세이퍼트 은하
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1. 개요
세이퍼트 은하는 1943년 칼 키넌 세이퍼트에 의해 처음으로 발견된, 매우 밝은 핵을 가진 활동 은하의 한 유형이다. 이들은 활동은하핵(AGN)을 가지며, 108에서 1011 태양 광도 사이의 밝기를 보이며, 수소, 헬륨, 질소, 산소 등의 밝은 스펙트럼선을 나타내는 특징이 있다. 세이퍼트 은하는 스펙트럼의 방출선 특징에 따라 I형과 II형으로 분류되며, I형은 넓은 선과 좁은 선을 모두 보이고, II형은 좁은 선만 보인다. 또한, 1.5형, 1.8형, 1.9형과 같은 중간형도 존재한다. 세이퍼트 은하는 우리 은하 근처에도 수십 개가 존재하며, 마르카리안 목록에 수록된 은하의 상당 부분을 차지한다.
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- 1943년 과학 - 1943년 8월 1일 일식
1943년 8월 1일 일식은 사로스 주기 125의 일부로, 일식 크기는 0.94090, 일식 가림은 0.88530, 감마 값은 −0.80410이며, 일식 시즌의 일부로 금환 일식과 부분 월식으로 구성된다. - 1943년 과학 - 1943년 2월 4일 일식
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사냥개자리에 위치한 나선 은하 소용돌이 은하는 뚜렷한 나선 팔 구조와 동반 은하와의 상호작용, 초신성 관측, 그리고 은하 외부 행성 후보 발견으로 주목받고 있으며, M51 은하군을 이루고 있다. - 세이퍼트 은하 - NGC 4151
NGC 4151은 중심부의 거대한 블랙홀과 주변 가스의 상호작용으로 엑스선을 방출하는 은하이며, 엑스선 방출은 주변 가스의 성질 변화와 별 형성 활동에 영향을 미친다.
| 세이퍼트 은하 |
|---|
2. 발견
세이퍼트 은하는 1908년 에드워드 A. 패드와 베스토 슬라이퍼가 릭 천문대에서 "나선 성운"으로 여겨지던 천체의 스펙트럼을 관측하면서 처음 발견되었다. NGC 1068은 6개의 밝은 방출선을 보였는데, 이는 대부분의 천체가 별에 해당하는 흡수 스펙트럼을 보이는 것과는 다른 특이한 현상이었다.[40]
1926년, 에드윈 허블은 NGC 1068과 다른 두 "성운"의 방출선을 관찰하고 외부 은하 천체로 분류했다.[33] 1943년, 칼 키넌 세이퍼트는 NGC 1068과 유사한 은하들을 발견하고, 이들이 넓은 방출선을 가진 매우 밝은 별과 같은 핵을 가지고 있다고 보고했다.[54] 1944년 백조자리 A가 160MHz에서 감지되었고,[53] 1948년에는 분리된 전파원임이 확인되었다.[18] 간섭계를 통해 이중 전파 구조가 밝혀졌다.[29] 이후 초신성 잔해와 같은 다른 전파원들이 발견되었다. 1950년대 말, 세이퍼트 은하 핵의 특징(매우 조밀하고(< 100 pc, "해상도 부족"), 높은 질량(≈), 짧은 핵 방출 최대 기간(> 108 년))이 발견되었다.[59]
