Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://sed.sao.ru/~vo/rg/rg_lect.html
Дата изменения: Thu Mar 15 17:51:26 2012
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:34:42 2012
Кодировка: koi8-r

Поисковые слова: релятивистское движение
Radio galaxies Выход на текущий сервер sed.sao.ru             Другие лекции

Радиогалактики

Лекция для студентов (полная gzipped PostScript версия (1012k) здесь), 1999 г.

Верходанов О.В.

Специальная Астрофизическая обсерватория


Оглавление


Введение

Радиогалактиками называют галактики, являющиеся источниками мощного (до 1048 эрг/с) электромагнитного излучения в радиодиапазоне (Курильчик, 1986). Термин "Радиогалактики" был введен в результате отождествления в 1949 г. мощных источников космического радиоизлучения с относительно слабыми источниками оптического излучения - далекими галактиками. Таким образом, галактики, отождествленные с сильными радиоисточниками, и стали называть радиогалактиками. В литературе 70-х (Пахольчик, 1977), посвященной радиогалактикам, иногда под этим термином понимаются просто внегалактические радиоисточники. Общую классификацию наблюдаемых характеристик галактик можно найти, например, у Засова (1993), наc же интересуют свойства именно радиогалактик.

Следует заметить, что выделение радиогалактик в особый класс условно, так как практически все галактики излучают в радиодиапазоне, но с большим различием в мощности излучения. С другой стороны, многие квазары, являющиеся радиоисточниками, также представляют собой звездные системы и могут называться радиогалактиками. Радиогалактики и квазары очень похожи по многим параметрам. Например, по радиоизображениям практически невозможно сказать, к какому из этих двух классов объектов принадлежит источник. Кроме того, существуют объединяющие модели, объясняющие разницу свойств объектов их ориентацией по отношению к лучу зрения.

В современной литературе уже не обсуждается, что же является определением радиогалактики. И в разных подвыборках этих объектов имеются свои параметры, определяющие класс источника. Мы же соглашаемся с мнением А.И.Копылова (САО РАН), что радиогалактики - это галактики, радиоизлучение в которых связано с активностью ядра, а не со вспышкой звездообразования, например. Иначе галактика и радиогалактика - по сути одно и то же.

Среди наиболее известных радиогалактик следует упомянуть Лебедь А, Центавр А, Дева А, Печь А, с которых и началось исследование этого класса объектов.

Лебедь А

Лебедь А (рис.1) - самый мощный внегалактический источник радиоизлучения, расположенный в созвездии Лебедя. Отождествлен в 1951 г. с эллиптической галактикой 16-ой звездной величины. Красное смещение галактики z=0.057. Газово-пылевой слой в центре галактики обусловливает характерное раздвоение ее оптического изображения.

[Cygnus A] Рис.1. Радиоизображение источника Лебедь А, полученное на VLA. Показана структура на секундных, миллисекундных и субмиллисекундных масштабах на радиоинтерферометрах VLA и VLBI. Рисунок воспроизведен из ежегодного отчета JIVE за 1997 г.

Оптическими методами обнаружено излучение сильноионизованной плазмы в области ядра галактики. Галактика вращается вокруг оси, лежащей в картинной плоскости и направленной вдоль прямой, соединяющей два ярких компактных компонента радиоизлучения. Угловое расстояние между яркими областями компонентов двойной структуры около 2' (приблизительно 80 кпк). Верхний предел скорости разлета компонентов равен 0.02 скорости света. В ядре галактики обнаружен компактный радиоисточник с плоским спектром (примечание). Полная радиосветимость доминирующей в радиоизлучении двойной структуры - порядка 3x1044эрг/с и сравнима с радиосветимостью двойных структур многих квазаров.

Центавр А

Центавр А (NGC 5128) - радиоисточник в созвездии Центавра, ближайшая к нам радиогалактика (расстояние до нее около 4 Мпк). Галактика имеет сфероидальную форму (рис.2), разделенную поглощающим свет звезд газово-пылевым диском, наблюдаемым практически с ребра.

[Cygnus A] Рис.2. Изображения с Инфракрасной Космической Обсерватории (красный цвет) показывают бар по середине галактики Центавр А. Бар может канализировать газ и звезды от недавно плененной спиральной галактики в ядро эллиптической галактики, снабжая топливом струи плазмы, демонстрируемые здесь радиоданными, полученными на VLA (лиловый цвет). Воспроизведено из S&T, Feb.1999. p.28 (News notes), I.Felix Mirabel and Olivier Laurent.

