galaxia seyfert

Clase de galaxias activas con núcleos muy brillantes.

La galaxia Circinus , una galaxia Seyfert de tipo II

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas , junto con los quásares . Tienen núcleos similares a los cuásares (fuentes muy luminosas de radiación electromagnética que se encuentran fuera de nuestra propia galaxia) con brillos superficiales muy altos cuyos espectros revelan fuertes líneas de emisión de alta ionización , ^[1] pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. . ^[2]

Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10% de todas las galaxias ^[3] y son algunos de los objetos más intensamente estudiados en astronomía , ya que se cree que están impulsados ​​por los mismos fenómenos que ocurren en los quásares, aunque están más cerca y son menos luminosos que los quásares. . Estas galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros que están rodeados por discos de acreción de material que cae. Se cree que los discos de acreción son la fuente de la radiación ultravioleta observada. Las líneas de emisión y absorción ultravioleta proporcionan el mejor diagnóstico de la composición del material circundante. ^[4]

Vistas en luz visible , la mayoría de las galaxias Seyfert parecen galaxias espirales normales , pero cuando se estudian en otras longitudes de onda, queda claro que la luminosidad de sus núcleos es de intensidad comparable a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea . ^[5]

Las galaxias Seyfert llevan el nombre de Carl Seyfert , quien describió por primera vez esta clase en 1943. ^[6]

Descubrimiento

NGC 1068 ( Messier 77 ), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas

Las galaxias Seyfert fueron detectadas por primera vez en 1908 por Edward A. Fath y Vesto Slipher , que utilizaban el Observatorio Lick para observar los espectros de objetos astronómicos que se pensaba que eran " nebulosas espirales ". Observaron que NGC 1068 mostraba seis líneas de emisión brillantes , lo que se consideraba inusual ya que la mayoría de los objetos observados mostraban un espectro de absorción correspondiente a las estrellas . ^[7]

En 1926, Edwin Hubble observó las líneas de emisión de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" similares y las clasificó como objetos extragalácticos . ^[8] En 1943, Carl Keenan Seyfert descubrió más galaxias similares a NGC 1068 e informó que estas galaxias tienen núcleos de tipo estelar muy brillantes que producen amplias líneas de emisión. ^[6] En 1944 se detectó Cygnus A a 160 MHz, ^[9] y la detección se confirmó en 1948 cuando se estableció que era una fuente discreta. ^[10] Su doble estructura de radio se hizo evidente con el uso de interferometría . ^[11] En los años siguientes, se descubrieron otras fuentes de radio , como restos de supernovas . A finales de la década de 1950, se descubrieron características más importantes de las galaxias Seyfert, incluido el hecho de que sus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, es decir, "no resueltos"), tienen una gran masa (≈10 ^9±1 masas solares) y la duración del pico de emisiones nucleares es relativamente corta (> 10 ⁸ años). ^[12]

NGC 5793 es una galaxia Seyfert ubicada a más de 150 millones de años luz de distancia en la constelación de Libra. ^[13]

En las décadas de 1960 y 1970 se llevaron a cabo investigaciones para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se tomaron algunas mediciones directas de los tamaños reales de los núcleos de Seyfert y se estableció que las líneas de emisión en NGC 1068 se produjeron en una región de más de mil años luz de diámetro. ^[14] Existía controversia sobre si los desplazamientos al rojo de Seyfert eran de origen cosmológico. ^[15] Las estimaciones confirmatorias de la distancia a las galaxias Seyfert y su edad fueron limitadas ya que sus núcleos varían en brillo en una escala de tiempo de unos pocos años; por lo tanto, los argumentos que involucran la distancia a tales galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden usarse para determinar su edad. ^[15] En el mismo período de tiempo, se habían llevado a cabo investigaciones para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluida Seyferts. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicó listas que contenían unos cientos de galaxias que se distinguían por su intensa emisión ultravioleta, y en 1973 otros investigadores mejoraron las mediciones de la posición de algunas de ellas. ^[16] En ese momento, se creía que el 1% de las galaxias espirales son Seyfert. ^[17] En 1977, se descubrió que muy pocas galaxias Seyfert son elípticas, la mayoría de ellas espirales o galaxias espirales barradas. ^[18] Durante el mismo período de tiempo, se han realizado esfuerzos para recopilar datos espectrofotométricos para las galaxias Seyfert. Se hizo evidente que no todos los espectros de las galaxias Seyfert tienen el mismo aspecto, por lo que se han subclasificado según las características de sus espectros de emisión . Se ha ideado una división simple en tipos I y II, dependiendo las clases del ancho relativo de sus líneas de emisión . ^[19] Posteriormente se observó que algunos núcleos de Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que resultó en su subclasificación en los tipos 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9 (ver Clasificación). ^{[20] [21]} Los primeros estudios de las galaxias Seyfert estaban sesgados al contar sólo los representantes más brillantes de este grupo. Estudios más recientes que cuentan galaxias con núcleos Seyfert oscurecidos y de baja luminosidad sugieren que el fenómeno Seyfert es en realidad bastante común y ocurre en el 16% ± 5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que exhiben el fenómeno Seyfert en las proximidades (≈27 Mpc) de nuestra propia galaxia. ^[3] Las galaxias Seyfert forman una fracción sustancial de las galaxias que aparecen en el catálogo Markarian , una lista de galaxias que muestran un exceso de ultravioleta en sus núcleos. ^[22]