1960년대와 1970년대, 세이퍼트 은하 특성 연구가 진행되었다. NGC 1068 방출선이 직경 천 광년 이상 영역에서 생성된다는 것이 밝혀지는 등 세이퍼트 핵 크기 측정이 이루어졌다.[62] 세이퍼트 적색편이의 우주론적 기원 논쟁이 있었으나,[63] 핵 밝기 변동으로 거리와 나이 추정은 제한적이었다.[63] 같은 시기, 세이퍼트 은하를 포함한 은하 조사, 식별, 목록화 연구가 진행되었다. 1967년 벤자민 마르카리안이 강한 자외선 방출 은하 목록을 발표했고, 1973년 일부 위치 측정이 개선되었다.[46] 당시 나선 은하의 1%가 세이퍼트 은하로 여겨졌다.[24] 1977년, 대부분 세이퍼트 은하는 나선 은하 또는 막대 나선 은하이며, 타원 은하는 극소수임이 밝혀졌다.[13] 분광 광도 측정 데이터 수집 노력이 이루어졌고, 스펙트럼이 동일하지 않아 방출 스펙트럼 특성에 따라 세분류되었다. 방출선 폭에 따른 I, II형 분류 후, 중간 특징 핵 발견으로 1.2, 1.5, 1.8, 1.9형으로 세분화되었다(분류 참조).[41][44] 초기 조사는 밝은 세이퍼트 은하에 편향되었으나, 최근 조사는 저광도, 가려진 핵을 포함하여 세이퍼트 현상이 은하의 16% ± 5%에서 발생하며 흔하다는 것을 보여준다. 우리 은하 근처(≈27 Mpc)에 수십 개의 세이퍼트 은하가 존재한다.[35] 세이퍼트 은하는 마르카리안 목록 은하의 상당 부분을 차지한다.[55]
3. 특징
활동 은하핵(AGN)은 은하 중심의 좁은 영역으로, 전자기 스펙트럼 일부에서 정상보다 높은 광도를 갖는 영역이다. 활동 은하핵을 가진 은하를 활동 은하라고 한다. 활동 은하핵은 우주에서 가장 밝은 전자기 복사원이며, 그 진화는 우주론적 모델에 제약을 가한다. 유형에 따라 광도는 몇 시간에서 몇 년에 걸쳐 변동한다. 활동 은하의 두 가지 주요 하위 분류는 퀘이사와 세이퍼트 은하인데, 이 둘의 주요 차이점은 방출하는 복사량이다. 전형적인 세이퍼트 은하에서 핵원은 가시광선 파장에서 은하를 구성하는 별 전체의 복사량과 비슷한 양을 방출하는 반면, 퀘이사에서는 핵원이 구성 별보다 최소 100배 더 밝다.[47][50] 세이퍼트 은하는 108에서 1011 태양 광도 사이의 매우 밝은 핵을 가지고 있다. 이 중 약 5%만이 전파가 강하며, 감마선 방출은 중간 정도이고, X선은 밝다.[36] 가시광선 및 적외선 스펙트럼은 수소, 헬륨, 질소, 산소의 매우 밝은 방출선을 보여준다. 이 방출선은 강한 도플러 넓어짐을 나타내며, 이는 에서 의 속도를 의미한다. 이는 중심 블랙홀을 둘러싼 강착 원반 근처에서 발생한다고 여겨진다.[45]
세이퍼트 은하의 스펙트럼에서 관측되는 방출선은 강착 원반 표면 자체에서 발생하거나, 이온화 원뿔 내 중심 엔진에 의해 조명된 가스 구름에서 발생할 수 있다. 은하 중심의 낮은 해상도로 인해 방출 영역의 정확한 기하학적 구조를 결정하기는 어렵다. 그러나 강착 원반의 각 부분은 시선 방향에 대해 서로 다른 속도를 가지며, 가스가 블랙홀 주위를 빠르게 회전할수록 방출선은 더 넓어진다. 마찬가지로, 조명된 원반 바람 또한 위치에 따라 달라지는 속도를 갖는다.[25]
폭이 좁은 선은 속도가 느린 활동 은하핵의 바깥쪽 부분에서 생성되는 것으로 여겨지는 반면, 넓은 선은 블랙홀에 더 가까운 곳에서 생성된다. 이는 좁은 선이 감지할 수 있을 정도로 변하지 않는다는 사실로 확인되는데, 이는 방출 영역이 크다는 것을 의미하며, 비교적 짧은 시간 척도로 변할 수 있는 넓은 선과는 대조적이다. 반향 매핑은 이러한 가변성을 사용하여 방출 영역의 위치와 형태를 결정하려는 기술이다. 이 기술은 연속체의 변화에 대한 반응으로 방출된 선의 변화를 관찰하여 넓은 선 방출 영역의 구조와 운동학을 측정한다. 반향 매핑을 사용하려면 연속체가 단일 중심원에서 발생한다는 가정이 필요하다.[48] 35개의 활동 은하핵에 대해, 반향 매핑이 중심 블랙홀의 질량과 넓은 선 영역의 크기를 계산하는 데 사용되었다.[49]