Радиоизображение галактики показывает, что Центавр А содержит протяженный радиоисточник, который представляет собой старую, сильно расширившуюся структуру. Общая протяженность источника вдоль большой оси около 500кпк. Помимо протяженного источника в центральной области (в пределах оптического изображения галактики), обнаружена сравнительно компактная двойная радиоструктура с расстоянием между компонентами около 12 кпк. В самом центре галактики (в ее ядре) находится очень компактный радиоисточник, интенсивность излучения которого резко растет с уменьшением длины волны в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Радиосветимость протяженного радиоисточника - около 1042эрг/с, а заключенная в нем энергия - около 1059 эрг.

Дева А

Дева А (NGC 4486, M 87) (рис.3) - радиоисточник сравнительно небольшой радиосветимости (~1042), принадлежащий массивной E-галактике (тип cD), расположенный в созвездии Девы на расстоянии около 15 Мпк. Галактика особенно интересна тем, что с одной стороны от ее центра (ядра) наблюдается выброс вещества ("джет"), излучение которого имеет синхротронную природу. Выброс имеет длину около 20'' дуги (около 1.5кпк), он разбивается на отдельные сгустки (узлы) и излучает не только в радио, но в оптическом диапазоне.

[Virgo A] Рис.3. Оптическое изображение радиогалактики Дева А по данным DSS.

Свидетельством несомненной синхротронной природы излучения выброса является сильная (до 20-35%) линейная поляризация оптического излучения. Сильно линейно поляризовано (до 12-17%) и радиоизлучение. Выброс погружен в более широкий (около 40" дуги) "радиококон". Симметрично этому радиоисточнику с противоположной стороны от центра галактики расположен второй компонент радиоизлучения точно такой же конфигурации, однако в нем нет никаких заметных оптических следов контрвыброса. Односторонний вид выброса в радиогалактике Дева А , скорее всего, есть результат направленного на наблюдателя его движения и излучения. При этом либо сгустки струи движутся с релятивистской (близкой к скорости света) скоростью, и поэтому из-за эффекта Доплера их излучение более интенсивно, чем излучение контрвыброса, либо мы имеем дело с анизотропно излучающими потоками релятивистских электронов в сложных петлеобразных элементах структуры биполярного магнитного поля радиогалактики, что также может обусловить односторонний вид выброса. Помимо выброса в двух сравнительно компактных радиоисточниках по обе стороны от центра галактики, Дева А имеет еще и протяженный радиоисточник размером 12'x16' относительно низкой поверхностной яркости. Он обнаруживает сложную структуру, а его наблюдаемая вытянутость с севера на юг, так же как и заметная деформация в этом направлении центрального двойного радиоисточника, обусловлена, вероятно, движением галактики через сравнительно плотную межгалактическую среду скопления галактик в Деве. Недавно Фрейзер Оуэн получил новые наблюдательные данные для этого радиоисточника на длине волны 90см на интерферометре VLA (http://www.nrao.edu).

[Virgo A - radio] Рис.4. Радиоизображения источника Дева А с различным разрешением. Радиоизображение на 90 см позволяет увидеть структуру "пузырей", в которых происходит генерация рентгеновского излучения. Структуры в виде ярких перьев, образующиеся при излучении из внутренних компонентов, показывают, что гало является "живым" и подпитывается энергией из центральной черной дыры. Изображения с лучшим разрешением (на 2см: 2кпк) позволяют увидеть структуру джета, соединяющего яркое ядро и горячее пятно. На изображении, полученном на 18см с помощью VLBI системы, длина видимого джета составляет 17пк, на 1.3. - 2.5пк. Размер неразрешенных деталей в точке начала джета составляет 0.1пк (1/3 св.года), что в 100 раз больше размера черной дыры, питающей эту систему. Рисунок воспроизведен с домашней страницы Национальной радиоастрономической обсерватории США (http://www.nrao.edu).

Эти данные позволили в деталях увидеть (рис.4) структуру "пузырей", открытых 50 лет назад.

