stringtranslate.com

Núcleo galáctico activo

Un núcleo galáctico activo ( AGN ) es una región compacta en el centro de una galaxia que emite una cantidad significativa de energía en todo el espectro electromagnético , con características que indican que la luminosidad no es producida por las estrellas . Este exceso de emisiones no estelares se ha observado en las bandas de ondas de radio , microondas , infrarrojo , óptico , ultravioleta , rayos X y rayos gamma . Una galaxia que alberga un AGN se llama galaxia activa . Se teoriza que la radiación no estelar de un AGN es el resultado de la acumulación de materia por un agujero negro supermasivo en el centro de su galaxia anfitriona.

Los núcleos galácticos activos son las fuentes persistentes de radiación electromagnética más luminosas del universo y, como tales, pueden utilizarse como medio para descubrir objetos distantes; su evolución en función del tiempo cósmico también impone limitaciones a los modelos del cosmos .

Las características observadas de un AGN dependen de varias propiedades, como la masa del agujero negro central, la tasa de acreción de gas en el agujero negro, la orientación del disco de acreción , el grado de oscurecimiento del núcleo por el polvo y la presencia o ausencia de chorros .

Se han definido numerosas subclases de AGN en función de sus características observadas; los AGN más potentes se clasifican como cuásares . Un blazar es un AGN con un chorro apuntando hacia la Tierra, en el que la radiación del chorro se ve reforzada por rayos relativistas .

Historia

Quasar 3C 273 observado por el Telescopio Espacial Hubble . El chorro relativista de 3C 273 aparece a la izquierda del brillante quásar, y las cuatro líneas rectas que apuntan hacia afuera desde la fuente central son picos de difracción causados ​​por la óptica del telescopio.

Durante la primera mitad del siglo XX, las observaciones fotográficas de galaxias cercanas detectaron algunas firmas características de la emisión de AGN, aunque todavía no había una comprensión física de la naturaleza del fenómeno AGN. Algunas de las primeras observaciones incluyeron la primera detección espectroscópica de líneas de emisión de los núcleos de NGC 1068 y Messier 81 por Edward Fath (publicada en 1909), [1] y el descubrimiento del chorro en Messier 87 por Heber Curtis (publicado en 1918). [2] Otros estudios espectroscópicos realizados por astrónomos como Vesto Slipher , Milton Humason y Nicholas Mayall observaron la presencia de líneas de emisión inusuales en algunos núcleos de galaxias. [3] [4] [5] [6] En 1943, Carl Seyfert publicó un artículo en el que describía observaciones de galaxias cercanas que tenían núcleos brillantes que eran fuentes de líneas de emisión inusualmente anchas. [7] Las galaxias observadas como parte de este estudio incluyeron NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 y NGC 7469 . Las galaxias activas como estas se conocen como galaxias Seyfert en honor al trabajo pionero de Seyfert.

El desarrollo de la radioastronomía fue un catalizador importante para comprender el AGN. Algunas de las primeras fuentes de radio detectadas son galaxias elípticas activas cercanas , como Messier 87 y Centaurus A. [8] Otra fuente de radio, Cygnus A , fue identificada por Walter Baade y Rudolph Minkowski como una galaxia distorsionada por las mareas con un espectro de líneas de emisión inusual , con una velocidad de recesión de 16.700 kilómetros por segundo. [9] El estudio de radio 3C condujo a mayores avances en el descubrimiento de nuevas fuentes de radio, así como a la identificación de las fuentes de luz visible asociadas con la emisión de radio. En imágenes fotográficas, algunos de estos objetos tenían una apariencia casi puntual o cuasi estelar, y fueron clasificados como fuentes de radio cuasi estelares (más tarde abreviadas como "cuásares").

El astrofísico armenio soviético Viktor Ambartsumian introdujo los núcleos galácticos activos a principios de la década de 1950. [10] En la Conferencia de Física de Solvay en 1958, Ambartsumian presentó un informe argumentando que "las explosiones en los núcleos galácticos provocan la expulsión de grandes cantidades de masa. Para que estas explosiones ocurran, los núcleos galácticos deben contener cuerpos de enorme masa y naturaleza desconocida. A partir de ese momento, los Núcleos Galácticos Activos (AGN) se convirtieron en un componente clave en las teorías de la evolución galáctica". [11] Su idea fue inicialmente aceptada con escepticismo. [12] [13]

Un avance importante fue la medición del corrimiento al rojo del cuásar 3C 273 por Maarten Schmidt , publicada en 1963. [14] Schmidt señaló que si este objeto era extragaláctico (fuera de la Vía Láctea , a una distancia cosmológica), entonces su gran corrimiento al rojo de 0,158 implicaba que se trataba de la región nuclear de una galaxia unas 100 veces más poderosa que otras radiogalaxias que habían sido identificadas. Poco después, se utilizaron espectros ópticos para medir los corrimientos al rojo de un número creciente de cuásares, incluido el 3C 48 , incluso más distante con un corrimiento al rojo de 0,37. [15]

La enorme luminosidad de estos quásares, así como sus inusuales propiedades espectrales, indicaban que su fuente de energía no podían ser estrellas ordinarias. La acumulación de gas en un agujero negro supermasivo fue sugerida como la fuente del poder de los quásares en artículos de Edwin Salpeter y Yakov Zeldovich en 1964. [16] En 1969 , Donald Lynden-Bell propuso que las galaxias cercanas contienen agujeros negros supermasivos en sus centros como reliquias. de quásares "muertos", y que la acumulación de agujeros negros era la fuente de energía para la emisión no estelar en las galaxias Seyfert cercanas. [17] En las décadas de 1960 y 1970, las primeras observaciones astronómicas de rayos X demostraron que las galaxias Seyfert y los cuásares son poderosas fuentes de emisión de rayos X, que se originan en las regiones internas de los discos de acreción de los agujeros negros.