몇몇 전파 강도가 높은 세이퍼트 은하에서 관측된 전파 방출은 제트에서 나오는 싱크로트론 방출을 나타내는 것으로 여겨진다. 적외선 방출은 핵 근처의 먼지에 의해 다른 대역의 복사가 재처리되기 때문이다. 가장 높은 에너지의 광자는 블랙홀 근처의 고온 코로나에 의한 역컴프턴 산란으로 생성되는 것으로 여겨진다.[28]
3. 1. 에딩턴 광도
중심 블랙홀의 최소 질량은 에딩턴 광도를 이용하여 계산할 수 있다.[99] 에딩턴 광도는 빛이 복사압을 가하기 때문에 생기는 한계이다. 블랙홀이 밝은 가스로 구성된 원반에 의해 둘러싸여 있다고 가정할 때,[131] 원반에서 전자-이온 쌍에 작용하는 중력과 복사압에 의해 가해지는 반발력은 모두 역제곱 법칙을 따른다. 만약 블랙홀에 의해 가해지는 중력이 복사압에 의한 반발력보다 작다면, 원반은 복사압에 의해 우주 공간으로 날아가게 된다.[84]
4. 분류
세이퍼트 은하는 방출선의 특징에 따라 여러 유형으로 분류된다. 가장 기본적인 분류는 I형과 II형이다. I형 세이퍼트 은하는 넓은 허용선과 좁은 금지선을 모두 보여주는 반면, II형 세이퍼트 은하는 좁은 선만 보인다.[87]
이후 스펙트럼의 세부적인 차이에 따라 1.2, 1.5, 1.8, 1.9형 등 중간형 세이퍼트 은하가 추가되었다.[109][111] 예를 들어 1.9형은 Hα 선에서만 넓은 선 성분을 보이고, 1.8형에서는 Hα에 비해 매우 약하지만 Hβ 선에서도 넓은 선이 감지될 수 있다. 1.5형에서는 Hα와 Hβ 선의 세기가 비슷하다.[89] [21]
I형과 II형 세이퍼트 은하의 차이는 관측 각도에 따라 달라진다는 통합 모델이 제시되었다. 즉, 핵 주변의 먼지 토러스가 시야를 가리는 정도에 따라 I형과 II형으로 다르게 보인다는 것이다.[119][123]
이 외에도 저이온화 핵방출선 영역(LINER)이나 좁은 선 세이퍼트 I형 은하(NLSy1)와 같은 유사 세이퍼트 은하도 존재한다. LINER는 약하게 이온화된 원자의 방출선이 강하고, 강하게 이온화된 원자의 방출선은 약한 특징을 보인다. NLSy1은 일반적인 I형 세이퍼트 은하보다 훨씬 좁은 선, 가파른 경X선 및 연X선 스펙트럼, 강한 Fe[II] 방출을 보인다.[17]
4. 1. I형 세이퍼트 은하
I형 세이퍼트 은하는 가시광선뿐만 아니라 자외선 및 X-선에서도 매우 밝은 광원이다.[14] 이들의 스펙트럼은 두 가지 유형의 방출선을 보인다. 하나는 수백 km/s 폭의 좁은 선이고, 다른 하나는 최대 104 km/s 폭에 이르는 넓은 선이다.[14] 넓은 선은 은하의 동력원으로 추정되는 초대질량 블랙홀의 강착원반 위에서 발생하며, 좁은 선은 강착원반의 넓은 선 영역 너머에서 발생한다. 두 방출선 모두 고도로 이온화된 기체에 의해 발생한다. 넓은 선 방출은 직경 0.1~1 파섹 영역에서 일어난다. 넓은 선 방출영역(RBLR)은 연속복사 방출원에서 선방출 가스까지 빛이 이동하는 데 걸리는 시간 지연을 통해 그 크기를 측정할 수 있다.[36]I형 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 H I, He I, He II와 같은 허용선과 O III와 같은 좁은 금지선을 모두 포함하는 넓은 선을 보여준다. 이들은 일부 좁은 허용선도 보여주지만, 그 좁은 선들조차도 보통 은하에서 관측되는 선보다 훨씬 넓다.