Características

Imágenes ópticas y ultravioleta del agujero negro en el centro de NGC 4151, una galaxia Seyfert

Un núcleo galáctico activo (AGN) es una región compacta en el centro de una galaxia que tiene una luminosidad superior a la normal en partes del espectro electromagnético . Una galaxia que tiene un núcleo activo se llama galaxia activa. Los núcleos galácticos activos son las fuentes más luminosas de radiación electromagnética del Universo y su evolución impone limitaciones a los modelos cosmológicos. Dependiendo del tipo, su luminosidad varía en un período de tiempo que va desde unas pocas horas hasta algunos años. Las dos subclases más grandes de galaxias activas son los cuásares y las galaxias Seyfert, siendo la principal diferencia entre las dos la cantidad de radiación que emiten. En una galaxia Seyfert típica, la fuente nuclear emite en longitudes de onda visibles una cantidad de radiación comparable a la de todas las estrellas que componen la galaxia, mientras que en un cuásar, la fuente nuclear es más brillante que las estrellas que lo componen en al menos un factor de 100 ^{. 1] [23]} Las galaxias Seyfert tienen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que oscilan entre 10 ⁸ y 10 ¹¹ luminosidades solares. Sólo alrededor del 5% de ellos son brillantes en radio; sus emisiones son moderadas en rayos gamma y brillantes en rayos X. ^[24] Sus espectros visible e infrarrojo muestran líneas de emisión muy brillantes de hidrógeno , helio , nitrógeno y oxígeno . Estas líneas de emisión exhiben un fuerte ensanchamiento Doppler , lo que implica velocidades de 500 a 4000 km/s (310 a 2490 mi/s), y se cree que se originan cerca de un disco de acreción que rodea el agujero negro central. ^[25]

Luminosidad de Eddington

La galaxia activa Markarian 1018 tiene un agujero negro supermasivo en su núcleo. ^[26]

Se puede calcular un límite inferior de la masa del agujero negro central utilizando la luminosidad de Eddington . ^[27] Este límite surge porque la luz exhibe presión de radiación. Supongamos que un agujero negro está rodeado por un disco de gas luminoso. ^[28] Tanto la fuerza gravitacional de atracción que actúa sobre los pares electrón-ion en el disco como la fuerza repulsiva ejercida por la presión de radiación siguen una ley del cuadrado inverso. Si la fuerza gravitacional ejercida por el agujero negro es menor que la fuerza repulsiva debida a la presión de la radiación, el disco será arrastrado por la presión de la radiación. ^{[29] [nota 1]}

Un modelo de un núcleo galáctico activo. El agujero negro central está rodeado por un disco de acreción, que a su vez está rodeado por un toroide. Se muestran la región de línea ancha y la región de emisión de línea estrecha, así como los chorros que salen del núcleo.

Emisiones

Las líneas de emisión vistas en el espectro de una galaxia Seyfert pueden provenir de la superficie del propio disco de acreción, o pueden provenir de nubes de gas iluminadas por el motor central en un cono de ionización. La geometría exacta de la región emisora ​​es difícil de determinar debido a la mala resolución del centro galáctico. Sin embargo, cada parte del disco de acreción tiene una velocidad diferente en relación con nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire el gas alrededor del agujero negro, más amplia será la línea de emisión. Del mismo modo, un disco de viento iluminado también tiene una velocidad que depende de la posición. ^[30]

Se cree que las líneas estrechas se originan en la parte exterior del núcleo galáctico activo, donde las velocidades son más bajas, mientras que las líneas anchas se originan más cerca del agujero negro. Esto se confirma por el hecho de que las líneas estrechas no varían de manera detectable, lo que implica que la región emisora ​​es grande, al contrario de las líneas anchas que pueden variar en escalas de tiempo relativamente cortas. El mapeo de reverberación es una técnica que utiliza esta variabilidad para intentar determinar la ubicación y morfología de la región emisora. Esta técnica mide la estructura y cinemática de la región emisora ​​de líneas anchas observando los cambios en las líneas emitidas como respuesta a cambios en el continuo. El uso del mapeo de reverberación requiere la suposición de que el continuo se origina en una única fuente central. ^[31] Para 35 AGN, se ha utilizado el mapeo de reverberación para calcular la masa de los agujeros negros centrales y el tamaño de las regiones de líneas anchas. ^[32]

En las pocas galaxias Seyfert con ruido de radio que se han observado, se cree que la emisión de radio representa la emisión de sincrotrón del chorro. La emisión infrarroja se debe a que la radiación en otras bandas es reprocesada por el polvo cerca del núcleo. Se cree que los fotones de mayor energía se crean mediante la dispersión Compton inversa provocada por una corona de alta temperatura cerca del agujero negro. ^[33]

Clasificación

NGC 1097 es un ejemplo de galaxia Seyfert. En el centro de la galaxia se encuentra un agujero negro supermasivo con una masa de 100 millones de masas solares. El área alrededor del agujero negro emite grandes cantidades de radiación proveniente de la materia que cae dentro del agujero negro. ^[34]