Печь А

Радиоисточник Печь А (NGC 1316) (рис.5, 6) состоит из двух больших компонентов, имеющий сложную структуру размеров около 200 кпк каждый. Все энергичные электроны и магнитное поле в компонентах переносятся с помощью эффективного пучка. Эта энергия в центре NGC 1316 выделяется за счет "пленения" маленьких соседних галактик. Ударные волны и остатки поглощенных галактик создают кольцеподобную структуру и другие особенности в окружающем веществе. Спиральная галактика на севере может быть следующей жертвой такового "пленения".

[Fornax A] Рис.5. Оптическое изображение радиогалактики Печь А.

[Fornax A - radio] Рис.6. Радиоизофоты источника Печь А на длине волны 11.3см по данным Гарднера и Прайса (Мофет, 1966). Штрихами показано направление вектора поляризации нетеплового континуального радиоизлучения.

Морфологические особенности радиогалактик

Радиогалактики очень разнообразны по морфологическим свойствам. Первичными (наблюдаемыми) особенностями радиогалактик (и квазаров) являются ядро, протяженные структуры (lobes), горячие пятна и джеты (Кембави, Нарликар, 1998). Не все эти особенности наблюдаются во всех источниках, и довольно часто морфология объектов слишком сложна, чтобы уверенно выделить эти части. Тем не менее, удобно рассматривать источник "построенным" из этих "кирпичей", а сложные или плохо определяемые особенности рассматривать как возмущения в самом объекте либо как взаимодействие с окружающей средой.

Ядро

Ядро - это компактный компонент, неразрешимый при наблюдениях на угловых масштабах до le0.1 сек. дуги и совпадающий с ядром оптического объекта. Ядро обычно имеет плоский или сложный радиоспектр, что в последнем случае указывает на синхротронное самопоглощение. С помощью интерферометров со сверхдлинными базами (VLBI) ядро может разрешаться на отдельные субкомпоненты, часто состоящие из неразрешенного ядра, имеющего плоский спектр, и джетоподобную структуру, в которой может быть более чем один узел. Кроме того, встречаются также компактные источники с крутыми радиоспектрами и компактные двойные. Ядра хорошо определяются на гигагерцовых частотах, потому что они часто имеют плоские спектры, в то время как протяженные компоненты имеют крутые спектры. Ядра найдены почти во всех радиоквазарах и в ~80% радиогалактик. Вклад ядра в полную радиосветимость источника меняется от одного процента у некоторых объектов до почти 100% у ряда квазаров.

Протяженные структуры

Протяженные структуры ("радиопузыри" или "лобы" от английского слова "lobe" - "доля") являются протяженными областями радиоизлучения. Эти компоненты очень часто располагаются симметрично по противоположным сторонам от галактики или квазара. Иногда они содержат области, называемые горячими пятнами, с усиленным излучением. Размер этих структур от одного различимого края до противоположного может быть от нескольких килопарсек до нескольких мегапарсек. Радиогалактика 3C236 имеет размер ~4 Мпк. Эти структуры имеют континуальный спектр со спектральным индексом alpha le -0.5 (S_nu_a), и их излучение частично линейно поляризовано. Это обстоятельство показывает то, что они могли бы быть оптически тонкими синхротронными источниками. Протяженные структуры часто показывают вращательную симметрию и имеют Z- или S-образную структуру. Эти формы наиболее естественно интерпретируются как результат прецессии осей джетов, которые переносят энергию от центрального источника к протяженным областям. Светимости двух "пузырей" в типичном радиоисточнике обычно сравнимы, хотя максимальное различие в светимостях может достигать 2-х раз. Если источник наблюдается с одним компонентом, то это может быть вызвано тем, что двойная структура ориентирована близко к лучу зрения так, что компоненты просто накладываются друг на друга.

Джеты

Джеты (струи) - тонкие вытянутые структуры, которые связывают компактное ядро с внешними областями. Джет может интерпретироваться как радиоизлучение вдоль луча, переносящего энергию от AGN к протяженным областям. Радиоджет существует на масштабах от парсека до килопарсека и может быть как гладким, так и узловатым. Джеты называют двусторонними, когда они наблюдаются с обеих сторон от центрального источника.