4. 2. II형 세이퍼트 은하
II형 세이퍼트 은하는 허용선과 금지선 모두 좁은 선으로 나타나는 특징을 가진다. NGC 3081과[75] NGC 1068이 대표적인 II형 세이퍼트 은하이다.[83] 이들은 밝은 핵을 가지고 있으며, 적외선 파장에서 특히 밝게 관측된다.[107]
II형 세이퍼트 은하의 스펙트럼은 금지 전이와 관련된 좁은 선과, 강한 쌍극자 또는 상호결합 전이와 관련된 넓은 허용선을 포함한다.[52] NGC 3147은 진정한 Type II 세이퍼트 은하의 가장 유력한 후보로 여겨진다.[7]
일부 II형 세이퍼트 은하에서는 분광편광법(편광된 빛 성분의 분광학)을 통해 관측하기 힘든 I형 영역이 발견되기도 한다. 예를 들어, NGC 1068의 경우, 먼지 구름에 의해 반사된 핵광이 측정되었는데, 이는 과학자들이 밝은 연속복사체와 넓은 방출선 핵 주변에 가려진 먼지 토러스의 존재를 추정하게 만들었다. 은하를 측면에서 볼 때, 핵은 토러스 상하의 가스와 먼지에 의한 반사를 통해 간접적으로 관측되며, 이러한 반사는 편광을 유발한다.[15]
세이퍼트 은하의 통합 모형에 따르면, II형 세이퍼트 은하는 관측 각도 때문에 넓은 선 방출 영역이 가려져 좁은 선만 보이는 I형 세이퍼트 은하일 수 있다는 가설이 제기되기도 한다.[52][56]
4. 3. 중간형 세이퍼트 은하
- -|]]|섬네일|오른쪽|1.5형 세이퍼트 은하 NGC 1275.]]
도널드 오스터브록은 1981년, 스펙트럼의 가시적 외형에 따라 세이퍼트 은하를 1.5형, 1.8형, 1.9형으로 분류하는 표기법을 도입했다.[89] [42] 이 하위분류에서 숫자가 클수록 좁은 선에 비해 넓은 선 성분이 약하게 나타난다. 예를 들어, 1.9형은 Hα 선에서만 넓은 선 성분을 보이고, 고차 발머 선에서는 보이지 않는다. 1.8형에서는 Hα에 비해 매우 약하지만 Hβ 선에서도 넓은 선이 감지될 수 있다. 1.5형에서는 Hα와 Hβ 선의 세기가 비슷하다.[89] [21]
세이퍼트 은하는 넓은 선과 좁은 선의 상대적인 세기에 따라 1.2, 1.5, 1.8, 1.9형 등으로 세분화된다.[109][111]
4. 4. 유사 세이퍼트 은하
저이온화 핵방출선 영역(LINER)은 약하게 이온화된 원자의 방출선이 강하고, 강하게 이온화된 원자의 방출선은 약한 특징을 보이는 은하이다. LINER는 저광도 세이퍼트 은하와 많은 특징을 공유하며, 가시광선에서 보았을 때 숙주은하의 전체적인 특징은 구별하기 어렵다. 또한, 이들은 모두 넓은 선 방출영역을 보여주지만, LINER의 선 방출영역은 세이퍼트 은하보다 밀도가 낮다.[32] 솜브레로 은하(M104)가 이러한 은하의 예시 중 하나이다.[30]좁은 선 세이퍼트 I형 은하(NLSy1)는 일반적인 I형 세이퍼트 은하보다 훨씬 좁은 선, 가파른 경 X-선 및 연 X-선 스펙트럼, 강한 Fe[II] 방출을 보이는 은하이다.[17] 이들의 특징은 NLSy1 은하가 중심 블랙홀의 질량이 상대적으로 작지만 성장 중임을 암시하는 큰 강착률을 지닌 어린 활동은하핵(AGN)임을 시사한다.[38] NLSy1 은하가 은하 진화의 초기 단계에 있다는 이론과, 이들과 초발광적외선은하 또는 세이퍼트 II형 은하 사이의 관계를 제시하는 이론도 있다.[34]
5. 진화
우리가 관측한 활동은하의 대부분은 매우 멀리 떨어져 있으며 큰 도플러 이동을 보인다. 이는 우주의 급팽창으로 인해 매우 빠른 속도로 멀어지기 때문으로, 활동은하가 우주 초기에 형성되었음을 시사한다. 퀘이사는 가장 먼 활동은하로, 일부는 120억 광년 거리에서 관측되기도 한다.[94] 빛은 유한한 속도를 가지고 있으므로, 우주에서 먼 거리를 보는 것은 시간을 거슬러 올라가는 것과 같다. 따라서 먼 거리에서의 활동은하핵의 관측과 가까운 우주에서의 이들의 결핍은 우주 초기에 이들이 더 흔했다는 것을 시사하는데,[127] 이는 활동은하핵이 은하 진화의 초기 단계일 수 있음을 시사한다.