Hoy en día, los AGN son un tema importante de investigación astrofísica, tanto observacional como teórica . La investigación de AGN abarca estudios de observación para encontrar AGN en amplios rangos de luminosidad y corrimiento al rojo, examen de la evolución cósmica y crecimiento de los agujeros negros, estudios de la física de la acreción de agujeros negros y la emisión de radiación electromagnética de AGN, examen de las propiedades de los chorros. y salidas de materia de AGN, y el impacto de la acreción de agujeros negros y la actividad de los cuásares en la evolución de las galaxias .

Modelos

UGC 6093 está clasificada como una galaxia activa, lo que significa que alberga un núcleo galáctico activo. [18]

Durante mucho tiempo se ha argumentado [19] que un AGN debe funcionar mediante la acumulación de masa en agujeros negros masivos (de 10,6 a 10,10 veces la masa solar ). Los AGN son compactos y persistentemente extremadamente luminosos. La acreción puede potencialmente dar una conversión muy eficiente de energía potencial y cinética en radiación, y un agujero negro masivo tiene una alta luminosidad de Eddington y, como resultado, puede proporcionar la alta luminosidad persistente observada. Actualmente se cree que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría, si no de todas, las galaxias masivas, ya que la masa del agujero negro se correlaciona bien con la dispersión de velocidades del bulbo galáctico (la relación M-sigma ) o con la luminosidad del bulbo. [20] Por lo tanto, se esperan características similares a las del AGN siempre que un suministro de material para la acreción entre dentro de la esfera de influencia del agujero negro central.

disco de acreción

En el modelo estándar de AGN, el material frío cercano a un agujero negro forma un disco de acreción . Los procesos disipativos en el disco de acreción transportan la materia hacia adentro y el momento angular hacia afuera, al tiempo que provocan que el disco de acreción se caliente. El espectro esperado de un disco de acreción alcanza su punto máximo en la banda de ondas óptica-ultravioleta; Además, se forma una corona de material caliente sobre el disco de acreción y puede dispersar fotones en forma inversa de Compton hasta energías de rayos X. La radiación del disco de acreción excita el material atómico frío cercano al agujero negro y este, a su vez, irradia en determinadas líneas de emisión . Una gran fracción de la radiación del AGN puede quedar oscurecida por el gas interestelar y el polvo cerca del disco de acreción, pero (en una situación de estado estacionario) será reirradiada en alguna otra banda de ondas, muy probablemente la infrarroja.

Chorros relativistas

Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de un chorro de 5.000 años luz de longitud expulsado de la galaxia activa M87 . La radiación azul del sincrotrón contrasta con la luz amarilla de las estrellas de la galaxia anfitriona.

Algunos discos de acreción producen chorros gemelos, altamente colimados y rápidos que emergen en direcciones opuestas desde cerca del disco. La dirección de la eyección del chorro está determinada por el eje del momento angular del disco de acreción o por el eje de giro del agujero negro. El mecanismo de producción de los chorros y, de hecho, su composición a escalas muy pequeñas no se comprenden actualmente debido a que la resolución de los instrumentos astronómicos es demasiado baja. Los chorros tienen sus efectos observacionales más obvios en la banda de ondas de radio, donde se puede utilizar la interferometría de línea de base muy larga para estudiar la radiación de sincrotrón que emiten a resoluciones de escalas inferiores a los parsecs . Sin embargo, irradian en todas las bandas de ondas desde la radio hasta el rango de rayos gamma a través del sincrotrón y el proceso de dispersión inversa de Compton , por lo que los chorros AGN son una segunda fuente potencial de cualquier radiación continua observada.

AGN radiativamente ineficiente

Existe una clase de soluciones "radiativamente ineficientes" a las ecuaciones que gobiernan la acreción. Existen varias teorías, pero la más conocida es la del flujo de acreción dominado por la advección (ADAF). [21] En este tipo de acreción, que es importante para tasas de acreción muy por debajo del límite de Eddington , la materia en acreción no forma un disco delgado y, en consecuencia, no irradia eficientemente la energía que adquirió a medida que se acercaba al agujero negro. . La acreción radiativamente ineficiente se ha utilizado para explicar la falta de radiación fuerte de tipo AGN procedente de agujeros negros masivos en los centros de galaxias elípticas en cúmulos, donde de otro modo podríamos esperar altas tasas de acreción y, en consecuencia, altas luminosidades. [22] Se esperaría que los AGN radiativamente ineficientes carezcan de muchas de las características de los AGN estándar con un disco de acreción.

aceleración de partículas

Los AGN son una fuente candidata de rayos cósmicos de alta y ultra alta energía (ver también Mecanismo centrífugo de aceleración ) .

