Протяжний регіон емісійних ліній () — гігантська міжзоряна хмара, іонізована випромінюванням активного ядра галактики або фотонами, що утворюються ударними хвилями, пов'язаними з радіоструменями. Протяжний регіон емісійних ліній може проявлятися як чітка хмара у відносно близьких галактиках і як вузькі лінії випромінювання у більш віддалених галактиках.

Властивості Протяжні регіони емісійних ліній вперше виявили в радіогалактиках. Зазвичай хмари, що випромінюють вузькі емісійні лінії, обмежені кількома кілопарсеками в межах активного ядра галактики, але деякі галактики мають вузькі емісійні лінії, які простягаються від кількох кілопарсеків до понад 100 кілопарсеків. Тому ці хмари називають протяжними регіонами емісійних ліній. Зазвичай вони мають високу частку двічі іонізованого кисню [O III]/Hβ, а також високу частку іонізованого гелію He II/Hβ (лінія кисню при 5007 Å, лінія гелію при 4686 Å). У деяких випадках ці протяжні регіони емісійних ліній містять іони з високим ступенем іонізації, такі як кальцій [CaV] та залізо [FeVII] [FeX]. Іншою помітною у спектрі високоіонізованою речовиною є неон [NeV] (головна лінія при 3426 Å). Цей високий рівень іонізації показує, що протяжні регіони емісійних ліній повинні бути іонізовані механізмом, пов'язаним з ядром галактики. Зони HII не демонструють такого високого рівня іонізації. Перші зображення протяжних регіонів емісійних ліній [O III] отримали навколо галактик, таких як 3C 79, 4C 37.43, NGC 3516 або NGC 4151.

У 2009 році виявили велику хмару, яка мала спектральні характеристики, подібні до протяжного регіону емісійних ліній, але не мала поблизу активного ядра галактики. З цього зробили висновок, що в сусідній галактиці IC 2497 у минулому було активне ядро, яке тепер перестало бути активним. Однак іонізуючому випромінюванню потрібен був час, щоб подолати тисячі світлових років до хмари, яка пізніше стала об'єктом Ганні. Це робить об'єкт Ганні першим протяжним регіоном емісійних ліній, пов'язаним зі згасаючим активним ядром галактики. Раніше протяжні регіони емісійних ліній спершу виявляли за допомогою спектроскопії, а потім використовували зображення з високою роздільною здатністю для їх подальшого визначення. Однак об'єкт Ганні виявили на широкосмугових зображеннях за допомогою Слоанівського цифрового огляду неба. Це спонукало волонтерів Galaxy Zoo до пошуку більшої кількості протяжних регіонів емісійних ліній у широкосмугових дослідженнях зображень. Учасники Galaxy Zoo називають протяжні регіони емісійних ліній «Voorwerpjes» — від нідерландської назви об'єкта Ганні, Hanny's Voorwerp. Також були виявлені протяжні регіони емісійних ліній, іонізовані активним ядром галактики-компаньйона. Цей тип іонізації називається перехресною іонізацією.

На широкосмугових зображеннях лінії випромінювання [O III] зазвичай лежать у g-смузі. Справжній колір протяжних регіоніви емісійних ліній визначається випромінюванням [O III], яке має блакитний колір. В астрономічній візуалізації частіше зустрічаються зображення з дещо хибними кольорами, які перетворюють смуги g, r та i на RGB-зображення. Іноді замість i-смуги використовують z-смугу. На таких зображеннях протяжні регіони емісійних ліній виглядають як сині об'єкти (g-смуга). Іноді лінія H-альфа зміщена в червоний бік настільки сильно, що лежить в i-смузі, що може зробити протяжні регіони емісійних ліній синьо-фіолетовими на таких зображеннях. Іноді [O III] зміщена в червоний колір настільки, що ця лінія перекривається з r-смугою або i-смугою, що робить їх зеленими або червоними на оглядових зображеннях Hyper Suprime-Cam. На червоних зсувах приблизно на 0,1 < z < 0,38 лінія [O III] на 5006,843 Å зміщена в червоний бік до r-смуги, а при 0,38 < z < 0,68 вона зміщена в i-діапазонПораховано за формулою z=(λobserve-λemit)/λemit і перетворенням фільтрів системи SDSS з Рисунку 2 зі статті . Телескоп Джеймса Вебба виявив розділений протяжний регіон емісійних ліній з високим червоним зміщенням 4,54 у протоскупченні галактик.

