Коротко — по наблюдательным признакам и небольшим численным критериям.
1) Оптические эмиссионные линии (BPT-диагностика)
- Соотношения: $[OIII]\lambda 5007/H\beta$ против $[NII]\lambda 6584/H\alpha$, $[SII]/H\alpha$, $[OI]/H\alpha$.
- Разделительные кривые: Кауффманн (звёздообразование vs композит) и Кевли — примеры:
$$\log \frac{[OIII]}{H\beta }=\frac{0.61}{\log \frac{[NII]}{H\alpha }-0.05}+1.3,$$ $$\log \frac{[OIII]}{H\beta }=\frac{0.61}{\log \frac{[NII]}{H\alpha }-0.47}+\mathrm{1.19.}$$ - Высокие значения $\log ([OIII]/H\beta )$ и $\log ([NII]/H\alpha )$ указывают на жёсткую ионизацию AGN; HII‑регии дают низкие значения.
2) Широкие линии и профили
- Наличие широких бальмеровских линий (ширина $\mathrm{FWHM}\gtrsim 10^3$ км/s) — прямой признак активного ядра (широкая линия от БЛР).
- Узкие линии с большими скоростными дисперсиями ($\mathrm{FWHM}\sim \mathrm{несколько}\times 10^2$ км/s) и сдвигами/двойными компонентами могут указывать на NLR/аутфлоу AGN, тогда как звёздообразование обычно даёт более узкие симметричные линии.
3) Рентгеновские признаки
- Жёсткое (hard) X‑излучение с power‑law спектром и быстрые вариации (дни–месяцы) — AGN.
- Высокая X‑люминесценция: если $L_{2-10\mathrm{keV}}\gg 10^{41\text{–}42}$ эрг/с, скорее AGN (для сравнения, вклад от SFR примерно пропорционален SFR: $L_X\sim \mathrm{few}\times 10^{39}(SFR/M_{\odot }y{r}^{-1})$ эрг/с).
- Наличие железного Kα‑линейки при $6.4$ keV и сильной поглощённости (Compton‑thick) — типично для AGN.
4) Инфракрасные и средне‑ИЧ признаки
- Спектр горячего пыльного компонента (силовой закон/плато в ближнем ИЧ) и ослабленные PAH‑фичи — AGN. Звёздообразование даёт сильные PAH‑эмиссии.
- Высокоэнергетические узкие линии, напр. $[NeV]$ (14.3, 24.3 μm) — практически однозначно AGN.
- Цвета WISE: например $W1-W2\gtrsim 0.8$ (Vega) часто выделяют AGN.
5) Радио
- Компактный, плоско‑спектральный, высокотемпературный ($T_b$) источник, обнаруживаемый VLBI — AGN (ядерный джет/кор).
- Расширенная синхротрон/термическая эмиссия, связанная с SNe и HII — типично для звёздообразования; спектр обычно круче.
6) Вариабельность и поляризация
- Быстрая вариабельность (дни–годы) в оптике/Х‑лучах/ИЧ — AGN.
- Наблюдение широких линий в поляризованном свете у типа 2 — скрытое (обсёрнутное) AGN.
7) Пространственное распределение и IFU‑спектроскопия
- AGN: ионизационные конусы, NLR на масштабах сотен—тысяч пк, резкие границы и высокие индексы ионизации.
- Звёздообразование: рассеянная, связанная с HII‑регионaми и локальными SFR‑пиками; сильные спектральные признаки молодых звёзд (P‑Cygni, UV‑линии O/WR).
8) Коротко по критериям/порогам
- Широкие линии: $\mathrm{FWHM}\gtrsim 10^3$ км/с → AGN.
- $L_{2-10\mathrm{keV}}\gtrsim 10^{42}$ эрг/с → почти наверняка AGN.
- Наличие $[NeV]$ или корональных линий → AGN.
- Сильные PAH и низкие BPT‑отношения → звёздообразовательная активность.
Комбинируйте несколько методов (оптика BPT + X‑лучи + ИЧ/радио + вариабельность/IFU) — это даёт надёжное различие между аккрецией на SMBH и интенсивным звёздообразованием.