Características observacionales

Entre las muchas características interesantes de los AGN: [23]

Tipos de galaxia activa

Es conveniente dividir los AGN en dos clases, convencionalmente llamadas radio silenciosas y radio ruidosas. Los objetos con volumen de radio tienen contribuciones de emisión tanto de los chorros como de los lóbulos que los chorros inflan. Estas contribuciones de emisión dominan la luminosidad del AGN en longitudes de onda de radio y posiblemente en algunas o todas las demás longitudes de onda. Los objetos radiosilenciosos son más simples ya que el chorro y cualquier emisión relacionada con el chorro pueden despreciarse en todas las longitudes de onda.

La terminología de AGN suele ser confusa, ya que las distinciones entre diferentes tipos de AGN a veces reflejan diferencias históricas en cómo se descubrieron o clasificaron inicialmente los objetos, en lugar de diferencias físicas reales.

AGN radiosilencioso

AGN a todo volumen

Véase el artículo principal Radiogalaxia para una discusión sobre el comportamiento a gran escala de los chorros. Aquí sólo se analizan los núcleos activos.

Unificación de especies AGN

Modelos AGN unificados

Los modelos unificados proponen que diferentes clases de observación de AGN son un único tipo de objeto físico observado en diferentes condiciones. Los modelos unificados actualmente favorecidos son "modelos unificados basados ​​en orientación", lo que significa que proponen que las diferencias aparentes entre diferentes tipos de objetos surgen simplemente debido a sus diferentes orientaciones hacia el observador. [32] [33] Sin embargo, se debaten (ver más abajo).

Unificación silenciosa

A bajas luminosidades, los objetos a unificar son las galaxias Seyfert. Los modelos de unificación proponen que en Seyfert 1 el observador tenga una visión directa del núcleo activo. En Seyfert 2, el núcleo se observa a través de una estructura oscurecedora que impide una visión directa del continuo óptico, la región de línea ancha o la emisión (suave) de rayos X. La idea clave de los modelos de acreción dependiente de la orientación es que los dos tipos de objetos pueden ser iguales si sólo se observan ciertos ángulos con respecto a la línea de visión. La imagen estándar es la de un toroide de material oscurecedor que rodea el disco de acreción. Debe ser lo suficientemente grande como para oscurecer la región de línea ancha, pero no lo suficientemente grande como para oscurecer la región de línea estrecha, que se ve en ambas clases de objetos. Los Seyfert 2 se ven a través del toroide. Fuera del toro hay material que puede dispersar parte de la emisión nuclear en nuestra línea de visión, permitiéndonos ver un continuo óptico y de rayos X y, en algunos casos, líneas de emisión amplias, que están fuertemente polarizadas, lo que demuestra que tienen se han dispersado y demuestran que algunos Seyfert 2 realmente contienen Seyfert 1 ocultos. Las observaciones infrarrojas de los núcleos de Seyfert 2 también respaldan esta imagen.

A luminosidades más altas, los cuásares reemplazan a los Seyfert 1, pero, como ya se mencionó, los correspondientes "cuásares 2" son difíciles de alcanzar en la actualidad. Si no tuvieran el componente de dispersión de los Seyfert 2, serían difíciles de detectar excepto a través de su línea luminosa estrecha y su emisión de rayos X duros.

Unificación radiofónica

Históricamente, el trabajo sobre la unificación de la radio-ruido se ha concentrado en los quásares de alta luminosidad y radio-ruido. Éstas pueden unificarse con radiogalaxias de líneas estrechas de una manera directamente análoga a la unificación de Seyfert 1/2 (pero sin la complicación de un componente de reflexión: las radiogalaxias de líneas estrechas no muestran un continuo óptico nuclear ni X reflejadas). -componente de rayos, aunque ocasionalmente muestran emisión polarizada de línea ancha). Las estructuras de radio a gran escala de estos objetos proporcionan evidencia convincente de que los modelos unificados basados ​​en la orientación son realmente ciertos. [34] [35] [36] La evidencia de rayos X, cuando está disponible, respalda la imagen unificada: las radiogalaxias muestran evidencia de oscurecimiento debido a un toro, mientras que los cuásares no, aunque se debe tener cuidado ya que los objetos con alto volumen de radio también tienen un componente suave no absorbido relacionado con el chorro, y se necesita alta resolución para separar la emisión térmica del entorno de gas caliente a gran escala de las fuentes. [37] En ángulos muy pequeños con respecto a la línea de visión, domina la radiación relativista y vemos un blazar de cierta variedad.