Los Seyfert se clasificaron primero como Tipo I o II, dependiendo de las líneas de emisión mostradas en sus espectros. Los espectros de las galaxias Seyfert de Tipo I muestran líneas anchas que incluyen tanto líneas permitidas, como H I, He I o He II, como líneas prohibidas más estrechas, como O III. También muestran algunas líneas permitidas más estrechas, pero incluso estas líneas estrechas son mucho más anchas que las líneas mostradas por las galaxias normales. Sin embargo, los espectros de las galaxias Seyfert de tipo II muestran sólo líneas estrechas, tanto permitidas como prohibidas. Las líneas prohibidas son líneas espectrales que se producen debido a transiciones electrónicas que normalmente no están permitidas por las reglas de selección de la mecánica cuántica , pero que aún tienen una pequeña probabilidad de ocurrir espontáneamente. El término "prohibido" es ligeramente engañoso, ya que las transiciones electrónicas que las provocan no están prohibidas sino que son muy improbables. ^[35]

NGC 6300 es una galaxia de Tipo II en la constelación austral de Ara . ^[36]

En algunos casos, los espectros muestran líneas permitidas tanto anchas como estrechas, por lo que se clasifican como un tipo intermedio entre el Tipo I y el Tipo II, como el Tipo 1.5 Seyfert. Los espectros de algunas de estas galaxias han cambiado del Tipo 1,5 al Tipo II en cuestión de unos pocos años. Sin embargo, la característica amplia línea de emisión de Hα rara vez, o nunca, ha desaparecido. ^[37] El origen de las diferencias entre las galaxias Seyfert de Tipo I y Tipo II aún no se conoce. Hay unos pocos casos en los que se han identificado galaxias como de Tipo II sólo porque los componentes amplios de las líneas espectrales han sido muy difíciles de detectar. Algunos creen que todos los Seyfert Tipo II son en realidad Tipo I, donde los componentes anchos de las líneas son imposibles de detectar debido al ángulo en el que nos encontramos con respecto a la galaxia. Específicamente, en las galaxias Seyfert de Tipo I, observamos la fuente compacta central más o menos directamente, por lo que tomamos muestras de las nubes de alta velocidad en la región de emisión de línea ancha que se mueve alrededor del agujero negro supermasivo que se cree que está en el centro de la galaxia. Por el contrario, en las galaxias Seyfert de Tipo II, los núcleos activos están oscurecidos y sólo se ven las regiones exteriores más frías ubicadas más lejos de la región de emisión de línea ancha de las nubes. Esta teoría se conoce como el "Esquema de unificación" de las galaxias Seyfert. ^{[38] [39]} Sin embargo, aún no está claro si esta hipótesis puede explicar todas las diferencias observadas entre los dos tipos. ^[38]

Galaxias Seyfert tipo I

NGC 6814 es una galaxia Seyfert con una fuente de radiación de rayos X muy variable. ^[40]

Los Seyfert tipo I son fuentes muy brillantes de luz ultravioleta y rayos X, además de la luz visible proveniente de sus núcleos. Tienen dos conjuntos de líneas de emisión en sus espectros: líneas estrechas con anchos (medidos en unidades de velocidad) de varios cientos de km/s y líneas anchas con anchos de hasta 10,4 ^km /s. ^[41] Las líneas anchas se originan sobre el disco de acreción del agujero negro supermasivo que se cree que alimenta la galaxia, mientras que las líneas estrechas ocurren más allá de la región de la línea ancha del disco de acreción. Ambas emisiones son causadas por gases fuertemente ionizados. La emisión de línea ancha surge en una región de 0,1 a 1 pársec de ancho. La región de emisión de la línea ancha, R _BLR , se puede estimar a partir del retraso correspondiente al tiempo que tarda la luz en viajar desde la fuente continua hasta el gas emisor de la línea. ^[24]

Galaxias Seyfert tipo II

NGC 3081 es conocida como una galaxia Seyfert Tipo II, caracterizada por su núcleo deslumbrante. ^[42]

Las galaxias Seyfert de tipo II tienen el característico núcleo brillante, además de parecer brillantes cuando se observan en longitudes de onda infrarrojas . ^[43] Sus espectros contienen líneas estrechas asociadas con transiciones prohibidas y líneas más amplias asociadas con fuertes dipolos permitidos o transiciones de intercombinación. ^[38] NGC 3147 se considera el mejor candidato para ser una verdadera galaxia Seyfert de Tipo II. ^[44] En algunas galaxias Seyfert de Tipo II, el análisis con una técnica llamada espectropolarimetría (espectroscopia del componente de luz polarizada ) reveló regiones oscurecidas de Tipo I. En el caso de NGC 1068 , se midió la luz nuclear reflejada en una nube de polvo, lo que llevó a los científicos a creer en la presencia de un toro de polvo que oscurece el espectro alrededor de un continuo brillante y un núcleo con una amplia línea de emisión. Cuando la galaxia se ve de lado, el núcleo se observa indirectamente a través del reflejo del gas y el polvo por encima y por debajo del toro. Esta reflexión provoca la polarización . ^[45]

Galaxias Seyfert tipo 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9

NGC 1275 , una galaxia Seyfert tipo 1.5

En 1981, Donald Osterbrock introdujo las notaciones Tipo 1.5, 1.8 y 1.9, donde las subclases se basan en la apariencia óptica del espectro, y las subclases numéricamente más grandes tienen componentes de líneas anchas más débiles en relación con las líneas estrechas. ^[46] Por ejemplo, el Tipo 1.9 solo muestra un componente amplio en la línea Hα , y no en líneas de Balmer de orden superior . En el Tipo 1.8, se pueden detectar líneas anchas muy débiles en las líneas Hβ así como en Hα, incluso si son muy débiles en comparación con las Hα. En el Tipo 1.5, la fuerza de las líneas Hα y Hβ es comparable. ^[47]