Горячие пятна

Горячие пятна ("hot spots") - это максимумы интенсивности, расположенные во внешних пределах протяженных структур радиоисточников. Когда эти структуры наблюдаются с недостаточным разрешением, горячие пятна видны на уярченных краях. Горячие пятна обычно имеют линейный размер ~1кпк и крутой спектр, но более плоский, чем интегральный спектр протяженных структур. Горячие пятна интерпретируются как место, где джет, идущий от ядра, разогревает окружающую среду и производит ударную волну, в которой кинетическая энергия струи трансформируется в случайное движение. Энергичные частицы рассеиваются от горячих пятен по протяженной области, обеспечивая непрерывный поток энергии. Горячие пятна не всегда наблюдаются, а в ряде случаев в структуре присутствует даже несколько максимумов интенсивности. Джеты также могут состоять из узлов, которые наблюдаются как уярчения, и при сложной структуре источника трудно сделать различие между узлами и горячими пятнами, несмотря на то, что они имеют различную физическую природу. В литературе есть ссылки на первичные и вторичные горячие пятна, когда существует более одного максимума. Бридл в 1994 предложил следующее определение горячих пятен: если в источнике не обнаружен джет, то горячее пятно должно (a) быть ярчайшей особенностью в протяженной структуре, (b) иметь поверхностную яркость более чем в 4 раза выше по сравнению с окружением, и (c) иметь линейный размер на половине максимума не более пяти процентов от максимального размера источника. Если джет обнаружен, тогда добавляются следующие условия: (d) горячее пятно должно быть дальше от ядра, чем конец джета. Окончание джета определяется по (d1) его исчезновению, (d2) по переломному изменению в направлении или (d3) или деколлимации с фактором более чем 2. Условие (d) показывает, как горячие пятна могут быть отличны от узлов. Кроме приведенных морфологических особенностей, обсуждаемых выше, есть и другие, такие как перья, хвосты, мосты и гало.

Классификация

Исследование радиогалактик, доступное с наземных телескопов в радио, инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах, позволило к настоящему времени достаточно хорошо исследовать их свойства, хотя многое еще остается неясным. Первые наблюдения выборок радиогалактик показали, что они имеют сложную радиоструктуру. На картах распределения радиояркости (радиоизофоты) видно, что в радиогалактиках часто имеется два излучающих облака (компонента), располагающихся более или менее симметрично относительно галактики, видимой в оптических лучах. Обычно излучающие в радиодиапазоне облака находятся в 10-100 кпк от галактики, далеко за пределами ее звездной составляющей. У ряда галактик расстояние между компонентами достигает 2-5 Мпк. В 1974 году для описания морфологии 57 радиоисточников 3CR каталога Фонарев и Райли предложили классификацию, разделив протяженные объекты на два типа. Первый тип радиогалактик (FR I) имеет распределение радиояркости, спадающее к краям источника (рис.7), второй тип (FR II) имеет распределение, концентрирующееся преимущественно в боковых компонентах (рис.8), так называемых горячих пятнах ("hot spots"). Говоря более строго, разделение на два класса происходит с использованием отношения RFR расстояния между областями наибольшей поверхностной яркости на противоположных концах галактики или квазара к полной протяженности источника до слабейшей изофоты на карте. Источники с RFR<0.5 были отнесены к первому классу, а источники с RFR>0.5 ко второму классу. Было также обнаружено, что почти все источники со светимостью

form_L

относились к первому классу, в то время как более яркие источники относились ко второму классу. Правда, граница по светимости между ними не всегда строгая и есть перекрытия в светимостях объектов, отобранных как FR I и FR II на основании их структуры.

Класс Fanaroff-Riley I

У объектов этого класса области с низкой яркостью находятся дальше, чем области с повышенной яркостью. Источники становятся слабее в направлении внешних пределов протяженных компонентов. Спектры здесь самые крутые, что показывает, что излучающие частицы сильно постарели. Джеты обнаружены у 80% радиогалактик типа FR I. Джет может начинаться около ядра как односторонний, но через несколько килопарсек он становится двусторонним и непрерывным с углом раскрытия >8o, который изменяется вдоль джета.

[FRI: 3C31] Рис.7. Изображение радиогалактики 3C 31, относящейся к классу FR I. Рисунок взят по адресу http://www.cv.nrao.edu/~abridle/images.htm

Источники типа FR I отождествляются с яркими большими галактиками (D или cD), которые имеют более плоские профили в распределении яркости, чем средняя эллиптическая галактика. Эти объекты часто располагаются в богатых скоплениях с рентгеновским газом. Так как галактика движется через скопление, газ может сноситься назад и изменять радиоструктуру лобовым давлением, что объясняет, почему источники с узкоугольным или широкоугольным хвостом могут быть найдены среди объектов этого класса.