Sin embargo, la población de radiogalaxias está completamente dominada por objetos de baja luminosidad y baja excitación. Estos no muestran fuertes líneas de emisión nuclear, anchas o estrechas; tienen continuos ópticos que parecen estar enteramente relacionados con el chorro, [29] y su emisión de rayos X también es consistente con provenir puramente de un chorro, sin energía nuclear fuertemente absorbida. componente en general. [30] Estos objetos no pueden unificarse con los quásares, aunque incluyen algunos objetos de alta luminosidad cuando se observan las emisiones de radio, ya que el toro nunca puede ocultar la región de línea estrecha en la extensión requerida, y dado que los estudios infrarrojos muestran que tienen ningún componente nuclear oculto: [38] de hecho, no hay ninguna evidencia de un toro en estos objetos. Lo más probable es que formen una clase separada en la que sólo las emisiones relacionadas con los aviones son importantes. En ángulos pequeños con respecto a la línea de visión, aparecerán como objetos BL Lac. [39]

Críticas a la unificación radio silenciosa

En la literatura reciente sobre AGN, sujeta a un intenso debate, un conjunto cada vez mayor de observaciones parece estar en conflicto con algunas de las predicciones clave del Modelo Unificado, por ejemplo, que cada Seyfert 2 tiene un núcleo Seyfert 1 oscurecido (un núcleo amplio oculto). -región de línea).

Por lo tanto, no se puede saber si el gas en todas las galaxias Seyfert 2 está ionizado debido a la fotoionización de una única fuente continua no estelar en el centro o debido a la ionización de choque proveniente, por ejemplo, de intensos estallidos nucleares. Los estudios espectropolarimétricos [40] revelan que sólo el 50% de las galaxias Seyfert 2 muestran una región de línea ancha oculta y, por lo tanto, dividen las galaxias Seyfert 2 en dos poblaciones. Las dos clases de poblaciones parecen diferir por su luminosidad, donde los Seyfert 2 sin una región de línea ancha oculta son generalmente menos luminosos. [41] Esto sugiere que la ausencia de una región de línea amplia está relacionada con el bajo índice de Eddington y no con el oscurecimiento.

El factor de cobertura del toro podría desempeñar un papel importante. Algunos modelos de toro [42] [43] predicen cómo Seyfert 1 y Seyfert 2 pueden obtener diferentes factores de cobertura a partir de una dependencia de la luminosidad y la tasa de acreción del factor de cobertura del toro, algo respaldado por estudios en la radiografía de AGN. [44] Los modelos también sugieren una dependencia de la tasa de acreción de la región de línea amplia y proporcionan una evolución natural desde motores más activos en Seyfert 1 a Seyfert 2 más "muertos" [45] y pueden explicar la ruptura observada del modelo unificado a bajas luminosidades [46] y la evolución de la región de línea amplia. [47]

Si bien los estudios de AGN individuales muestran desviaciones importantes de las expectativas del modelo unificado, los resultados de las pruebas estadísticas han sido contradictorios. La deficiencia más importante de las pruebas estadísticas mediante comparaciones directas de muestras estadísticas de Seyfert 1 y Seyfert 2 es la introducción de sesgos de selección debido a criterios de selección anisotrópicos. [48] ​​[49]

El estudio de las galaxias vecinas en lugar de las propias AGN [50] [51] [52] sugirió por primera vez que el número de galaxias vecinas era mayor para las Seyfert 2 que para las Seyfert 1, en contradicción con el Modelo Unificado. Hoy en día, habiendo superado las limitaciones anteriores de tamaños de muestra pequeños y selección anisotrópica, los estudios de vecinos de cientos a miles de AGN [53] han demostrado que los vecinos de Seyfert 2 son intrínsecamente más polvorientos y más formadores de estrellas que Seyfert 1 y una conexión entre Tipo de AGN, morfología de la galaxia anfitriona e historial de colisiones. Además, los estudios de agrupamiento angular [54] de los dos tipos de AGN confirman que residen en entornos diferentes y muestran que residen dentro de halos de materia oscura de diferentes masas. Los estudios del entorno de AGN están en línea con los modelos de unificación basados ​​en la evolución [55] donde los Seyfert 2 se transforman en Seyfert 1 durante la fusión, lo que respalda modelos anteriores de activación impulsada por la fusión de los núcleos de Seyfert 1.

Si bien aún prevalece la controversia sobre la solidez de cada estudio individual, todos coinciden en que los modelos de Unificación AGN más simples basados ​​en ángulos de visión están incompletos. Seyfert-1 y Seyfert-2 parecen diferir en la formación de estrellas y la potencia del motor AGN. [56]

Si bien todavía puede ser válido que un Seyfert 1 oscurecido pueda aparecer como un Seyfert 2, no todos los Seyfert 2 deben albergar un Seyfert 1 oscurecido. Entender si es el mismo motor el que impulsa a todos los Seyfert 2, la conexión al AGN con volumen alto de radio, el Los mecanismos de variabilidad de algunos AGN que varían entre los dos tipos en escalas de tiempo muy cortas, y la conexión del tipo AGN con el entorno de pequeña y gran escala siguen siendo cuestiones importantes para incorporar en cualquier modelo unificado de núcleos galácticos activos.

Un estudio de Swift/BAT AGN publicado en julio de 2022 [57] añade apoyo al "modelo de unificación regulado por radiación" descrito en 2017. [58] En este modelo, la tasa de acreción relativa (denominada "relación de Eddington") de la El agujero negro tiene un impacto significativo en las características observadas del AGN. Los agujeros negros con proporciones de Eddington más altas parecen tener más probabilidades de no estar oscurecidos, ya que han eliminado el material que oscurece localmente en un período de tiempo muy corto.