Otras galaxias tipo Seyfert

Messier 94 , una galaxia con un núcleo LINER tipo Seyfert

Además de la progresión de Seyfert del Tipo I al Tipo II (incluyendo el Tipo 1.2 al Tipo 1.9), existen otros tipos de galaxias que son muy similares a las Seyfert o que pueden considerarse como subclases de las mismas. Muy similares a las Seyfert son las radiogalaxias de emisión de línea estrecha de baja ionización (LINER), descubiertas en 1980. Estas galaxias tienen fuertes líneas de emisión de átomos débilmente ionizados o neutros, mientras que las líneas de emisión de átomos fuertemente ionizados son relativamente débiles en comparación. Los LINER comparten una gran cantidad de rasgos con los Seyfert de baja luminosidad. De hecho, cuando se ven en luz visible, las características globales de sus galaxias anfitrionas son indistinguibles. Además, ambos muestran una región de emisión de línea amplia, pero la región de emisión de línea en los LINER tiene una densidad menor que en los Seyferts. ^[48] ​​Un ejemplo de tal galaxia es M104 en la constelación de Virgo, también conocida como Galaxia del Sombrero . ^[49] Una galaxia que es a la vez LINER y Seyfert Tipo I es NGC 7213 , una galaxia que está relativamente cerca en comparación con otras AGN. ^[50] Otra subclase muy interesante son las galaxias de línea estrecha Tipo I (NLSy1), que han sido objeto de extensas investigaciones en los últimos años. ^[51] Tienen líneas mucho más estrechas que las líneas anchas de las galaxias clásicas de Tipo I, espectros de rayos X duros y blandos empinados y una fuerte emisión de Fe[II]. ^[52] Sus propiedades sugieren que las galaxias NLSy1 son AGN jóvenes con altas tasas de acreción, lo que sugiere una masa de agujero negro central relativamente pequeña pero en crecimiento. ^[53] Hay teorías que sugieren que las NLSy1 son galaxias en una etapa temprana de evolución, y se han propuesto vínculos entre ellas y galaxias infrarrojas ultraluminosas o galaxias de Tipo II. ^[54]

Evolución

La mayoría de las galaxias activas están muy distantes y muestran grandes cambios Doppler . Esto sugiere que las galaxias activas surgieron en el Universo temprano y, debido a la expansión cósmica , se están alejando de la Vía Láctea a velocidades muy altas. Los cuásares son las galaxias activas más lejanas y algunas de ellas se observan a distancias de 12 mil millones de años luz. Las galaxias Seyfert están mucho más cerca que los quásares. ^[55] Debido a que la luz tiene una velocidad finita, mirar a través de grandes distancias en el Universo es equivalente a mirar hacia atrás en el tiempo. Por lo tanto, la observación de núcleos galácticos activos a grandes distancias y su escasez en el Universo cercano sugiere que eran mucho más comunes en el Universo temprano, ^[56] implicando que los núcleos galácticos activos podrían ser etapas tempranas de la evolución galáctica . Esto lleva a la pregunta sobre cuáles serían las contrapartes locales (actuales) de los AGN que se encuentran en grandes corrimientos al rojo. Se ha propuesto que los NLSy1 podrían ser las contrapartes de pequeños desplazamientos al rojo de los quásares que se encuentran en grandes desplazamientos al rojo ( z > 4). Los dos tienen muchas propiedades similares, por ejemplo: alta metalicidad o patrón similar de líneas de emisión (Fe fuerte [II], O débil [III]). ^[57] Algunas observaciones sugieren que la emisión de AGN del núcleo no es esféricamente simétrica y que el núcleo a menudo muestra simetría axial, con la radiación escapando en una región cónica. Con base en estas observaciones, se han ideado modelos para explicar las diferentes clases de AGN debido a sus diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión de observación. Estos modelos se denominan modelos unificados. Los modelos unificados explican la diferencia entre las galaxias de Tipo I y Tipo II como resultado de que las galaxias de Tipo II están rodeadas de toroides oscurecedores que impiden que los telescopios vean la región de la línea ancha. En este modelo se pueden colocar cuásares y blazares con bastante facilidad. ^[58] El principal problema de tal esquema de unificación es tratar de explicar por qué algunos AGN tienen un alto volumen de radio mientras que otros son silenciosos. Se ha sugerido que estas diferencias pueden deberse a diferencias en el giro del agujero negro central. ^[41]

Ejemplos

A continuación se muestran algunos ejemplos de galaxias Seyfert:

• Galaxia Circinus , que tiene anillos de gas expulsados ​​desde su centro.
• Centaurus A o NGC 5128 , aparentemente la galaxia Seyfert más brillante vista desde la Tierra; una galaxia elíptica gigante y también clasificada como una radiogalaxia notable por su chorro relativista que abarca más de un millón de años luz de longitud
• Cygnus A , la primera radiogalaxia identificada y la fuente de radio más brillante del cielo vista en frecuencias superiores a 1 GHz
• Messier 51a (NGC 5194), la galaxia Whirlpool, una de las galaxias más conocidas del cielo ^[59]
• Messier 64 (NGC 4826), con dos discos contrarrotativos que son aproximadamente iguales en masa
• Messier 66 (NGC 3627), una parte del Triplete Leo
• Messier 77 (NGC 1068), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas ^[60]
• Messier 81 (NGC 3031), la segunda galaxia Seyfert más brillante del cielo después de Centauro A
• Messier 88 (NGC 4501), miembro del gran cúmulo de Virgo y una de las galaxias Seyfert más brillantes del cielo
• Messier 106 (NGC 4258), una de las galaxias Seyfert más conocidas, ^{[61] [62]} que tiene un megamáser de vapor de agua en su núcleo visto por una línea de 22 GHz de orto-H ₂ O ^[63]
• NGC 262 , un ejemplo de galaxia con un halo HI gaseoso extendido ^[64]
• NGC 1097 , que tiene cuatro estrechos chorros ópticos que salen de su núcleo
• NGC 1275 , cuyo agujero negro central produce la nota en si bemol más baja jamás registrada ^[65]
• NGC 1365 , notable por su agujero negro central que gira casi a la velocidad de la luz ^[66]
• NGC 1566 , una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas ^[60]
• NGC 1672 , que tiene un núcleo envuelto por intensas regiones de estallido estelar
• NGC 1808 , también una galaxia con estallido estelar
• NGC 3079 , que tiene una burbuja gigante de gas caliente que sale de su centro
• NGC 3185 , miembro del grupo Hickson 44
• NGC 3259 , también una potente fuente de rayos X
• NGC 3783 , también una potente fuente de rayos X
• NGC 3982 , también una galaxia con estallido estelar
• NGC 4151 , que tiene dos agujeros negros supermasivos en su centro
• NGC 4395 , un ejemplo de galaxia de bajo brillo superficial con un agujero negro de masa intermedia en su centro
• NGC 4725 , una de las galaxias Seyfert más cercanas y brillantes a la Tierra; Tiene una nube de gas en espiral muy larga que rodea su centro, vista en infrarrojos.
• NGC 4945 , una galaxia relativamente cercana a Centauro A
• NGC 5033 , tiene un núcleo de Seyfert desplazado de su centro cinemático
• NGC 5548 , un ejemplo de galaxia lenticular de Seyfert
• NGC 6240 , también clasificada como galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG)
• NGC 6251 , la radiogalaxia de baja excitación más brillante en rayos X del catálogo 3CRR ^[67]
• NGC 6264, un Seyfert II con un AGN asociado
• NGC 7479 , una galaxia espiral con brazos de radio que se abren en dirección opuesta a los brazos ópticos
• NGC 7742 , una galaxia espiral no barrada; también conocida como la galaxia del huevo frito
• IC 2560 , una galaxia espiral con un núcleo similar a NGC 1097
• Se predice que SDSS J1430+2303 , un Seyfert I, albergará un binario de agujero negro supermasivo muy cerca del punto de fusión

• 
  Galaxia Seyfert Messier 51
• 
  Galaxia Seyfert Messier 88
• 
  Galaxia Seyfert Centauro A

Ver también

• Región de la línea de emisión nuclear de baja ionización  - Tipo de núcleo galáctico

Notas

1. La fuerza gravitacional F _grav del agujero negro se puede calcular usando:
   $${\displaystyle F_{grav}={\frac {GM_{\textrm {BH}}m_{p}}{r^{2}}}}$$
   donde G es la constante gravitacional , m _p es la masa del protón _{y MBH} , r son la masa y el radio del agujero negro respectivamente.

   Derivamos la fuerza radiativa hacia afuera F _rad como lo hacemos para las estrellas asumiendo simetría esférica:

   $${\displaystyle F_{\textrm {rad}}={\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{c}}{\frac {dE}{dt}}={\frac {1}{c}}\sigma _{t}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}}$$
   donde p es el impulso, t es el tiempo, c es la velocidad de la luz , E es la energía, σ _t es la sección transversal de Thomson y L es la luminosidad.

   La luminosidad del agujero negro debe ser menor que la luminosidad de Eddington L _Eddington , que viene dada cuando:

   $${\displaystyle {\begin{aligned}F_{\textrm {rad}}&=F_{\textrm {grav}}\rightarrow L<L_{\textrm {Eddington}}\\&={\frac {4\pi cGM_{\textrm {BH}}m_{p}}{\sigma _{t}}}\\&=1.3\times 10^{38}{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}\,erg/sec\\&=30000{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}L_{\odot }\end{aligned}}}$$
   donde M _☉ es la masa del Sol y L _☉ es la luminosidad solar. ^{[ Se necesita más explicación ]}

   Por lo tanto, dada la luminosidad observada (que sería menor que la luminosidad de Eddington), se puede estimar un límite inferior aproximado para la masa del agujero negro central en el centro de una galaxia activa. Esta derivación es una aproximación ampliamente utilizada; pero cuando se tiene en cuenta la geometría real de los discos de acreción, se descubre que los resultados pueden diferir considerablemente del valor clásico.