Класс Fanaroff-Riley II

Этот класс охватывает радиоисточники с горячими пятнами в их протяженных структурах на таких расстояниях от центра, для которых с RFR>0.5. Эти источники называются источниками с затемненными краями, что лишь частично подходит для этой терминологии, когда угловое разрешение и динамический диапазон, используемые при наблюдениях классических источников, были не всегда достаточно хорошие, чтобы выделить горячие пятна как различимые структуры. Ядра и джеты у объектов этого класса также ярче, чем у объектов типа FR I по абсолютной шкале. В настоящий момент джеты определяются только у <10% радиогалактик, но почти у всех квазаров. Джеты имеют маленький угол раскрытия (<4o) и внутренние структуры типа узлов с преобладанием перпендикулярных компонентов.

[FRII: 3C219] Рис.8. Изображение радиогалактики 3C 219, относящейся к классу FR II. Рисунок взят по адресу http://www.cv.nrao.edu/~abridle/images.htm

Источники типа FR II в основном отождествляются с гигантскими эллиптическими галактиками. Средняя абсолютная величина <MR>=-19.9 (H0=100км сек-1Мпк-1) близка к значению M* в функции светимости галактик Шехтера, на которой плотность галактик показывает экспоненциальный поворот. Благодаря большим различиям в природе родительских галактик и окружения источников типа FR I и FR II, вполне возможно, что они являются существенно различными типами объектов, не связанными друг с другом одной эволюционной последовательностью.

Бивариационная классификация

Классификация радиогалактик Фонарева и Райли зависит от радиосветимости: большинство галактик ярче, чем 2x1025h100-2 W Hz-1str-1 на 178 МГц являются источниками типа FR II, в то время как источники с меньшей светимостью принадлежат классу FR I. Как считают Кембави и Нарликар (1998), разделение между двумя классами становится острее, если рассматривать распределение этих объектов в зависимости как от радиосветимости, так и от оптической абсолютной звездной величины (рис.9). Как видно из рисунка, оба типа галактик распределены в широком диапазоне значений оптической светимости. Более яркие радиогалактики имеют тенденцию попадать в область FR II галактик, хотя разделение между множествами по оси радиосветимости не строгое. Тем не менее, кажется достаточно ясным диагональное разделение типов, которое показывает, что радиосветимость на границе между классами растет вместе с оптической светимостью. Если двумерное распределение точек спроектировать на ось радиосветимостей, оба типа галактик остаются разделенными, хотя и с небольшим перекрытием на границе.

[FRI: 3C219] Рис.9. Бивариационная классификация радиогалактик, предложенная Оуэном и Ледлоу (1994). По осям отложены абсолютная звездная величина в фильтре R (в системе величин M24.5) и радиосветимость на частоте 1400 МГц.

С другой точки зрения, вполне возможно, что FR I и FR II принадлежат к одному типу объектов, на что указывает, например, пересечение распределений, т.е. существование области, в которой можно найти и те и другие объекты. Кроме того, тот факт, что граница имеет наклон, может говорить о том, что разные классы "знают", по словам А.Копылова (САО РАН), о существовании друг друга. И этот факт указывает на то, что классы связаны, т.е. в действительности могут принадлежать одной эволюционной последовательности.

