상적으로 잘 보이지 않는 프레임을 생략하고 각 필터의 데이터를 평균화합니다.
- 크기 제한을 측정하고 설명합니다.
- 불량한 별 이미지에 대한 데이터를 주의 깊게 편집하고, L 이미지를 디컨볼빙한 후 합성
핵의 차이를 강조하는 각 은하의 삼색 이미지(LRGB, L-[Sii]-Hα-[Oiii])를 준비합니다.
뿐만 아니라 디스크의 차이도 강조합니다.
분석에서 다음 사항을 반드시 해결해야 합니다:
- 예상한 크기 한계에 도달했나요? 그렇지 않다면 그 이유는 무엇인가요?
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