Usos cosmológicos y evolución.

Durante mucho tiempo, las galaxias activas ostentaron todos los récords de objetos con el mayor corrimiento al rojo conocido en el espectro óptico o de radio, debido a su alta luminosidad. Todavía tienen un papel que desempeñar en los estudios del universo primitivo, pero ahora se reconoce que un AGN proporciona una imagen muy sesgada de la galaxia "típica" de alto corrimiento al rojo.

La mayoría de las clases luminosas de AGN (radio ruidosas y radio silenciosas) parecen haber sido mucho más numerosas en el universo primitivo. Esto sugiere que los agujeros negros masivos se formaron tempranamente y que las condiciones para la formación de AGN luminosos eran más comunes en el universo temprano, como una disponibilidad mucho mayor de gas frío cerca del centro de las galaxias que en la actualidad. También implica que muchos objetos que alguna vez fueron cuásares luminosos ahora son mucho menos luminosos o están completamente inactivos. La evolución de la población de AGN de ​​baja luminosidad se comprende mucho menos debido a la dificultad de observar estos objetos con altos corrimientos al rojo.

Ver también

Referencias

  1. ^ Padre, EA (1909). "Los espectros de algunas nebulosas espirales y cúmulos de estrellas globulares". Boletín del Observatorio Lick . 5 : 71. Código Bib : 1909LicOB...5...71F. doi :10.5479/ADS/bib/1909LicOB.5.71F. hdl : 2027/uc1.c2914873 .
  2. ^ Curtis, HD (1918). "Descripciones de 762 nebulosas y cúmulos fotografiados con el reflector Crossley". Publicaciones del Observatorio Lick . 13 : 9. Código Bib : 1918PLicO..13....9C.
  3. ^ Slipher, V. (1917). "El espectro y velocidad de la nebulosa NGC 1068 (M 77)". Boletín del Observatorio Lowell . 3 : 59. Código Bib : 1917 LowOB...3...59S.
  4. ^ Humason, ML (1932). "El espectro de emisión de la nebulosa extragaláctica NGC 1275". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 44 (260): 267. Código bibliográfico : 1932PASP...44..267H. doi : 10.1086/124242 .
  5. ^ Mayall, NU (1934). "El espectro de la nebulosa espiral NGC 4151". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 46 (271): 134. Código bibliográfico : 1934PASP...46..134M. doi : 10.1086/124429 . S2CID  119741164.
  6. ^ Mayall, NU (1939). "La aparición de λ3727 [O II] en los espectros de nebulosas extragalácticas". Boletín del Observatorio Lick . 19 : 33. Código Bib : 1939LicOB..19...33M. doi : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.33M .
  7. ^ Seyfert, CK (1943). "Emisión nuclear en nebulosas espirales". La revista astrofísica . 97 : 28. Código bibliográfico : 1943ApJ....97...28S. doi :10.1086/144488.
  8. ^ Bolton, JG; Stanley, GJ; Dormir, OB (1949). "Posiciones de tres fuentes discretas de radiación de radiofrecuencia galáctica". Naturaleza . 164 (4159): 101. Bibcode : 1949Natur.164..101B. doi : 10.1038/164101b0 . S2CID  4073162.
  9. ^ Baade, W.; Minkowski, R. (1954). "Identificación de las fuentes de radio en Cassiopeia, Cygnus A y Puppis A". La revista astrofísica . 119 : 206. Código bibliográfico : 1954ApJ...119..206B. doi :10.1086/145812.
  10. ^ Israelí, Garik (1997). "Obituario: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [es decir, 1908] -1996". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 29 (4): 1466-1467. Archivado desde el original el 11 de septiembre de 2015.
  11. ^ McCutcheon, Robert A. (1 de noviembre de 2019). "Ambartsumian, Viktor Amazaspovich". Diccionario completo de biografía científica . Enciclopedia.com . Archivado desde el original el 3 de diciembre de 2019.
  12. ^ Petrosian, Artashes R.; Harutyunian, Haik A.; Mickaelian, Areg M. (junio de 1997). "Víctor Amazasp Ambartsumian". Física hoy . 50 (6): 106. doi : 10.1063/1.881754 .(PDF)
  13. ^ Komberg, BV (1992). "Cuásares y núcleos galácticos activos". En Kardashev, NS (ed.). Astrofísica en el umbral del siglo XXI . Taylor y Francisco . pag. 253.
  14. ^ Schmidt, M. (1963). "3C 273: un objeto parecido a una estrella con un gran desplazamiento al rojo". Naturaleza . 197 (4872): 1040. Código Bib :1963Natur.197.1040S. doi : 10.1038/1971040a0 . S2CID  4186361.