이는 큰 적색편이를 가진 AGN의 현대 대응 천체는 무엇일까?라는 질문으로 이어진다. NLSy1은 큰 적색편이를 가진 퀘이사의 작은 적색편이 대응 천체일 수 있다고 제안되었다. 이 둘은 많은 유사한 특징, 예를 들어 높은 금속 함량 또는 유사한 방출선 패턴(강한 Fe [II], 약한 O [III])을 가지고 있다.[105]
일부 관측은 핵에서 나오는 AGN 방출이 구면 대칭이 아니고 핵이 종종 축 대칭을 보이며 원뿔형 영역에서 방사선이 탈출한다는 것을 시사한다. 이러한 관측을 바탕으로, 서로 다른 AGN의 유형을 관측 시선에 대한 서로 다른 방향 때문으로 설명하는 모델이 고안되었다. 이러한 모델을 통일 모델이라고 한다. 통일 모델은 I형과 II형 은하의 차이를, II형 은하가 넓은 선 영역을 볼 수 없도록 망원경을 막는 가리는 토러스에 의해 둘러싸여 있기 때문이라고 설명한다. 퀘이사와 블레이자는 이 모델에 쉽게 들어맞을 수 있다.[95] 이러한 통일 계획의 주요 문제는 일부 AGN은 전파가 강하고 다른 AGN은 전파가 조용한 이유를 설명하려는 것이다. 이러한 차이는 중심 블랙홀의 스핀 차이 때문일 수 있다는 제안이 있었다.[82]
6. 예
| 이름 | 설명 |
|---|---|
| 컴퍼스자리 은하 (ESO 97-G13) | 중심에 방출된 가스 고리를 가지고 있다. |
| 센타우루스자리 A (NGC 5128) | 지구에서 보았을 때 가장 밝게 보이는 세이퍼트 은하 중 하나이며, 거대 타원 은하이자 1Mly 크기의 긴 상대론적 제트로 유명한 전파 은하이기도 하다. |
| 백조자리 A (3C 405) | 최초로 발견된 전파 은하이며 1GHz 주파수에서 보았을 때 하늘에서 가장 밝은 전파원이다. |
| 메시에 51a (NGC 5194, 소용돌이 은하) | 하늘에서 가장 유명한 은하 중 하나이다.[76] |
| 메시에 66 (NGC 3627) | 사자자리 삼중은하의 일부이다. |
| 메시에 77 (NGC 1068, 고래자리 A) | 최초로 세이퍼트 은하로 분류된 은하 중 하나이다.[132] |
| 메시에 81 (NGC 3031) | 아마추어 천문학에서 가장 대중적인 관측 대상이고 센타우루스자리 A 다음으로 가장 밝은 세이퍼트 은하이다. |
| 메시에 87 (NGC 4486) | 처녀자리 은하단의 중심 은하로 국부 초은하단에서 가장 큰 은하이며, 이 초거대 타원 은하는 4400ly 크기의 긴 상대론적 제트를 가지고 있는 것으로 유명한 전파 은하이기도 하다. |
| 메시에 88 (NGC 4501) | 거대한 처녀자리 은하단의 일원이며 하늘에서 가장 밝은 세이퍼트 은하 중 하나이다. |
| 메시에 106 (NGC 4258) | 가장 유명한 세이퍼트 은하 중 하나로,[77][78] 오르토형 물분자(ortho-H2O)의 22GHz 선에서 관측할 때 은하핵에서 보이는 수증기 메가메이저를 가지고 있다.[79] |
| NGC 262 | 거대한 H I 가스 헤일로를 가진 은하의 예이다.[133] |
| NGC 1097 | 은하핵에서 방출된 네 개의 좁은 광학 제트를 가지고 있다. |
| NGC 1275 | 관측된 어떤 것보다도 가장 낮은 내림나음을 만드는 중심 블랙홀로 유명하다.[134] |
| NGC 1365 | 거의 빛의 속도로 회전하는 중심 블랙홀로 유명하다.[80] |
| NGC 1566 | 최초로 세이퍼트 은하로 분류된 은하 중 하나이다.[132] |
| NGC 1672 | 강렬한 폭발적 항성생성 영역에 둘러싸인 은하핵을 가지고 있다. |
| NGC 1808 | 폭발적 항성생성 은하이기도 하다. |
| NGC 3079 | 중심에서 방출되어 뜨거운 가스로 구성된 거대한 거품을 가지고 있다. |
| NGC 3185 | 힉슨 밀집 은하군 44의 일원이다. |
| NGC 3259 | 강력한 X-선 방출원이기도 하다. |
| NGC 3783 | 강력한 X-선 방출원이기도 하다. |
| NGC 3982 | 폭발적 항성생성 은하이기도 하다. |
| NGC 4151 | 중심에 두 개의 초대질량 블랙홀을 가지고 있다. |
| NGC 4395 | 중심에 중간질량 블랙홀을 가지고 있는 저표면밝기은하의 예이다. |
| NGC 4725 | 지구에서 가장 가깝고 밝은 세이퍼트 은하 중 하나로, 적외선에서 중심을 보았을 때 매우 긴 나선을 그리는 가스 구름을 가지고 있다. |
| NGC 4945 | 센타우루스자리 A와 상대적으로 가까운 은하이다. |