Физические различия

Джеты радиогалактик класса FR II в основном гладкие, часто односторонние и заканчиваются горячими пятнами в хорошо выделенных протяженных компонентах. В то же время джеты в FR I галактиках двусторонние, и радиоструктуры часто искажены и перьеобразны. Гладкая структура джетов в FR II объектах может сохраняться за счет сверхзвуковых потоков, в то время как у галактик типа FR I джеты могут быть субзвуковыми, что делает их восприимчивыми к искажениям при взаимодействии с обтекающей средой. Есть две возможных причины такого различия скоростей вещества в джетах: (1) джеты во всех радиогалактиках и квазарах возникают в схожих "центральных машинах", выбрасываются со сверхзвуковыми скоростями и затем замедляются до субзвуковых скоростей, когда присутствует достаточное взаимодействие со средой; (2) "машины" у объектов FR I и FR II различны по природе, и поэтому производят субзвуковые и сверхзвуковые джеты соответственно. Модели, основанные на этих предположениях, были предложены, но их разработка находится еще только на уровне намеков, т.к. пока не хватает наблюдательных данных. Модель первого типа была предложена де Янгом (1999), который использовал бивариационную классификацию по более ранним данным как основную. Он заметил, что для данной радиосветимости существует предел по оптической светимости, который разделяет два типа источников. Источники слабее, чем этот предел, являются FR II, в то время как более яркие - FR I. Так как переход между ними происходит на фиксированной радиосветимости, де Янг заключает, что нет большого изменения в "машине", которая вырабатывает радиоизлучение, и различие между двумя типами должно вызываться эффектом окружения. Де Янг предполагает, что джеты в FR I галактиках замедляются на коротких расстояниях вне области их возникновения. Таким образом, на короткой дистанции до момента замедления джеты взаимодействуют с веществом очень слабо и имеют очень низкую светимость, что объясняет брешь, часто обнаруживаемую между ядрами и началом джетов в FR I источниках. После замедления джеты должны проходить большие расстояния относительно беспрепятственно, иначе поток может полностью исчезнуть. Замедление может происходить путем передачи момента от джета к плотному окружающему газу, если число Рейнолдса очень большое, что является вероятным для случая значительных размерностей и скоростей джетов. Плотность окружающей среды может создаваться притоком газа в центральную область вследствие потери звездных масс, течений при взаимодействиях, охлаждающих потоков и т.п. Возможно, что активное звездообразование может происходить из-за повышенной плотности вещества в центральной области, а также из-за воздействий джета в ней. Это явление может стать причиной того, что галактики типа FR I будут более голубыми, чем FR II. Чтобы проверить это предсказание, требуются изображения с хорошим отношением сигнал/шум в двух или более цветах для достаточного числа радиогалактик. Вторая возможность состоит в том, что различие между галактиками типа FR I и FR II обусловлено качественными различиями в свойствах центральной машины, которые были рассмотрены Баумом, Зирбелем и О'Ди (1995). Они обосновывают свое предположение на основании детального исследования корреляций между радиосветимостью, светимостью в эмиссионных линиях и звездной величины большой родительской галактики для большой выборки галактик обоих типов. Эта выборка перекрывает 10 порядков по значениям светимости и содержит достаточное число галактик двух типов, пересекающихся по мощности. Принципиальные различия, найденные Баумом и др. между обоими типами, следующие:
  1. В родительской галактике с одной и той же абсолютной звездной величиной или радиосветимостью объекты типа FR II имеют более яркие эмиссионные линии, чем галактики FR I. Галактики FR II на порядки ярче в эмиссионных линиях, чем радиоспокойные галактики той же оптической величины, в то время как FR I и радиоспокойные галактики одной зв. величины имеют сравнимое излучение в линиях.
  2. Излучение в линиях галактик типа FR I коррелирует с их абсолютной звездной величиной. Такая корреляция не наблюдается для галактик типа FR II.
  3. Галактики FR II излучают в линиях в значительной степени больше, чем галактики типа FR I той же радиосветимости, как полной, так и излучаемой ядром.
  4. Светимость в эмиссионных линиях обоих типов галактик коррелирует с полной и излучаемой ядром радиосветимостью, но регрессионная зависимость для каждого типа имеет различный наклон и пределы.
  5. Есть сильная корреляция между ядром и полной радиосветимостью для обоих типов галактик. Есть продолжение распределения двух типов галактик в плоскости log(LrcLr,ext)log(LR), где Lrc и Lr,ext - радиосветимость на частоте 408 МГц ядра и протяженной области соответственно, а LR=Lrc+Lr,ext. Регрессионные линии, аппроксимируемые независимо на этой плоскости, значительно не различаются.
Наблюдаемое распределение отношения линий [O III]/Hbeta в FR I галактиках похоже на распределение линий в радиоспокойных эллиптических галактиках. Баум и др. предполагают, что эмиссионные линии, которые отличаются от линий с высокой ионизацией, появляющихся из-за ионизирующего излучения ядра в сейфертовских и других активных галактиках, принадлежат к типу с ни