  15. ^ Greenstein, JL; Matthews, TA (1963). "Desplazamiento al rojo de la fuente de radio inusual: 3C 48". Naturaleza . 197 (4872): 1041. Código bibliográfico : 1963Natur.197.1041G. doi :10.1038/1971041a0. S2CID  4193798.
  16. ^ Escudos, GA (1999). "Una breve historia de los núcleos galácticos activos". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (760): 661. arXiv : astro-ph/9903401 . Código Bib : 1999PASP..111..661S. doi :10.1086/316378. S2CID  18953602.
  17. ^ Lynden-Bell, Donald (1969). "Núcleos galácticos como viejos cuásares colapsados". Naturaleza . 223 (5207): 690. Código bibliográfico : 1969Natur.223..690L. doi :10.1038/223690a0. S2CID  4164497.
  18. ^ "Láseres y agujeros negros supermasivos". spacetelescope.org . Consultado el 1 de enero de 2018 .
  19. ^ Lynden-Bell, D. (1969). "Núcleos galácticos como viejos cuásares colapsados". Naturaleza . 223 (5207): 690–694. Código Bib :1969Natur.223..690L. doi :10.1038/223690a0. S2CID  4164497.
  20. ^ Marconi, A.; Caza de LK (2003). "La relación entre la masa del agujero negro, la masa del abultamiento y la luminosidad del infrarrojo cercano". La revista astrofísica . 589 (1): L21-L24. arXiv : astro-ph/0304274 . Código Bib : 2003ApJ...589L..21M. doi :10.1086/375804. S2CID  15911138.
  21. ^ Narayan, R.; I. Yi (1994). "Acreción dominada por la advección: una solución similar". Astrofia. J.​ 428 : L13. arXiv : astro-ph/9403052 . Código Bib : 1994ApJ...428L..13N. doi :10.1086/187381. S2CID  8998323.
  22. ^ Fabián, AC; MJ Rees (1995). "La luminosidad de acreción de un agujero negro masivo en una galaxia elíptica". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 277 (2): L55-L58. arXiv : astro-ph/9509096 . Código bibliográfico : 1995MNRAS.277L..55F. doi :10.1093/mnras/277.1.L55. S2CID  18890265.
  23. ^ Padovani, P.; Alejandro, DM; Assef, RJ; De Marco, B.; Giommi, P.; Hickox, RC; Richards, GT; Smolcic, V.; Hatziminaoglou, E.; Mainieri, V.; Salvato, M. (noviembre de 2017). "Núcleos galácticos activos: ¿qué hay en un nombre?". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 25 (1). arXiv : 1707.07134 . doi :10.1007/s00159-017-0102-9. ISSN  0935-4956.
  24. ^ Belfiore, Francesco (septiembre de 2016). "SDSS IV MaNGA - diagramas de diagnóstico resueltos espacialmente: una prueba de que muchas galaxias son LIER". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 461 (3): 3111. arXiv : 1605.07189 . Código Bib : 2016MNRAS.461.3111B. doi :10.1093/mnras/stw1234. S2CID  3353122.
  25. ^ Vermeulen, RC; Ogle, PM; Tran, HD; Browne, AIT; Cohen, MH; Cabeza lectora, ACS; Taylor, GB; Goodrich, RW (1995). "¿Cuándo BL Lac no es BL Lac?". Las cartas del diario astrofísico . 452 (1): 5–8. Código Bib : 1995ApJ...452L...5V. doi : 10.1086/309716 .
  26. ^ HINE, RG; MS LARGO (1979). "Espectros ópticos de 3 radiogalaxias CR". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 188 : 111-130. Código bibliográfico : 1979MNRAS.188..111H. doi : 10.1093/mnras/188.1.111 .
  27. ^ Laing, RA; CR Jenkins; Muro JV; SO Unger (1994). "Espectrofotometría de una muestra completa de fuentes de radio 3CR: implicaciones para modelos unificados". El primer simposio de Stromlo: la física de las galaxias activas. Serie de conferencias ASP . 54 : 201. Código bibliográfico : 1994ASPC...54..201L.
  28. ^ Baum, SA; Zirbel, EL; O'Dea, Christopher P. (1995). "Hacia la comprensión de la dicotomía Fanaroff-Riley en la morfología y el poder de las fuentes de radio". La revista astrofísica . 451 : 88. Código bibliográfico : 1995ApJ...451...88B. doi :10.1086/176202.
  29. ^ ab Chiaberge, M.; A. Capetti; A. Celotti (2002). "Comprensión de la naturaleza de los núcleos ópticos FRII: un nuevo plano de diagnóstico para radiogalaxias". Astron. Astrofia . 394 (3): 791–800. arXiv : astro-ph/0207654 . Código Bib : 2002A y A...394..791C. doi :10.1051/0004-6361:20021204. S2CID  4308057.
  30. ^ ab Hardcastle, MJ; Fiscal Evans; JH Croston (2006). "Los núcleos de rayos X de fuentes de radio de corrimiento al rojo intermedio". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 370 (4): 1893-1904. arXiv : astro-ph/0603090 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.370.1893H. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.10615.x. S2CID  14632376.