Referencias

1. Peterson, Bradley M. (1997). Introducción a los núcleos galácticos activos. Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-47911-0.
2. Petrov, GT, ed. (2004). "Núcleos activos de galaxias". Academia de Ciencias de Bulgaria/Instituto de Astronomía . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
3. Maiolino, R.; Rieke, GH (1995). "Núcleos de Seyfert oscurecidos y de baja luminosidad en galaxias cercanas". La revista astrofísica . 454 : 95-105. Código bibliográfico : 1995ApJ...454...95M. doi : 10.1086/176468 .
4. Davidsen, Arthur F. (1993). "Astronomía ultravioleta lejana en la misión del transbordador espacial Astro-1". Ciencia . 259 (5093): 327–334. Código Bib : 1993 Ciencia... 259.. 327D. doi : 10.1126/ciencia.259.5093.327. PMID  17832344. S2CID  28201406. Archivado desde el original el 11 de octubre de 2013.
5. Soper, DE "Galaxias Seyfert". Universidad de Oregon . Archivado desde el original el 23 de octubre de 2013 . Consultado el 11 de octubre de 2013 .
6. Seyfert, Carl K. (1943). "Emisión nuclear en nebulosas espirales". La revista astrofísica . 97 : 28–40. Código bibliográfico : 1943ApJ....97...28S. doi :10.1086/144488.
7. "Introducción a las galaxias activas". AbrirAprender . La Universidad Abierta . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
8. Hubble, Edwin P. (1926). "Nebulosas extragalácticas". La revista astrofísica . 64 : 321–369. Código bibliográfico : 1926ApJ....64..321H. doi :10.1086/143018.
9. Reber, Grote (1944). "Estática cósmica". La revista astrofísica . 100 : 279–287. Código bibliográfico : 1944ApJ...100..279R. doi : 10.1086/144668 . S2CID  51638960.
10. Bolton, JG; Stanley, GJ (1948). "Observaciones sobre la fuente variable de radiación de radiofrecuencia cósmica en la constelación de Cygnus". Revista australiana de investigación científica A. 1 : 58–69. Código bibliográfico : 1948AuSRA...1...58B. doi :10.1071/ch9480058.
11. Hanbury Brown, R.; Jenison, RC; Das Gupta, MK (1952). "Tamaños angulares aparentes de fuentes de radio discretas: observaciones en Jodrell Bank, Manchester". Naturaleza . 170 (4338): 1061–1063. Código Bib :1952Natur.170.1061H. doi :10.1038/1701061a0. S2CID  4275818.
12. Torres-Papaqui, Juan Pablo. "TEMA 1. Introducción a los núcleos galácticos activos: historia y descripción general" (PDF) . Universidad de Guanajuato . Consultado el 8 de octubre de 2013 .
13. "Secretos en el corazón de NGC 5793". SpaceTelescope.org . Imagen del Hubble de la semana. 17 de marzo de 2014 . Consultado el 12 de abril de 2014 .
14. Walker, MF (1968). "Estudios de nebulosas extragalácticas. V. Movimientos en la galaxia Seyfert NGC 1068". La revista astrofísica . 151 : 71–97. Código bibliográfico : 1968ApJ...151...71W. doi : 10.1086/149420 .
15. Weedman, Daniel W. (1977). "Galaxias Seyfert". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 15 : 69–95. Código Bib : 1977ARA&A..15...69W. doi : 10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
16. Peterson, SD (1973). "Posiciones ópticas de las galaxias Markarianas". La revista astrofísica . 78 (9): 811–827. Código bibliográfico : 1973AJ.....78..811P. doi : 10.1086/111488 .
17. de Vancouleurs, G.; de Vancouleurs, A. (1968). Observaciones fotográficas, fotométricas y espectroscópicas de las galaxias Seyfert . Actas de la conferencia sobre galaxias Seyfert y objetos relacionados. 14 a 16 de febrero de 1968. Universidad de Arizona. La Revista Astronómica . vol. 73, núm. 9. págs. 858–861. Código bibliográfico : 1968AJ.....73..858D. doi :10.1086/110717.
18. Adams, Thomas F. (1977). "Un estudio de las galaxias Seyfert basado en una placa de tubo de imagen a gran escala". El suplemento de la revista astrofísica . 33 : 19–34. Código bibliográfico : 1977ApJS...33...19A. doi :10.1086/190416.
19. Weedman, DW (1973). "Un estudio fotométrico de galaxias Markarianas". La revista astrofísica . 183 : 29–40. Código bibliográfico : 1973ApJ...183...29W. doi :10.1086/152205.
20. Osterbrock, DE; Koski, AT (1976). "NGC 4151 y Markarian 6: dos galaxias Seyfert de tipo intermedio". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 176 : 61–66. Código bibliográfico : 1976MNRAS.176P..61O. doi :10.1093/mnras/176.1.61p.
21. Osterbrock, DE; Martel, A. (1993). "Estudio espectroscópico de la muestra CfA de galaxias Seyfert". La revista astrofísica . 414 (2): 552–562. Código bibliográfico : 1993ApJ...414..552O. doi :10.1086/173102.
22. Shlosman, I. (6 de mayo de 1999). "Galaxias Seyfert". Universidad de Kentucky . Consultado el 30 de octubre de 2013 .
23. Popping, Gergö (18 de julio de 2008). "Las galaxias anfitrionas AGN y su entorno" (PDF) . Universidad de Groninga . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