| NGC 5033 | 운동중심에서 떨어져 있는 세이퍼트 은하핵을 가지고 있다. |
| NGC 5548 | 렌즈형 세이퍼트 은하의 예이다. |
| NGC 6240 | 초발광적외선은하(ULIRG)로 분류되기도 한다. |
| NGC 6251 | 3CRR 목록에서 X-선에서 가장 밝은 저들뜸 전파 은하이다.[135] |
| NGC 7479 | 가시적 나선팔의 반대 방향이 열려있는 나선팔을 가진 나선 은하이다. |
| NGC 7742 (계란 프라이 은하) | 2형 세이퍼트 은하이다. |
| IC 2560 | NGC 1097과 유사한 은하핵을 가진 나선 은하이다. |
참조
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The gravitational force Fgrav of the black hole can be calculated using: where G is the gravitational constant, m p is the proton mass and MBH, r are the mass and radius of the black hole respectively. We derive the outward radiative force Frad as we do for stars assuming spherical symmetry: where p is momentum, t is time, c is the speed of light, E is energy, σ t is the Thomson cross-section and L is luminosity. The luminosity of the black hole must be less than the Eddington luminosity LEdd, i.e., which is given when: where Solar mass is the mass of the Sun and L☉ is the solar luminosity. Therefore, given the observed luminosity (which would be less than the Eddington luminosity), an approximate lower limit for the mass of the central black hole at the center of an active galaxy can be estimated. This derivation is a widely used approximation; but when the actual geometry of accretion discs is taken into account, it is found that the results can differ considerably from the classical value.
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M106: A Spiral Galaxy with a Strange Core
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블랙홀의 중력 ''Fgrav''는 아래의 식 통해 계산할 수 있다. 여기서 ''G''는 [[중력상수]], ''mp''는 [[양성자]]의 질량, ''MBH'', ''r''은 각각 블랙홀의 질량과 반지름이다.우리가 별을 구형 대칭으로 가정함으로써 밖으로 작용하는 복사력 ''Frad''을 유도할 수 있다.여기서 ''p''는 운동량, ''t''는 시간, ''c''는 [[빛의 속도]], ''E''는 에너지, ''σt''는 톰슨 단면적, ''L''은 광도이다.블랙홀의 광도는 반드시 에딩턴 광도 ''LEddington''보다 작아야 한다. 그러면 아래와 같이 주어진다.여기서 ''Msolar''는 [[태양]]의 질량, ''Lsolar''는 태양의 광도이다.따라서, 관측을 통해 주어진 광도(에딩턴 광도보다 작음)를 통해 활동은하의 중심에 있는 블랙홀의 질량에 대한 대략적인 최솟값을 측정할 수 있다. 이 유도는 근사적으로 폭넓게 이용된다. 그러나 강착원반의 실제 기하구조를 계산에 포함할 때, 그 결과가 고전의 값과는 상당히 다를 수 있다.
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저들뜸 전파은하 NGC 6251에서의 원반-제트 관련성에 관한 ''스자쿠''의 관측
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