  31. ^ Grandi, SA; DE Osterbrock (1978). "Espectros ópticos de radiogalaxias". Revista Astrofísica . 220 (Parte 1): 783. Bibcode : 1978ApJ...220..783G. doi :10.1086/155966.
  32. ^ Antonucci, R. (1993). "Modelos unificados para cuásares y núcleos galácticos activos". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 31 (1): 473–521. Código bibliográfico : 1993ARA&A..31..473A. doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353.
  33. ^ Urry, P.; Paolo Padovani (1995). "Esquemas unificados para AGN radioeléctrico". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 107 : 803–845. arXiv : astro-ph/9506063 . Código Bib : 1995PASP..107..803U. doi :10.1086/133630. S2CID  17198955.
  34. ^ Laing, RA (1988). "La lateralidad de los chorros y la despolarización en poderosas fuentes de radio extragalácticas". Naturaleza . 331 (6152): 149-151. Código Bib :1988Natur.331..149L. doi :10.1038/331149a0. S2CID  45906162.
  35. ^ Garrington, ST; JP Leahy; RG Conway; RA LAING (1988). "Una asimetría sistemática en las propiedades de polarización de fuentes de radio dobles con un solo chorro". Naturaleza . 331 (6152): 147–149. Código Bib :1988Natur.331..147G. doi :10.1038/331147a0. S2CID  4347023.
  36. ^ Barthel, PD (1989). "¿Se emiten todos los quásares?". Revista Astrofísica . 336 : 606–611. Código bibliográfico : 1989ApJ...336..606B. doi :10.1086/167038.
  37. ^ Belsole, E.; DM Worrall; MJ Hardcastle (2006). "Radiogalaxias tipo II de Faranoff-Riley de alto desplazamiento al rojo: propiedades de rayos X de los núcleos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 366 (1): 339–352. arXiv : astro-ph/0511606 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.366..339B. doi :10.1111/j.1365-2966.2005.09882.x. S2CID  9509179.
  38. ^ Ogle, P.; D. Por qué canción; R. Antonucci (2006). "Spitzer revela núcleos de cuásar ocultos en algunas poderosas radiogalaxias FR II". La revista astrofísica . 647 (1): 161-171. arXiv : astro-ph/0601485 . Código bibliográfico : 2006ApJ...647..161O. doi :10.1086/505337. S2CID  15122568.
  39. ^ Browne, AIT (1983). "¿Es posible convertir una radiogalaxia elíptica en un objeto BL Lac?". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 204 : 23–27P. Código bibliográfico : 1983MNRAS.204P..23B. doi : 10.1093/mnras/204.1.23p .
  40. ^ Tran, HD (2001). "Galaxias Seyfert 2 de línea ancha ocultas en el CFA y 12 muestras de $\mu$M". La revista astrofísica . 554 (1): L19-L23. arXiv : astro-ph/0105462 . Código Bib : 2001ApJ...554L..19T. doi :10.1086/320926. S2CID  2753150.
  41. ^ Wu, YZ; et al. (2001). "La naturaleza diferente en las galaxias Seyfert 2 con y sin regiones ocultas de línea ancha". La revista astrofísica . 730 (2): 121-130. arXiv : 1101.4132 . Código Bib : 2011ApJ...730..121W. doi :10.1088/0004-637X/730/2/121. S2CID  119209693.
  42. ^ Elitzur, M.; Shlosman I. (2006). "El toro que oscurece el AGN: ¿el fin del paradigma del donut?". La revista astrofísica . 648 (2): L101-L104. arXiv : astro-ph/0605686 . Código Bib : 2006ApJ...648L.101E. doi :10.1086/508158. S2CID  1972144.
  43. ^ Nicastro, F. (2000). "Amplias regiones de líneas de emisión en núcleos galácticos activos: el vínculo con el poder de acreción". La revista astrofísica . 530 (2): L101-L104. arXiv : astro-ph/9912524 . Código Bib : 2000ApJ...530L..65N. doi :10.1086/312491. PMID  10655166. S2CID  23313718.
  44. ^ Ricci, C.; Walter R.; Courvoisier TJ-L; Paltani S. (2010). "Reflexión en las galaxias Seyfert y el modelo unificado de AGN". Astronomía y Astrofísica . 532 : A102-21. arXiv : 1101.4132 . Código Bib : 2011A y A...532A.102R. doi :10.1051/0004-6361/201016409. S2CID  119309875.
  45. ^ Wang, JM; Du P.; Baldwin JA; Ge JQ.; Ferland GJ; Ferland, Gary J. (2012). "Formación de estrellas en discos autogravitantes en núcleos galácticos activos. II. Formación episódica de regiones de línea ancha". La revista astrofísica . 746 (2): 137–165. arXiv : 1202.0062 . Código Bib : 2012ApJ...746..137W. doi :10.1088/0004-637X/746/2/137. S2CID  5037595.
  46. ^ Laor, A. (2003). "Sobre la naturaleza de los núcleos galácticos activos de líneas estrechas de baja luminosidad". La revista astrofísica . 590 (1): 86–94. arXiv : astro-ph/0302541 . Código Bib : 2003ApJ...590...86L. doi :10.1086/375008. S2CID  118648122.