24. Massi, M. "Galaxias activas" (PDF) . Instituto Max Planck de Radioastronomía . Consultado el 10 de noviembre de 2013 .
25. Osterbrock, Donald E.; Ferland, Gary J. (2006). Astrofísica de Nebulosas Gaseosas y Núcleos Galácticos Activos . Sausalito, CA: Libros de ciencias universitarias. ISBN 978-1-891389-34-4.
26. "El agujero negro hambriento devuelve la galaxia brillante a las sombras". www.eso.org . Consultado el 20 de septiembre de 2016 .
27. Heinzeller, D.; Duschl, WJ (2007). "Sobre el límite de Eddington en discos de acreción". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 374 (3): 1146-1154. arXiv : astro-ph/0610742 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.374.1146H. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.11233.x. S2CID  9747465.
28. Yoshida, Shigeru. "El límite de Eddington". Departamento de Física, Universidad de Chiba . Consultado el 7 de diciembre de 2013 .
29. Blandford, Roger D. "Galaxias activas y objetos cuasiestelares, acreción". Base de datos extragaláctica de NASA/IPAC . Consultado el 6 de diciembre de 2013 .
30. Bien, señor; Korista, KT; Ruff, AJ (2012). "La amplia región de la línea de emisión: la confluencia del disco de acreción exterior con el borde interior del toro polvoriento". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 426 (4): 3086–3111. arXiv : 1207.6339 . Código bibliográfico : 2012MNRAS.426.3086G. doi :10.1111/j.1365-2966.2012.21808.x. S2CID  118607563.
31. Peterson, BM; Horne, K. (2004). "Mapeo de ecos de núcleos galácticos activos". Astronomische Nachrichten . 325 (3): 248–251. arXiv : astro-ph/0407538 . Código Bib : 2004AN....325..248P. doi :10.1002/asna.200310207. S2CID  119387961.
32. Peterson, BM; Ferrarese, L.; Gilbert, KM; Kaspi, S.; Malkan, MA; et al. (2004). "Masas centrales y tamaños de regiones de línea ancha de núcleos galácticos activos. II. Un análisis homogéneo de una gran base de datos de mapeo de reverberación". La revista astrofísica . 613 (2): 682–699. arXiv : astro-ph/0407299 . Código bibliográfico : 2004ApJ...613..682P. doi :10.1086/423269. S2CID  16308360.
33. Haardt, F.; Maraschi, L. (1991). "Un modelo de dos fases para la emisión de rayos X de las galaxias Seyfert". Las cartas del diario astrofísico . 380 : L51–L54. Código Bib : 1991ApJ...380L..51H. doi :10.1086/186171.
34. "Un vagabundo bailando la danza de las estrellas y el espacio". SpaceTelescope.org . Imagen del Hubble de la semana. 24 de diciembre de 2012.
35. "Líneas prohibidas". Enciclopedia Británica . 2013 . Consultado el 27 de noviembre de 2013 .
36. "El telescopio de nueva tecnología de ESO revisita NGC 6300". Imagen de la semana de ESO . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 3 de marzo de 2015 .
37. Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2006). Introducción a la astrofísica moderna (2ª ed.). Addison-Wesley . págs. 1085-1086. ISBN 978-0-321-44284-0.
38. Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011). Astrofísica Atómica y Espectroscopia . Prensa de la Universidad de Cambridge . págs. 278–304. ISBN 978-0-521-82536-8.
39. Singh, Veeresh; Shastri, Prajval; Risaliti, Guido (2011). "Propiedades espectrales de rayos X de las galaxias Seyfert y el esquema de unificación". Astronomía y Astrofísica . 532 : A84. arXiv : 1101.0252 . Código Bib : 2011A y A...532A..84S. doi :10.1051/0004-6361/201016387. S2CID  118486527.
40. "Un copo de nieve en espiral". spacetelescope.org . Consultado el 9 de mayo de 2016 .
41. Armitage, Phil (2004). "Astrofísica 2, conferencia 27: Galaxias activas: el modelo unificado" (PDF) . Notas de la conferencia ASTR 3830 . Universidad de Colorado Boulder . Consultado el 10 de noviembre de 2013 .
42. "Anillos dorados de formación estelar". SpaceTelescope.org . Imagen del Hubble de la semana. 9 de junio de 2014 . Consultado el 12 de junio de 2014 .
43. Morgan, Siobahn. "Galaxias distantes y extrañas". Notas del curso de astronomía y material complementario . Universidad del Norte de Iowa . Consultado el 10 de octubre de 2013 .
44. Matt, G.; et al. (6 de abril de 2012). "El espectro de rayos X de Suzaku de NGC 3147". Astronomía y Astrofísica . 540 . A111. arXiv : 1204.0946 . Código Bib : 2012A y A...540A.111M. doi :10.1051/0004-6361/201118729. S2CID  59123588.
45. Barthel, Pedro (1991). "Galaxias activas y objetos cuasiestelares, interrelaciones de varios tipos". En Maran, Stephen P. (ed.). La Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Wiley-Interscience . ISBN 978-0-471-28941-8.
46. Osterbrock, DE (1981). "Galaxias Seyfert con líneas de emisión de H alfa anchas y débiles". La revista astrofísica . 249 : 462–470. Código bibliográfico : 1981ApJ...249..462O. doi :10.1086/159306.
47. "Galaxias Seyfert". Instituto de Tecnología de California . Consultado el 10 de octubre de 2013 .