Іншим спорідненим типом хмар є протяжний регіон вузьких ліній (). Протяжні регіони емісійних ліній зазвичай мають динамічно хаотичні структури та високі швидкості, і, ймовірно, є результатом злиттів. З іншого боку, протяжні регіони вузьких ліній повторюють структуру диска галактики та мають низьку швидкість.

Існує зв'язок між протяжними регіонами емісійних ліній та подіями припливного руйнування, а також квазіперіодичними рентгенівськими викидами (). Цей зв'язок пояснюється тим, що події припливного руйнування та квазіперіодичні рентгенівські викиди пов'язані з середовищем, багатим на газ. Можливо, що повторні події припливного руйнування можуть живити протяжні регіони емісійних ліній. З іншого боку, згасання активного ядра галактики може призвести до збільшення частоти подій припливного руйнування.

Список розрізнених протяжних регіонів емісійних ліній Це список протяжних регіонів емісійних ліній з розділеними зображеннями в [O III] або в інших емісійних лініях. +Галактика-господарЗображенняВідстань до ядра (кпк)Рік/Посилання30-501990Центавр A внутрішнє і зовнішнє волокна7 & 161991IC 50632219914519913C 35215.61992NGC 41511.161993NGC 3516419953C 27314.4199640-651997NGC 56431.81997PKS 2356–61251998NGC 525672000NGC 43883520024C 37.4320200252003PKS 1932–4610020072008IC 24974020093C 48200920092009Ton 6162009Ton 2022009PKS 2251+112009Mrk 78162012SDSS J095559.88+395446.9102012SDSS J100507.88+283038.5132012IC 2637112012NGC 3758172012UGC 7342382012NGC 5252212012Mrk 273192012Mrk 463162012Teacup galaxy182012SDSS J151004.01+074037.1102012CGCG 077—117 (SDSS J152412.58+083241.2)192012NGC 5972332012Mrk 1498212012Mrk 883372012UGC 11185112012SDSS J220141.64+115124.31620123C 30520123C 381382013NGC 725242013PGC 043234102016ShaSS 073212018J023106−034513302018J083823+015012292018J090254+001116102018J091113+032604102018J092203−004443132018J155143+434758112018J162913+441442152018J220347+020443122018J220440+00523282018J224027+004347920183C 1714.920193C 1824.820193C 3311.220193C 6338.020193C 318.1 (NGC 5920)11.720193C 32719.520193C 35317.220193C 38611.120193C 4038.320193C 42432.920193C 442 (NGC 7236)3.820193C 44518.520193C 458111.320193C 45976.02019SDSS J002944.89+001011.12019SDSS J005754.03+012013.82019SDSS J083902.96+470756.32019Z 180–92019NGC 33412019UGC 60812019SDSS J120149.74-015327.52019SDSS J121418.25+293146.72019Arp 239 (NGC 5278/NGC 5279)2019SDSS J135429.05+132757.22019Mrk 1172142021NGC 235262022NGC 55147520223C 98620223C 13531.620223C 18059.820223C 196.19.320223C 19832.620223C 22746.120223C 30017.220222MASS J08001609+29281722023Z 119–1220232MASX J13020015+274657920232MASS J08152577+372025820232MASX J09515536+03290062023UGC 59412024Markarian 9506.52024J1000+0234>8.62024GSN 0699.22024RXJ13012.82024eRO-QPE24.62024

Примітки