  47. ^ Elitzur, M.; Ho LC; Trump JR (2014). "Evolución de la emisión de línea amplia de núcleos galácticos activos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 438 (4): 3340–3351. arXiv : 1312.4922 . Código Bib : 2014MNRAS.438.3340E. doi :10.1093/mnras/stt2445. S2CID  52024863.
  48. ^ Elitzur, M. (2012). "Sobre la unificación de núcleos galácticos activos". Cartas de diarios astrofísicos . 747 (2): L33-L35. arXiv : 1202.1776 . Código Bib : 2012ApJ...747L..33E. doi :10.1088/2041-8205/747/2/L33. S2CID  5037009.
  49. ^ Antonucci, R. (2012). "Una revisión pancromática de núcleos galácticos activos térmicos y no térmicos". Transacciones Astronómicas y Astrofísicas . 27 (4): 557. arXiv : 1210.2716 . Código Bib : 2012A y AT...27..557A.
  50. ^ Laurikainen, E.; Saló H. (1995). "Entornos de las galaxias Seyfert. II. Análisis estadísticos". Astronomía y Astrofísica . 293 : 683. Código bibliográfico : 1995A y A...293..683L.
  51. ^ Dultzin-Hacyan, D .; Krongold Y.; Fuentes-Guridi I.; Marziani P. (1999). "El entorno cercano de las galaxias Seyfert y sus implicaciones para los modelos de unificación". Cartas de diarios astrofísicos . 513 (2): L111-L114. arXiv : astro-ph/9901227 . Código Bib : 1999ApJ...513L.111D. doi :10.1086/311925. S2CID  15568552.
  52. ^ Koulouridis, E.; Plionis M.; Chavushyan V.; Dultzin-Hacyan D .; Krongold Y.; Goudis C. (2006). "Entorno local y a gran escala de las galaxias Seyfert". Revista Astrofísica . 639 (1): 37–45. arXiv : astro-ph/0509843 . Código Bib : 2006ApJ...639...37K. doi :10.1086/498421. S2CID  118938514.
  53. ^ Villarroel, B.; Korn AJ (2014). "Los diferentes vecinos alrededor de los núcleos galácticos activos tipo 1 y tipo 2". Física de la Naturaleza . 10 (6): 417–420. arXiv : 1211.0528 . Código Bib : 2014NatPh..10..417V. doi :10.1038/nphys2951. S2CID  119199124.
  54. ^ Donoso, E.; Yan L.; popa D.; Assef RJ (2014). "La agrupación angular de AGN seleccionados por WISE: diferentes halos para AGN oscurecidos y no oscurecidos". La revista astrofísica . 789 (1): 44. arXiv : 1309.2277 . Código Bib : 2014ApJ...789...44D. doi :10.1088/0004-637X/789/1/44. S2CID  118512526.
  55. ^ Krongold, Y.; Dultzin-Hacyan D .; Marziani D. (2002). "El entorno circungaláctico de las galaxias brillantes IRAS". Revista Astrofísica . 572 (1): 169-177. arXiv : astro-ph/0202412 . Código Bib : 2002ApJ...572..169K. doi :10.1086/340299. S2CID  17282005.
  56. ^ Villarroel, B.; Nyholm A.; Karlsson T.; Comerón S.; Korn A.; Sóllerman J.; Zackrisson E. (2017). "Luminosidad AGN y edad estelar: dos ingredientes faltantes para la unificación AGN como se ve con las supernovas iPTF". La revista astrofísica . 837 (2): 110. arXiv : 1701.08647 . Código Bib : 2017ApJ...837..110V. doi : 10.3847/1538-4357/aa5d5a . S2CID  67809219.
  57. ^ Ananna, Tonima Tasnim; Weigel, Anna K.; Trakhtenbrot, Benny; Koss, Michael J.; Urry, C. Megan; Ricci, Claudio; Hickox, Ryan C.; Treister, Ezequiel; Bauer, Franz E.; Ueda, Yoshihiro; Mushotzky, Richard; Ricci, Federica; Ay, Kyuseok; Mejía-Restrepo, Julián E.; Brok, Jakob Den; Popa, Daniel; Powell, Meredith C.; Caglar, Turgay; Ichikawa, Kohei; Wong, O. Hiedra; Harrison, Fiona A.; Schawinski, Kevin (1 de julio de 2022). "BASS. XXX. Funciones de distribución de relaciones de Eddington DR2, masas de agujeros negros y luminosidades de rayos X". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . Sociedad Astronómica Estadounidense. 261 (1): 9. arXiv : 2201.05603 . Código Bib : 2022ApJS..261....9A. doi : 10.3847/1538-4365/ac5b64 . ISSN  0067-0049. S2CID  245986416.
  58. ^ Ricci, Claudio; Trakhtenbrot, Benny; Koss, Michael J.; Ueda, Yoshihiro; Schawinski, Kevin; Ay, Kyuseok; Lamperti, Isabel; Mushotzky, Richard; Treister, Ezequiel; Ho, Luis C.; Weigel, Anna; Bauer, Franz E.; Paltani, Stéphane; Fabián, Andrés C.; Xie, Yanxia; Gehrels, Neil (2017). "Los entornos cercanos de los agujeros negros masivos en acreción están moldeados por retroalimentación radiativa". Naturaleza . Springer Science y Business Media LLC. 549 (7673): 488–491. arXiv : 1709.09651 . Código Bib :2017Natur.549..488R. doi : 10.1038/naturaleza23906. ISSN  0028-0836. PMID  28959966. S2CID  205260182.

enlaces externos