48. Ho, Luis C. (1996). "Espectroscopia óptica de LINERs y núcleos de Seyfert de baja luminosidad" (PDF) . Serie de conferencias ASP . 103 : 103. arXiv : astro-ph/9605190 . Código Bib : 1996ASPC..103..103H.
49. Heckman, TM (1980). "Un estudio óptico y de radio de los núcleos de galaxias brillantes: actividad en los núcleos galácticos normales". Astronomía y Astrofísica . 87 (1–2): 152–164. Código bibliográfico : 1980A y A....87..152H.
50. Estornino, RLC; Página, MJ; Branduardi-Raymont, G.; Breeveld, AA; Soria, R.; et al. (2005). "La galaxia Seyfert-Liner NGC 7213: una observación XMM-Newton ". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 300 (1–3): 81–86. arXiv : astro-ph/0412017 . Código Bib : 2005Ap&SS.300...81S. doi :10.1007/s10509-005-1174-y. S2CID  17692793.
51. Osterbrock, DE; Pogge, RW (1985). "Los espectros de las galaxias Seyfert 1 de línea estrecha". La revista astrofísica . 297 : 166-176. Código bibliográfico : 1985ApJ...297..166O. doi :10.1086/163513.
52. Boller, T.; Brandt, WN; Fink, H. (1996). "Propiedades de rayos X suaves de las galaxias Seyfert 1 de línea estrecha". Astronomía y Astrofísica . 305 : 53. arXiv : astro-ph/9504093 . Código Bib : 1996A y A...305...53B.
53. Mathur, S.; Grupo, D. (2005). "Crecimiento de agujeros negros por acreción". Astronomía y Astrofísica . 432 (2): 463–466. arXiv : astro-ph/0407512 . Código Bib : 2005A y A...432..463M. doi :10.1051/0004-6361:20041717. S2CID  15736260.
54. Komossa, Stefanie (abril de 2008). "Galaxias Seyfert 1 de línea estrecha". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 32 : 86–92. arXiv : 0710.3326 . Código Bib : 2008RMxAC..32...86K.
55. "Galaxias y cuásares activos". NASA / GSFC . Consultado el 21 de noviembre de 2013 .
56. "Cuásares". Astronomía 162 Notas de la conferencia . Universidad de Tennessee , Departamento de Física y Astronomía . Consultado el 21 de noviembre de 2013 .
57. Mathur, S. (2000). "Galaxias de línea estrecha Seyfert 1 y la evolución de galaxias y galaxias activas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 314 (4): L17. arXiv : astro-ph/0003111 . Código Bib : 2000MNRAS.314L..17M. doi :10.1046/j.1365-8711.2000.03530.x. S2CID  18989750.
58. Halliday, Ian (1969). "Avances en Astronomía Galaxias y Cuásares Seyfert". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 63 : 91. Código bibliográfico : 1969JRASC..63...91H.
59. Scalzi, Juan (2003). La guía aproximada del universo . Guías aproximadas. pag. 250.ISBN​ 978-1-85828-939-7.
60. de Vaucouleurs, Gérard (abril de 1973). "Galaxias del Sur. VI. Distribución de luminosidad en la galaxia Seyfert NGC 1566". La revista astrofísica . 181 : 31–50. Código bibliográfico : 1973ApJ...181...31D. doi :10.1086/152028.
61. Humphreys, EML; Greenhill, LJ; Reid, MJ; Argón, AL; Morán, JM (2004). "Distancia máser mejorada a NGC 4258". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 36 : 1468. Código bibliográfico : 2004AAS...205.7301H.
62. Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (15 de febrero de 2000). "M106: una galaxia espiral con un núcleo extraño". Imagen astronómica del día . NASA .
63. "M106". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 1 de julio de 2014 .
64. Bekhti, Nadya Ben; Winkel, Benjamín; Richter, Philipp; Kerp, Jürgen; Klein, Ulrich (septiembre de 2011). "Sobre el origen de los halos de galaxias gaseosas: gas de baja densidad en el halo de la Vía Láctea". En von Berlepsch, Regina (ed.). Acercándonos: el cosmos en alta resolución . Reunión anual de la Astronomische Gesellschaft. Universidad de Bonn. 15 y 16 de septiembre de 2010. Reseñas de astronomía moderna. vol. 23. John Wiley e hijos. págs. 117-130. arXiv : 1102.5205 . doi :10.1002/9783527644384.ch7. ISBN 9783527411139.
65. Fabián, AC; Lijadoras, JS; Allen, suroeste; Crawford, CS; Iwasawa, K.; et al. (Septiembre de 2003). "Una observación profunda de Chandra del cúmulo de Perseo: sacudidas y ondas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 344 (3): L43-L47. arXiv : astro-ph/0306036 . Código Bib : 2003MNRAS.344L..43F. doi :10.1046/j.1365-8711.2003.06902.x. S2CID  11086312.
66. Reynolds, Christopher S. (28 de febrero de 2013). "Astrofísica: agujeros negros en giro". Naturaleza . 494 (7438): 432–433. Código Bib :2013Natur.494..432R. doi : 10.1038/494432a . PMID  23446411.
67. Evans, DA; Veranos, aire acondicionado; Hardcastle, MJ; Kraft, RP; Gandhi, P.; et al. (noviembre de 2011). "La vista de Suzaku de la conexión Disk-Jet en la Radio Galaxy NGC 6251 de baja excitación". Las cartas del diario astrofísico . 741 (1): L4. arXiv : 1109.6584 . Código Bib : 2011ApJ...741L...4E. doi :10.1088/2041-8205/741/1/L4. S2CID  50061438.

enlaces externos

• Galaxias y cuásares activos en NASA.gov
• Galaxias Seyfert en SEDS.org
• Galaxias Seyfert en ESA.int